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SPETTROSCOPIO A PRISMA
PER SPETTRI STELLARI
La
spettrografia in genere e quella stellare in particolare non è
un’attività molto diffusa tra gli astrofili, forse perché
considerata troppo impegnativa e poco gratificante. C’è da
aggiungere l’obiettiva difficoltà di disporre di strumenti atti
allo scopo e il prevalere di una cultura che tende ad orientare l’astrofilo
verso la tradizionale osservazione visuale o fotografica del
cielo, specialmente da quando, con la comparsa sul mercato di
dispositivi di ripresa basati su sensori CCD a prezzi sempre più
abbordabili, questo tipo di attività ha portato ad una massiccia
produzione di immagini molte delle quali, per la verità, assai
spettacolari. Basta sfogliare le ben note riviste specializzate
per rendersene conto. Assolutamente assente è invece qualunque
accenno alla spettrografia stellare, se si fa eccezione per una
realizzazione datata 1991 e pubblicata sul numero di maggio 1992
de” l’Astronomia”; autori Alberto Villa di Rivanazzano e il
sottoscritto. E’ ben vero che non esistono sul mercato, per quanto
se ne sa, spettroscopi ad uso dilettantistico, ma è altrettanto
vero che costruirsene uno è un’impresa alla portata di chiunque;
molto più facile che costruire un telescopio. Gli astrofili
costruttori si facciano coraggio, e l’esempio qui illustrato serva
di stimolo. Non guasta un’ultima osservazione: la presenza della
Luna, di qualunque età, non impedisce minimamente il lavoro di
spettrografia stellare. Un’utile alternativa per sfruttare
utilmente le numerosissime notti proibite!
Lo
spettroscopio in oggetto è del tipo a prisma ad autocollimazione,
nel quale un doppietto acromatico funge contemporaneamente da
collimatore e da obiettivo fotografico. Lo schema ottico si ispira
al tipo Littrow. Così, l’elemento disperdente non è il classico
prisma a 60°, ma un prisma con angoli di 30°, 60° e 90°, nel quale
l’angolo di lavoro è quello di 30°. Il cono di luce proveniente
dalla fenditura e reso parallelo dal collimatore, viene
intercettato dalla faccia anteriore del prisma e rifratto una
prima volta nel viaggio di andata e una seconda volta dopo
riflessione da parte della faccia posteriore dello stesso prisma.
Il doppio percorso di andata e ritorno all’interno del prisma
equivale ad avere un angolo disperdente di 60°, pur essendo in
realtà pari alla metà. Dopo aver riattraversato il collimatore,
nel viaggio di ritorno il fascio disperso viene focalizzato in
posizione opportuna per essere intercettato come spettro dal un
dispositivo di captazione, quale può essere sensore CCD o una
pellicola fotografica.
La scelta di adottare un prisma
invece di un reticolo di diffrazione come elemento disperdente
deriva dal fatto che il prisma ha un’efficienza pari al 100%,
mentre il reticolo arriva, se si è fortunati, al 40% ed è molto
più costoso, anche se questa voce dipende parecchio dalle sue
dimensioni. Per contro, mentre la risposta di un reticolo è
pressochè lineare, quella del prisma non lo è: la dispersione
cromatica è maggiore nel violetto che non nel rosso. In altri
termini, lo spettro di una stella risulta più allungato alle
lunghezze d’onda minori; ne consegue che la risoluzione di un
prisma varia con la lunghezza d’onda della luce che l’attraversa.
E’ per questo motivo che essa viene convenzionalmente definita per
una particolare lunghezza d’onda, cioè per quella corrispondente
alla riga H-alfa dell’idrogeno. Tuttavia, la non-linearità del
prisma non costituisce, in pratica, un problema; anzi, nel caso
di stelle molto calde, può essere di vantaggio.
Per la cronaca, la risoluzione
risulta essere, nel nostro caso, di 4,6 A°/mm, misurati su un
monitor da 17”.
Nella
fattispecie, il prisma è di quarzo, non per scelta ma per averlo
recuperato da un vecchio spettrofotometro che lavorava soprattutto
nel campo UV; tuttavia quelli in vetro vanno ugualmente bene. La
base è di 30mm, ciò che comporta un potere risolutivo teorico
piuttosto elevato se si tiene presente che dato lo schema ottico
adottato essa equivale ad una di 60mm. La faccia di ingresso
misura circa 60x60mm.
Il collimatore ha un diametro di
52mm e una focale di 230mm. L’ho acquistato via Internet da un
fornitore americano di surplus ottici (www..SurplusShed.com) per
$4,00, come pure l’ottima fenditura ad apertura variabile
costatami la miseria di $15,00. Per chi non lo sapesse, se il
valore della merce non supera €50, non si pagano oneri doganali e
il pacchetto arriva per via aerea in una settimana. Questi sono i
componenti principali se si esclude lo specchietto di rinvio a 90°
da 15x30mm per l’uscita laterale dello spettro. Il lavoro di
costruzione e assemblaggio non ha richiesto particolare abilità e
l’utilizzo del tornio si è limitato alla costruzione di due
raccordi: uno per l’alloggiamento della fenditura, l’altro per
l’attacco da 31,8mm della videocamera o reflex .
Lo strumento pesa circa 1 Kg e
può essere fissato con 4 viti a galletto sul dorso del mio Newton
da 200mm , f/5 . Il collegamento ottico fra telescopio e
spettroscopio avviene mediante l’impiego di un semplice rinvio a
90° montato al posto dell’usuale focheggiatore: una compattezza di
costruzione senza precedenti.
Allo scopo di rendere
compatibile il rapporto focale del telescopio (f/5) con quello
dello spettroscopio che lavora a f/7, nel rinvio a 90° è
alloggiata una lente divergente di opportuna lunghezza focale (una
specie di Barlow). Si può passare rapidamente dalle riprese
spettrali a quelle osservative più tradizionali semplicemente
togliendo il rinvio e sostituendolo con un oculare o altro
trasduttore; non è necessario smontare lo spettroscopio.
Le modalità d’uso dello strumento
variano a seconda del tipo di dispositivo che si intende
utilizzare per le riprese spettrali. Ho trovato molto pratico
l’impiego della mia videocamera ASTROVID Stellacam EX, perché
consente di centrare rapidamente la stella sulla fenditura, grazie
anche ad uno stratagemma che qui sarebbe troppo lungo descrivere.
Il risultato è che se il cercatore è preventivamente ben allineato
con il telescopio, la cattura della stella non richiede più di
cinque minuti. Avvertenza importante: il tubo del telescopio deve
essere orientato in modo tale che la fenditura risulti parallela
al movimento in Ascensione Retta.
Lo spettro che compare sullo
schermo del monitor ha l’aspetto di una strisciolina più o meno
luminosa, alquanto ballerina perché piuttosto sensibile alla
turbolenza atmosferica e nella quale è difficile distinguere le
famose righe spettrali. Sarà compito delle elaborazioni successive
farle risaltare, come per miracolo, dallo sfondo dello spettro
continuo: un’esperienza che la prima volta mi ha lasciato quasi
senza fiato! La lunghezza dello spettro sul piano focale è di
circa 10mm nella gamma del visibile. Poiché il sensore della mia
camera misura 8mm, lo spettro nella sua interezza normalmente
eccede la dimensione orizzontale dello schermo del monitor; ragion
per cui, con stelle particolarmente luminose, nelle quali lo
spettro si allunga fino alle estreme propaggini del blu, è
necessario eseguire la ripresa in due fasi.
Una volta controllato sul monitor
che lo spettro abbia un aspetto soddisfacente e che l’inseguimento
proceda regolarmente, avvio una registrazione su DVD della durata
di circa mezzo minuto. La registrazione servirà, ovviamente, per
la successiva elaborazione con Photoshop, previa conversione” DVD
to AVI” e da AVI a bmp con Registax. Certo che se la ripresa fosse
effettuata direttamente in digitale, qualche passaggio intermedio
potrebbe essere evitato; ma per il momento non ho questa
opportunità.
I primissimi risultati (da
considerarsi anche preliminari) sono visibili nella pagina
riassuntiva. Assai emozionante è stato per me nel vedere per la
prima volta le righe di emissione della stella Gamma Cassiopea, un
fenomeno piuttosto raro tra le stelle a portata di telescopio da
200mm. Con l’ armamentario attualmente a mia disposizione conto di
poter raggiungere stelle fino alla 3° magnitudine, sempre che
ancor per lungo tempo “…vaghe di lusinghe danzino innanzi a me
l’ore future…”. Al momento sto procedendo con stelle del cielo
invernale, tempo permettendo.
Vittorio Lovato
VOGHERA, Gennaio 2007
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