Storia del telescopio di Galileo
Fino al 1608 però l’applicazione della lente come mezzo di ingrandimento fu limitata ad usi ben diversi da quello astronomico, almeno fino a quando un gruppo di scienziati olandesi non costruì proprio in quel periodo il primo e semplice modello di telescopio rifrattore, perfezionato l’anno seguente da Galileo Galilei. Ed è proprio con Galileo e con la ben nota rivoluzione derivata dalle sue scoperte che si avviò anche il campo dell’astronomia ottica. Nasceva così il “telescopio Galileo”.
Studi successivi permisero di migliorare la tecnica di lavorazione delle lenti, dal momento che gli sviluppi in campo ottico denotarono alcuni difetti del modello galileiano dovuti alle proprietà fisiche delle lenti: queste infatti, anziché concentrarlo in un punto, dividono il fascio luminoso che le attraversa in base alla frequenza delle onde elettromagnetiche che lo compongono, e lo spettro risultante, per quanto visibile all’occhio umano, va dal rosso al violetto. Questo fenomeno, chiamato aberrazione cromatica, non permette alle immagini di essere perfettamente messe a fuoco.
In seguito fu accertato che utilizzando lenti dalla grande distanza focale e dalla ridotta curvatura si riusciva ad ovviare il difetto, e per questo motivo già nel 1647 Hevelius realizzò un primo telescopio a focale di 3,5 m, valore che ben presto fu incrementato ai 7,5 m, fino a raggiungere con Huygens i 50 m: la sua “montatura aerea” infatti consisteva nell’applicare un lungo filo in tensione su cui venivano centrati l’oculare e la lente primaria.
James Gregory, nel 1663, ideò uno strumento teoricamente valido ma che nella pratica risultò dare diversi problemi. Il funzionamento essenzialmente era il seguente: un primo specchio parabolico raccoglieva la luce riflettendola poi su un secondario, che essendo dotato di un foro centrale, rifletteva attraverso questo il fascio al primario.
Nel 1666 Newton giunse alla conclusione che la luce bianca è costituita naturalmente da uno spettro di colori, studiando proprio quello generato da un fascio di raggi solari passante attraverso un prisma di vetro, e arrivò inoltre ad affermare che la rifrazione dei colori veniva causata dall’aberrazione sferica.
Due anni più tardi (1668), realizzò dunque il modello newtoniano dello strumento, avente uno specchio primario di forma sferica modificato e un secondario posizionato in modo da formare rispetto al primo un angolo di 45°. Il passo seguente fu compiuto da Cassegrain, che modificando il modello di Gregory del 1663, andò a sostituire il secondario, previsto in origine concavo, con un secondario convesso.
Evoluzione dell’ottica applicata all’astronomia
Sulla base della conoscenza acquisita dagli esperimenti newtoniani, John Dollond tentò di sviluppare un nuovo sistema ottico, ma sebbene avesse a disposizione uno tra i laboratori strumentali più famosi e all’avanguardia d’Europa, non ottenne risultati soddisfacenti.
Le analisi approfondite di Samuel Klingenstierna, pubblicate in una memoria del 1754 allo scopo di dimostrare le discrepanze tra i risultati ottenuti da Newton ed i suoi studi sul cromatismo, impressionarono Dollond , che si convinse ad intraprendere nuovi esperimenti: le prove che effettuò con combinazioni di vetri di diversa dispersione (sia bassa che alta), contraddicendo la teoria newtoniana, portarono alla successiva realizzazione di obiettivi acromatici, costituiti ovviamente ancora da due lenti: la prima convergente in crown, la seconda divergente in flint.
A partire dal 1758 i primi telescopi acromatici dalla distanza focale di 1,5 m furono messi in vendita dallo stesso Dollond, e suo figlio Peter, che sulle orme del padre pochi anni più tardi dopo assunse la guida del laboratorio, ideò nel 1765 il primo obiettivo a tre lenti: utilizzando due lenticoncave di crown e la terza convessa di flint, egli riuscì a ridurre l’aberrazione sferica e a realizzare obiettivi che avevano dimensioni maggiori a parità di focale.
Nella prima metà del XIX secolo, Fraunhofer perfezionò le lenti acromatiche, al punto da eliminare l’aberrazione cromatica nelle immagini inserendo lenti di correzione, e da allora la produzione e l’uso del telescopio Galileo, quindi di tipo rifrattore, iniziarono a diffondersi in maniera molto più rapida del passato.
In seguito, furono elaborate ulteriori configurazioni a riflessione, e nei primi anni del ‘900 si giunse a quella di Schmidt: ponendo una lente al centro di curvatura al fine di eliminare l’aberrazione sferica, egli riuscì a correggere il campo di 5/6 gradi; l’apparecchio di Schmidt inoltre consentiva di ottenere foto con tempi bassi di notevole luminosità e realizzate su un grande campo.
Miglioramenti successivi hanno infine portato alla nascita di modelli misti, tra i quali lo Schmidt-Cassegrain e il Maksutov-Cassegrain, che ad oggi riescono pienamente a soddisfare le esigenze di osservatori e astrofili.
