N.18 - 4 Settembre 2003
VLT, il grande telescopio europeo
(Anna Salvatore)

Introduzione

In questo articolo, dopo una breve introduzione nella quale delineeremo l'evoluzione costruttiva dei grandi telescopi, ci occuperemo delle caratteristiche generali del VLT, il "Very Large Telescope", e del sito scelto per la sua costruzione.

Il progetto VLT ha avuto inizio nel 1987 ed è il frutto della collaborazione scientifica di diversi paesi europei. Alla sua realizzazione hanno partecipato Danimarca, Francia, Belgio, Germania, Italia, Olanda, Svezia e Svizzera, con un investimento complessivo di circa 1000 miliardi di lire, che ha coinvolto l'industria tecnologica più avanzata dell'intero continente europeo.

Le caratteristiche eccezionali di questo strumento hanno consentito all'ESO, l'"European South Observatory", di produrre risultati scientifici di assoluto rilievo, ai quali altri seguiranno, allorquando tutti gli strumenti previsti entreranno in funzione a pieno regime.

Storia dei telescopi

L'uso del telescopio rifrattore per osservazioni astronomiche si deve, per la prima volta, a Galileo Galilei. Ma l'idea di poter utilizzare superfici riflettenti in luogo delle lenti e, in particolare, di poter sostituire ad una lente biconvessa una superficie riflettente concava fu adombrata già dallo stesso Galileo (carteggio con Sagredo, Caravaggio e Marsili 1610-1611), anche se le difficoltà costruttive incontrate e l'inadeguatezza degli studi teorici dell'epoca, hanno fatto sì che il primo telescopio riflettore, capace di restituire un'immagine accettabile, venisse realizzato solo nel 1668 da Isaac Newton, che inventò la configurazione che tutt'ora porta il suo nome, ovverosia quella "newtoniana".

Poiché con un diametro maggiore dello specchio è possibile raccogliere una maggiore quantità di luce, già dalla fine del secolo successivo l'evoluzione tecnologica favorì la costruzione di telescopi riflettori dotati di specchi sempre più grandi. Tale evoluzione ha toccato il culmine in questo secolo con alcuni strumenti dalle dimensioni eccezionali. Tra questi il BTA del Monte Patsukov, realizzato dai sovietici nel 1975, può vantare numeri da record: il solo specchio raggiunge l'incredibile peso di 42 tonnellate, con un diametro di 6 metri e uno spessore di 65 centimetri. Purtroppo gli specchi "monolitici" di grandi dimensioni tendono a deformarsi sotto l'azione del loro stesso peso, mostrando difetti nelle qualità ottiche difficilmente correggibili, che finiscono per ridurre inesorabilmente le capacità dello strumento, nonostante l'enorme area dello specchio.

Caratteristiche generali

Il VLT fa parte di quella ristretta schiera di grandi riflettori che costituiscono l'apice dell'evoluzione costruttiva dei telescopi ottici terrestri e che, con soluzioni tecniche diverse tra loro ma sempre innovative, hanno cercato di superare le difficoltà descritte nel paragrafo precedente.

Il VLT è costituito da quattro grandi telescopi (Unit Telescope), ciascuno di 8,20 metri di diametro, in grado di lavorare indipendentemente l'uno dall'altro o in modo combinato. Se collegati insieme, formano una superficie (per la raccolta della luce) equivalente a quella di un solo telescopio di 16,4 metri di apertura, realizzando così il più grande telescopio ottico esistente, per il momento, sulla Terra. L'aggiunta di tre telescopi ausiliari (Auxiliary Telescope), ciascuno di 1,80 metri di diametro, permetterà di realizzare il più grande array interferometrico del mondo.

Il telescopio Antu
La montatura altazimutale di ciascun UT consente al telescopio di muoversi intorno a un asse orizzontale, detto "asse di elevazione", e a un asse verticale, detto "asse azimutale": in questo modo il telescopio può essere puntato verso qualunque regione del cielo. L'inseguimento degli oggetti astronomici è gestito da un computer che pilota il movimento attorno ai due assi. La montatura del telescopio regge lo specchio primario, il secondario e tutti gli strumenti posti nel fuoco Cassegrain, per un peso complessivo di 430 tonnellate.

La struttura esterna è costituita da una parte fissa al suolo e da un'altra ruotante, poggiata sulla prima. Gli attriti tra le due parti sono minimi, tanto che un uomo è in grado di far ruotare il telescopio con la sua sola forza fisica! La struttura è stata disegnata, prodotta e assemblata da un consorzio italiano composto da "Ansaldo Energia" (Genova), dall' "European Industrial Engineering" (Venezia) e dalla SOIMI (Milano). Essa raggiunge dimensioni ragguardevoli, pur essendo più compatta della struttura di altri grandi telescopi terrestri. La parte superiore, ruotante, ossia la cupola, non ha forma sferoidale ma cilindrica, e raggiunge un'apertura massima di 9,50 metri. Tale apertura si estende fino alla parte posteriore della struttura esterna, in modo tale da rendere possibile il passaggio di una leggera corrente d'aria (eventualmente rinforzata da ventole laterali) con lo scopo di riequilibrare rapidamente la temperatura tra l'interno della cupola e l'esterno, ed eliminare l'aria calda che si crea in prossimità dello specchio principale, possibile fonte di turbolenza atmosferica.

Lo specchio primario del telescopio è stato realizzato con tecniche innovative che hanno permesso di superare il problema che avrebbe potuto rappresentare il suo peso enorme: in questo modo è stato possibile ottenere un diametro di 8,20 metri con soli 177 millimetri di spessore e 23 tonnellate di peso! Per evitare la deformazione dello specchio si è ricorsi alla tecnica dell'"ottica attiva": il principio è quello di utilizzare dei dispositivi (gli attuatori) applicati sulla parete posteriore dello specchio, in grado di effettuare spostamenti nanometrici per far assumere allo specchio, in ogni istante, la forma più vicina possibile a quella ottimale. Allo specchio secondario è stata, invece, applicata la tecnica dell'"ottica adattiva", il cui scopo è quello di correggere eventuali difetti dell'immagine, provocati dalla turbolenza atmosferica (fenomeno del seeing).

Ciascuno degli UT sarà dotato di tre fuochi principali, dove alloggeranno gli strumenti, le cui caratteristiche principali sono riassunte nel "Libro Bianco" del VLT. Tali strumenti sono in grado di lavorare sia nella luce visibile ("FORS" per l'immagine e la spettroscopia a bassa risoluzione, "UVES" per la spettroscopia ad alta risoluzione e "FUEGOS" per la spettroscopia simultanea di 80 oggetti), che nell'infrarosso ("ISAAC" e "VISIR" per l'immagine e la spettroscopia a media ed alta risoluzione e "CONICA" per le immagini ad alta risoluzione e la spettroscopia a bassa risoluzione). La maggior parte di questi non verrà costruita dall'ESO, ma da consorzi formati da Istituti di Astrofisica dei diversi paesi membri. Grazie ai progressi delle ottiche, quasi tutti gli strumenti sono "multimodali", ovverosia capaci di svolgere differenti tipi di osservazioni senza che sia necessario smontare e rimontare il tutto, risparmiando così prezioso tempo di osservazione.

La luce degli UT e degli AT verrà combinata in modalità interferometrica per ottenere una risoluzione di circa 0,001 secondi d'arco, alla lunghezza d'onda di 1 micron, cosa che permetterebbe di risolvere l'immagine di un uomo sulla Luna!

Con queste premesse tecnologiche, gli obiettivi scientifici del progetto VLT non possono che essere molto ambiziosi:
  • misurare i parametri fondamentali dell'Universo;
  • spingere il più lontano possibile la ricerca dell'emergere della prima luce nell'Universo;
  • rilevare e studiare le galassie al momento della loro formazione, seguendone l'evoluzione nel tempo;
  • studiare la nascita e la crescita delle strutture su grande scala;
  • chiarire la connessione tra la formazione delle galassie e le attuali condizioni fisiche dei loro nuclei;
  • studiare la nascita delle stelle e dei sistemi protoplanetari;
  • migliorare la nostra comprensione dell'evoluzione delle stelle singole e binarie;
  • scoprire sistemi planetari extrasolari;
  • espandere la nostra conoscenza dei corpi del Sistema Solare.
È difficile anticipare quanti di questi obiettivi saranno centrati, ma i primi risultati ottenuti lasciano ben sperare nel loro effettivo conseguimento.

La scelta del sito

I grandi telescopi moderni sono dedicati all'osservazione di oggetti molto "deboli" rispetto al fondo relativamente brillante del cielo. Per capire quanto possa essere complesso raccogliere la luce di una sorgente puntiforme, debole, si può pensare alla difficoltà di percepire la luce di una piccola lampadina in presenza di un fascio di luce prodotto da un faro molto più potente. Per questa ragione, la scelta del sito dove costruire un nuovo telescopio risulta essere cruciale per il raggiungimento di un tale obiettivo scientifico.

Un buon sito deve avere le seguenti caratteristiche:
  • un inquinamento luminoso bassissimo: la luce diretta o indiretta proveniente dall'illuminazione pubblica è un grave e insormontabile problema per i telescopi che si trovano in prossimità dei centri urbani (a tale proposito, è indicativo l'esempio del telescopio di Monte Palomar, costruito in un luogo inizialmente deserto e reso poi quasi inservibile dall'inquinamento luminoso urbano);
  • l'assenza di copertura nuvolosa e di precipitazioni per la maggior parte dell'anno, fattori che farebbero diminuire la finestra temporale disponibile per le osservazioni;
  • una bassa agitazione termica dell'atmosfera (turbolenza atmosferica o seeing) responsabile di perturbare i fronti d'onda della radiazione proveniente da un oggetto celeste (tali perturbazioni si traducono in distorsioni sia dell'intensità che della forma delle strutture spaziali presenti nelle immagini, nonché in una loro diversa distribuzione sull'immagine stessa);
  • una buona altitudine, in grado di diminuire la quantità di aria posta al di sopra del telescopio (ciò favorisce le osservazioni nella banda di lunghezza d'onda infrarossa, dal momento che tali radiazioni vengono assorbite dal vapor acqueo presente nell'atmosfera).
Queste caratteristiche comportano la scelta di un luogo isolato, posto nelle zone intertropicali (nelle quali sono in genere collocati i deserti) e caratterizzato da scambi termici minimi tra il suolo e l'atmosfera. Tutti i siti scelti per i grandi telescopi, costruiti in questi ultimi anni, possiedono queste caratteristiche e il sito scelto dall'ESO per costruire il VLT non è da meno: esso si trova nell'emisfero australe, nel deserto di Atacama in Cile, a 2635 metri di altezza sul picco del Cerro Paranal, 120 chilometri più a sud di Antofagasta, la città in linea d'aria più vicina. L'umidità è molto bassa e le precipitazioni sono ridotte a solo 10 mm l'anno.

Cerro Paranal: i telescopi UT1-UT4
Inoltre, poiché questa regione dell'America del Sud è situata sulla placca tettonica di Nazca, si è dovuto tener conto del suo elevato rischio sismico prima di procedere all'installazione dei telescopi, adottando criteri antisismici molto rigorosi, simili a quelli vigenti nelle centrali atomiche.

Conclusioni

Il progetto VLT ha avuto inizio nel dicembre del 1987 e la sua realizzazione è stata già portata a termine, nonostante i problemi realizzativi posti dalla costruzione di strutture tanto imponenti e dall'installazione di strumenti estremamente fragili, in un luogo estremo ed isolato quale è quello del Cerro Paranal. Fin dalla "prima luce" raccolta dall'UT1 nel maggio 1998, è apparsa subito chiara la straordinaria qualità delle immagini che lo strumento avrebbe potuto produrre nel tempo, con l'affinamento delle procedure e la taratura degli strumenti.

Un analogo riscontro lo si è avuto per tutti quegli strumenti, la cui installazione e taratura è stata già portata a termine, come nel caso dello strumento ad ottica adattiva "NAOS-CONICA". Infine, anche i primi test effettuati con l'array interferometrico sono risultati estremamente positivi, confermando la possibilità di ottenere con questo tipo di osservazioni, risultati scientifici di assoluto rilievo.

La "prima luce" di Antu ...
Nel prossimo articolo ci soffermeremo sulle ottiche del VLT, vero "gioiello" tecnologico prodotto dalle migliori industrie europee del settore.
La "prima luce" di NAOS-CONICA ...


Bibliografia

Sito ufficiale dell'ESO

Libri

Biannucci P.: "Stella per Stella", ed. Giunti, 1997
Raymond H.W.: "Reflecting Telescope Optics", ed. Springer-Verlag New York Inc.





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