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La collimazione

Testo liberamente tradotto da Massimo Boetto su autorizzazione di Thierry Legault, il medesimo testo è disponibile in francese e inglese al sito dell’Autore: www.astrophoto.fr
Collimato Non collimato

Che cosa è la collimazione e a cosa serve?

La collimazione è la regolazione e l’allineamento dei differenti elementi ottici di uno strumento  gli uni in rapporto agli altri. I libri di ottica ci presentano per ogni tipo di telescopio, dei concetti e delle performances teoriche supponendo implicitamente che questo allineamento sia realizzato perfettamente. E ugualmente questi testi parlano poco (o non parlano del tutto) delle degradazioni causate dai difetti d’allineamento., è necessario sapere che le prestazioni di un telescopio scadono se non è ben regolato. E qualche strumento, anche se regolato in fabbrica, non conserva a lungo una buona collimazione.

La collimazione è il mezzo più radicale (ma anche il più sconosciuto) per migliorare le prestazioni di un telescopio in proporzioni considerevoli. Spesso lo strumento è trasformato. Nessun risultato ad alta risoluzione può essere ottenuto senza una collimazione perfetta, il trattamento dell’immagine è incapace di riparare i disastri causati da una cattiva regolazione. La collimazione non è una tecnica superflua destinata a far piacere ai puristi. La sua importanza è comparabile all··accordatura di uno strumento musicale: le immagini capatate da un telescopio mal collimato possono essere scadenti come il suono di un piano non accordato. Un amatore che non effettua regolarmente la collimazione   del suo strumento ha tutto l’interesse ad orientarsi verso un rifrattore di diametro ristretto. L’attrattiva del rendimento (ad esempio con un CCD) non deve far perdere di vista che in alta risoluzione la qualità è più importante che la quantità.

La collimazione è l’ostacolo imprevisto dei telescopi, è certamente la principale causa della reputazione scadente degli Schmidt-Cassegrain. Questi strumenti sono estremamente sensibili alla collimazione, e la loro regolazione può essere distrutta da una frazione di giro di una vite di regolazione. Questa è una delle ragioni per la quale i rifrattori di piccolo diametro sembrano, sembrano defilare tutte le leggi della diffrazione, fornendo migliori immagini planetarie che dei riflettori dotati di buone ottiche di diametro molto importante. I benefici di un’ottica di buona qualità  o di una ridotta ostruzione svaniscono di fronte alla scollimazione.

Qual’è la precisione del metodo proposto?

Per mancanza di informazioni, pochi utilizzatori di telescopi osano regolare la collimazione del loro strumento. E quelli che si arrischiano si limitano in generale a centrare l’ombra dello specchio secondario su una stella molto sfuocata. Tappa certamente necessaria in uno strumento fortemente scollimato, ma largamente insufficiente perchè molto imprecisa. Dopo questa regolazione approssimativa le immagini planetarie possono ancora perdere più del 50% del loro contrasto.

Il metodo di verifica qui presentato è il più preciso, permetta di ridurre la regolazione residua dello strumento a un valore insignificante in pratica. Consiste nell’osservare, a forti ingrandimenti una stella sfuocata successivamente messa a fuoco e a verificare una eventuale dissimmetria delle figure di diffrazione, segno di una scollimazione più o meno pronunciata. Questa tecnica non necessita di alcun apparecchio specifico, giusto un buon oculare di corta focale ed eventualmente una lente di Barlow. L’osservazione di una stella a forte ingrandimento è ugualmente il migliore mezzo di verfica se le condizioni sono propizie all’osservazione o alle riprese ad alta risoluzione, in quanto permette di giudicare se lo strumento è operativo (equilibrio termico, ecc.) e di valutare la turbolenza atmosferica in un modo ben più preciso che nell’osservazione di un pianeta o della Luna.

Quando verificare e regolare il proprio telescopio?

Le persone che pensano che uno Schmidt-Cassegrain non ha bisogno di essere sovente collimato non capiscono probabilmente il livello di precisione d’allineamento richiesto su questotipo di strumenti. I vincoli sono tali che un semplice trasporto in auto modifica sempre un poco la collimazione, e spesso in modo considerevole. La collimazione può variare anche secondo l’orientamento del tubo ottico (quando si dispone di una montatura alla tedesca, una esperienza istruttiva è di guardare la medesima stella al meridiano prima a sinistra e poi alla destra della montatura, alfine di osservare il modificarsi della collimazione dovuto alla rotazione del tubo). Ecco perchè si consiglia di cercare una stella situata nella medesima direzione dell’oggetto da osservare. Se una leggera scollimazione può essere tollerata in osservazioni del cielo profondo, è un grosso rischio quello di non verificare sistematicamente la collimazione prima di una osservazione planetaria. L’ideale è che questa collimazione diventi cosi automatica come la verifica della pressione nei pneumatici o del livello dell’olio prima di un tragitto in auto!

La collimazione è difficile o rischiosa?

Sui telescopi di tipo Schmidt-Cassegrain o Cassegrain commerciali, la sola regolazione accessibile all’utilizzatore si situa sullo specchio secondario. Tre viti (che spingono o tirano), o tre coppie di viti (sempre che spingono/tirano) su certi strumenti, permettono di modificare il suo orientamento. Il processo di collimazione è iterativo (verifica-regolazione-verifica-regolazione, ecc.) e non comporta alcun rischio e nessuna difficoltà, allora ecco qualche principio semplice:

- la vite centrale, incaricata di mantenere il supporto del secondario, non deve essere toccata,

- le viti devono essere serrate con moderazione, nessuna vite deve essere forzata o completamente svitata,

- quando si svita una vite, le altre due devono essere avvitate,

- la rotazione impressa alle viti deve essere di piccola ampiezza: uno strumento fortemente scollimato può necessitare di 1/2 giro su una delle viti, ma la regolazione fine si effettua per delle frazioni di giro, valutando la flessione della chiave,

- ogni volta che la regolazione è effettuata, la stella di controllo, che si è spostata nel campo dell’oculare in seguito alla modificazione dell’inclinazione dello specchio secondario, deve essere accuratamente centrata.

In un telescopio di tipo Newton , la regolazione degli specchi si effettua abitualmente in due tappe: allineamento geometrico dello specchio secondario (con l'aiuto di un oculare di collimazione), e regolazione fine dello specchio primario. Il metodo di collimazione presentato qui è questa seconda tappa.

La collimazione non deve essere effettuata fino a quando lo strumento non è in equilibrio termico, a causa dei vortici e delle colonne d'aria dentro il tubo dello strumento le figure si deformano e rendono la collimazione difficile, errata.

Un rinvio coudé può essere utilizzato, a condizione che non introduca aberrazioni ottiche. Un simile accessorio scade abitualmente l'immagine fornita dallo strumento: il centro del campo non è esattamente allineato con e senza rinvio. Se il telescopio è regolato in previsione di una osservazione visuale è consigliato collimarlo con il rinvio coudé. La stella di controllo sarà ben centrata nel campo dell'oculare. Al contrario, se la ripresa CCD o fotografica è nel programma, è più sicuro collocare  questa stella in un'area corrispondente al centro del sensore o del film, ugualmente se appare decentrata rispetto al rinvio coudé. D'altro canto, in presenza di un rinvio coudé, è necessario tener conto del rovesciamento alto-basso dell'immagine nella determinazione della vite da toccare nella regolazione.

Le figure presentate di seguito sono state ricostruite al computer e rappresentano effettivamente delle figure osservate in uno Schmidt-Cassegrain, un Cassegrain classico o di tipo Dall-Kirkham, o un Newton (coma dominante). Negli altri strumenti (rifrattori, Cassegrain di tipo Ritchey-Chrétien) le immagini delle stelle fornite da una ottica scollimata possono differire (l'astigmatismo può essere associato al coma, perfino dominarlo). Nondimeno, quali che siano gli strumenti considerati, una buona  collimazione si materializza sempre in una figura di diffrazione perfettamente simmetrica.

Come effettuare la collimazione.

Prima tappa.

La prima tappa consiste nell'osservare una stella brillante (mag. 0 o 1) ad un ingrandimento circa di una volta il diametro dello strumento in mm. (es.: 200x per un 200 mm.). La stella mentre è fortemente sfuocata  (figure più sotto), appare sotto forma di un disco luminoso con al centro un  disco nero che non è altro che l'ombra dello specchio secondario. Questa ombra deve essere ben centrata (figura di sinistra). Se non lo è (figura di  destra), conviene agire su la o le viti situate nella direzione dello disassamento (può essere pratico ragionare con delle ore, come su di un orologio). La presenza di un rinvio coudè, non obbliga a tener conto del rovesciamento alto-basso dell'immagine. Se il vostro braccio è abbastanza lungo, potete ugualmente piazzare un dito davanti all'apertura dello strumento e così capire in quale posizione si situa il decentramento.

 Questa tappa non è da effettuare in un telescopio fortemente scollimato (come è un telescopio che non è stato mai controllato). Se la collimazione è ritoccata regolarmente, alcune asimmetrie non appaiono generalmente in questa tappa.

Seconda tappa.

Questa seconda tappa necessita di una stella più debole della precedente (mag. 2 o 3 circa), alta sull'orizzonte al fine di minimizzare gli effetti della turbolenza atmosferica, e un ingrandimento più elevato: 2 o 3 volte il diametro dello strumento in mm. (es.: 500x per un 200 mm.). Non esitate sugli ingrandimenti, i difetti di collimazione sono altrettanto meglio visibili. La stella è ugualmente sfuocata alternativamente in avanti e indietro  dalla puntiformità (immagini intra ed extra focale). Appare un sistema complesso e mutevole degli anelli e del punto centrale (figure di seguito). Questo sistema si deve aprire e riformare in maniera perfettamente simmetrica e concentrica, in particolare il punto luminoso deve essere al centro dei cerchi (serie in alto). Se non è questo il caso (serie in basso), è necessario agire sulla o sulle viti di collimazione situate a fianco del disassamento, esattamente come la tappa precedente.

intra - focale       fuoco extra focale
   

Bisogna notare che la scollimazione presentata qui non avrebbe potuto essere notata nella tappa precedente.

Terza tappa.

L'allineamento finale si effettua nelle medesime condizioni che la tappa precedente, ma questa volta l'immagine è accuratamente messa a fuco. Appare allora il celebre disco di Airy , composto da un falso disco contornato dagli anelli di diffrazione di luminosità decrescente (figure di seguito). Se la collimazione è buona (fig. A), il primo anello di diffrazione è completo e uniforme. Se questo anello non è uniforme (fig. B) o, peggio, è incompleto (figure C e D), è necessario agire molto leggermente sulle viti di collimazione.

figura A         figura B       Figura C         Figura D

 Da una figura all'altra, l'angolo di scollimazione dello specchio è raddoppiato. La scollimazione più importante (fig. D) rappresenta appena una frazione di giro di una vite di collimazione su di  uno Schmidt-Cassegrain. Su questo tipo di strumento, il passaggio dalla figura A alla figura D rappresenta meno di 1/20 di giro di vite, cambiare l'orientamento del tubo ottico piò essere sufficiente a provocare questa alterazione. Si ricordi facilmente che la precisione della regolazione si accresce notevolmente a mano a mano che si avanza nelle tappe.

Al contrario delle precedenti tappe che possono accontentarsi di una turbolenza sensibile, questa tappa necessita di buone condizioni di turbolenza. Prima di tutto, se il disco di Airy non può essere distinto, nessun risultato in alta risoluzione può sperarsi (eccezione per i grossi strumenti in cui il disco di Airy è raramente o mai visibile).

Un buon metodo per familiarizzarsi con le figure di Airy è di diaframmare fortemente il telescopio (a 50 mm. per esempio) e osservare la figura ottenuta ad un ingrandimento da 100 a 150 volte. Tuttavia, è escluso di collimare lo strumento con il diaframma piazzato!

Quali sono gli effetti della scollimazione sul contrasto e la risoluzione?

Ogni grafico che segue corrisponde a ciascuna delle tre scollimazioni presentate nella precedente tappa, in rapporto alla curva teorica di uno strumento ostruito al 20% e perfettamente collimato. Sono ugualmente disegnate delle curve relative a una aberrazione di sfericità e una ostruzione aumentata. Le curve sono state aggiustate per coincidere e anche permettere di comparare una scollimazione con altre cause di degradazione delle prestazioni dello strumento.

 

 

Un telescopio ostruito al 20% e disallineato in questo modo ha il medesimo rendimento che se fosse affetto da:

- una aberrazione di sfericità di L/2 sull'onda

- una ostruzione del 69%

Nelle basse frequenze , lo strumento perde i 2/3 delle sue capacità (diametro effettivo 85 mm. per 250 mm.)

 

Un telescopio ostruito al 20% e scollimato in questo modo ha lo stesso rendimento che se fosse affetto da:

- una aberrazione di sfericità di L/3,5 sull'onda

- una ostruzione del 43%

Nelle basse frequenze, lo strumento per 1/3 delle sue capacità (diametro effettivo 157 mm. per un 250 mm.)

Un telescopio ostruito al 20% e scollimato in questo modo ha lo stesso rendimento che se fosse affetto da:

- una aberrazione di sfericità di L/7 sull'onda

- una ostruzione del 27%

nelle basse frequenze, lo strumento perde 1/8 delle sue capacità (diametro effettivo 220 mm. per un 250 mm.)

Quali sono gli effetti della scollimazione sulle immagini planetarie?

Le curve MTF permettono di simulare l'effetto di una scollimazione su di una immagine astronomica reale. Al di sotto di ogni figura di Airy corrisponde una scollimazione data, si individua  l'immagine che avrebbe fornito lo strumento se fosse stato affetto da una tale scollimazione.

 

       
       
       
       

 La scollimazione di primo livello (seconda colonna) ha degli effetti poco sensibili, può essere considerata come il limite accettabile per l'alta risoluzione. Nondimeno, essa equivale già a L/7 d'aberrazione sferica sull'onda e si accumula ad altri problemi e aberrazioni. Dunque, poichè è sufficiente una frazione di giro della chiave per sopprimerla, perchè privarsi di questo facile miglioramento? Ci sono già tanti altri problemi più delicati da risolvere!

Il secondo livello di scollimazione (terza colonna) ha degli effetti molto più netti, la degradazione diventa inaccettabile per l'alta risoluzione.

Il terzo livello (ultima colonna) conduce a una distruzione delle prestazioni, ancor prima degli effetti dell'ostruzione. Lo strumento perde circa 2/3 delle sue capacità. A questo livello, una buona ottica non va meglio di una mediocre, le lambda caramente  pagate fondono come neve al sole. Sfortunatamente, l'esperienza mostra che la maggior parte dei telescopi in servizio soffre di scollimazione almeno corrispondente a questa. Nessuno vorrebbe (a giusta ragione) un telescopio ostruito al 60% o più, ma una maggioranza di utilizzatori di telescopi, a causa di gravi difetti di collimazione, accetta implicitamente di subire delle degradazioni d'immagini ancora più importanti. Pertanto, la differenza maggiore prima dell'ostruzione, è la scollimazione non potendo nulla contro la prima possiamo tutto contro la seconda!

Thierry Legault ®
www.astrophoto.fr