Il telescopio è uno strumento che svolge essenzialmente 2 funzioni:

- Raccoglie la luce

- Ingrandisce l’immagine

I telescopi che utilizzano lenti vengono chiamati rifrattori, quelli che utilizzano specchi vengono definiti riflettori, quelli che utilizzano, in combinazione, sia lenti che specchi vengono definiti catadiottrici.

La quantità di luce raccolta è funzione del più importante parametro del telescopio: la sua apertura, ovvero il diametro dell’obbiettivo o dello specchio che utilizza, o più propriamente dell’area della superficie. E’ ovvio che quanta più luce viene raccolta, tanto più risulterà luminosa l’immagine fornita e tanto risulterà più possibile ingrandirla per osservarne i dettagli più fini. La potenza raccoglitrice di luce esprime invece di quante volte, rispetto alla pupilla umana dilatata al suo massimo (circa 7mm) lo strumento raccolga più luce. L’immagine fornita dall’ottica principale del telescopio può essere osservata attraverso vari oculari facilmente intercambiabili, che, similmente ad una lente di ingrandimento, la ingrandiscono. Gli oculari, a seconda del tipo di ottica che utilizzano riportano una sigla, ad es. “H” che sta per Huygens, “K” che sta per Kellner, “PL” che sta per Plossl ecc. Ogni configurazione ottica ha sue proprie caratteristiche ed offre, a parità di lunghezza focale, prestazioni molto diverse sia come angolo di campo, che come correzione cromatica (capacità di far coinvolgere in un unico punto le lunghezze della luce) che come estrazione pupillare (distanza alla quale si deve porre l’occhio per abbracciare tutto il campo visivo). Altra caratteristica molto importante è la relazione d’apertura, o rapporto focale che esprime il rapporto tra la lunghezza focale (distanza alla quale la lente o lo specchio mette a fuoco) e il diametro della lente o specchio, ovvero la sua luminosità. Il rapporto focale viene indicato con un numero preceduto dalla lettera “f”.

L’ingrandimento esprime invece di quante volte un oggetto risulti diametralmente più grande rispetto a come esso appaia ad occhio nudo. Questo valore è facilmente calcolabile dividendo la lunghezza focale del telescopio per la focale indicata sull’oculare; ad es. prendiamo un telescopio avente lunghezza focale di 900mm: utilizzando in combinazione un oculare da 10mm, esso esprime un ingrandimento di 900:10=90X. Lo stesso oculare, montato su un telescopio di focale pari a 500mm sviluppa invece 50X (con la X dopo il numero si indicano appunto gli ingrandimenti). Ne consegue che i telescopi a basso rapporto focale, e quindi di corta focale forniscono, in abbinamento ad un oculare di riferimento, un minor ingrandimento rispetto a quelli di media e lunga focale. L’immagine fornita da questi telescopi sarà quindi più piccola, ma molto più luminosa: essi sono ideali per l’osservazione di oggetti caratterizzati da bassa luminosità, come gli oggetti del deep sky (galassie, nebulose, ammassi stellari) e sono anche preferiti dagli appassionati di astrofotografia per i tempi di esposizione più brevi che richiedono. I telescopi a lunga focale sono invece preferiti dagli osservatori planetari, dove gli alti ingrandimenti sono indispensabili per l’osservazione dei dettagli più fini delle loro superfici. I telescopi a media lunghezza focale sono un compromesso tra i due tipi precedentemente descritti e possono essere utilizzati per qualsiasi osservazione.

Caratteristica spesso sottovalutata di un telescopio è il suo potere risolvente, ovvero la sua capacità di separare due oggetti vicini (come una stella doppia o la divisione di Cassini su Saturno per esempio), si esprime con un valore ottenuto dividendo 120 per il diametro dell’obbiettivo espresso in millimetri es. 120:114=1’,05 (secondi d’arco). Il potere risolvente è quindi determinato esclusivamente dal diametro dell’obbiettivo, e non da altre caratteristiche come ad esempio la lunghezza focale. Ma è una formula da prendere molto con le molle, dato che il valore che si ottiene è teorico, cioè senza la minima turbolenza atmosferica. Anche nelle serate di seeing (condizioni di visibilità) perfetto, la minima distanza per separare due stelle o due dettagli vicini non corrisponde al limite teorico ottenuto dalla formula. Esso dipende molto anche dalla collimazione (ovvero l'allineamento sullo stesso asse di tutte le ottiche che compongono il nostro telescopio) dell'ottica con cui si osserva.

Marco Bracale, maggio 2007