Premessa
Il 15 ottobre 2004 è stato inaugurato il più grande telescopio del mondo. Il
Large Binocular Telescope (LBT), collocato sul monte Graham, in Arizona, è
destinato ad indagare le profondità dell'universo per dare risposta ad alcuni
quesiti fondamentali sulla natura e sulle origini del mondo che ci circonda.
Grazie alla capacità di osservare gli oggetti più deboli, potrà fornire
informazioni sulla nascita delle galassie, colte nel momento della loro
formazione, dare conferma dell'esistenza di sistemi planetari intorno a
stelle diverse dal sole, ripercorrere all'indietro la storia dell'intero
universo fino alla sua infanzia.
La costruzione del telescopio LBT è stata una grande iniziativa a cui la
comunità astronomica italiana, affiancata da un gruppo di imprese
industriali, ha dato un contributo essenziale.
Nelle prossime pagine, dedicate a coloro che vogliono conoscere meglio alcuni
dettagli delle “sfide tecnologiche” che sono state affrontate nel corso del
progetto LBT, ripercorreremo le tappe della ideazione e della costruzione di uno
dei più importanti strumenti per l'immediato futuro della ricerca astronomica.
Questa seconda edizione del libretto è stata arricchita con gli sviluppi che il progetto ha avuto negli ultimi
anni e, soprattutto, con i primi risultati scientifici ottenuti, grazie ai quali possiamo prevedere che, quando
saranno pienamente operativi gli strumenti ancora in corso di costruzione, LBT darà un contributo assai
significativo alla ricerca astronomica.
Arcetri, 24 aprile 2009
1
Introduzione
Il telescopio LBT è molto diverso da tutti gli altri: ogni suo particolare è stato progettato in modo da ottenere
prestazioni mai raggiunte fino ad ora. Le soluzioni adottate consentono di superare gran parte delle limitazioni che caratterizzano le osservazioni da terra ed è evidente che, senza l'impiego delle più moderne tecnologie nei campi della meccanica, dell'ottica e dell'elettronica, non sarebbe stato possibile ottenere uno strumento della qualità richiesta.
Il telescopio è dotato di due grandi specchi di 8,4 metri
di diametro montati su un'unica struttura; questo si traduce in una grande capacità di “raccolta” della luce e
consente, combinando fra loro i due fasci luminosi, di ottenere immagini di nitidezza pari a quella di un telescopio di dimensioni assai maggiori. Numerosi accorgimenti
tecnici consentono di utilizzare vari strumenti diversi,
che coprono le bande dall'infrarosso al vicino ultravioletto e che possono essere specializzati per vari tipi di
osservazione. L'attivazione di ciascuno strumento può
avvenire in tempi molto brevi: è così possibile riprogrammare le osservazioni in funzione delle condizioni atmosferiche in modo da ottimizzare i risultati scientifici.
Il progetto LBT è nato inizialmente come collaborazione fra alcune
istituzioni di ricerca statunitensi e la comunità astronomica italiana, rappresentata dall'Osservatorio Astrofisico di Arcetri, dove
tutt'ora vengono realizzate alcune parti essenziali delle apparecchiature. Successivamente si è unito al progetto un consorzio di
istituti astronomici tedeschi e, per la parte italiana, a partire dal
2001, la gestione è stata assunta dall'Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF).
2
Ottiche adattive
Struttura
Strumenti
Specchio primario
Supporti
idraulici e motori
Strumenti
Come è fatto il telescopio LBT
Tutti i moderni telescopi utilizzano specchi come elementi ottici principali. Un
classico telescopio ha due specchi: un primario ed un secondario, come nello
schema mostrato nella figura a fianco. Il primario ha lo scopo di raccogliere la
luce proveniente dall'oggetto osservato: per questo deve essere più grande
possibile. Il diametro dello specchio primario ha inoltre un altro importante effetto: quanto maggiore è il diametro tanto maggiore è il potere risolutivo del telescopio, ovvero la sua capacità di separare e distinguere oggetti vicini. Il secondario invece serve per “collocare” il fuoco del telescopio in un punto più facilmente accessibile: il fascio luminoso viene riflesso indietro e raggiunge l'osservatore (in realtà uno strumento elettronico) attraverso un foro al centro del primario.
Schema ottico di telescopio
Il telescopio LBT è abbastanza simile ad un binocolo: è costituito da
due telescopi classici affiancati ed ha quindi una capacità di raccolta
di luce pari alla somma dei due. Inoltre, nella sua configurazione più
innovativa, può essere usato in modo interferometrico: i fasci ottici
dei due telescopi, opportunamente ricombinati ed analizzati, producono immagini con un livello di dettaglio pari a quello di un telescopio
di dimensioni assai maggiori.
Schema ottico di LBT
3
La struttura
La qualità delle osservazioni dipende fortemente dalle prestazioni
della struttura meccanica del telescopio: qualunque deformazione o
vibrazione durante l'osservazione si traduce nella degradazione dell'immagine ottenuta. Il telescopio deve quindi essere particolarmente rigido e leggero, in grado cioè di minimizzare le deformazioni dovute al movimento ed alle variazioni di temperatura e le vibrazioni
causate dal vento e dai motori.
Per questo motivo particolare cura è stata posta nella progettazione
di ogni singolo dettaglio della struttura.
Il telescopio LBT in fase di montaggio
Ne è risultata una geometria non convenzionale, che ricorda assai poco quella degli altri telescopi.
Anche la finitura delle superfici ha un ruolo: molte parti
metalliche sono ricoperte di alluminio per migliorare gli
effetti termici; le parti restanti sono state verniciate in
“rosso Ferrari” come augurio di successo.
Il telescopio LBT pronto ad iniziare l'attività scientifica
4
Il progetto della struttura meccanica di LBT ha richiesto un lungo processo di ottimizzazione effettuato utilizzando ampiamente metodi di
calcolo agli elementi finiti.
Dopo aver esplorato le geometrie più promettenti, si realizza un modello matematico sulla base del quale vengono calcolate le flessioni e
le vibrazioni previste. La successiva analisi dei risultati suggerisce le
modifiche da apportare al modello per migliorarne le prestazioni. Tutto
il processo viene ripetuto più volte fino a raggiungere il risultato desiderato.
Si è ottenuta in tal modo una struttura ad elevata "rigidità intrinseca" e
dunque poco sensibile alle sollecitazioni dinamiche, poco deformabile
sotto l'azione del proprio peso e dei carichi (specchi, strumenti, etc.) e
con una massa complessiva
di poco più di 600 tonnellate. La deformazione massima tra specchio primario e specchio secondario non supera mezzo millimetro,
e tutta la struttura risulta sostanzialmente indifferente alle variazioni di temperatura tra notte e giorno, essendo costruita con elementi strutturali internamente cavi, con uno spessore quasi ovunque non superiore a 8 millimetri.
Poiché l'accuratezza richiesta è dell'ordine dei millesimi di millimetro, la posizione degli elementi ottici viene controllata elettronicamente per compensare gli errori residui.
Gli studi strutturali per LBT sono stati svolti presso l'Osservatorio Astrrofisico di Arcetri. i risultati sono poi stati trasmessi alle
ditte che li hanno tradotti nei disegni esecutivi per la costruzione.
5
Il telescopio si muove ruotando per 270o verso destra e verso sinistra, intorno ad un asse verticale (azimuth) e per 90o intorno ad un
asse orizzontale (elevazione). Il movimento è azionato da otto motori, quattro per l'azimut e quattro per l'elevazione.
PATTINO
Per garantire la massima regolarità e accuratezza nel movimento, il
telescopio LBT viene sostenuto mediante pattini ad olio: il telescopio non si muove quindi su ruote, ma scivola su un sottile
strato di olio.
MOTORE
Motore e supporto sull'asse di elevazione
MOTORE
PATTINO
I grandi settori verticali dell'asse di elevazione agiscono come binari
appoggiati su coppie di pattini curvi. Tutta la struttura di elevazione
poggia a sua volta su quattro “zampe”, costituite anch'esse da quattro pattini ad olio che scivolano su di un grande binario circolare
ancorato al pilastro che sostiene l'intero telescopio.
6
Motore e supporto sull'asse di azimuth
Lo specchio primario
Lo specchio primario è l'elemento principale di ogni telescopio astronomico. Il telescopio LBT ne ha due,
ciascuno di 8,40 metri di diametro e circa 16 tonnellate di peso. Si tratta degli specchi monolitici più grandi
mai realizzati fino ad oggi.
Lo specchio è realizzato in borosilicato (il comune vetro pyrex) con una struttura a nido d'ape, per garantire
insieme leggerezza e rigidità. Per la sua fusione viene costruita una forma “negativa” composta di parallelepipedi a base esagonale di carburo di silicio, assemblati all'interno di un forno rotante.
Gli specchi primari di LBT sono stati costruiti e lavorati otticamente presso le strutture dell'Università dell'Arizona,
utilizzando tecniche innovative in ogni fase della lavorazione per garantire l'estrema qualità indispensabile per un
telescopio di queste dimensioni.
7
Quindi vengono introdotti migliaia di blocchetti di vetro pronti per la fusione. Quando il forno viene acceso e
messo in rotazione il vetro, fondendo, penetra negli interstizi prendendo la forma desiderata. In particolare la
superficie, grazie alla rotazione, assume una forma parabolica che si avvicina molto a quella finale in modo
da facilitare la lavorazione ottica.
La fusione del vetro ed il successivo lento raffreddamento richiedono in totale circa tre mesi di tempo,
durante i quali la temperatura deve essere accuratamente regolata in modo da impedire che un raffreddamento troppo rapido possa provocare fratture nella
massa vetrosa. Dopo la fusione lo specchio grezzo deve essere sottoposto alla lavorazione ottica, che porterà la superficie riflettente alla qualità richiesta.
Il forno rotante al momento della chiusura
La lavorazione viene effettuata mediante un'apparecchiatura realizzata appositamente e che consiste in un
disco rotante che viene deformato durante la rotazione, in modo da fargli assumere in ogni istante la forma
desiderata in quel punto della superficie.
Questa operazione richiede dodici ulteriori mesi di lavoro.
8
Lo specchio primario di LBT durante la lavorazione ottica
La cella del primario
La cella dello specchio primario è la struttura destinata a contenere e sostenere lo specchio primario ed a collegarlo rigidamente al resto del telescopio. Si tratta di una struttura estremamente complessa in quanto deve provvedere 164 supporti,
ciascuno controllato elettronicamente, per distribuire la forza
che sostiene lo specchio. La forza viene variata quando il telescopio cambia posizione, per impedire che lo specchio si deformi a causa del proprio peso. La cella contiene poi tre punti fissi
che determinano esattamente la posizione dello specchio, ma
che devono essere costruiti in modo da cedere in caso di terremoto, per evitare rotture.
La cella di LBT durante la lavorazione
La cella contiene anche circa 1700 ugelli che soffiano aria a
temperatura controllata dentro ciascuna delle cavità del nido
d'ape, in modo da mantenere la temperatura del vetro uniforme in tutto lo specchio. Tutto questo serve ad impedire deformazioni dovute a differenze di temperatura fra punti diversi.
Dopo l'assemblaggio di tutte le apparecchiature negli appositi
fori, la struttura della cella vista dall'interno appare assai affollata!
L'interno della cella con i dispositivi di sostegno del primario
La struttura meccanica della cella del primario e parte dei componenti attivi sono stati progettati e realizzati in Italia.
L'Università dell'Arizona ha curato la parte riguardante i supporti, incluso il software di controllo.
9
La campana di alluminatura
La superficie riflettente dello specchio primario è costituita da un sottilissimo strato di alluminio depositato sulla
faccia superiore dello specchio. La deposizione deve essere ripetuta almeno una volta all'anno, per evitare che la
superficie diventi opaca, e deve avvenire in un ambiente
ad alto grado di vuoto.
La campana di alluminatura nelle ultime fasi di lavorazione
La campana di alluminatura montata sopra lo specchio
Per evitare di dover smontare i grandi specchi primari ad
ogni nuova alluminatura, il progetto prevede di utilizzare
una campana di alluminatura da montare direttamente
sopra la cella del primario. Si tratta sostanzialmente di un
grande coperchio che consente di effettuare il vuoto all'interno della cella e che contiene le apparecchiature per la
deposizione dell'alluminio.
Lo studio e la progettazione delle apparecchiature ausiliarie per fare il vuoto nella campana e per la deposizione dell'alluminio
sono stati svolti dall'Università dell'Ohio.
10
L'edificio
Uno strumento delicato e complesso come un telescopio deve essere adeguatamente protetto dall'ambiente
esterno, anche perché il sito si trova in alta montagna.
Impianti
ausiliari
Controllo
termico
Edificio
rotante
L'edificio ha però molte altre funzioni: protegge il telescopio dal vento durante le osservazioni, permette di
controllare la temperatura al suo interno, consente di regolare il flusso di aria nell'intorno del telescopio. Ciascuno di questi fattori contribuisce a migliorare la qualità delle osservazioni.
11
Anche l'edificio che ospita LBT è originale: non ha
infatti la classica forma a cupola, ma è un parallelepipedo che avvolge strettamente il telescopio, ruotando con esso durante il movimento.
Seguendo il movimento del telescopio, tutta la parte
superiore dell'edificio ruota appoggiata su quattro
grandi carrelli che ne sostengono il peso di circa duemila tonnellate.
Allo scopo di impedire che il movimento della cupola
possa trasmettere vibrazioni, il binario che la sostie-
ne è appoggiato su un pilastro separato da quello su cui è
montato il telescopio.
Poiché è importante che durante le osservazioni il telescopio sia sempre alla stessa temperatura dell'aria circostante, durante il giorno la cupola deve stare chiusa e la sua
temperatura deve essere regolata in base alla previsione
della temperatura serale, per evitare l'eccessivo riscaldamento dovuto all'irradiazione solare. Durante la notte adeguate aperture regolabili garantiscono la giusta ventilazione dell'area intorno al telescopio.
Uno dei quattro carrelli che sostengono la cupola
12
Le ottiche adattive
fronte d'onda
corretto
Uno dei “punti di forza” di LBT è costituito dall'uso di sistemi ottici adattivi che hanno lo scopo di compensare
le distorsioni dell'immagine causate dalla turbolenza dell'atmosfera. In questo modo la qualità dell'immagine
ottenibile con un telescopio a terra si avvicina a quella ottenibile mediante strumenti montati su satelliti orbitanti e talvolta la supera.
Un sistema adattivo è costituito da un sensore di fronte d'onda,
che misura la deformazione dell'onda luminosa proveniente dalla
stella; da un ricostruttore, ovvero uno speciale computer che calcola le deformazioni da applicare allo specchio; e da uno specchio
fronte
d'onda
adattivo che, deformandosi, compensa le deformazioni del fronte
distorto
d'onda.
specchio
specchio
ri
c
o
s
tr
u
tt
o
semitrasparente
camera
scientifica
deformabile
re
Tutto il ciclo di operazioni, dalla misura del fronte d'onda alla deformazione dello specchio, si ripete mille volte al secondo, in modo
da stare al passo con la velocità di variazione della turbolenza atmosferica.
sensore di
fronte d'onda
Nel caso di LBT il sensore di fronte d'onda occupa una delle stazioni focali, nelle vicinanze dello strumento scientifico, in modo da utilizzare parte della luce dell'oggetto osservato (o di una stella nelle immediate vicinanze). L'elemento deformabile è lo stesso specchio secondario del telescopio, costituito da una sottile lamina di vetro sulla quale agiscono 672 elettromagneti.
La forza applicata dagli elettromagneti viene controllata da centinaia di microcomputer specializzati che svolgono anche la funzione di
ricostruttore.
13
Secondario
adattivo e
ricostruttore
Secondario
adattivo e
ricostruttore
Sensore di
fronte d'onda
Sensore di
fronte d'onda
Il sensore di fronte d'onda
Il sensore di fronte d'onda utilizza una porzione della luce dell'oggetto osservato, oppure la luce di una stella
vicina, per misurare la distorsione del fronte d'onda causata dalla turbolenza dell'atmosfera.
La parte ottica è costituita da una piramide che suddivide
l'immagine in quattro porzioni. La valutazione delle distorsioni
si basa sulla differenza delle quattro immagini, calcolata in
circa 700 punti mediante un apposito circuito elettronico. Il risultato di questa operazione fornisce 1400 valori numerici che
rappresentano l'entità della deformazione in ciascun punto.
Sulla base di questi valori, il ricostruttore calcola le posizioni
di ciascuno dei 672 attuatori dello specchio secondario.
Fascio luminoso
dal telescopio
Piramide a
base quadrata
Specchio
Ottica regolabile
(zoom)
Piano del CCD
CCD
Il sensore utilizzato è un CCD, analogo a quelli usati per le telecamere
digitali, ma specializzato per questo uso. In particolare vengono selezionati CCD che hanno alta sensibilità, in modo da consentire di utilizzare anche stelle deboli, ed alta velocità di generazione dell'immagine in quanto i tempi tipici di variazione della turbolenza impongono di
modificare la forma dello specchio fino a 1000 volte al secondo. Il CCD
viene mantenuto a bassa temperatura, per diminuire il “rumore elettronico” e migliorarne quindi le prestazioni.
Piramide
Il sensore di fronte d'onda assemblato in laboratorio
Tutta l'apparecchiatura, esclusa la camera CCD, è stata progettata e realizzata in Italia sotto la supervisione dell'Osservatorio
Astrofisico di Arcetri.
14
Lo specchio secondario adattivo
Lo specchio secondario adattivo è uno degli elementi più innovativi di LBT. Tutti gli altri telescopi della stessa
classe introducono i componenti adattivi nelle vicinanze dello strumento, sul piano focale. Utilizzando lo specchio secondario, invece, si diminuisce drasticamente il numero di componenti ottici, migliorando la qualità
dell'immagine.
Immagine complessiva
15
Il secondario adattivo è costituito da uno specchio
sottile (1,6 mm) del diametro di 91 cm a cui sono incollati 672 magneti. I corrispondenti 672 attuatori
elettromagnetici sono alloggiati in un disco di vetro
forato, assai più spesso dello specchio per garantire
la necessaria rigidità.
ESAPODO
ELETTRONICA DI CONTROLLO
DISCO FORATO
SPECCHIO SOTTILE
Al di sopra dello specchio sono disposti i circuiti
elettronici che calcolano le posizioni degli attuatori
fino a 1000 volte al secondo e regolano continuamente la forza applicata allo specchio.
Tutta l'apparecchiatura è supportata da una struttura (esapodo)
composta da sei bracci controllati elettronicamente che consentono
di aggiustarne la posizione con estrema precisione.
L'elettronica di controllo è costituita da 168 microcomputer, ciascuno
dei quali pilota quattro attuatori. Inoltre tutti i computer insieme
vengono utilizzati come ricostruttore, per calcolare la forma ideale
dello specchio.
I dati per i calcoli vengono inviati dal sensore di fronte d'onda mediante un canale a fibra ottica in grado di trasmettere 2 Gbit per
secondo. Tutte le operazioni vengono coordinate da due computer
posti nella sala di controllo, parecchi piani più in basso nell'edificio.
Tutto il sistema, escluso lo specchio sottile, fornito dall'Università dell'Arizona, è
stato progettato e realizzato nell'ambito di una collaborazione fra l'Osservatorio
Astrofisico di Arcetri e alcune ditte italiane.
16
I contenitori dell'elettronica del secondario adattivo
I laboratori
Per la realizzazione del sistema di ottiche adattive l'Osservatorio Astrofisico di Arcetri si è dotato di una camera bianca,
ovvero un locale con temperatura, umidità e contenuto di
polveri strettamente controllati per l'assemblaggio dei delicati
componenti. Inoltre, per consentire le indispensabili misure e
verifiche dell'intera apparecchiatura, prima che venga spedita
alla destinazione finale sul monte Graham, è stato necessario
realizzare un laboratorio ottico di dimensioni adeguate. Per
questo è stata utilizzata la torre originariamente destinata alle
osservazioni solari, dotandola di un tubo a temperatura ed
atmosfera controllate.
I primi test al banco ottico mostrano l'effetto del sistema di ottiche
adattive sull'immagine simulata di
una stella.
Immagine distorta dalla
tubolenza atmosferica
Immagine corretta
Il sensore di fronte d'onda durante
le prove in laboratorio
Particolari della torre solare
L'interno della camera bianca
con il primo specchio adattivo
17
Gli strumenti
La funzione di un telescopio consiste sostanzialmente nel raccogliere la luce dell'oggetto osservato e nel convogliarla ad uno strumento in grado di misurarne le caratteristiche.
LBC Red
Thermal IR Nuller/
Beam Combiner
LBC Blue
Una delle peculiarità di LBT è quella di poter accogliere numerosi
strumenti contemporaneamente,
attivando l'uno o l'altro in tempi
molto brevi per mezzo di vari
bracci meccanici che ne modificano la configurazione.
LINC/NIRVANA
Near IR/Visible
Beam Combiner
LUCIFER 1
LUCIFER 2
PEPSI 1
PEPSI 2
MODS 1
Questo costituisce un grande vantaggio perché consente di scegliere di volta in volta lo strumento
più adatto alle particolari condizioni atmosferiche del momento.
MODS 2
Disposizione degli strumenti a bordo di LBT
Una seconda peculiarità assai importante è rappresentata dal modo interferometrico, ovvero la possibilià di costruire strumenti che, combinando i due fasci ottici del telescopio, consentono di ottenere risultati analoghi a quelli forniti da un telescopio del diametro di 23 metri. Come è mostrato nella figura, sono previsti due di tali strumenti (beam combiner) con caratteristiche complementari.
18
Le camere LBC
I primi strumenti operativi a bordo di
LBT sono le due camere di primo fuoco.
Si tratta di due apparecchi installati direttamente nel fuoco del primario (nelle
vicinanze dello specchio secondario, su
entrambi i lati di LBT), in grado di prendere immagini a grande campo in bande dello spettro che vanno dall'ultravioletto fino all'infrarosso e dotate di camere CCD da 36 Mpixel.
CRIOSTATO
RIVELATORE
RUOTA PORTAFILTRI
CABLAGGI
LENTE N. 6
CUSCINETTO DEL
DEROTATORE
\
LENTE N. 5
LENTE N. 4
LENTE N. 3
LENTE N. 2
LENTE N. 1
SCHERMO
Schema ottico-meccanico di LBC
Delle due camere, quella che copre le bande dall'ultravioletto al blu, è stata la prima ad essere installata sul braccio rotante a bordo del telescopio
ed è stato quindi il
primo strumento entrato in funzione nel
gennaio del 2007.
La seconda camera, che
estende la copertura di banda al vicino infrarosso, è stata installata circa un anno dopo. Con l'installazione delle due camere la
vita scientificamente produttiva di LBT è ufficialmente iniziata.
Le due camere LBC sono il frutto di una collaborazione fra gli Osservatori di
Arcetri, Padova, Roma e Trieste.
19
La prima camera LBC installata al telescopio
Le prime immagini scientifiche di LBC
NGC 6946
V838 Monoceros
Le immagini sono state realizzate durante le prove tecniche della camera LBC Blu e sono ottenute sovrapponendo più esposizioni dello stesso campo stellare con diversi filtri.
20
L'uso interferometrico di LBT
La principale caratteristica che rende unico LBT è il fatto di essere stato ideato per funzionare come un grande interferometro. Quando i fasci dei due specchi vengono adeguatamente combinati, LBT raggiunge la stessa risoluzione di un telescopio di 23 metri di diametro.
LINC-NIRVANA, uno dei più avanzati strumenti progettati per
LBT, ha lo scopo di sfruttare questa caratteristica per osservazioni nell'infrarosso e nel visibile.
La configurazione ottica prevede l'uso di due specchi terziari
che deviano il fascio riflesso dagli specchi secondari verso il
centro del telescopio dove viene collocato lo strumento vero
e proprio.
LINC-NIRVANA è frutto di una collaborazione fra vari istituti astronomici italiani e tedeschi.
21
Altri strumenti per LBT
MODS: è un doppio spettrometro a molti
oggetti per le bande ottiche; è in grado
cioè di misurare spettri di più stelle contemporaneamente. I due strumenti, progettati e costruiti presso l'Università dell'Ohio,
saranno collocati ai fuochi gregoriani, ovvero al di sotto dei due specchi primari.
PEPSI: è costituito da due polarimetri ottici/infrarossi, collocati ai due fuochi gregoriani, che alimentano, mediante fibre ottiche,
un grande spettrografo ad alta risoluzione
collocato in una stanza al di sotto del telescopio. Viene realizzato da un gruppo di istituti tedeschi.
LBTI: è un interferometro per le bande infrarosse specializzato per l'osservazione di pianeti
extrasolari. Viene sviluppato da un gruppo di
istituti americani nel quadro di un progetto NASA
per lo studio dei sistemi planetari.
LUCIFER, costruito da un gruppo di istituti tedeschi, è
uno strumento infrarosso che consente sia l'acquisizione di immagini che di spettri. È collocato ad una delle
stazioni focali che si trovano nella zona intermedia fra gli
specchi primari ed è attualmente in fase di installazione.
22
Automazione
Il telescopio LBT, con i suoi strumenti, è un'apparecchiatura estremamente complessa il cui funzionamento
deve essere accuratamente coordinato: senza il massiccio impiego di tecniche di automazione, non sarebbe
nemmeno pensabile di riuscire a portare a termine una osservazione.
Tutta l'attività del telescopio viene comandata
mediante un gruppo di computer che interagiscono con i sistemi di controllo delle singole
apparecchiature.
Ogni punto del telescopio è raggiungibile tramite vari rami di una rete locale, tutta basata
su fibre ottiche, che consente di collocare le
apparecchiature di calcolo e di controllo nelle
posizioni più opportune pur mantenendole in
stretta comunicazione con l'intero sistema.
Tutte le operazioni di gestione vengono effettuate dalla sala di controllo, collocata parecchi
piani più in basso del telescopio, dove si trovano gli astronomi e gli operatori addetti alle manovre del telescopio e degli strumenti.
La sala di controllo del telescopio
Lo sviluppo del software necessario al buon funzionamento di tutto l'osservatorio è, dal punto di vista organizzativo, una delle
attività più complesse in quanto è necessario che tutte le parti, sviluppate da vari gruppi diversi, con differenti tecniche ed
utilizzando diversi linguaggi e sistemi operativi, interagiscano perfettamente fra loro. Tutto il software per la gestione del sistema di ottica adattiva e quello per il controllo delle due camere LBC è stato realizzato in Italia.
23
Cosa ci aspettiamo da LBT
Dopo i lunghi anni di lavoro per la progettazione e la realizzazione di LBT, la comunità astronomica internazionale si aspetta grandi risultati scientifici, soprattutto in alcuni settori specifici relativamente ai quali il telescopio è particolarmente competitivo.
Cosmologia. Le immagini a grande campo disponibili con LBT, unitamente alla alta sensibilità derivante dall'ampia superficie di raccolta, consentirà l'osservazione di galassie in formazione risalenti a periodi remoti
dell'evoluzione dell'universo, contribuendo a chiarire molti aspetti ancora
ignoti dei meccanismi di distribuzione della materia.
Formazione di stelle e pianeti. Alcuni fenomeni particolarmente interessanti delle fasi di formazione dei sistemi planetari, sono caratterizzati
da emissioni di luce estremamente deboli e spostate verso le bande infrarosse. Il telescopio LBT consente un miglioramento di almeno dieci volte
sia nella sensibilità sia nell'efficienza alle lunghezze d'onda dell'infrarosso, rendendo possibile l'osservazione di stelle di tipo solare nelle fasi iniziali della loro formazione.
Identificazione di pianeti extrasolari. La presenza di numerosi sistemi planetari intorno a stelle diverse dal sole è ormai
stata accertata mediante numerose osservazioni indirette. L'osservazione diretta di questo tipo di oggetti, che consiste nel rivelare un oggetto assai debole nelle vicinanze di una stella
molto più luminosa, richiede una elevata qualità dell'immagine
che, con LBT, può essere ottenuta grazie alla combinazione delle tecniche interferometriche con il sistema di ottiche adattive.
24