Large Binocular Telescope
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Il Large Binocular Telescope (abbreviato in LBT, in italiano "Grande Telescopio Binoculare"), è un telescopio a doppia pupilla a montatura altazimutale in configurazione gregoriana, ottimizzato per interferometria e osservazione a grande campo. È collocato sul monte Graham, nel sud-est dell'Arizona, a più di 3000 metri di altezza, nel complesso delle montagne Pinaleño.
L'LBT, che fa parte dell'Osservatorio internazionale del monte Graham, è un progetto a partecipazione italiana di priorità nazionale. Il telescopio, infatti, vede la partecipazione degli Stati Uniti tramite enti governativi e diverse università (50%); della Germania (25%) e appunto dell'Italia (25%).
Indice |
Stato dell'opera
Il telescopio è pienamente operativo dal Gennaio 2008.
Dal progetto alla "prima pietra"
Il progetto dell'edificio ha dovuto tenere conto di importanti parametri: in primis la salvaguardia della strumentazione sottostante; la minimizzazione dei disturbi alle osservazioni; infine la più alta riduzione possibile dell'impatto ambientale. Tutte queste caratteristiche, naturalmente, sono state implementate per sfruttare al massimo il budget disponibile.
La costruzione dell’edificio è iniziata nel 1996 al Picco dello Smeraldo, che è stato dapprima ripulito da alberi, rocce e detriti. Successivamente è stato costruito un muro di contenimento nel lato nord-est. Dopo un accurato carotaggio è stato stabilito il punto più favorevole alle fondamenta e queste sono state messe in opera.
La rotaia
Nel 1997 sono state completate le fondamenta ed è stato costruito l’anello di supporto alla cupola rotante.
La soluzione adottata per il progetto della cupola è stato un "cubo" attorno al telescopio, che ruota su binari di acciaio posti su di un cilindro di cemento collegato alle fondamenta. La rotaia è interamente italiana ed è stata installata nella primavera del 1998, così come italiane sono le quattro ruote che percorrono la rotaia.
Le aperture per il telescopio binoculare hanno un campo di vista di 10.4 metri (gli specchi primari, lo ricordiamo, hanno un diametro di 8,4m). Queste due aperture sono provviste di imposte scorrevoli che si muovono lateralmente per liberare l'apertura. In altri punti dell'edificio sono state praticate diverse aperture per facilitare la circolazione dell'aria e limitare il seeing di cupola.
La rotaia per la rotazione dell'edificio ed il rivestimento della parte bassa della copertura sono state completate nel 1999.
La cupola e gli alloggi
Nel dicembre del 2000 è stata completata la cupola, e sono iniziati i lavori sui meccanismi idraulici, sistemi elettrici e di controllo e finiture architettoniche. L'edificio del telescopio ospiterà tutti i macchinari e gli equipaggiamenti, le sale di controllo e gli alloggi ed altre sale per la vita degli scienziati ospiti della struttura.
Dal lato nord-ovest al lato nord-est l'edificio principale è stato circondato con un edificio di supporto che ospiterà laboratori ottici, meccanici ed elettrici per la riparazione degli strumenti, come per esempio l'attrezzatura per l'alluminatura degli specchi. Sono stati anche realizzati due ascensori al fine di facilitare l'accesso ai vari livelli della struttura. Il progetto architettonico della cupola del LBT è stato realizzato da un consorzio di compagnie straniere ed italiane, e queste ultime hanno avuto un ruolo molto importante nello studio dell'integrazione dei vari componenti.
Gli specchi
Il Large Binocular Telescope è provvisto principalmente di tre coppie di specchi: gli specchi primari attivi, i secondari adattivi e gli specchi terziari piani a 45°. In particolare i secondari e gli specchi piani sono montati su bracci meccanici semovibili in grado di subentrare o liberare il cammino della luce a seconda delle occorrenze.
Gli specchi primari
L'LBT prevede due specchi parabolici primari non modulari, cioè composti da un unico blocco di vetro ricoperto da un sottile strato di alluminio. Questi specchi, del diametro di 8,4 metri ciascuno, sono provvisti di un sistema di ottica attiva per correggere gli effetti di deformazione dovuti al loro stesso peso. Inoltre sono provvisti di un foro in prossimità del vertice del paraboloide per permettere alla luce riflessa dai secondari di procedere sino agli strumenti sottostanti.
Gli specchi sono stati costruiti al laboratorio dello Steward Observatory dell'Università dell'Arizona a Tucson, in Arizona.
Gli specchi secondari adattivi
Raffinatissimi strumenti sviluppati presso i laboratori dell'osservatorio di Arcetri, i due specchi secondari adattivi concavi di 911 mm di diametro sono in fase di costruzione. Essi sono in grado di lavorare sia come strumenti di ottica attiva che di ottica adattiva. Quest'ultima soluzione utilizza le informazioni ricavate dai sensori di fronte d'onda dei vari strumenti costruiti per questo scopo.
I secondari sono costituiti da un sottile disco di vetro Zerodur ricoperto di alluminio su entrambi i lati. La superficie concava dei due specchi rifletterà, all'occorrenza, la luce riflessa dai primari; quella convessa servirà come armatura per i condensatori di un sistema di metrologia interno basato su sensori capacitivi. Tali sensori sono posti all'interno dei 672 attuatori elettromagnetici che, grazie ad un sistema a retroazione, agiscono sui rispettivi 672 magneti incollati sul retro di ognuno dei due specchi, deformandoli.
La deformazione dello specchio, calcolata da un software sfruttando le informazioni di un sensore di fronte d'onda, permette di correggere in tempo reale la distorsione del fronte d'onda dovuto alla turbolenza atmosferica.
Gli specchi terziari
Due specchi terziari, piani, inclinati di 45° rispetto all'asse ottico, permettono all'occorrenza di indirizzare la luce riflessa dai secondari adattivi verso l'interno della struttura. Qui, ruotando intorno all'asse ottico, gli specchi terziari devieranno il fascio luminoso sino a raggiungere i rivelatori delle tre coppie di strumenti scientifici interni.
Il corredo di strumenti scientifici
L'informazione viene raccolta da due grandi specchi primari parabolici di 8,4m ciascuno. Ognuno di questi specchi produce un fuoco primario F/1,14. Il fascio può essere riflesso dal secondario concavo ellissoidale in configurazione gregoriana che fornisce un fuoco F/15 agli strumenti scientifici. Il secondario è sottodimensionato in modo da utilizzare solo la parte riflessa dalla porzione interna di 8,22m del primario. In questo modo si garantisce che solo la luce proveniente dal cielo giunga al rilevatore scientifico, e non la radiazione proveniente dall'ambiente. Ciò è fondamentale per le osservazioni infrarosse, per le quali l'ambiente (~300 K) ha il suo picco di emissione ad una lunghezza d'onda di ~10 micron. Se questa radiazione venisse riflessa verso il rilevatore scientifico, introdurrebbe un fondo le cui fluttuazioni potrebbero essere più grandi dei segnali delle sorgenti astronomiche osservate rendendole non rilevabili.
Strumenti collegati ai due primi fuochi
I due fasci ottici, una volta incontrato il primario, procedono il loro cammino concentrandosi nei primi fuochi, dove possono essere rilevati dalle camere a grande campo (Large Binocular Camera, LBC). I due canali sono ottimizzati per due diverse bande di osservazione: U e B per il canale blu, V, R, I, Z per il canale rosso. In questo modo è possibile osservare contemporaneamente lo stesso oggetto usando diversi filtri. Le LBC sono in grado di coprire un campo di vista di ben 30 minuti d'arco dopo che una serie di sei lenti ha corretto le principali aberrazioni ottiche. Attualmente, una delle due camere a grande campo è già presente sul sito; l'altra, già completato l'assemblaggio presso i laboratori di Arcetri, è in fase di installazione. Di particolare interesse è la lente L1, di 810mm di diametro, al limite delle tecnologie attuali, al punto che è in fase di studio una nuova tecnica che consiste nel dividere lenti di queste dimensioni in una griglia di lenti di diametro inferiore.
I fuochi gregoriani diretti e gli strumenti MODS
Quando gli astronomi non utilizzano il primo fuoco, i bracci meccanici su cui le camere a grande campo sono montate ruotano verso l’esterno permettendo alla luce di proseguire oltre il fuoco fino ad arrivare agli specchi secondari. La luce riflessa giunge fin sotto il primario (forato), al fuoco gregoriano diretto. Qui si trovano i doppi spettrografi multi-oggetto (Multi-Object Double Spectrograph, MODS), capaci di misurare più spettri grazie ad una fenditura multipla. Anche questi strumenti, come le LBC, sono ottimizzati per due diverse bande di osservazione.
Le sei stazioni focali dei fuochi gregoriani ripiegati
Grazie a bracci meccanici semovibili analoghi a quelli che sorreggono le camere a grande campo, due specchi terziari piani a 45° possono intercettare la luce prima che questa superi il primario. I due fasci vengono così ripiegati verso la parte interna del telescopio, dove sono sistemate tre coppie di strumenti in corrispondenza dei fuochi gregoriani. Ogni terziario potrà, quindi, mandare la luce ora ad uno strumento, ora ad un altro ruotando semplicemente attorno all’asse ottico del primario. Concludendo, l’unico specchio secondario deformabile sarà utilizzato sia dagli spettrografi che da tutte le stazioni focali interne:
- lo spettrometro e camera LUCIFER, con correzione adattiva delle immagini nelle bande J, H e K. Esso sarà il primo strumento ad utilizzare la correzione adattiva fornita dal secondario e del sensore di fronte d’onda a piramide posto all’interno del suo derotatore.
- L’interferometro LBTI, che lavora alle lunghezze d’onda 8,0 − 9,5µm e 10,0 − 12,4µm, composto da:
- un combinatore di fasci;
- un interferometro di annullamento;
- una camera di annullamento.
Questi strumenti servono a formare immagini del campo nelle vicinanze della stella, escludendone la luce sfruttando l'interferenza distruttiva, per cercare oggetti deboli come dischi di polveri e pianeti extrasolari. Per un efficace livello d'annullamento è richiesto l'uso dell'ottica adattiva.
- Il sistema interferometrico multi-coniugato LINC-NIRVANA, che lavora alle lunghezze d’onda del visibile e del vicino infrarosso, con integrato un sofisticato sistema di ottica adattiva multi-coniugata che sfrutta la tecnica dell'ottica adattiva "layer oriented". In questo sistema il secondario fornisce la correzione adattiva delle perturbazioni di fronte d'onda, introdotti dagli strati bassi dell'atmosfera (ground layer).
Altre immagini
 L'LBT il 26/11/2007 |
 L'LBT al crepuscolo il 26/11/2007 |
 L'LBT al crepuscolo il 26/11/2007 dopo aver ruotato il telescopio in azimut |
 Binario ed uno dei quattro carrelli per la rotazione della cupola |
 Binario per la regolazione dell'altezza. Le persone presenti danno un'idea della scala. |
 Uno dei due specchi da 8,4m dell'LBT |
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Collegamenti esterni
- Sito web ufficiale
- Sito web dall'INAF
- Il filmato su LBT nel formato che preferisci
- Galleria fotografica dell'LBT.
- Wiki dell'LBT
- Large Binocular Camera (LBC), un contribuito italiano al progetto
- Informazioni sull'LBT dal Max Planck Institute
