Zerodur

Zerodur è un materiale in vetroceramica realizzato dalla Schott AG. Ha una struttura molecolare sia amorfa (o vetrosa), sia cristallina. Questa composizione le conferisce importanti proprietà come:

• Coefficiente di dilatazione termica prossimo a zero (0,2×10-7K-1 a 0–50 °C)
• Omogeneità spaziale molto stabile sui tre assi
• Buon comportamento alla lavorazione meccanica
• Può essere lucidato con un livello di precisione molto elevato
• Può essere facilmente rivestito con altri materiali
• Porosità nulla
• Buona stabilità chimica

Principali Applicazioni

Lo Zerodur per le caratteristiche legate al coefficiente di dilatazione termica quasi nullo, è il principale materiale impiegato nelle ottiche dei telescopi avanzati come il Very Large Telescope, ma vi sono anche impieghi nella microlitografia e nelle tecnologie per le misurazioni.

Maggiori Proprietà Fisiche

• Dispersione : (nf - nc) = 0,00967
• Densità : 2,53 g/cm3 a 25 °C
• Modulo di Young : 9,1 x 1010 Pa
• Modulo di Poisson : 0,24
• Calore specifico a 25°C: 5 °C: 0,196 cal/(g·K) = 0,82 J/(g·K)
• Coefficiente di dilatazione termica (20 °C to 300 °C) : 0,05 ± 0,10 × 10-6/K
• Conducibilità termica a 20 °C: 1,46 W/(m·K)
• Temperatura massima: 600 °C

Camera CCD

Il CCD (acronimo dell'inglese Charge-Coupled Device, in italiano DAC, dispositivo ad accoppiamento di carica) consiste in un circuito integrato formato da una riga, o da una griglia, di elementi semiconduttori (photosite) in grado di accumulare una carica elettrica (charge) proporzionale all'intensità della radiazione elettromagnetica che li colpisce. Questi elementi sono accoppiati (coupled) in modo che ognuno di essi, sollecitato da un impulso elettrico, possa trasferire la propria carica ad un altro elemento adiacente. Inviando al dispositivo (device) una sequenza temporizzata d'impulsi, si ottiene in uscita un segnale elettrico grazie al quale è possibile ricostruire la matrice dei pixel che compongono l'immagine proiettata sulla superficie del CCD stesso. Questa informazione può essere utilizzata direttamente nella sua forma analogica, per riprodurre l'immagine su di un monitor o per registrarla su supporti magnetici, oppure può essere convertita in formato digitale per l'immagazzinamento in file che ne garantiscano il riutilizzo futuro

CCD In Astronomia

Sin dalla sua nascita il CCD ha avuto largo uso in campo astronomico, dimostrando subito le enormi potenzialità rispetto alla fotografia tradizionale. Gli osservatori astronomici si sono dotati di questo strumento anche per velocizzare e rendere più precise le osservazioni astronomiche; anche l'immagine catturata dallo specchio di 2,4 m di diametro del telescopio spaziale Hubble viene focalizzata su un CCD di 8 MPx. Il telescopio Pan-STARRS sviluppato per individuare i potenziali asteroidi in rotta di collisione con la Terra ha una serie di 60 CCD che generano 1.4 GPx e quindi ha il CCD con più alta risoluzione del pianeta. L'abbattimento dei costi, inizialmente molto alti, ha permesso negli ultimi anni la diffusione dei CCD anche in campo amatoriale. Sempre più astrofili si dotano di un CCD per le riprese, consentendo risultati in passato impensabili per un non professionista. Per ottenere le immagini desiderate, il dispositivo viene applicato al fuoco del telescopio. Il CCD per uso astronomico, contrariamente ai CCD utilizzati per le videocamere, webcam, macchine fotografiche, deve avere, causa le lunghe esposizioni, il minimo rumore di fondo e quindi ridurre la sua componente più importante: il rumore termico. Per ottenere tale risultato è necessario utilizzare CCD con elettronica progettata appositamente per tale scopo, con la possibilità di potersi interfacciare ad un dispositivo di raffreddamento (normalmente è una cella di Peltier), che consente di mantenere il dispositivo ad una temperatura molto bassa. Quando il sensore CCD è mantenuto ad una temperatura più bassa, la qualità delle immagini migliora, in quanto si riduce il rumore termico.

Montatura Equatoriale

Una montatura equatoriale è una montatura o sostegno di un telescopio che consente con un unico movimento, manuale o motorizzato, di "inseguire" il moto apparente di un astro nel cielo, in realtà ruotando in sincrono col moto di rotazione terrestre. Le montature equatoriali si dividono in più categorie. Esse presentano tutte in comune due caratteristiche: una fisica ed una strumentale. La caratteristica fisica comune a tutte le montature equatoriali consiste nel fatto che l'asse principale intorno a cui ruota tutta la massa strumentale presenta, rispetto al suolo, un'inclinazione variabile in funzione della latitudine del posto in cui lo strumento si trova: tale asse mira quindi il Polo Nord celeste. L'altra caratteristica consiste nell' invariabilità della declinazione strumentale: una volta puntato l'oggetto da osservare, entra in funzione il solo moto siderale e non c'è rotazione di campo. Per queste caratteristiche, tali montature sono ideali per l'astrofotografia: con un unico movimento di rotazione (un giro completo in circa 24h) su un asse parallelo a quello terrestre, l'oggetto osservato rimarrà sempre inquadrato nello stesso punto del campo di osservazione; nello stesso tempo, nel campo osservato tutti gli oggetti rimarranno nella stessa posizione.

Montatura Equatoriale a Forcella

È la più pratica delle montature equatoriali. Il telescopio è fissato all'interno di una forcella che punta il Polo Nord celeste. Consente l'accessibilità al polo e non ha problemi di reversibilità di assi. L'unico svantaggio è rappresentato dal fuori centro delle masse rispetto all'asse gravitazionale ideale, per cui la forcella deve essere della massima robustezza per non subire flessioni all'estremità dove è situato l'intero peso strumentale del tubo ottico.

Motorizzazione e Automazione

Tutte le montature, oltre che con movimenti manuali, possono compensare il moto apparente della volta celeste con opportuni sistemi motorizzati. Una volta orientato ed allineato polarmente lo strumento con diversi sistemi, un unico moto orario che compia il giro completo in maniera sincrona con il moto di rotazione terrestre, permetterà di mantenere perfettamente centrato l'oggetto celeste inquadrato. Il discorso è valido per oggetti celesti al di fuori del sistema solare, mentre ad esempio per i pianeti, il loro moto relativo contribuirà ad ulteriori piccole variazioni. Il moto orario meccanico viene realizzato tradizionalmente con sistemi che prevedono una vite senza fine innestata sull'asse di un motore elettrico, che va a fare girare una ruota dentata solidale con l'asse polare dello strumento, e con asse ad angolo retto rispetto alla vite.

Spettroscopio e Spettrografo

Lo spettroscopio è uno strumento usato in chimica e fisica per l'osservazione e l'analisi della radiazione elettromagnetica emessa da una sorgente. Può essere a prisma, se utilizza un prisma ottico, o a reticolo, se viene usato un reticolo di diffrazione. Lo spettroscopio è uno strumento formato da un collimatore, un cannocchiale, un piattino, una piattaforma e due noni. Il collimatore è una struttura in tubi metallici fissa al cui interno sono disposte in maniera opportuna lenti convergenti. È regolabile in lunghezza e inclinabile mediante viti, e termina da un lato con una fessura di larghezza regolabile. L’altro termine si affaccia sul piattino dove si trova il reticolo o il prisma. Anche il piattino è regolabile in inclinazione mediante due viti e in altezza allungando o accorciando l’asta che lo sorregge, ed è libero di ruotare. Sotto l’asta che sorregge il piattino si trova un goniometro con i due noni. Il cannocchiale è simile al collimatore ma è libero di ruotare ed è provvisto di oculare per l’individuazione del raggio deviato. Il cannocchiale può essere regolato con regolamento fine da una manopola. Le immagini monocromatiche col semplice uso di un prisma o di un reticolo non sono generalmente ben separate l’una dall’altra e si sormontano parzialmente. Per riuscire a separare lunghezze d’onda molto vicine tra loro si deve ricorrere ad opportuni accorgimenti che vengono realizzati con lo strumento detto spettroscopio, se serve solo per guardare lo spettro ad occhio, o spettrografo se serve per fotografare lo spettro. In tali strumenti, condizione essenziale per ottenere un’elevata capacità di separazione, cioè, come si dice in linguaggio tecnico, un elevato potere risolutivo, è la presenza di una stretta fenditura d’ingresso che isola uno stretto fascio della luce da esaminarsi: le righe spettrali non sono che altrettante immagini monocromatiche della fenditura. Il cuore dello spettroscopio e dello spettrografo è il dispersore, che può essere sia un prisma che un reticolo. Ognuna delle due alternative presenta vantaggi e svantaggi che vanno valutati in funzione delle applicazione cui lo strumento è destinato. Occorre inoltre una lente che raccolga la luce dalla fenditura e con questa illumini il dispersore e poi una lente che raccolga i fasci di luce dispersa e formi le immagini monocromatiche sul piano della lastra fotografica. In astronomia lo spettrografo viene applicato al telescopio in modo che la fenditura d’ingresso coincida col fuoco dell’obiettivo. Si ottiene così lo spettro della stella la cui immagine si forma nel fuoco. Il modo più tradizionale per scomporre la luce è l'utilizzo di un elemento di vetro a forma di prisma; oggi si ricorre, almeno in astronomia, soprattutto a dei sensori elettronici come il Charge Coupled Device o il Charge Injection Device, utilizzati sia per le frequenze del visibile che dell'ultravioletto.

Telescopio Meade LX200R

Questo telescopio, concepito per l'osservazione notturna del cielo, monta uno specchio primario da 10' (263mm) in vetro Pirex e uno specchio secondario da 94mm dello stesso materiale. Il Meade LX200R garantisce un ingrandimento massimo di 650x e contiene in memoria oltre 14000 oggetti. La mantatura del tubo ottico è altazimutale a forcella.

Altre Caratteristiche

• Lunghezza focale: 250mm
• Rapporto focale: F10
• Potere risolutivo: 0.45"
• Trattamento superfici: UHT
• Dimensioni cercatore: 8x50mm

Telescopio Meade LX200R

Questo telescopio, concepito per l'osservazione notturna del cielo, monta uno specchio primario da 10' (263mm) in vetro Pirex e uno specchio secondario da 94mm dello stesso materiale. Il Meade LX200R garantisce un ingrandimento massimo di 650x e contiene in memoria oltre 14000 oggetti. La mantatura del tubo ottico è altazimutale a forcella.

Altre Caratteristiche

• Lunghezza focale: 250mm
• Rapporto focale: F10
• Potere risolutivo: 0.45"
• Trattamento superfici: UHT
• Dimensioni cercatore: 8x50mm

Telescopio Solare Coronado PST

Questo telescopio, concepito per l'osservazione della cromosfera solare, monta una lente da 40mm in vetro Pirex . Il telescopio solare Coronado PST è dotato di filtri idrogeno-alfa (Ha) 1 angostrom in etalon. Il tubo ottico ha una lunghezza totale di 350mm.

Altre Caratteristiche

• Lunghezza focale: 400mm
• Rapporto focale: F10
• Diaframma: 40mm
• Larghezza banda: 1.0 A
• Stabilità termica: 0.005 A/° C

Professor Antonio Grandieri

Nato ad Acquaviva delle Fonti (Ba) nel 1955, dopo un diploma di Liceo Artistico, si laurea all'Università di Bologna in Astronomia nel 1986. Dal 1987 insegna Fisica e Matematica presso i Licei Sperimentali "Luigi Stefanini" di Mestre, dal 1990 al 2003 ha tenuto diversi corsi per l'Università Ca' Foscari di Venezia e il Ministero del Lavoro e della Previdenza Sociale:

• Dal 1990 al 1992 come docente di Informatica nel corso di perfezionamento "Glottodidattica con Tecnologie Avanzate";
• Nell'anno scolostico 1996-1997 sempre come docente di Informatica nel corso d'aggiornamento "Uso del computer per gli insegnanti della scuola elementare", come docente di Matematica nel corso "Energy Manager" e come docente di Matematica e Statistica al corso "Tecnico Controllo e Qualità";
• Nell'anno scolastico 1997-1998 come docente di Informatica nei corsi "Aggiornamento sulle nuove tecnologie didattiche multimediali" e "Introduzione a Tool Book";
• Infine nel 2003 come docente di Fisica del modulo "Inquinamento elettromagnetico ad alta frequenza" nel corso di formazione "Esperto in Gestione Ambientale".

Nell'ambito dei Licei Stefanini gestisce e coordina diversi progetti in funzione di responsabile e referente:

• Responsabile Laboratorio di Fisica Solare Solphylab
• Referente Orientamento in uscita
• Referente Stage Estivi per l'indirizzo Scientifico-Tecnologico
• Refente Progetto "Recupero e Riorganizzazione Laboratori Scientifici"
• Auditor Interno Sistema per la Gestione Qualità

Tra il 1980 e il 1999 ha progettato, organizzato e condotto quattro diverse spedizioni a carattere scientifico: "Iceland Tour" in Islanda nel 1980; una Spedizione in Finlandia in occasione dell'Eclisse Totale di Sole del 1990; una Spedizione in Messico per l'Eclisse Totale del 1991; infine il viaggio "Obelix 99" in occasione dell'Eclisse del 1999. Attualmente oltre all'insegnamento si occupa dell'organizzazione e del coordinamento dell'Associazione Acquavivitese Astrofili e dell'Osservatorio Didattico Comunale di Acquaviva. CV Completo (PDF)

Professor Francesco Berrilli

Nato a Roma nel 1958 si laurea a La Sapienza nel 1983 con la tesi su "Realizzazione di uno spettrometro a infrarossi del telescopio Tirgo e primi risultati di Ae / Be di Herbig osservazioni stelle". Ha iniziato la propria carriera prima come programmatore presso SOGEI (Ministero delle Finanze italiano) in qualità di esperto in database relazionali, poi come astrofisico lavorando nel campo dell'astronomia infrarossa e dei processi di formazione stellare prima presso CNR-IFSI e in seguito con UToV Solar and Space Physics Group. Dal 1989 è docente di Fisica Computazionale, Laboratorio di Astrofisica e Fisica Solare presso il Dipartimento di Fisica dell'Università di Roma Tor Vergata. Da circa venti anni si occupa di fisica solare sperimentale e dinamica dell'atmosfera solare. Collabora attivamente con il MIUR, diverse scuole secondarie ed associazioni culturali per la divulgazione della scienza ed in particolare della ricerca tecnologica ed astrofisica. Partecipa, come responsabile dello heat rejecter (sistema per la dispersione del calore nel fuoco primario), al progetto EST per la progettazione e realizzazione di un telescopio solare europeo di futura generazione ed è Principal Investigator del satellite solare ADAHELI finanziato dall'ASI (Agenzia Spaziale Italiana). Attualmente nel suo lavoro di ricerca si occupa di:

• Tecniche sperimentali: l'astronomia ottica e IR con base a terra. Realizzazione di sistemi di acquisizione di immagini basati su rivelatori CCD e CMOS.
• Analisi delle immagini: realizzazione della procedura automatica di segmentazione di immagini (Soglia dinamica e ottimale, Medial Axis Transform, skeleton, spatial operators).
• Analisi delle immagini: indagine di strumenti statistici per l'analisi delle immagini da terra e dallo spazio (entropia dell'informazione, PCF, VPD, ecc).
• Fisica solare: Dinamica di bassa atmosfera solare, modelli dinamici di avvezione magnetica passiva, granulazione solare e supergranulazione, attività solare.