8.8 KB · ⇊ 3 parts · ⤓ Micron 8.8 KB · ⤓ HTML 15.6 KB

top

In mwcqastronomia, il termine mwcgseeing (dall'inglese mwcwto see = vedere) indica un insieme di diversi fenomeni, dovuti principalmente all'mwdaatmosfera terrestre, che peggiorano l'immagine apparente degli oggetti astronomici osservati, in luce ottica e all'infrarosso. Le condizioni di seeing, per una determinata notte e località, descrivono quanto l'atmosfera terrestre perturba (a seconda della mwdqturbolenza e mwdgtemperatura) l'immagine dei corpi celesti osservati. Il seeing tipico, raggiungibile dai migliori mwdwtelescopi collocati in alta quota e nella fascia equatoriale (in Cile ed alle Hawaii), è valutabile tra i 0,6 e 0,8 mweasecondi d'arco di intervallo-separazione mweqrisolvibile.cite-ref-1[1]

• Cause del seeing

• Note

• Bibliografia

• Voci correlate

• Altri progetti

Per comprendere l'effetto del seeing è utile prendere in considerazione un caso ideale. Assumiamo che la mwgqsorgente osservata sia mwggpuntiforme, ovvero uno-dimensionale, e che le ottiche del rivelatore non incidano sulla qualità dell'immagine. In assenza di atmosfera il rivelatore osserverebbe la sorgente così com'è, puntiforme; mentre in presenza di una mwgwmassa d'aria, l'immagine della sorgente risulterebbe avere un'estensione superficiale con una densità di mwhafotoni decrescente dal centro dell'immagine della sorgente verso l'esterno con un profilo mwhqgaussiano. Per comprendere questo effetto di sparpagliamento dei fotoni dobbiamo pensare che un rivelatore, come un telescopio, ottiene l'immagine di un oggetto attraverso esposizioni (o pose) più o meno lunghe, che gli permettono di accumulare la luce proveniente dalla sorgente. Durante la posa le condizioni degli strati del cono di atmosfera che si trova tra la sorgente puntiforme e la superficie del rivelatore cambiano di frequente. Tali variazioni corrispondono ad un cambiamento dell'mwhgindice di rifrazione, che influisce sulla traiettoria dei raggi di luce e quindi sui punti della superficie del rivelatore dove i raggi incidono. Ai fini pratici, la turbolenza atmosferica ha l'effetto di spostare rapidamente (con un tempo dell'ordine dei millisecondi) l'immagine della sorgente sul rivelatore. Quanto l'immagine venga spostata dipende dalla turbolenza: più gli strati di atmosfera saranno turbolenti, maggiore sarà lo spostamento.

L'immagine finale della sorgente sarà data dalla sovrapposizione di tutti i punti arrivati al rivelatore durante l'esposizione. La funzione che descrive come i vari raggi di luce si sono distribuiti sulla superficie del rivelatore (ovvero l'immagine finale) è detta mwiafunzione di diffusione del punto (in sigla PSF, dall'inglese mwiqpoint spread function). Tale distribuzione viene spesso rappresentata, per semplicità, con una funzione mwiggaussiana. Esistono altre funzioni analitiche che possono riprodurre meglio la PSF reale delle sorgenti: un esempio è dato dalla funzione di Moffat (detta anche Moffattiana). La misura più comune del seeing è data dalla mwjalarghezza a metà altezza (in sigla FWHM, dall'inglese mwjqfull width at half maximum) della PSF e viene espressa in secondi d'arco. La larghezza a metà altezza è un utile punto di riferimento anche per comprendere la risoluzione angolare massima ottenibile con i telescopi: le migliori condizioni di seeing da terra permettono di avere una FWHM di circa 0,4 secondi d'arco e si ottengono solo in luoghi particolari e per poche notti all'anno; queste condizioni si ottengono ad esempio negli osservatori situati ad elevate altitudini e su piccole isole, come a mwjgMauna Kea nelle Hawaii o a mwjwLa Palma oppure presso la mwkabase Concordia in mwkqAntartide.

In realtà, gli effetti del seeing sono molto più complessi:

• primo perché molti corpi celesti non sono puntiformi ma hanno una estensione intrinseca osservabile con i telescopi (ad esempio i pianeti, le mwlqgalassie, le stelle molto vicine), mentre solo le stelle lontane ed i mwlgquasar possono essere approssimati a sorgenti puntiformi. Nel caso di sorgenti estese, l'immagine osservata è data dalla mwlwconvoluzione del profilo di luminosità dell'oggetto con la PSF.

• Un'altra complicazione è data dal fatto che nella PSF si devono prendere in considerazione anche gli effetti di disturbo strumentale che degradano l'immagine come, ad esempio, aberrazioni delle ottiche, errori di inseguimento etc.

• Una non indifferente sorgente di seeing è data da effetti di cupola. La turbolenza dovuta a gradienti di temperatura tra l'interno e l'esterno dell'edificio, tra gli specchi del telescopio e l'aria appena sopra la superficie può portare a duplicare se non triplicare i valori di seeing, soprattutto in quei piccoli telescopi costruiti prima degli studi sull'effetto dell'atmosfera sulle osservazioni.

Le due scale per i "valori di seeing" più adottate sono la scala di Antoniadi, valida soprattutto per l'osservazione planetaria e la scala di Pickering, valida in modo particolare per l'osservazione delle mwnwstelle doppie e di tutte le sorgenti cosiddette "puntiformi".

cite-note-11. ↑ mwpgMaura Sandri, mwpwmwqaIl cielo più bello del mondo, su mwqqmedia.inaf.it, 31 luglio 2020.

• mwrq(EN) David L. Fried, Statistics of a Geometric Representation of Wavefront Distortion, in Journal of the Optical Society of America, n. 55, 1965, pp. 1427-1435.

• mwrw(EN) R.J. Noll, Zernike polynomials and atmospheric turbulence, in Journal of the Optical Society of America, n. 66, 1976, pp. 207-211.

• mwsq(EN) C. E. Coulman, Fundamental and Applied Aspects of Astronomical "Seeing" (PDF), in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, n. 23, 1985, pp. 19-57.

• mwtqSpeckle imaging

• mwtwScintillazione

Altri progetti

• Wikimedia Commons

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su Seeing