Eclissi Lunare 2009: foto ore 20.31

Fortunatamente il cielo napoletano è stato graziato dal maltempo, nonostante le previsioni metereologiche prevedessero pioggia (Come lavorano 'sti colonnelli? Bah!).

Ecco la foto che ho scattato alle ore 20.31 (sei minuti dopo il massimo dell'eclissi previsto per le 20.25):

Strumentazione: Skywatcher 130/900, Kellner "Super" 10mm, Polaroid i1035.

Seeing 8 Scala Pickering

Tutto l'universo conosciuto in SEI minuti: satelliti artificiali e Iridium Flares

Durante una pausa dallo studio, mi imbatto in questo video alquanto suggestivo il quale m'ha lasciato addosso l'oggettiva coscienza di essere un qualcosa di infinitamente piccolo: andrebbe fatto vedere a tanti palloni gonfiati in giro per le strade asfaltate, ma purtroppo dubito che arrivino alle mie stesse conclusioni; sì, lo so: sto divagando.

Tornando al nostro video, sono rimasto colpito dalla quantità di satelliti artificiali messi in orbita terrestre e di questi parlerò nel corso di questo post.

I satelliti artificiali

Il numero di satelliti artificiali che ruotano intorno alla Terra varia tra i 14000 e 20000 dei quali SOLO 400 funzionanti: se fossi un alieno sinceramente mi terrei lontano da una tale pattumiera!

Ho creato un piccolo video utilizzando Celestia, software veramente stupendo, il quale mostra il movimento di circa 1000 satelliti artificiali a velocità incrementata di un fattore 1000:

Era il 7 ottobre 1957 quando l'Unione Sovietica lanciò lo Sputnik-1, il primo satellite artificiale ad essere messo in orbita, il quale venne seguito dallo Sputnik-2, famoso per essere stato il primo satellite ad essere spedito in orbita con un essere vivente al suo interno: Laika, il primo cane/eroe spaziale.

Laika - Fonte Wikimedia

La sorte di Laika era stata fissata già prima della partenza: sarebbe morta in orbita in quanto lo Sputnik-2 fu realizzato senza scudo termico necessario per il rientro; non morì di fame, bensì di paura e solitudine poco dopo la messa in orbita, ma almeno nel posto giusto: tra le stelle!

Nell'anno 1958 fu il turno dell'americano Explorer-1. Per "patriottismo" vi aggiungo che il 15 dicembre 1964 fu lanciato l'italiano San Marco-1, il quale ci pose al terzo posto tra i paesi ad aver immesso un satellite artificiale in orbita.

I satelliti artificiali si possono dividere in due categorie: i satelliti scientifici e quelli applicativi; i primi sono destinati all'ambito puramente scientifico mentre i secondi hanno travano la loro utilità negli ambiti militari e commerciali civili.

In base alla loro altezza sono ulteriormente classificati:

• LEO (Low Earth Orbit) posti in una fascia di altezza tra i 700km e 2000km; tra questi troviamo gli Iridium (Telefonia Satellitare), i Teledisc (Telecomunicazione), l'Envisat (Monitoraggio Ambientale) e la Stazione Spaziale internazionale.
• MEO (Medium Earth Orbit) i quali sono ad un'altezza di 10000km e sono per la maggior parte satelltiti scientifici. Tra questi abbiamo Lageos (Misura distanze tra i continenti), Exos (Studio Ambientale), Apex (Studio Magnetosfera), Odissey (Trasmissione Dati), Ico (Telefonia Mobile) e Rosat (Monitoraggio Raggi X).
• GEO (Geostatic Earth Orbit) posti ad un'altritudine di circa 36000km e tra questi troviamo Meteosat (Monitoraggio Meteo), Astra e Eutelsat (Trasmissioni Televisive).

Qualsiasi satellite orbita intorno alla Terra senza precipitare o allotanarsi se soddisfa una data relazione facilmente ricavabile:
la forza centrifuga ha formula:

Fc = (mv²)/r  dove  m: massa satellite, v:velicità satellite, r: raggio

la forza gravitazionale invece è:

Fg = (GmM)/r²  dove  M:massa Terra, G:costante di gravitazione

Uguagliando le due formule al fine di trovare l'equlibrio abbiamo che:

(mv²)/r = (GmM)/r²      =>     v = sqrt(GM/r)   dove sqrt: radice quadrata

E' possibile osservare un satellite in orbita con un telescopio? Certo che si, ma anche ad occhio nudo! Questo tipo di "avvistamenti" prendono il nome di Iridium Flare: "L'effetto visivo è che un puntino di luce cha fatichiamo a vedere ad occhio nudo, nel giro di pochi secondi aumenta la sua luminosità fino a raggiungere magnitudini negative, dopodiché altrettanto rapidamente si affievolisce e torna alla luminosità normale: questo è appunto un Iridium Flare." (fonte Commissione Divulgazione "UAI"). Posto anche un video preso da Youtube:

Per sapere in anticipo dove guardare potete fare riferimento al sito Heavens Above: impostate la vostra latitudine e longitudine e poi navigate tra i vari links i quali vi daranno l'ora, l'altezza e l'azimut per l'osservazione: ad esempio per la mia latitudine il prossimo Iridium Flare della ISS (Stazione Spaziale Internazionale) è previsto per il 5 Gennaio 2010, ore 18:07:43, Altezza 10 e Azimuth SSW.

N.B. L'azimuth in gradi, come specificato nel sito, si ottiene così:

N (0°), NNE (22,5°), NE (45°), ENE (67,5°), E (90°), ESE (112,5°), SE (135°), SSE (157,5°), S (180°), SSW (202,5°), SW (225°), WSW (247,5°), W (270°), WNW (292,5°), NW (315°), NNW (337,5°).

OFF TOPIC: Oggi termina l'Anno Internazionale dell'Astronomia e sempre oggi si dovrebbe avere un'eclissi di Luna; per ora il tempo è buono, speriamo si mentenga così!

Cieli Sereni e Buon Anno!

Secondo scatto lunare: Galileo e l'altezza dei monti lunari

Strumentazione: Skywatcher 130/900, Lente di Barlow 2x, Kellner 20mm, Polaroid i1035

I disegni di Galileo

La metereologia non è mia alleata ultimamente, quindi mi devo accontentare di brevi squarci di cielo dai quali spiare la Luna a mo' di Lino Banfi che attraverso il buco della serratura spiava Edwige Fenech. L'ultima osservazione col telescopio risale al 23/12/09 durante la quale ho scattato la foto che ho allegato. A parte i vari ed interessantissimi crateri e il Mare della Serenità, la mia attenzione è stata catturata dal puntino bianco nella regione non illuminata della Luna: oggi affermiamo con decisione che è un monte lunare. Ma pensiamo allo stupore di Galileo che nel 1609 puntò un cannocchiale a 20 ingrandimenti verso la Luna: era l'epoca dell'aristotelismo rinascimentale, quindi la somma autorità nel campo scientifico era Aristotele (nonostante fosse vissuto 16 secoli prima) il quale considerava gli oggetti celesti, e quindi anche la Luna, come oggetti piatti, perfettamente circolari e lisci.

Schema di calcolo usato da Galileo

"I'che c'è qua? Maremma! No, macchè maremma! Qui son monti!" pensò Galileo vedendo i punti bianchi oltre il terminatore. Prese carta, calamaio e penna e documentò quanto vedeva attraverso il cannocchiale. Il Metodo scientifico, del quale Galieo fu l'iniziatore, non si fermava qui: decise allora di calcolarne l'altezza. Nel suo caso, Galileo stimò che la distanza della montagna dal terminatore in circa 1/20 del diametro lunare, la cui misura era nota già da tempo. Quindi essendo noti AB e BC, con il Teorema di Pitagora, ricavò l'ipotenusa AC; sottraendo da quest'ultima il raggio lunare BC abbiamo AD che è proprio l'altezza del monte in questione.

Eh beh, quando uno è un genio, è un genio e basta!  Cieli Sereni!

 

Atlante Virtuale Lunare e primo scatto: Theophilus, Cyrillus e Catharina.

Durante una toccata e fuga dal mio balconcino, complici un piccolo squarcio di cielo con un misero seeing 3 Scala Pickering dopo giorni di cielo coperto e la Luna crescente, riesco a scattare con la mia fotocamera digitale Polaroid i1035 la foto sotto.

La strumentazione: Skywatcher 130/900, lente di Barlow 2x, oculare Kellner "Super" 10mm.

Dopo essermi compiaciuto di me stesso per aver fatto uno scatto abbastanza fermo con l'ausilio delle sole mani (nonostante il tremore dovuto agli altri 4000 scatti venuti mossi), mi domando: "Ma come si chiamano quei tre crateri sul lato sinistro?". Non possedendo alcun atlante lunare mi accingo a trovarlo su internet e sono piacevolmente colpito da questo che, oltre ad essere gratuito ed intuitivo, è ricco di informazioni. Infatti vengo a sapere che i tre crateri sono (partendo da quello all'estrema sinistra):

• Theophilus: in onore del filosofo greco Teofilo del 4° secolo d.C., nato ad Alessandria non si sa quando e morto nel 492 d.C. non si sa dove. Catalogato da Giovanni Riccioli, il quale, tramite Wikipedia, vengo a sapere essere un gesuita che fece una prima mappa lunare, nel 1651. Questo cratere inoltre ha una montagna a quattro punte al centro (si vede anche nella foto) alta 1400 mt, praticamente poco più alta del Vesuvio (tralasciando l'attività vulcanica).
• Cyrillus: catalogato anch'esso da Riccioli e così nominato in onore a San Cirillo, anch'egli filosofo alessandrino del 4° secolo d.C. Ha tre montagne che si possono giusto scorgere dalla foto. Tramite il software inoltre vengo a sapere che San Cirillo condannò "l'eresia di Nestorio nel 431 e precisò la dottrina dell'Incarnazione di Cristo".
• Catharina: catalogato sempre da Riccioli e prende il nome da Santa Caterina, santa cristiana del 3° secolo d.C. nata in Grecia non si sa dove e quando e morta probabilmente ad Alessandria nel 307 d.C. Il software mi dice che Santa Caterina è una martire cristiana, patrona dei filosofi e fu decapitata per ordine dell'imperatore Massenzio.

Queste sono le notizie più superficiali prese dal software, dove per ogni cratere possiamo trovare le dimensioni, la descrizione, la posizione e consigli per l'osservazione.

Insomma è stata una bella mezz'ora densa di stupore e di informazioni.

Cieli Sereni.

Rocktrail 10x50 (Lidlocolo 12/2009): panoramica, collimazione e osservazione

Questo è il binocolo che periodicamente è possibile acquistare nei punti vendita Lidl tipicamente per un prezzo che si aggira intorno ai 20€; la marca non è sempre la stessa (ad esempio nel 2008 la marca era Bresser, l'anno prima della Meade), ma più o meno sono tutti simili.

Questo è il binocolo messo in vendita dalla catena Lidl al prezzo di 20€ nel mese di dicembre 2009. (ho dovuto rieditare il precedente post dato che non è assolutamente vero che questo può essere paragonato al Bresser o al Meade).

Partiamo dal contenuto della scatola:

1 binocolo 10x50 con relativi tappi per gli oculari e per gli obiettivi;

1 borsa portabinocolo;

1 tracolla da legare al binocolo;

1 panno per pulire le ottiche (DA EVITARE COME LA PESTE per non graffiare le lenti).

Iniziamo con l'osservare il binocolo tralasciando le sensazioni tattili: notiamo che gli obiettivi non sono allineati con gli oculari, alla base dell'oculare destro c'è una ghiera e varie scritte come: "10x50", "BaK-4", "Long Eyerellef" (ma in realtà dovrebbe essere "Long Eyerelief") e "114m/1000m". Analizziamo ora quanto abbiamo avuto modo di osservare.

Prismi di Porro e Prismi a Tetto

Gli obiettivi non sono allineati con  gli oculari: questo ci fa convincere del fatto che sono stati utilizzati dei Prismi di Porro, che prendono il nome dall'ingegnere italiano Ignazio Porro che li inventò intorno al 1850, anzichè dei Prismi a Tetto nella realizzazione del binocolo. Questi sono necessari al fine di capovolgere l'immagine che altrimenti risulterebbe ribaltata sia sull'asse verticale che orizzontale.

Qual è la differenza tra i due tipi di prismi? Per quanto concerne l'uso astronomico nessuna in quanto la maggiore luminosità e la stereoscopia dell'immagine (effetto 3D) dei prismi di Porro rispetto di quelli a tetto è possibile apprezzarla solo in diurna e con soggetti relativamente vicini.

I binocoli che utlizzano i prismi di Porro sono meno costosi da realizzare a parità di prestazioni, più ingombranti e sensibili agli urti, i quali producono un diallineamento dei prismi (come recuperare l'allineamento lo spiegherò più avanti nel post). I binocoli che invece sono stati realizzati con i prismi a tetto sono semplicemente meno ingombranti, quindi più maneggevoli, e costosi.

La ghiera sottostante all'oculare: la Regolazione Diottrica

Fortunatamente la Rocktrail non si è dimenticata delle persone con problemi di vista: la ghiera che abbiamo notato serve appunto a compensare la differenza di diottrie che intercorre tra l'occhio destro e quello sinistro. Come si procede?

• Chiudere l'occhio destro.
• Regolare a questo punto il regolatore centrale (fuocheggiatore) in modo da rendere nitida e chiara l'immagine per l'occhio sinistro.
• Aprire ora l'occhio destro e chiudere quello sinistro.
• Girare il regolatore della diottria (la ghiera posta sotto l'oculare) fino ad ottenere un'immagine chiara e nitida.

N.B. Quando la tacchetta sulla ghiera è in prossimità del puntino bianco (come si vede in foto) allora entrambi gli oculari fuocheggiano senza differenza di dottria.

Focalizziamo ora l'attenzione sulle diciture che abbiamo modo di leggere sul binocolo e analizziamole con un minimo di commento.

10x50

Questa scrittura indica gli ingrandimenti (10x) e il diametro o la pupilla d'entrata (50mm), ovvero quanto luminosa sarà l'immagine che vedremo usando il binocolo. Bisogna precisare che quanto più crescono gli ingrandimenti e/o il diametro tanto più cresceranno le dimensioni reali e il peso del binocolo. Il Rocktrail pesa circa 820g, quindi risulta ancora maneggevole sul lungo periodo.
Già da questi due numeri è possibile calcolare parametri importanti che caratterizzano il binocolo.

La Pupilla d'uscita, che è quel cerchietto che si vede nell'oculare allontandandolo ad una distanza di circa 25cm dall'occhio, si calcola come nel caso del telescopio:

Pu = D / I = 50 / 10 = 5mm   dove   D: diametro  e i: ingrandimento

Anche qui in generale una grande pupilla d'uscita è da favorirsi per le osservazioni in notturna, ma tenenendo conto del fatto che la pupilla umana al buio si porta ad un diametro massimo di 7mm e che scende ad un minimo di 2mm in diurna, ci troviamo di fronte ad un oggetto che si comporta molto bene in diurna (ad esempio per il Birdwatching) e discretamente per l'osservazione notturna (non vi allarmate, posso dirvi da subito che sono riuscito a vedere con questo binocolo i satelliti di Giove come dei piccoli punti luminosi).

Passiamo ora al Fattore Crepuscolare che è fefinito come

Fc = (i * D)½ = (10 * 50)½ = 22.4

è un valore puramente matematico (ovverosia non tiene conto di come sono trattate le lenti) il quale ci dà un'idea di massima di come si comportano due binocoli in condizioni di scarsa illuminazione a parità di trattamenti di ottiche.

BaK-4

Indica il tipo di vetro utilizzato per realizzare i prismi di Porro; prendendo uno stralcio da binomania: "Qualche ulteriore nota merita il fatto che con i prismi di Porro, se la pupilla d’uscita (dischetto chiaro visibile al centro degli oculari) appare di forma quadrangolare inscritta in un circolo residuo meno luminoso (vignettatura), è facile accorgersi che siamo in presenza di prismi in vetro BK7, mentre se la pupilla è netta e rotonda si tratta di vetro BaK4, ad indice di rifrazione più alto e quindi in grado di convogliare, senza perdite, tutto il flusso luminoso dalla pupilla di entrata (obiettivo) alla pupilla di uscita (oculare)". Quanto detto vale per un binocolo collimato, capiremo poi il perché.

Long Eyerelief

Questa dicitura sta ad indicare che il binocolo è stato progettato per permettere di vedere l'intero campo inquadrato anche indossando gli occhiali e tenendo l'occhio ad una certa distanza dall'oculare, ultilizzando ad esempio le conchiglie ad estrazione elicoidale.

114m/1000m

Indica il Campo visivo reale (Cr), ossia quanti metri lineari (114m) si riescono ad osservare ad una distanza di 1000m; è possibile calcolarsi questa grandezza in gradi attraverso il metodo esposto nella figura a fianco. Da questa è poi possibile ricavare il Campo visivo apparente (Ca), ovvero l'ampiezza dell'area vista effettivamente attraverso il binocolo, tramite la formula:

Ca = Cr * i   dove   i: ingrandimenti 

(nel nostro caso Ca = 7.25 * 10 = 72.5°).

Finita la panoramica sui parametri ottici, riprendiamo ora quanto detto in precendenza per prismi di Porro, cioè che sono sensibili agli urti e quindi soggetti al disallineamento dei prismi. e a come rimediare. 

Collimazione

Quando un binocolo è scollimato? Lo è quando, utilizzandolo, nel campo vediamo doppio, ovvero le immagini provenienti dall'occhio destro e dall'occhio sinistro non si sovrappongono dando luogo ad una sola immagine, e avvertiamo un notevole affaticamento degli occhi con conseguente mal di testa (non immediato); ad esempio nel caso stessimo puntanto un'antenna lontana minimo un paio di chilometri e dal binocolo osserviamo due antenne. Questo è il caso di un binocolo notevolmente scollimato.

Può anche accadere che il binocolo sia affetto da una leggera scollimazione che il cervello riesca a compensare questo disallineamento, ma un uso prolungato nel tempo di tale binocolo produce inevitabilmente affaticamento degli occhi e mal di testa. Come accorgersi di questa lieve scollimazione (mal di testa a parte)? In notturna, puntiamo una stella, mettiamo a fuoco e chiudiamo gli occhi per 3-5 secondi: se alla riapertura notiamo che ci mettiamo un po' di tempo (tempo compreso tra 0,5 e 1 secondo) a sovrapporre le immagini, allora il binocolo è lievemente scollimato.

Prima di iniziare sui passi da seguire per la corretta collimazione del binocolo, bisogna munirsi di un set di cacciaviti di precisione, reperibili in qualsiasi ferramenta ad un costo di 2-3€ circa.

Procediamo con la collimazione. Innanzitutto bisogna localizzare i grani del binocolo:

  

In diurna (se in binocolo è molto scollimato, altrimenti passate al prossimo step):

• Regolare con precisione la distanza interpupillare.
• Puntante un oggetto lontano (minimo oltre i 2 km) e mettete a fuoco.
• Agite sui grani in modo da far "fondere" l'immagine doppia.
• Dopo questo primo allineamento, fate passare 20 minuti (per far riposare gli occhi), ricontrollatelo e nel caso affinatelo.
• Fatto questo, puntate il binocolo su uno sfondo chiaro (NON PUNTATE IL SOLE, il cielo diurno invece va più che bene) e verificare da una distanza di 15-20cm che la pupilla d'uscita sia perfettamente circolare, avendo l'accortenza di "posizionare l'occhio in asse con gli oculari; ma ATTENZIONE l'osservazione deve avvenire con un solo occhio! Usandone due infatti si rischia di cadere in errore dato che l'altro occhio, osservando "di lato", taglia la pupilla." (Ivan86 di Coelestis). Nel caso che questa non sia perfettamente circolare, bisogna riinziare da capo.
• In notturna (nel caso di lieve scollimazione e comunque da portare a termine una volta fatta la collimazione in diurna):

Trovate un modo per tenere ben fermo il binocolo (un treppiede Manfrotto sarebbe l'ideale, ma nel caso non l'aveste, personalmente ho provato ad inginocchiarmi e a poggiare le braccia sul balcone e tenendo gli avambracci ad angolo retto con quest'ultime; l'immagine tremava ugulamente, ma quantomeno si ha una stabilità maggiore).

• Puntate un astro (Giove, Sirio, Vega, etc.) e, se la sorgente luminosa puntiforme è sdoppiata, agite sui grani fino a far fondere l'immagine. Nel caso di affaticamento, attendete che passino 20 minuti e ricominciate.
• Nel caso possediate un treppiede, potete allontarvi dagli oculari e controllare che l'immagine non si sdoppi: se l'immagine resta unica ad una distanza di 15 cm la collimazione è decente; se questo accade anche a 30cm allora abbiamo ottenuto una buona collimazione. ATTENZIONE: "allontanandosi non è detto che le due pupille d'uscita si mantengano unite osservando con due occhi, ma è possibile giocare con la regolazione della distanza interpupillare per unirle" (Ivan86 di Coelestis).
• Il giorno dopo ad occhi riposati è utile controllare che la collimazione non sia stata inficiata dalla compensazione del cervello. NOTA BENE: "avere i due field of view NON coincidenti a brevi distanze è del tutto normale, la coincidenza deve verificarsi invece all'infinito" (il "solito" Ivan86 di Coelestis).

Conclusa la collimazione non ci resta che goderci l'osservazione dei corpi celesti.

Cosa possiamo osservare col nostro binocolo?

Il buon Ivan86 (oramai guest star di questo post) mi ha consigliato questi itinerari classici trovati su internet alcuni dei quali possono essere seguiti anche col nostro binocolo.

Detto questo, buona osservazione e cieli sereni!

Cosa posso osservare col telescopio? I parametri, la magnitudine limite del telescopio e quella visuale. (Recensione Skywatcher 130/900)

Parametri del Telescopio

Iniziamo con l'osservare quello che abbiamo o abbiamo intenzione di acquistare, ossia il Telescopio. Ogni Telescopio è identificato da due numeri, ad esempio il mio è un 130/900. Cosa sono questi due numeri? Il primo (130) esprime il Diametro di apertura del Telescopio espresso in millimetri, mentre il secondo (900)è la Lunghezza Focale, la quale è definita come la distanza tra il centro della lente e il piano focale (piano su cui si forma l'immagine nitida del soggetto), anch'essa espressa in millimetri.

Questi due numeri danno una serie di informazioni importanti riguardo al telescopio che stiamo utilizzando.

Il Rapporto Focale è il rapporto tra la Lunghezza Focale e il Diametro e ci dà l'idea di quanto è "luminosa" l'immagine che andremo ad osservare (questo a parità di trattamenti ottici delle lenti che influiscono sulla luminosità). Si è soliti identificare il Rapporto Focale con f/. Nel mio caso ad esempio abbiamo

f/= 900/130 = 6.9 ~ 7

Più basso è questo numero tanto più luminosa sarà l'immagine che si vedrà al Telescopio.

Consideriamo ora gli accessori necessari: gli Oculari.

Questi sono dei complessi ottici i quali ci permettono di osservare l'immagine che si forma al fuoco diretto del telescopio oltre che ingrandirla. L'Oculare ideale sarebbe quello costituito da una sola lente, ma un oculare siffatto non corregge le Aberrazioni più comuni; quindi un oculare sarà costituito da minimo due lenti. Esistono vari schemi di Oculari, ma lascio la descrizione a chi è più competente di me (clicca qui).

Le grandezze tipiche di un oculare sono tre: la Lunghezza focale dell'Oculare, il Campo Apparente (ovvero la porzione di campo che l'oculare copre a vuoto, quando non è applicato al Telescopio) e il Diametro. Quest'ultimo serve a determinare se l'Oculare che avete tra le mani può essere utilizzato per il vostro telescopio (ad esempio il mio telescopio supporta oculari da 31.7mm, ossia da 1.25 pollici), mentre dalle prime due dipenderanno altri tre parametri da considerare e che sono essenziali: Ingrandimento,  Campo Coperto e Pupilla D'Uscita.

L'Ingrandimento (I) è definito come:

I =  Ft / Fo   dove   Ft: focale telescopio e Fo: focale oculare

Non possiamo però ingrandire a piacimento, in quanto l'ingrandimento è inversamente proporzionale alla luminosità, ovvero più crescono gli ingrandimenti tanto più l'immagine è meno luminosa, nitida e dettagliata. Quindi arriviamo al Massimo Ingrandimento Utile (da intendersi come limite superiore degli ingrandimenti possibili) che, per quanto riguarda la visuale planetaria, generalmente si ottiene moltiplicando per 2 il diametro in millimetri, nel mio caso 2*130=260x; mentre per quanto riguarda gli oggetti del profondo cielo di prende per buona la metà o i 2/3 del diametro, quindi nel mio caso 65~86x.

Il Campo Coperto (Cr) indica quanto campo osserviamo quando usiamo l'Oculare applicato al Telescopio e si calcola con la seguente formula:

Cr = Ca / I   dove   Ca: campo apparente

La Pupilla D'Uscita (Pu) indica il diametro del fascio di luce uscente dall'Oculare (quindi la luminosità di quello che effettivamente osserveremo) e si calcola secondo la formula:

Pu= D / I   dove   D: diametro telescopio

In relazione alla Pupilla D'Uscita si definisce il Minimo Ingrandimento Utile, ossia il minimo ingrandimento prima del quale il fascio di luce uscente dall'oculare è troppo grande per la pupilla dell'occhio umano, sprecando così "luce", e si ottiene dividendo per 7 il diametro del Telescopio; nel mio caso 130/7= 18.6 ~ 19x.
Già da quanto detto è possibile fare una distinzione tra i vari telescopi:

• Telescopi a basso f/ (f/ < 6): hanno un ampio campo in visuale, quindi adeguati all'osservazione di oggetti estesi (nebulose e galassie), quindi non adatti ai grandi ingrandimenti, e sono "molto luminosi" (o "veloci) in termini di astrofotografia, ma a discapito dei dettagli.
• Telescopi ad alto f/ (f/ > 10): più adatti all'osservazione planetaria che a quella di oggetti estesi, sono di solito "poco luminosi" (o "lenti") in termini di astrofotogafia, ma in compenso danno immagini altamente contrastate sia in visuale che in astrofotografia.
• Telescopi a medio f/ ( 6 < f/ < 10): sono strumenti "universali", ovvero racchiudono le caratteristiche dei telescopi descritti sopra, ma con qualche compromesso.

Altro parametro costruttivo che pone un limite all'osservazione è la Magnitudine Limite del Telescopio (m); per definirla si utilizza la seguente formula:

m = 1.8 + 5*logD   dove   D:diametro telescopio

quindi nel mio caso abbiamo m= 1.8 + 5*log(130) = 12.37 ~ 12.

Fatta questa panoramica sui limiti costruttivi del Telescopio riguardo all'osservazione, poniamoci ora il problema di quanto e come le condizioni metereologiche, l'atmosfera e l'inquinamento luminoso inficino l'osservazione degli astri, ossia i concetti di Seeing e Magnitudine Limite Visuale.

Seeing

Il Seeing è la condizione in cui si effettua l'osservazione ed è determinata principalmente in base a quattro fattori: Turbolenza Atmosferica, Umidità, Ingrandimenti e Condizioni del Telescopio. Analizziamoli con un minimo di dettaglio.

La Turbolenza Atmosferica si divide in Turbolenza di bassa ed alta quota. La prima è dovuta ai moti convettivi di scambio di calore tra l'aria notturna e camini, lampioni, e non da meno il suolo, riscaldato dal Sole durante il giorno, etc. i quali avvengono formando delle "colonne" d'aria agitata, quindi parleremo di Turbolenza Verticale (ad esempio un po' come accade quando attorno ad un falò guardiamo un qualcosa al di sopra della fiamma). La seconda invece è dovuta a zone di scambio tra masse d'aria a temperatura e pressione diverse ed è una Turbolenza Orizzontale.

Entrambe le Turbolenze disturbano il passaggio della luce con la conseguente perdita di dettagli.

L'Umidità è la presenza di microgocce d'acqua in sospensione nell'aria la quale determina la diffrazione dei raggi luminosi. Cos'è la diffrazione? Senza perderci in procedimenti matematici e leggi fisiche, diciamo che la diffrazione è quel fenomeno per il quale un raggio luminoso viene deviato quando passa da un mezzo in un altro: ad esempio quando al mare vi trovate con l'acqua da metà busto in giù e guardando i vostri piedi attraverso l'acqua li vedete "deviati" dalla loro posizione normale.

Per quanto concerne gli Ingrandimenti, quanto più questi sono spinti tanto più l'immagine risulterà tremolante a causa delle Turbolenze esposte poc'anzi.

Ed in ultimo arriviamo alle Condizioni Del Telescopio. Al fine di cogliere quanti più dettagli è possibile bisogna avere: un Telescopio ben acclimatato alla temperatura ambiente (per evitare le turbolenze interne al tubo telescopico) e le ottiche collimate (in modo da centrare il fascio di luce in un punto quanto più piccolo possibile).

Come si può misurare il Seeing? Alcuni dei fattori sopra elencati possono essere misurati oggettivamente, ma la mancanza di strumenti atti a questo ci preclude questa possibilità, per cui la scala che andrò ad illustrare sarà soggetta a valutazioni soggettive.

La scala Pickering

Questa fu introdotta dall'astronomo William H. Pickering e si basa sull'aspetto della stella vista al telescopio.

Pickering Seeing 1: Pessimo. L'immagine della stella è oltre due volte il diametro del terzo anello di diffrazione

Pickering Seeing 2: molto cattivo. L'immagine della stella arriva a due volte il diametro del terzo anello.

Pickering Seeing 3: Cattivo. L'immagine della stella ha circa il diametro del terzo anello ma è più brillante al centro.

Pickering Seeing 4: Mediocre. Il disco di Airy è quasi sempre visibile ma gli archi degli anelli sono visibili a tratti.

Pickering Seeing 5: Discreto. Disco di Aity sempre visibile. Archi degli anelli quasi sempre visibili.

Pickering Seeing 6: Buono. Disco di Airy stabile, archi sempre visibili.

Pickering Seeing 7: Molto buono. Disco di Airy ben definito, anelli completi o lunghi archi sempre visibili.

Pickering Seeing 8: Ottimo. E' visibile l'intera figura di diffrazione (disco e anelli), ma gli anelli si muovono debolmente.

Pickering Seeing 9: Quasi perfetto. Il primo anello appare stabile, gli altri leggermente mossi.

Pickering Seeing 10: Perfetto. Tutti gli anelli di diffrazione sono visibili e stabili.

La Magnitudine Limite Visuale

Ci dà l'idea di quanto l'inquinamento luminoso infici l'osservazione dal sito prescelto ed è definita come la magnitudine della più piccola stella percepibile ad occhio nudo dal sito. Il metodo più semplice è quello di partire da stelle con magnitudine maggiore e, nel caso siano visualizzate, scendere progressivamente verso stelle di magnitudine minore e fermarsi alla magnitudine dell'ultima stella visibile.

Un altro metodo è quello di contare le stelle interne ad una precisa porzione di cielo, delimitata da alcune stelle (che saranno anch'esse contate) e, un volta fatto questo, mediante la tabella di riferimento per quella precisa zona di cielo, determinare la Magnitudine Limite Visuale. E' possibile scaricare le suddette cartine a questo indirizzo.

Cieli Sereni!

Stazionamento e allineamento del Telescopio

Per quanto detto nel precedente post, per inseguire un oggetto sulla Sfera Celeste è necessario quindi orientare e allineare la Montatura Equatoriale.

In questo post illustrerò due semplici metodi di allineamento adatti alla visuale (per "complicarci" la vita con l'astrofotografia c'è tempo!).

Premessa. Preliminarmente si deve allineare il cercatore al telescopio: durante il giorno, puntate col telescopio un oggetto abbastanza distante (personalmente ho puntato una torretta a 12 Km) utilizzando l'ingrandimento più potente dato in dotazione al telescopio, fissate gli assi di Declinazione e Ascensione Retta e puntate nel crocicchio del cercatore l'oggetto puntato dal telescopio.

Fase 1. Stazionamento del telescopio

Affinchè lo stazionamento sia quanto più preciso possibile (la perfezione in questo senso non verrà mai raggiunta) bisogna "mettere in bolla" la montatura (sarà chiaro il perché quando verso la fine parleremo dell'Allineamento Polare).

• Fase 1.1. Smontate il Telescopio dalla Montatura, dopodichè smontate la Montatura dal treppiede di sostegno; poggiatelo sul piano del sito dal quale avete intenzione di osservare avendo l'accortenza (almeno personalmente lo trovo comodo) di puntare una delle tre grambe grossolanamente verso nord; poggiate la vostra livella (sferica o torica a tre assi che sia) sul treppiede e agite sui piedi di quest'ultimo fin quando non avrete una livellatura più o meno ottimale. Rimontate la Montatura e risistemate il Telescopio nel suo alloggiamento.

Ora bisogna eseguire il bilanciamento del telescopio. Perché bilanciare? Nel caso di sola visuale, il bilanciamento è necessario al fine di ridurre lo stress sulla Montatura e a ridurre le vibrazioni indotte dagli spostamenti micrometrici, nel caso di astrofotografia è necessario per ottenere immagini non mosse, quindi cariche di dettagli, anche se per ora questo discorso non ci tocca in quanto interessati alla sola visuale.

• Bilanciamento in Ascensione Retta. Fase 1.2.1. Sbloccate le manopole di Ascensione retta e di Declinazione e portate il Telescopio nella posizione della foto, ovvero con la sbarra dei contrappesi parallela al suolo. Serrate ora la manopola di Declinazione e muovete i contrappesi fin quando il telescopio non resterà fermo nella posizione orizzontale. A questo punto fissate i contrappesi mediante l'apposita vite.
• Bilanciamento in Declinazione. Fase 1.2.2. E' sequenziale al bilanciamento in Ascensione Retta. Dalla stessa posizione in foto con entrambe le manopole serrate, sbloccate la manopola di Declinazione: nel caso il tubo del Telescopio non ruotasse pendendo da un lato, allora non c'è bisogno di intervenire, altrimenti allentate la morsa degli anelli tramite gli appositi bulloni, fate scorrere il tubo del telescopio fra quest'ultimi fin quando il tubo resterà in equilibrio senza spostarsi e serrate i bulloni.

Fase 2. Allineamento Polare
Sono due i metodi veloci per effettuare un Allineamento Polare con una buona approssimazione (nel caso di visuale) e sono correlabili l'uno all'altro.

Metodo della Stella Polaris.

Fase Polaris 2.1. Localizzazione della Polaris.

Di solito l'Orsa Minore, costellazione della quale fa parte la Polaris, non è subito visibile a primo impatto, diversamente da quanto accade per l'Orsa Maggiore e Cassiopea ed è proprio grazie a quest'ultime due costellazioni e allo schema esposto in figura che è possibile individuare agevolmente e velocemente la Polaris.

Fase Polaris 2.2. Come puntare la Polaris e conseguente Allineamento Polare.

Allentare la Manopola dell'Asse di Declinazione e ruotate il tubo del telescopio fin quando l'indice del cerchio graduato punta su 90. A questo punto serrate la manopola di Declinazione. 

Allentare la manopola che permette il movimento orizzontale (Azimutale) della Montatura e orientare l'asse di Ascensiore Retta in direzione della Polaris e serrare la manopola del movimento Azimutale.

A questo punto, centrare finemente nel crocicchio del cercatore la Polaris mediante i soli movimenti altazimutali della montatura (ovvero mediante la vite di regolazione micrometrica dell'Altezza e la manopola di blocco del moviemento altazimutale, vedi foto precedente).

Ora possiamo ritenere di aver effettuato un allineamento con buona approssimazione se accade che l'indice della Latitudine indica la vostra effettiva Latitudine sull'apposita Scala. E' possibile determinare la propria Latitudine e Longitudine a questo indirizzo o attraverso Google Earth.

Questo perché accade? Poichè c'è una relazione tra l'angolo di Latitudine e l'angolo che l'asse di Ascensione Retta forma con la retta congiungente il centro della Terra e il punto di osservazione, relazione che è alla base del prossimo metodo di allineamento . Ecco svelato il perché i due metodi sono correlabili e perchè la montatura dev'essere "messa in bolla".

Metodo della Latitudine

Come è stato spiegato del post precedente, il diametro medio della Terra è infinitamente piccolo rispetto a quello della Sfera Celeste e di conseguenza è possibile approssimare l'asse di rotazione terrestre e l'asse di un telescopio puntato verso la Polaris come paralleli. Pertanto, utilizzando un po' di geometria, si dimostra che l'angolo di latitudine è uguale all'angolo che l'asse di Ascensione Retta crea con il piano d'Orizzonte, come si può vedere dalla figura.

Quindi se la vostra Scala di Latitudine è molto precisa e se riuscite ad effettuare una "messa in bolla" alquanto buona, quando nel Metodo della Polaris dovevate centrare la Polaris nel crocicchio, potete invece impostare la vostra Latitudine.

Personalmente e come ho già scritto, uso il secondo metodo come "prova del nove" rispetto al primo.

Cieli sereni!

Che differenza c'è tra una montatura equatoriale ed un'altazimutale? Ovvero: "I vari sistemi di coordinate"

Punto primo: La Sfera Celeste.

        

Durante la notte, volgendo lo sguardo verso il manto stellare e dopo un'osservazione abbastanza prolungata, vediamo che le varie costellazioni si spostano dalla loro posizione di inizio osservazione; un esempio evidente è l'immagine riportata sopra dove si vede la differente posizione delle costellazioni alle ore 18.00 e alle ore 00.00 dallo stesso sito d'osservazione.

Questo movimento ci dà la sensazione di osservare un'immensa cupola (che nell'emisfero nord sembra ruotare attorno alla stella Polaris dell'Orsa Minore) e la cui intersezione con la superficie terrestre ci fa pervenire al concetto di "orizzonte visivo o reale".

Tornando ai nostri astri notturni, questi sembrano fissati sulla superficie di tale cupola e tutti alla medesima distanza: questa è ovviamente solo un'illusione, in quanto l'astronomo Friedrich Bessel nel 1838 riuscì a dimostrare (mediante il Metodo della Parallasse) che le stelle hanno una distanza propria dalla Terra variabile da stella a stella; tuttavia questo modo di immaginare la volta stallare fissata sulla superficie di una sfera con raggio molto grande rispetto alle dimensioni della Terra, chiamata Sfera Celeste, è molto utile in situazioni in cui si considerano solo le direzioni di osservazione degli astri e la loro variazione spaziale nel tempo, come nel nostro caso.

Punto secondo: Sistema Cartesiano e Sistema Polare

Per quanto detto, una volta fissato un sistema di riferimento, è possibile determinare univocamente la posizione dell'astro che ci interessa e seguirne il moto apparente.

La maggior parte delle persone è abituata a ragionare con un sistema di Coordinate Cartesiane dove un punto P nello spazio è individuabile da una terna di valori (x,y,z), ma nel caso astronomico, dato che abbiamo a che fare con la Sfera Celeste, conviene più ragionare in termini di sistema di Coordinate Sferiche dove il punto P è individuato dalla terna (r,θ,φ), con r raggio della sfera, θ angolo tra la proiezione di r nel Piano Fondamentale (nel nostro caso (x,y)) e una direzione fissata (nel nostro caso l'asse x) ed infine φ angolo tra r e la Direzione Fondamentale, la quale è perpendicolare al Piano Fondamentale (quindi è l'asse z).

Nel nostro caso r (raggio della Sfera Celeste) è fissato, pertanto restano da fissare gli altri due parametri.

Punto terzo: Coordinate Altazimutali e Coordinate Equatoriali

Montatura Equatoriale

Montatura Altazimutale

Vi sono due tipi di sistemi di Coordinate Sferiche i quali danno luogo rispettivamente ai due tipi di montature: l'Altazimutale, come sistema più intuitivo, come montatura più adatta alla visuale e meno dispendiosa per quanto concerne i tempi necessari a rendere operativo il telescopio, e l' Equatoriale, meno intuitiva ma più adatta all'astrofotografia.

Sistema Altazimutale

Si sceglie come Direzione Fondamentale la retta perpendicolare alla superficie terrestre, quindi quella passante per lo Zenit (punto sopra la testa dell'osservatore) e il Nadir (punto diametralmente opposto allo Zenit sulla Sfera Celeste), e come Piano Fondamentale l'Orizzonte Astronomico, ovvero il piano passante per il centro della Terra e perpendicolare alla retta congiungente l'osservatore col centro della Terra.

L'Azimut (A) è l'ascissa sferica del punto sulla Sfera Celeste: si misura in gradi e frazioni di grado partendo dal punto cardinale Sud e spostandosi verso Ovest, ma ultimamente si è più diffusa la convenzione (usata anche dal software Stellarium menzionato nella sezione "Links"), presa in eredità dall'astronomia nautica, di misurarlo a partire dal Nord e spostandosi in senso orario da 0° a 360°.

L'Altezza (h) è l'ordinata sferica del punto sulla Sfera Celeste: si esprime in gradi e frazione di grado partendo dall'Orizzonte Astronomico allo Zenit da 0° a 90°.
Ecco un piccolo video realizzato da me al fine di rendere più completa la trattazione:

Sistema Equatoriale

Si sceglie come Direzione Fondamentale l'asse di Rotazione Terrestre, quindi i poli del sistema sono il Polo Nord e il Polo Sud Celesti, e come Piano Fondamentale quello dell'Equatore Celeste.

L'Ascensione Retta (α) è l'ascissa sferica si misura in ore, minuti e secondi a partire dal punto γ (che di solito si indentifica con il punto in cui il Sole incontra l'Equatore Celeste, ovvero l'Equinozio di Primavera, che è fisso nel tempo) in senso antiorario lungo l'Equatore Celeste.
La Declinazione (δ) è l'ordinata sferica: si misura in gradi e frazione di grado con valori crescenti a partire dal Polo Sud Celeste al Polo Nord Celeste; questa rappresenta la distanza angolare tra il punto che si vuole osservare e l'Equatore Celeste lungo il Cerchio Orario che passa per tale punto.
A voi un altro video:

Cieli sereni!

L'acquisto del primo telescopio

Questo è il primo vero passo che divide l'astrofilo occasionale dall'astrofilo in senso stretto.

La prima domanda da porvi è: "Conosco le stelle e le costellazioni?". Ad esempio: se vi chiedessi "Ho intenzione di far vedere la costellazione del Leone alla mia ragazza la notte di San Lorenzo" e la vostra risposta risulta affermativa, allora vi conviene aspettare ancora un po' e iniziare a studiare i rudimenti di astronomia; se poi la voglia di puntare le stelle con uno strumento ottico è tanto forte da non farvi desistere, potete ponderare l'acquisto di un binocolo (e nei libri di astronomia è consigliato proprio questo) in modo da poter imparare contemporaneamente sia i rudimenti di ottica che quelli di astronomia senza perdere il piacere della vista ingrandita della volta celeste.

Tornando al telescopio, molti, tra cui il sottoscritto, consigliano di fare una capatina nelle Associazioni Astrofili presenti nelle vostre zone in modo da rendervi conto delle differenze che intercorrono tra un telescopio Newtoniano e un Rifrattore, delle differenze tra una montatura altazimutale ed una equatoriale e, non per ultimo, di poter ascoltare le esperienze di chi già bazzica nel settore e di far valutare anche le vostre esigenze, così da determinare quale sia il diametro e la focale del telescopio che più vi si addicono. Non disdegnate nemmeno l'idea di scrivere in qualche forum (nella sezione "Links" ho segnalato un forum favoloso) e porre domande alle quali gli altri astrofili saranno felici di dare risposta; in fondo un nuovo apprendista astrofilo è sempre motivo di gioia.

Una volta effettuata la scelta del tipo di telescopio che più vi aggrada, di solito accade che la trepidazione relativa all'aquiesto si infranga sulle dure rocce dei prezzi dei telescopi; mi fu detto da un buon consigliere del forum Coelestis: "Non posso far altro che consigliarti una buona spesa ed una sola volta, pena tanti mal di pancia. La pazienza è la virtù dei forti, si compra quando si può." (Ivan86).

Quanto detto da Ivan86 può essere scritto su una lapide e affisso nel tempio dell'oracolo di Delfi assieme agli aforismi dei Sette Savi. Non lasciatevi prendere dalla smania dell'acquisto e cadere nella trappola  de "L'OCCASIONE":le scelte soprattutto in quest'ambito vanno sempre ponderate bene!

Per esperienza personale vi consiglio "Teleskop Express" (menzionato nella sezione "Links"): il vecchio Patrick ha dei prezzi veramente ottimi ed è una persona tanto cordiale quanto onesta ed efficiente.

Detto questo, non mi resta che augurarvi un buon acquisto.

Cieli sereni.

Get blog started!

Oggi inizia l'avventura di questo blog, e che Iddio me la mandi buona!

Oggi 4 dicembre 2009, Mariano Corbi ha 25 anni ed è uno studente del CdL in Ingegneria Elettronica presso l'Università Federico II di Napoli. Suole definirsi un "astrofilo di tarda evoluzione" in quanto la sua passione per i corpi celesti nasce quando a 12 anni osserva per la prima volta la volta stellare durante una notte osservativa di un campo estivo del Gruppo Scout del quale faceva parte e durante la quale impara le prime costellazioni; tornato a casa, cerca di coltivare questa passione puntando a più riprese verso le stelle un vecchio binocolo del nonno, cimelio della Seconda Guerra Mondiale. Passata l'adolescenza, durante la quale va scemando per la mancanza di mezzi materiali e didattici la passione per l'astronomia amatoriale, quest'ultima torna divampante a pochi mesi da oggi durante una serata sgombra da nuvole e foschia. I mezzi erano gli stessi di 13 anni prima, di conseguenza si fa prestare da un amico un rifrattore Skymaster 60/700 col quale inizia a puntare l'oggetto più luminoso che gli si parava davanti in direzione sud: dopo la messa a fuoco nell'obiettivo figuravano Giove, Io, Europa, Callisto e Ganimede. Da qui parte la storia di Mariano Corbi come astrofilo.