mercoledì 16 dicembre 2009

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: IngrandimentoCampo 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!

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