Misure quantitative del seeing atmosferico

Entrare nel dettaglio dell'ottica atmosferica esula dallo scopo di questo articolo, tuttavia è bene avere un'idea dei fenomeni e delle loro cause anche parziale. L'Image motion consiste nello spostamento del baricentro dell'immagine, solitamente stellare o planetaria, ma il discorso è valido anche per il Sole.

Il Blurring invece è la deformazione dell’immagine mentre il baricentro resta fisso. Le frequenze più alte in gioco sono attorno ai 100 Hz, mentre l’image motion può agire anche su scale temporali superiori al secondo. Il parametro di Fried ro corrisponde al diametro del telescopio il cui limite di diffrazione corrisponde al valore del seeing in quel momento. Dunque 2.44•10⁵•λ/ro =ρ", dove ρ" è il seeing in secondi d’arco e λ e ro sono misurati in metri. Avere un telescopio con diametro molto maggiore del parametro di Fried determina la formazione di speckles, macchie della stessa sorgente sparse qua e là su piano focale, richiedendo complicate procedure di analisi delle immagini per risalire all’immagine imperturbata. Sono ottimi valori del parametro di Fried ro=20 cm corrispondenti a ρ=0.5". Ma in genere di giorno i valori tipici per il parametro di Fried sono ro<7cm, e di notte ro<10cm. Nei modelli realistici di seeing entrano in gioco almeno quattro parametri: l’altezza scala superiore ed inferiore a cui si verificano i fenomeni di turbolenza, la velocità dell’aria e la dimensione delle celle di turbolenza. Se abbiamo turbolenza nelle vicinanze del telescopio, come di giorno quando il suolo è scaldato direttamente dal Sole che solleva colonne convettive d’aria, la componente di image motion è maggiore poiché le celle di turbolenza sono vicine al telescopio. Un altro caso evidente di turbolenza nelle vicinanze del telescopio è la presenza di alberi rispetto ai quali il telescopio è sottovento. Basta spostarsi sopravento rispetto agli alberi o agli spigoli dei palazzi per limitare di molto la turbolenza. Anche la copertura dell’osservatorio può giocare un ruolo chiave nella nitidezza delle immagini: le cupole tradizionali offrono un profilo che rompe i flussi d’aria che sono nelle vicinanze del telescopio, creando turbolenze locali. I moderni osservatori stanno abbandonando la tradizionale copertura a cupola, sostituendola con tetti a scorrimento, dai quali il telescopio emerge o è comunque protetto da flussi turbolenti.

Si punta il Sole e poi si blocca l’inseguimento motorizzato del telescopio, il moto in ascensione retta ovvero l’inseguimento altazimutale delle montature più moderne. Il drift è la deriva dell’immagine, per l’effetto della rotazione terrestre [3], che può essere proiettata su uno schermo con una griglia regolare stampata sopra [4]. Si può far stampare su un foglio bianco una tabella di Word, che va benissimo allo scopo. Questa immagine in movimento viene ripresa con una videocamera. Gli intertempi misurati al passaggio del bordo dell’immagine del Sole sulle varie righe dovrebbero essere tutti uguali in assenza di agitazione atmosferica, invece la loro deviazione standard σ non è nulla.

Il seeing è, in prima approssimazione, dato dalla formula ρ["]≈15"•σ[s]•cosδ, dove σ è la deviazione standard misurata in secondi delle differenze -intertempi-di contatto su una griglia omogenea, e δ è la declinazione del Sole al momento dell’osservazione. Dai dati di un drift-scan al telescopio Gregory-Coudé di Locarno (Svizzera) ripreso il 9 agosto 2008 con un videocamera SANYO CG9 a 60 fps, si è ottenuta la seguente tabella.

Un video di Fomalhaut è stato ripreso l'8 ottobre 2009 alle 0:55 locali da Roma, con videocamera SANYO HD1010 a 60 fps. Questa risoluzione temporale consentirebbe un’accuratezza di 1/60 s ovvero meno di 0.02 s, nella determinazione degli istanti in cui l’immagine della stella tocca la griglia di riferimento. Il video in formato Mpeg4 è fatto scorrere fotogramma per fotogramma con il programma Quicktime 7 con la finestra che mostra le impostazioni del fimato aperta per leggere il tempo corrispondente a ciascun fotogramma. L’immagine (con coma) della stella si deforma e cambia di intensità ad ogni fotogramma. Nelle sequenza di immagini seguente si vedono 5 fotogrammi consecutivi di Fomalhaut, intervallati di 16 millisecondi l’uno dall’altro.

Fig. 1 Sequenza di immagini consecutive di Fomalhaut a 13° sull’orizzonte, ad 1/60 s l’una dall’altra.

La ripresa è stata fatta con zoom digitale 100x per massimizzare la dimensione dell’immagine; la videocamera ne ha uno ottico da 10x. La seguente tabella riassume delle misure prese dal video di Fomalhaut (δ=-29°35’) quando si trovava a 13°17’sull’orizzonte.

This content is AI-processed based on open access ArXiv data.