L'OSSERVAZIONE ATTRAVERSO L'ATMOSFERA


( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)
LA RIFRAZIONE ATMOSFERICA. Poiché la luce è rifratta dall'atmosfera, la direzione di vista di un oggetto è diversa dalla direzione reale di una quantità che dipende dalle condizioni atmosferiche. Questa rifrazione dipende dalla pressione e temperatura atmosferica ed è non facile da stimare. Tuttavia si è ricavata un'approssimazione sufficientemente buona per le finalità osservative.

Se un oggetto non è molto distante dallo zenith, l'atmosfera tra l'oggetto e l'osservatore può essere approssimata con un insieme di strati paralleli ognuno dei quali ha un certo indice di rifrazione ni. Fuori l'atmosfera c'è il vuoto e si ha  n= 1.

Sia z la vera distanza zenitale e ζ quella osservata . Applicando la legge di Snell nei vari strati otteniamo:

sin z = n k sin z k

n k sin z k = n k − 1 sin z k − 1

..........

n 2 sin z 2 = n 1 sin z 1

n 1 sin z 1 = n 0 sin ζ

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Mettendo tutto insieme si trova: sin z = n 0 sin ζ . Se l'angolo R= z - ζ è piccolo ed è espresso in radianti si ha:

n 0 sin ζ = sin z = sin ( R + ζ ) = sin R · cos ζ + cos R · sin ζ ≃ R · cos ζ + sin ζ

Si ottiene : R = ( n 0 − 1 ) · tan ζ (R in radianti).

L'indice di rifrazione dipende dalla densità dell'aria che, a sua volta, dipende dalla pressione e dalla temperatura.

 È stata trovata la formula approssimata:

R = P 273 + T · 0.00452 ° · tan ( 90 ° − a )

 con a l'altitudine in gradi, T la temperatura in °C, P la pressione atmosferica in hPa (o in mbar). Ma vale se a> 15°.

Se a < 15° bisogna tenere conto  della curvatura dell'atmosfera.

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Ma anche in questo caso si è trovata una formula approssimata:

R = P 273 + T · 0.1594 + 0.0196 · a + 0.00002 · a 2 1 + 0.505 · a + 0.0845 · a 2

In ogni caso l'altitudine apparente degli oggetti è sempre maggiore della reale a causa della rifrazione atmosferica. L'aumento è tanto maggiore quanto più ci si allontana dallo zenith. All'orizzonte la differenza R= z - ζ può raggiungere 34', quanto il diametro del Sole. Al tramonto, quando la parte bassa del Sole tocca l'orizzonte, il Sole è in realtà già tramontato.

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Le posizioni delle stelle fornite nei cataloghi sono posizioni medie in cui non si tiene conto degli effetti di parallasse, aberrazione e nutazioni. Per ottenere la posizione media alla data di osservazione bisogna innanzi tutto tener conto anche del moto proprio e della precessione. Poi si ricava la posizione apparente tenendo conto anche degli effetti di parallasse, aberrazione e delle nutazioni. Vi sono anche cataloghi, pubblicati ogni anno, in cui sono elencate le posizioni apparenti delle stelle. Gli effetti della rifrazione non sono però inclusi perchè dipendono dalla posizione dell'osservatore. 3

L'OSSERVAZIONE ATTRAVERSO L'ATMOSFERA. Con astronavi e satelliti possiamo fare osservazioni fuori l'atmosfera. Tuttavia la maggior parte delle osservazioni astronomiche sono effettuate sulla superficie terrestre. L'atmosfera condiziona le osservazioni in molti modi. Come abbiamo visto la rifrazione ci fa apparire gli oggetti a una diversa altitudine. In più l'aria non è mai ferma, vi sono strati con diverse temperature e densità che causano turbolenze e moti convettivi. Quando la luce da una stella passa attraverso l'aria in movimento piccole e rapide variazioni degli indici di rifrazione dei vari strati creano l'effetto nell'osservatore della scintillazione astronomica. I pianeti scintillano di meno perchè non sono tanto distanti da esser visti puntiformi, come accade alle stelle. I telescopi raccolgono luce su una area più o meno grande e questo tende a diminuire gli effetti della scintillazione. In aggiunta , sempre a causa dei diversi e imprevedibili indici di rifrazione degli strati d'aria, sorgenti puntiformi e non sono viste attraverso il telescopio come macchiette dai contorni vibranti. Il fenomeno è anche chiamato seeing e la grandezza del disco di seeing può variare da poco meno di 1" d'arco a parecchie decine di secondi d'arco. Se il diametro del disco di seeing è piccolo si dice che si ha un buon seeing.

6 Seeing e scintillazione tendono a confondere i contorni e dettagli degli astri visti dai telescopi. Catturando numerose immagini si può, con opportuni software, riudurre gli effetti del seeing e della scintillazione. In figura si possono osservare gli effetti di vari livelli di seeing.

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LA FINESTRA OTTICA. Alcune lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico sono fortemente assorbite dall'atmosfera. La banda trasparente più importante è la finestra ottica, tra 300 nm e 800 nm e la regione di sensibilità dell'occhio umano è pienamente dentro la finestra ottica (400-700 nm). Tuttavia la diffusione della radiazione visibile da parte delle molecole nell'atmosfera attenua un pò il segnale che arriva in superficie. A questo fenomeno si dà il nome di estinzione (↑).

Le radiazioni sotto 300 nm (ultraviolette) sono assorbite dall'ozono atmosferico concentrato in uno strato (sempre più sottile) a circa 20-30 km dalla superficie terrestre. Le lunghezze d'onda ancora più corte sono assorbite principalmente dall'ossigeno e dall'azoto e nella parte superiore dell'atmosfera.
L'infrarosso vicino al visibile è poco assorbito dall'atmosfera, almeno fino a circa 1.3 µn. Vi sono alcune piccole bande di assorbimento causate dall'acqua e dall'ossigeno. Tra 20 µm e 1 mm l'acqua e l'anidride carbonica assorbono quasi tutta la radiazione. Infine, per lunghezza d'onda tra 1 mm e 20 m l'atmosfera è trasparente. Infine la ionosfera riflette completamente le lunghezze d'onda maggiori di 20 m.

Nel XIX secolo Lord Rayleigh riuscì a spiegare perchè il cielo è blu. La diffusione dovuta alle molecole del cielo è inversamente proporzionale alla quarta potenza della lunghezza d'onda. Questo significa che il blu è diffuso meglio del rosso nel cielo. Al tramonto, poichè i raggi solari fanno un percorso più lungo per attraversare l'atmosfera, la diffusione del blu è totale ed è evidente anche la diffusione del rosso.

In astronomia, poichè si osservano oggetti molto deboli, è importante che lo sfondo del cielo sia più scuro possibile e l'atmosfera più trasparente possibile. Per questo i grandi osservatori sono lontani dalle città e sulla cima delle montagne. Allo scopo sono stati individuati alcuni siti nel pianeta in cui le condizioni geologiche ed atmosferiche sono ottimali per le osservazioni. Per la radiastronomia le condizioni atmosferiche non sono così critiche eccetrto quando si osserva a lunghezze d'onda corte. Tuttavia si preferisce costruire i radiotelescopi lontano dalle città per evitare li disturbi elettromagnetici delle frequenze civili.

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