338 pagine
circa 300 fotografie, disegni e tavole a colori
glossario dei termini scientifici
consigli pratici e indirizzi utili
Seconda edizione italiana
Redazioni lessicografiche
Zanichelli editore - Via Irnerio 34
40126 Bologna
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MAN ASTRONOMIA*BOURGE LACROUX
ISBN 978-88-08-1 6414-8
9 788808 164148
1 2 3 4 5 6 7 8 9 (21D)
Ciano Magenta Giallo Nero
In copertina: Padre e figlio al telescopio
© AZPworldwide/Shutterstock
Al pubblico € 30,50•••
di Pierre Bourge, Jean Lacroux
e Nicolas Dupont-Bloch
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Seconda edizione italiana
di Pierre Bourge,
Jean Lacroux e
Nicolas Dupont-Bloch
Manuale pratico di
Astronomia
Grazie ai progressi della tecnologia, l’astronomia è entrata in una nuova
era e tutti oggi possono facilmente avvicinarsi a questa disciplina. Il cielo
è uno spettacolo affascinante e meraviglioso e nelle notti serene milioni
di astronomi e astrofili contemplano le stelle. Ma in quale modo? Quali
astri si riescono a osservare? Dove e quando? Con quali dispositivi e con
quali tecniche?
Questa nuova edizione del Manuale pratico di Astronomia, completamente
aggiornata, è sia un’introduzione ai fondamenti dell’astronomia sia una guida
alla pratica strumentale, grazie ai numerosi consigli per utilizzare al meglio
il telescopio che già si possiede o volti ad aiutare gli astrofotografi principianti.
Nel volume vengono spiegate in dettaglio le tecniche di osservazione
e confrontate le più recenti e diffuse strumentazioni, come la fotocamera
e la webcam, ormai alla portata di tutti.
Astronomia
Manuale pratico di
Manuale pratico di
Astronomia
di Pierre Bourge, Jean Lacroux e
Nicolas Dupont-Bloch
Seconda edizione italiana
Pagina 2
1 L’osservazione del cielo a occhio nudo
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Aspetto del cielo in
aprile e maggio
20 aprile alle 22 e 20
maggio alle 20, tempo universale. Considerate un ritardo di
2 ore se è in vigore
l’ora estiva.
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Aspetto del cielo in
gennaio, febbraio e
marzo
Questa carta quasi
circolare delimita un
orizzonte corrispondente alla latitudine
di 45° e mostra
il cielo osservabile: il
15 gennaio alle 22; il
15 febbraio alle 20 e
il 1º marzo alle 19,
tempo universale (il
tempo universale
coincide in pratica
con quello del meridiano fondamentale
di Greenwich, ottima
approssimazione per
le necessità di un
astronomo dilettante [NdT]). Considerate un ritardo di
un’ora (ovvero, il 15
gennaio alle 23, e
così via) durante
l’orario invernale.
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1 L’osservazione del cielo a occhio nudo
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Aspetto del cielo in
luglio e agosto
20 luglio alle 22 e 20
agosto alle 20, tempo universale. Considerate un ritardo di
2 ore quando è in vigore l’ora estiva.
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Aspetto del cielo in
settembre, ottobre
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30 settembre alle
23,30; 30 ottobre
alle 21,30 e 30 novembre alle 19,30,
tempo universale.
Considerate un ritardo di un’ora durante l’inverno.
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Astro 07_BZ3_044_050
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I telescopi riflettori
In un telescopio riflettore, l’obiettivo è rimpiazzato da uno specchio concavo, coperto in superficie da una pellicola d’alluminio spessa circa
1/10 di micron (1 micron = 1 millesimo di millimetro). Lo specchio è
disposto al fondo di un tubo la cui estremità aperta è diretta verso l’astro
da osservare. Il telescopio è quindi un riflettore per la luce. Al contrario
di uno specchio ordinario, il vetro non è attraversato dalla luce. La convergenza dell’immagine nel fuoco è assicurata solamente dalla curvatura
della superficie dello specchio e, di conseguenza, il telescopio riflettore
non soffre dell’aberrazione cromatica dei rifrattori.
L’immagine formata dallo specchio è in seguito riflessa da un piccolo
specchietto secondario verso il porta-oculare. La presenza dello specchietto non altera in modo drammatico l’immagine e resta invisibile per
un oggetto all’infinito. Esso tuttavia nasconde una parte dello specchio
principale alla luce che entra nel tubo: si parla quindi di «ostruzione centrale». Un telescopio riflettore a grande campo per la fotografia stellare
possiede inevitabilmente un’ostruzione importante, mentre un telescopio specializzato nell’osservazione planetaria può e deve possedere la più
piccola ostruzione possibile.
Tutti i sistemi riflettori fanno coincidere il fuoco visibile e quello fotografico. I riflettori sono quindi, a parità di prezzo, molto migliori che
i rifrattori quando si tratta di fotografia, e restano adatti per tutti i tipi
di impiego. Il loro cromatismo è perfetto.
Peraltro gli specchi in generale devono esI telescopi Newton e Cassegrain
possiedono razze per sostenere il piccolo
sere riallineati ogni tanto, operazione che si
specchio secondario. Se si desiderano
realizza da soli con metodi semplici. Sono
buone immagini a ingrandimenti elevati, le
anche più sensibili alla turbolenza atmorazze devono essere quattro, di uno
sferica, quindi meno stabili rispetto ai rispessore ridotto relativamente al diametro
frattori nell’osservazione e nella fotografia
del telescopio, anche in uno strumento da
dei pianeti.
principiante.
Il telescopio Newton
Nei telescopi a schema di Newton, l’immagine dell’astro formata nel
fuoco dallo specchio è rinviata ad angolo retto su un lato del tubo, per
mezzo di un piccolo specchio piano inclinato 45°: è lo specchio secon-
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Astro 07_BZ3_044_050
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7 I telescopi riflettori
Spaccato di un telescopio
Newton. Il fascio ottico giunge in fondo al tubo ed è concentrato dallo specchio principale; è inviato lateralmente dallo specchio secondario
a 45°, verso il porta-oculare,
che si trova su un lato del
tubo. Sono visibili le razze di
supporto dello specchio secondario.
dario. L’oculare è piazzato quindi lateralmente al tubo, perpendicolarmente ad esso. La visione orizzontale è estremamente comoda: si osserva
un astro allo zenit così come se si trovasse all’orizzonte senza fatica.
Il telescopio di Newton è il più semplice dei riflettori e per questa ragione molti dilettanti se lo costruiscono, con diametri che vanno tipicamente
da 150 mm… fino a un metro! Il principale difetto
del Newton risiede nell’aberrazione dovuta al coma
(deformazione a ventaglio di una stella sul bordo del
campo), soprattutto quando lo strumento è di grande
apertura (f/D < 6).
La fotografia planetaria è sempre possibile, soprattutto con un rapporto maggiore di f/6. Si trovano anche
Newton a f/8-11, economici ma molto specializzati in
questo dominio. Grazie alla loro debole ostruzione, il contrasto è superiore a quello offerto dagli Schmidt-Cassegrain
a parità di diametro.
Il Newton a f/4-5 ha un’ostruzione importante che lo rende
poco adatto l’osservazione e alla fotografia dei pianeti. Si tratta invece di uno strumento potente per il cielo profondo, anche se richiede una messa a fuoco delicata ed è caratterizzato da un coma importante, che può essere comunque perfettamente corretto (correttore
di coma). Per la fotografia occorre che il porta-oculare permetta di
accedere al fuoco.
Telescopio Newton da 254 mm per l’osservazione e la fotografia del cielo profondo e dei pianeti. Quando è diretto verso lo zenit, il suo porta-oculare si innalza fino a 2 m dal suolo. Si noti che il diametro ridotto dell’asta dei contrappesi può essere una fonte di vibrazioni. Il peso dell’insieme è 50 kg. L’assemblaggio di uno strumento più
grande di 200 mm può richiedere due persone.
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Astro 10_BZ3_072_081
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Come mettere in stazione
uno strumento equatoriale
Che cos’è una montatura equatoriale?
Uno strumento astronomico può essere installato su una montatura costituita da due assi, uno verticale e uno orizzontale, perpendicolare al
primo: si tratta un sistema classico chiamato montatura altazimutale.
Inclinando l’asse verticale in modo tale che, rispetto al piano orizzontale, sia sollevato di un angolo uguale alla latitudine del luogo di osservazione, si ottiene una montatura equatoriale. Nel nostro emisfero
l’estremità di questo asse rivolta verso il cielo deve essere orientata verso
il Polo celeste Nord, ovvero occorre che l’asse giaccia nel piano del meridiano locale. Dopo aver orientato lo strumento verso un punto qualunque del cielo, se si fa ruotare quest’asse (detto polare) a una velocità
Principio della montatura equatoriale.
A) Cerchio orario (ascensione retta).
B) Cerchi di declinazione.
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Astro 10_BZ3_072_081
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10 Come mettere in stazione uno strumento equatoriale
Cannocchiale astronomico equatoriale
A) Sede dell’asse polare.
B) Sede dell’asse di declinazione, perpendicolare al precedente.
C) Contrappesi e manopole di bloccaggio
degli assi.
D) Manopole di bloccaggio dell’ascensione retta.
E) Manopola di comando micrometrica del
movimento lento in ascensione retta.
F) Manopola di bloccaggio in declinazione.
G) Comando micrometrico del movimento lento in declinazione.
H) Attacco a coda di rondine solidale al
tubo.
I) Manopola di bloccaggio della coda di
rondine.
J) Manopola di messa a fuoco.
K) Supporto verticale.
L) Manopola di fissazione del supporto infilato sull’asse verticale.
M)Vite di serraggio della regolazione in altezza dell’asse polare.
N) Cerchio orario (ascensione retta).
O) Cerchio di declinazione.
pari a un giro in 24 ore siderali, e in senso opposto alla rotazione terrestre, la stessa regione del
cielo rimarrà inquadrata permanentemente. Il secondo asse, detto «asse di declinazione», sempre
perpendicolare al primo, permette di spostarsi liberamente su qualunque parte del cielo situata tra l’orizzonte Nord e
l’orizzonte Sud, passando per lo zenit. È questo il principio della montatura equatoriale.
Regolazione approssimata
A seconda delle situazioni si può procedere in modo differente per regolare l’asse polare in latitudine.
Primo caso
Su certi strumenti commerciali, l’asse polare varia la sua angolazione rispetto all’orizzonte semplicemente allentando un dado di bloccaggio munito di alette. Talvolta si trova un settore di goniometro graduato che permette di portare l’asse alla latitudine desiderata con un’approssimazione
dell’ordine del grado. L’uso di una lente può aiutare a perfezionare questa regolazione.
Orientate l’asse polare P approssimativamente in direzione Nord,
dopo aver piazzato lo strumento nella posizione dalla quale contate di
osservare in seguito. Un terreno ben in piano, un balcone o un terrazzo
sono ugualmente indicati. Allentate il dato di bloccaggio M che per-
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Astro 12_BZ3_089_103
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12 Introduzione alla fotografia astronomica
Caccia alle meteore e al passaggio di satelliti
artificiali
Per questo tipo di immagine la macchina rimarrà fissa con il diaframma
aperto al massimo. Sono necessarie una grande sensibilità alla luce e pose
di 10-40 minuti. In queste condizioni può capitare che si accumuli un
deposito di condensa sulla lente dell’obiettivo. Esponete quindi la fotocamera all’aria esterna almeno mezz’ora prima di iniziare la posa, o circondate l’obiettivo con una resistenza riscaldante posta all’altezza della
lente frontale. Saranno catturate solo le meteore più brillanti, di una luminosità non inferiore a quella di Vega.
Le comete brillanti
Si tratta delle comete visibili già a occhio nudo (ovvero le più rare!).
Aprite il diaframma al massimo e scegliete una sensibilità di 400 o 800
ISO. La posa sarà compresa tra 30 secondi e 1 minuto con un obiettivo
luminoso (f/1,4 o f/2,8).
Aurore boreali
Drappeggi di un’aurora boreale fotografati con un obiettivo grandangolare
da 20 mm aperto a
f/4. Posa di 1/2 secondo su pellicola
Konica 3200 ISO.
Fotografia: Hervé
Sourgens.
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Raggiere, nubi rossastre, drappeggi sono talvolta visibili in direzione
Nord o Nord-Ovest (ovvero sopra il polo magnetico terrestre). Questi
fenomeni, di cui bisogna sempre sorvegliare la possibile apparizione, sono
osservabili e fotografabili verso la fine del crepuscolo o durante la notte.
Sono accessibili solamente ad apparecchi molto aperti (f/1,5, f/2 o
f/2,8). Anche qui occorre utilizzare la massima sensibilità. Aprite il diaframma al massimo ed eseguite pose comprese tra 3 e 10 secondi.
La luce zodiacale
Se vi siete trovati in un luogo privo di inquinamento luminoso, con un
cielo trasparente, avete forse potuto percepire questo chiarore visibile in
inverno e in primavera, alla sera, alla fine del crepuscolo; oppure in autunno, al mattino prima dell’alba. È possibile fotografare questo fenomeno con un obiettivo molto aperto
(f/1,4). Se si usa la pellicola, occorrerà
un negativo con una sensibilità compresa tra 1600 e 3200 ISO, o una diapositiva da 400 ISO con uno sviluppo
spinto (trattamento realizzabile da ogni
laboratorio o con appositi kit). Le pose
saranno da 5-10 minuti. Con apparecchio digitale, selezionate 400 ISO,
date un’esposizione equivalente e aumentate in fase di lavorazione il contrasto finale. Si tratta di un oggetto celeste comunque difficile da fotografare.
Astro 12_BZ3_089_103
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12 Introduzione alla fotografia astronomica
Sarà interessante notare le condizioni atmosferiche per vedere come
il fenomeno vari di intensità. In ogni caso ricordatevi di operare lontano
dalle nebbie e dall’inquinamento delle grandi città.
Come fotografare una costellazione
senza tracce stellari
Se la posa è troppo lunga, ogni stella appare come una traccia che potrebbe essere considerata inestetica. Se è troppo corta, solo le stelle
molto brillanti si percepiscono come punti. Più la focale dell’obiettivo
è lunga, più lo spostamento degli oggetti sul piano focale è rapido, quindi
tanto più la posa deve essere breve per evitare l’apparizione del mosso.
Un grandangolo è quindi sempre indicato per questo tipo di fotografie.
Il grande campo inquadrato permette di fotografare varie costellazioni
sulla stessa immagine.
Selezionate un’elevata sensibilità:
da 400 a 1600 ISO. Utilizzando un
filtro diffusore leggero, che disperde
leggermente la luce delle stelle, potrete apprezzarne meglio il colore.
Esso va dal blu delle stelle più calde
fino al rosso di quelle più fredde. Potrete così costituirvi il vostro atlante
fotografico personale delle costellazioni.
Ecco una regola semplice per conoscere il tempo di posa massimo
affinché le stelle restino puntiformi
con un apparecchio fisso:
La luce zodiacale fotografata in febbraio
dopo il tramonto,
verso le ore 19, con
un obiettivo da 19
mm aperto a f/2,2. Si
riconoscono le Pleiadi in alto a sinistra,
nel prolungamento
della luminescenza.
In alto a destra: la celebre cometa Hale
Bopp (aprile 1997),
che è rimasta immortalata nell’immagine. Fotografia:
Pierre Bourge.
fotocamera a pellicola (formato 24⫻36) posa massima (secondi) = 600/focale (mm)
fotocamera digitale (formato APS-C) posa massima (secondi) = 150/focale (mm)
webcam
(formato 3,9⫻2,8) posa massima (secondi) = 160/focale (mm)
Fotografare la nebulosa di Orione, la galassia di Andromeda o l’ammasso
globulare in Ercole necessita di pose più lunghe, che possono rendere necessaria la costruzione di un apparecchio di inseguimento equatoriale
(pag. 318).
Una fotocamera digitale con un obiettivo da 18 mm di focale permette di fare pose
lunghe anche 8 secondi senza che le stelle mostrino un allungamento dovuto al loro
spostamento. Con un obiettivo da 55 mm occorrerà non andare al di là di 2,5 secondi,
che si ridurranno ulteriormente a 1,5 secondi con una focale di 105 mm: si potranno
allora riprendere solo le stelle più luminose di una parte di una costellazione.
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Astro 13_BZ3_104_113
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13 Le tecniche di base dell’astrofotografia lunare e planetaria
La fotografia per proiezione
Il diametro apparente di Giove è in media 45 volte più piccolo di quello
della Luna: occorre quindi utilizzare un dispositivo che allunghi virtualmente la focale dello strumento per ingrandire l’immagine e proiettarla sul sensore di ripresa. Tale dispositivo è costituito semplicemente
da un oculare, una lente di Barlow, o una combinazione di entrambi.
L’amplificazione negativa per lente di Barlow
Si sostituisce l’oculare con una lente di Barlow. Questa configurazione
moltiplica da 1,6 a 5 volte la focale. La Barlow fornita con uno strumento
da principiante è spesso fonte di risultati deludenti: un’immagine adeguata non può che venire da una Barlow di qualità costituita da due o
tre lenti.
Fotografia con lente
di Barlow
1) Webcam (o macchina fotografica)
senza obiettivo.
2) Adattatore webcam / 31,75 mm
(o anello T2 avvitato alla lente di
Barlow).
3) Lente di Barlow.
Nel porta-oculare vuoto si introduce una lente di Barlow, a cui si raccorda a scelta:
• una webcam tramite un adattatore da 31,75 mm;
• una camera CCD;
• una videocamera con il suo adattatore C;
• un apparecchio reflex con adattatore T2. Se la Barlow è priva di filettatura da 42 mm per l’anello T2, si può inserire un elemento di raccordo ulteriore (per esempio, Baader).
L’amplificazione positiva tramite oculare
L’oculare proietta un’immagine nella fotocamera della webcam da cui è
stato svitato l’obiettivo.
1)
2)
3)
4)
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Webcam, camera CCD o macchina fotografica senza obiettivo.
Adattatore webcam o anello T2.
Oculare inserito nel «tele-extender».
Raccordo «tele-extender».
Astro 13_BZ3_104_113
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13 Le tecniche di base dell’astrofotografia lunare e planetaria
La proiezione dell’oculare. Si può sostituire la webcam
con una macchina
fotografica reflex
con adattatore T2,
avvitata direttamente sul tele-extender.
L’ingrandimento dell’immagine ottenuta dipende dal «tiraggio»,
vale a dire dalla distanza tra l’oculare e il sensore, secondo la formula:
Ingrandimento = (tiraggio in mm / focale dell’oculare in mm) – 1
Esempio: un sensore che si trova a 90 mm da un oculare di 10 mm di
focale permette un ingrandimento (o amplificazione) pari a:
(90/10) – 1 = 8 volte
Con un telescopio da 900 mm di focale si dispone quindi di una focale
equivalente di 900 mm 8 = 7200 mm ovvero 7,2 m. Giove e Saturno
formano allora immagini di più di 2 mm di diametro, ovvero un po’ più
della metà della dimensione del sensore di una webcam. L’immagine presenta molti dettagli e gli anelli di Saturno riempiono metà dello schermo.
Ma attenzione! La luminosità diminuisce con il quadrato del tiraggio (ovvero ingrandendo due volte di più si divide la luminosità di un fattore
quattro); un’amplificazione tra 10 e 12 volte necessita di un buon oculare, di uno strumento stabile e di una buona esperienza di ripresa.
La fotografia tramite amplificazione afocale
Le tecniche precedenti sono applicabili soltanto se l’immagine può essere proiettata direttamente sul sensore della fotocamera, che deve
quindi permettere l’eliminazione dell’obiettivo, in modo tale che quest’ultimo sia sostituito dallo strumento astronomico. Al contrario, l’amplificazione afocale permette di sfruttare una fotocamera a obiettivo fisso,
come quello di un apparecchio compatto o di una videocamera (risulta
inutile per la webcam, il cui obiettivo è sempre svitabile o comunque
smontabile).
Si posiziona la fotocamera con il suo obiettivo dietro l’oculare. L’ingrandimento si ottiene dividendo la focale dell’obiettivo fotografico
per la focale dell’oculare. Supponiamo che si disponga di un obiettivo
di 50 mm, di fronte a un oculare di 15 mm di focale: l’ingrandimento
sarà quindi di 50/15 = 3,3 volte.
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Astro 14_BZ3_114_120
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14 La Luna: carta d’identità astronomica
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Eudoxus
Hercules
Geminus
Aristote
Atlas
Mappa della Luna
Fonte: www.celestialmotherlode.net.
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Endymion
Democrito
Astro 14_BZ3_114_120
20-04-2010
16:09
Pagina 119
14 La Luna: carta d’identità astronomica
canus
Phocylides
cheiner
Schiller
Schickard
omontanus
Wilhelm Capuano
Pitatus
es
bach
Doppelmayer
Vieta
Kelvin
MARE
DEGLI UMORI
Hyppalus
Bouillau
Muro dritto
Mersene
Crüger
MARE
DELLE NUBI
Gassendi
Billy
Sirsalis
Hansteen
Letronne
Monti Riphae
Arzachel
Alphonsus
Tolomeo
Grimaldi
Hevelius
n
OCEANO
DELLE TEMPESTE
Flammarion
Cavalieri
Keplero
BAIA
CENTRALE
Cardano
Krafft
Copernico
Marius
Triesnecker
nus
Seleuco
Erodoto
Stadius
ARE
VAPORI
i
Carpaz
Eratostene
Aristarco
Lambert
Timocharis
Archimede
Eulero
MARE
DELLE PIOGGE
Autolycus
Eracnide
Aristillus
Linneo
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cas
GOLFO
DELLE IRIDI
Cassini
Harpalus
Monti dritti
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Valle alpina
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Mairan
Platone
Pitagora
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istoteles
MARE DEL FREDDO
Herschel
ocrito
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Astro 21_BZ3_165_176
20-04-2010
16:23
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21 L’eclisse, grande spettacolo celeste
Eclisse totale di Sole
fotografata in Zambia, 21 giugno 2001;
obiettivo Nikkor da
20 mm di focale diaframmato a f/4; posa
di 2 secondi. Il pianeta Giove è visibile
poco al di sotto del
Sole eclissato. Fotografia: Pierre Bourge.
Eclissi totali di Sole
Perché due eclissi totali si verifichino in uno stesso luogo della Terra occorrono secoli. Le eclissi di Sole sono rare e brevi. Quindi, occorre cogliere le occasioni al volo!
L’ultima eclisse totale di Sole visibile in Europa si è prodotta l’11 agosto 1999. La linea di centralità è passata a una cinquantina di kilometri a nord di Parigi.
Questa immagine dell’eclisse totale di Sole del 29 marzo 2006 è stata composta partendo dalla sovrapposizione
di cinque immagini digitali ottenute con una fotocamera
Lumix installata su un treppiede, con zoom regolato al
massimo della focale (equivalente a 420 mm). I tempi di
posa vanno da 1/500 a 1/15 di secondo a f/4.
Ogni immagine di partenza è trattata informaticamente in modo tale che il risultato finale sia equilibrato e si
avvicini il più possibile a ciò che si vede realmente a occhio nudo durante la totalità. Una cura particolare è stata applicata nel rendere i colori così come sono percepibili: il rosa elettrico delle protuberanze, il color argento
brillante sfumato per la corona, il blu cobalto per il cielo. Questo cielo blu così particolare è purtroppo quasi
sempre assente dalle fotografie, perché difficilmente registrato dalle pellicole o dai sensori digitali. Occorre quindi ricostruirlo a posteriori. Fotografia: Fabrice Bourge.
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Astro 21_BZ3_165_176
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21 L’eclisse, grande spettacolo celeste
Immagine composita
che mostra l’estensione
della corona solare durante l’eclisse totale di
Sole dell’11 agosto
1999. Questa composizione di più fotogrammi
ha permesso a Renaud
Leduc di ottenere un’immagine eccezionale.
Durante il massimo dell’attività solare gli osservatori hanno molte possibilità in più di distinguere le protuberanze
sul contorno del Sole, soprattutto durante le eclissi totali di breve durata.
Su quest’immagine,
un’esposizione breve
compresa tra 1/500 e
1/1000 di secondo rivela le protuberanze ed
esclude la corona solare,
che è circa 2000 volte
meno brillante. Eclisse
totale dell’11 agosto
1999. Autori: V. Rotunino, P. Bourge.
Al contrario dell’immagine precedente, una
posa di diversi secondi fa
apparire la corona e non
mostra le protuberanze
«bruciate» nella sovraesposizione. L’interposizione di un filtro neutro
che degrada verso
l’esterno ha permesso di
riprendere getti coronali la cui estremità oltrepassa i due diametri solari (31 luglio 1981). Fotografia: Pierre Bourge.
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Astro 25_BZ3_185_193
20-04-2010
16:28
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25 Colpo d’occhio sul Sistema Solare
Le comete, vagabondi del Sistema Solare
Astri nebulosi dal centro brillante (nucleo) circondato da una debole luminosità (chioma) talvolta prolungata in una coda in direzione opposta al Sole.
Record di lunghezza: la coda della cometa del 1843 misurava 320 milioni di kilometri.
Su orbite molto ellittiche, le comete hanno dimensioni variabili e
masse insignificanti.
Il nucleo è formato da un aggregato misto di ghiacci e materia minerale circondato da un’atmosfera molto rarefatta. Avvicinandosi al
Sole, il ghiaccio sublima e libera le polveri, formando una doppia coda
spinta dal vento solare.
Molte comete hanno un periodo di rivoluzione noto; nel 1985-86
abbiamo rivisto la cometa di Halley, il cui periodo è di 76 anni.
Le comete ben visibili a occhio nudo sono molto rare. Le
osserverete con binocoli di qualità partendo da stelle di
riferimento vicine, seguendo le effemeridi pubblicate nelle
riviste specializzate e sui siti internet («Le Stelle», «Nuovo
Orione», «Coelum», «Almanacco UAI», http://comete.uai.it/).
Piccolo vocabolario planetario
✰✰✰
Pianeta inferiore: pianeta la cui orbita è compresa all’interno dell’orbita terrestre (per esempio: Venere).
Pianeta superiore: pianeta la cui orbita è esterna l’orbita terrestre (per esempio: Marte).
Pianeta in opposizione: visto dalla Terra, si trova in direzione
opposta al Sole.
Pianeta in quadratura: visto dalla Terra, si trova a 90° dal Sole
(ovvero la sua direzione forma un angolo retto con la direzione del
Sole).
Orbita: traiettoria di un corpo intorno a un altro.
Rotazione diretta: in senso antiorario, per un osservatore situato
nel nostro emisfero boreale.
Rotazione retrograda: in senso orario.
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Astro 25_BZ3_185_193
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25 Colpo d’occhio sul Sistema Solare
Occultazione: assaggio di un astro davanti all’altro, per esempio
della Luna davanti a una stella o a un pianeta, oppure di un satellite dietro il pianeta. L’istante della sparizione è chiamato anche immersione. L’istante di riapparizione è l’emersione.
Congiunzione: avvicinamento apparente di un astro a un altro,
per esempio di una stella alla Luna o a un pianeta. In congiunzione,
la stella appare passare appena sotto o sopra il disco lunare.
Elongazione: distanza angolare di due oggetti del Sistema Solare,
in generale rispetto al Sole. Per esempio: la massima elongazione
possibile di Venere rispetto al Sole è di 47°; Titano, satellite di Saturno, è ben osservabile in occasione delle sue elongazioni orientali
e occidentali rispetto al pianeta.
Retrogradazione: fase di movimento apparente di un pianeta
durante la quale esso appare spostarsi da Ovest verso Est, ovvero in
senso opposto al suo moto abituale. Tra movimento diretto e movimento retrogrado il pianeta passa per il «punto stazionario».
Confronto tra i diametri dei pianeti del
Sistema Solare presso il bordo del Sole.
Rispetto alla Terra
(in basso), per esempio: il diametro di
Giove corrisponde
a 13 globi terrestri;
Mercurio rappresenta 0,39 diametri terrestri; Venere 0,966;
Marte 0,53; Giove
11,2; Saturno 9,4;
Urano 4; Nettuno
3,7; il Sole 109,5. I
più grossi oggetti
transnettuniani (non
rappresentati) raggiungono 0,2 diametri terrestri.
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338 pagine
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Seconda edizione italiana
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