Lo strumento utilizzato e’ del Gruppo Astrofili Columbia di Ferrara.
Purtroppo la serata non ha permesso un seeing superiore al 6/10.
Le riprese sono state eseguite in collaborazione con Ferruccio Zanotti.
Lo strumento utilizzato e’ del Gruppo Astrofili Columbia di Ferrara.
Purtroppo la serata non ha permesso un seeing superiore al 6/10.
Le riprese sono state eseguite in collaborazione con Ferruccio Zanotti.
Il sole è costituito da diversi strati, in pratica è una matriosca composta da sfere di gas.
L’energia sprigionata dal cuore, risale attraverso le zone convettive, la fotosfera, la cromosfera , la corona per arrivare allo spazio aperto e giungere sino a noi come comunemente lo conosciamo.
Ma cosa vediamo realmente?
Osservando il sole, lo strato con cui abbiamo a che fare è la fotosfera. Come detto è gassoso, quindi non è propriamente una superfice quella che si osserva, ma più correttamente uno strato di 100Km circa, molto sottile in quanto misura lo 0.014% del raggio, con una temperatura di circa 6.000 °C.
Una simpatica curiosità è data dal fatto che osservando il sole , la sua luminosità non è costante, infatti degrada allontanandosi dalla zona centrale. Questo fenomeno è da attribuite alla fotosfera in quanto i processi di generazione di energia al centro la attraversano perpendicolarmente, mentre ai bordi del disco la attraversano sempre piu obbliquamente, attraversando pertanto una maggior quantità di gas non trasparente.
Il sole ruota su se stesso in circa 27 giorni, su un’asse inclinata di circa 7,25 gradi rispetto all’asse terrestre ; quindi vediamo piu emisfero Nord in Settembre e quello Sud in Marzo.
Siccome il sole è una palla di gas, non ruota tutto contemporaneamente (sarebbe troppo bello) bensì più rapidamente all’equatore, circa 24 giorni, e piu lentamente ai poli, circa 30 giorni.
In questa regione possiamo osservare alcuni fenomeni molto interessanti:
Macchie Solari:
Scoperte nel 1908 dall’astronomo George Ellery Hale, sono aree scure variabili per forma e per numero, nelle quali si distingue una zona centrale detta ombra, circondata da zone di pen’ombra , chiamate anche spiaggie, e rappresentano i punti freddi della fotosfera infatti piu’ bassi di 1.500-2.000 °C rispetto alle regioni fotosferiche circostanti (che si trovano come detto a circa a 6.000 °C).
E’ a causa di questa differenza di temperatura, relativa alla fotosfera, che appaiono scure in quanto sarebbero molto brillanti se prese singolarmente. Come diceva sempre un simpatico postino… “tutto è relativo”.
Una macchia tipica ha un campo magnetico 10.000 volte circa più intenso di quello terrestre.
Le macchie solari compaiono generalmente a coppie, con campi magnetici di polarità opposta.
Dapprima aumentano di numero, per poi diminuire, con un ciclo regolare che dura circa 11 anni, già noto almeno dall’inizio del XVIII secolo.
I complessi campi magnetici associati al ciclo solare, tuttavia, vennero notati solo dopo la scoperta del campo magnetico della stella.
Il campo magnetico è più intenso nella zona piu scura, l’ombra, rispetto alle zone piu chiare, le penombre, dove diventa piu orizzontale e quindi meno intenso.
In una coppia di macchie che si forma in uno dei due emisferi, la macchia che precede (nella direzione della rotazione) ha polarità opposta rispetto a quella che si forma nell’emisfero opposto.
Quando inizia un nuovo ciclo, la direzione del campo magnetico delle macchie di ciascun emisfero si inverte. Così un ciclo solare completo, che includa anche l’inversione di polarità del campo magnetico, dura circa 22 anni.
Le macchie tendono a formarsi sempre con una certa simmetria tra i due emisferi ; poiché ogni macchia esiste al massimo per qualche mese, il ciclo di 22 anni riflette processi solari profondi e di lunga durata.
Benché non sia del tutto compreso, esso sembra il risultato delle interazioni del campo magnetico del Sole con la zona convettiva.
L’attivita’ di tutte le macchie presenti sul disco viene indicata con il cosiddetto numero di Wolf; introdotto nel 1848 dal direttore dell’osservatorio di Berna R.Wolf, che osservava il Sole con un piccolo rifrattore da 8 cm di diametro. Attualmente esistono anche altri sistemi per la catalogazione delle Macchie Solari, ma si basano su caratteristiche differenti.
Detto g il numero di gruppi di macchie e f quello totale delle macchie R e’ dato da
R=k(10*g+f)
dove k e’ un fattore, dell’ordine dell’unita’, che tiene conto delle condizioni di osservazione e dello strumento utilizzato dall’osservatore. In questo modo le osservazioni di diversi osservatori vengono rese omogenee e confrontabili fra di loro.
Il valore di R e’ archiviato e catalogato a partire dal 1700.
Facole:
Sono aree brillanti visibili maggiormente sui bordi del disco.
Esse sono prodotte da gas convogliato dall’interno lungo le linee del campo magnetico, un principio di iterazione di campi magnetici simili a quello delle macchie solari, ma in questo caso in fasci più concentrati. Mentre le macchie sembrano piu scure, le facole tendono ad essere più chiare.
Granuli:
Sono celle grandi circa 1000 Km che coprono interamente la superfice solare, escluse naturalmente le macchie solari e poche altre eccezioni.
Questo fenomeno è l’apice delle celle convettive dove i gas bollenti fuoriescono come bolle di gas in uno stagno fangoso nela zone piu chiara per ricadere catturati dal campo magnetico in cascate piu scure.
I granuli hanno una vita media di circa 20 minuti, pertanto la trama diseganta dai granuli è in continuo fermento.
Questo fenomeno è ben visibile nel filmato del Swedish Vacuum Solar Telescope (470 Kb). Questi rapidissimi cambiamenti, portano i flussi di gas a raggiungere velocità supersoniche di oltre 7 Km/s con la conseguenza di boom sonici e altri disturbi elettromagnetici.
I Supergranuli e Network Cromosferico:
Naturalmente i granuli che sono piccoli hanno paura a stare da soli…; tentono a ragrupparsi in gruppi detti supergranuli di dimensioni sui 35.000 Km; è piu facile vederli sul versante blu dello spostamento Doppler (o spostati verso il blu), in breve, avvicinandosi verso l’operatore, comprimono le onde elettromagnetiche risultando leggermente spostati verso il blu. I supergranuli hanno una vita media di 1 o 2 giorni; anche qui il campo magnetico influisce spostando flussi di gas verso i bordi di questi gruppi. Questo crea il Network Cromosferico.
E’ una sorta di ragnatela che divide i gruppi di supergranuli, in lento movimento maggiormente visibile sul versante rosso dello spostamento Doppler ( o spostati verso il rosso).
Sopra la fotosfera e sotto la corona c’è la cromosfera che ha uno spessore dell’ordine di 8.000 Km (1.14% del raggio), con i casi eccezionali delle spicole che possono raggiungere vette ben piu alte.
Qua la temperatura passa dai 6.000 °C ai 20.000 °C a queste temperature l’idrogeno comincia a risentire emettendo luce rossa sulla frequenza H-Alfa.
Sulla fotosfera possiamo osservare aiutati dai filtri H-Alfa quindi:
Prominenze o pretuberanze:
Situate nella cromosfera, sono lingue incandescenti di gas parzialmente ionizzato, detto plasma, intrappolate dal campo magnetico solare. Lungo il bordo solare, si possono osservare questi fenomeni sotto forma di cappio, cespuglio, colonna o altro ancora e dimensioni che possono raggiungere qualche milione di Km.
Per questa caratteristica, sono il fenomeno solare piu grande, visibile quindi anche da piccoli strumenti.
La temperatura delle pretuberanze è di circa 20.000 °C e la loro densità è molto maggiore di quella della della corona circostante, si possono considerare quindi, zone di raffreddamento e condensazione della corona.
Le pretuberanze viste da sopra, non esterne al disco solare, danno luogo ai filamenti.
I fenomeni di prominenze sono pesantemente influenzati dai campi magnetici locali che ne determinano in pratica la prima classificazione. Sono infatti divisi principalmente in due categorie: Pretuberanze quiescenti (quelle tranquille) e pretuberanze a getto (quelle piu irruente), ognuna delle quali a sua volta divisa ancora in 3 sotto-categorie in base alla violenza e dimenzione del fenomeno.
I fenomeni quiescenti sono piu stabili e tendono a rimanere sospesi nella corona per parecchie rotazioni solari, addirittura alcuni mesi.
Un fenomeno piuttosto comune di prominenza “tranquilla” è quella detta Hedgerow ossia un fenomeno di sospensione di gas con la forma di un cespuglio. Ha la caratteristica di avere una struttura a filamenti, diciamo i rami, molto complessa e affascinante se ripresa in alta risoluzione. La curiosità probabilmente sta nel fatto che rimane flottante, e probabilmente l’iterazione tra i campi magnetici e il differente peso rispetto la cromosfera la fanno, in pratica, galleggiare.
Filamenti:
I filamenti, non sono altro che le prominenze viste da sopra. Hanno forma allungata, quasi come un serpentone che si muove sul disco solare, con una lunghezza che puo raggiungere il raggio. Anche questo venomeno, muovendosi lungo la line di vista dell’osservatore, è meglio osservabile spostato dalla linea teorica dell’H-Alfa, in questo caso spostato verso il blu.
Spicole o spicule:
Le spicule sono fiammate di idrogeno (o plasma) situate entro i confini dei supergranuli che si innalzano attraverso il Network cromosferico.
Sono causate dall’interazione dei campi magnetici ai bordi dei supergranuli.
Un’altro fattore di turbolenza è dato dal fatto che questa zona avvengono drastici cambiamenti nelle condizioni fisiche della materia, come ad esempio il forte dislivello di temperatura che passa dai 5.800 °C della fotosfera ai 100.000 °C dell’alta cromosfera su una distanza esigua pari al 2% del raggio solare, mentre la densità decresce al crescere dell’altezza.
Si osservano come un prolungamento della granulazione fotosferica, assomigliano a delle piccole spine da cui il nome di spicole oppure spighe di grano e possono essere viste anche con l’ausilio di filtri e strumentazioni particolari, possono raggiungere una velocità di oltre 65 mila chilometri orari e altezze di circa 5 mila chilometri in poco meno di cinque minuti.
Queste generano la bassa e media cromosfera.
Scoperte nel 1877, sono un fenomeno comune, visto che in ogni momento se ne verificano fino a 100 mila: l’osservazione però è difficile perché durano poco tempo (circa cinque minuti) e sono molto piccole, circa 500 chilometri di diametro.
Padre Angelo Secchi descrisse le spicule come “piccole fiammelle sotto l’azione del vento”, che danno alla cromosfera l’aspetto di una “prateria infuocata”.
Flares o Brillamenti:
Sono emissioni estremamente luminose generate dal rilascio violentissimo di energia dalla cromosfera nelle vicinanze delle macchie solari.
E’ causato anch’esso, dall’iterazione di campi magnetici estremi che provocano l’eruzione di materia dalla corona sotto forma di Coronal Mass Ejection (CME) che non sono altro che fasci di vento solare molto energico. Quello che da tanto fastidio, per intenderci, alle nostre comunicazioni terresti e rappresenta un pericolo per i viaggi Extra-Terrestri.
Durano da pochi minuti a 4 ore e sono visibili in diverse bande di emissione.
I flare solari furono osservati per la prima volta nel 1859 dall’astronomo britannico Richard Carrington.
La frequenza dei flare solari varia: da molti al giorno quando il Sole è particolarmente “attivo” a circa uno alla settimana quando invece è “quieto”.
I flare solari impiegano molte ore o anche giorni per “caricarsi”, ma il flare vero e proprio impiega pochi minuti per esplodere e rilasciare la sua carica.
Le onde d’urto risultanti viaggiano lateralmente attraverso la fotosfera e verso l’alto attraverso la cromosfera e la corona, a velocità dell’ordine di 5.000.000 di chilometri all’ora.
I flare solari sono classificati come A, B, C, D, M o X a seconda della loro luminosità nei raggi X vicino alla Terra, misurata in Watt/m2; ogni classe è dieci volte più potente di quella precedente, con X (la più grande) pari a 10-4 W/m2.
Le particelle energetiche emesse dai flare solari sono le prime responsabili dell’aurora boreale e di quella australe.
Sono le regioni si penombra attorno alle macchie solari che rappresentano regioni di alta temperatura e densità nella cromosfera costituite da filamenti radiali.
IL SOLE: ma perchè lo vediamo cosi ?
La cromosfera è rossa perchè gli atomi di idrogeno emettono energia nella zona rossa dello spettro visuale.
Non ci credete? mhh vediamo perchè allora…
L’atomo piu semplice è quello dell’idrogeno; ha un elettrone che orbita attorno ad un protone nel nucleo. Quando il nucleo riceve energia, il suo elettrone salta su un’orbita superiore creando una linea di assorbimento nello spettro ,ma quando è il protone ad emettere energia, l’elettrone ritorna ad una orbita inferiore creando una lina di emissione stavolta.
Gli elettroni che saltano dalla 4° alla 2° orbita producono una linea di emissione Idrogeno Beta (Hb). Questo ci permette di osservare ad esempio la testa di cavallo (B33 Horsehead nebula) in Orione, la “Cocoon Nebula” nel cigno e la California Nebula in Perseo usando un filtro H-Beta.
Gli elettroni che saltano, invece, dalla 3° alla 2° orbita producono emissioni in H-Alfa sulla linea dei 656.3 nanometri.
Nanometri e Amstrong….. se ne sente spesso parlare. Un nanometro (nm) corrisponde a 10-9 metri e l’Angstrom(Å) corrisponde a 10 -10 metri ossia un decimo di nanometro. E’ importante tenere presente questo in quanto sono le grandezze e tolleranze di cui stiamo parlando.
Studiando accuratamente la zona rossa dello spettro visibile ci troviamo infatti l’emissione H-Alfa ed è da qui che viene definito il colore del sole.
I Filtri H-Alfa usati in astronomia, sono sintonizzati su queste frequenze e in base alla loro ampiezza di banda è possibile vedere o meno i fenomeni di cui sopra.
Un fitro con banda passante di 2Å puo mostrare solo le prominenze ma un filtro piu stretto è in grado di mostrare anche alcuni dettagli della superfice solare. Piu la banda si stringe e maggiori dettagli si possono scorgere facendo osservazioni; naturalmente filtro piu selettivo significa prezzo piu alto (te pareva).
Fortunatamente la tecnologia accorre in nostro aiuto permettendoci di avere oggi strumenti a prezzi abbordabili con bande passanti inferioni all’angstrom (<.1Å), cosa che fino a pochi anni fa era appannaggio solo degli osservatori professionali.
Nel 1755, Immanuel Kant pubblico’ “Universal Natural History and Theory of the Heavens”.
Egli noto’ che alcune nebulose si comportavano in modo anomalo, per lo meno per quanto osservato fino ad allora.
Nel 1877, E. M. Stephan ha scoperto un piccoo denso gruppo di galassie che attualmente gli vengono associate. Il Quintetto di Stephan o Stephan’s Quintet consiste in 5 galassie sovrapposte di forma inusuale con strutture a gas e stelle che sembrano interagirel’una all’altra.
Una di queste, risulta interagente solo per un fattore prospettico, infatti, il suo inferiore redshift ci indica che e’ piu vicina.
Nel 1918, H. D. Curtis fece osservazioni di galassie al Lick Observatory al riflettore Crossley .
Nel1923 Edwin Hubble scopri’ le stelle variabili cefeidi nella Grande nebulosa di Andromeda.
Per oltre 30 anni gli astronomi usando il 100″ del Monte Wilson fecero parecchie scoperte di gruppi di galassie (clusters of galaxies).
Nel 1948 Carl Seyfert, osservo sempre dal telescopio Hooker al Monte Wilson, un’altro gruppo , che in seguito divento fonte di studi, il sestetto di Seyfert (Seyfert’s Sextet).
Queste sei galassie mostravano un’interessante interazione e “baffi” di materia intergalattica.
Questa apparente interazione porto gli astrofisici alla conclusione che questo era effettivamente un sistema compatto di galassie .
Geoffrey e Margaret Burbridge studiarono lo spettro di queste galassie e scoprirono che solo una galassia non condivideva lo stesso redshift, e questo era concorde con le precedenti scoperte, l’interazione era solo prospettica.
Nel 1957 George Abell presento’ una catalogo con 2700 gruppi di galassie individuate sulle lastre del Palomar Sky Survey, tutt’oggi punto di riferimento indiscusso.
Infine, nel 1980 Paul Hickson, con l’intenzione di stilare un piu’ semplice esempio di gruppi di galassie compatte fece il suo catalogo basandosi proprio sulle lastre del Palomar Sky Survey.
In realta’ la ricerca era intenzionata a trovare nuovi gruppi contenendi discordanti redshif, per questo applico un criterio di ricerca piuttosto rigido che gli porto ad ottenere “solo” i 100 oggetti.
Questo catalogo e’ tutt’ora una sfida per gli astrofili, alcuni oggetti sono notoriamente complessi come l’Hickson 50 nell’ Ursa Major che e’ al limite di strumenti amatoriali.
Bazzicando per internet ho letto comunque belle osservazioni riportate da strumenti che vanno da 12″ a 36″.
** Hickson 3 e’ spesso indicato con la sigla M-1-2-32 ma credo questo sia un errore di imputazione, non ne ho trovato conferme dell’esistenza nei cataloghi di simbad.
Le sigle utilizzate per identificare gli oggetti, fanno riferimento a diversi cataloghi, riporto di seguito l’elenco completo di quelli citati da Hickson.
Acronimo
Catalogo
NGC
New General Catalogue; Dreyer, 1889
IC
Index Catalogue; Dreyer, 1895-1910
CGCG
Catalogue of Galaxies and Cluster of Galaxies; Zwicky et al. 1961-1968 Questo catalogo e’ basato sul Zwicky(orig) pertanto chi volesse fare delle ricerche li trova sul simbad sul Zwicky ossia con acronimo ‘Z’.
MCG
Morphological Catalogue of Galaxies: Vorontsov-Vel’jaminov et al. 1963-1974
UGC
Uppsala General Catalogue; Nilson, 1973
ESO
European Southern Observatory catalogue; Lauberts, 1982
Questa lista è utilizzata dai membri del Saguaro Astronomy Club di Phoenix.
I nomi delle costellazioni sono in formato IAU standard.
Abbreviazione tipi di oggetto.
GC
globular cluster
OC
open cluster
PN
planetary nebula
EN
emission nebula
SNR
supernova remnant
RN
reflection nebula
Le galassie sono identificate dalla loro catalogazione Hubble (Hubble type).
Le dimensioni angolari sono espresse in arcominuti, salvo altra indicazione specifica.
Per ogni oggetto c’è identificata la mia osservazione visuale e seguendo il link quella di Steve Coe fatta con un 13″, la parte sottostante è tenuta integralmente dalla pagina originale del SAC.
NGC#
Cost.
Tipo.
RA_2000.
Declinaz.
Magnit.
Dimensio.
Le mie Osservazioni, Newt.16″ dove non riportato doversamente.
Gx di taglio con zone di polveri scure, impercettibile la piccola compagna sottostante, ben visibile il bulge, le zone scure si distinguono solo dalla non simmetria della Gx.
Blue snowBall, la piccola palla di neve, da osservare >200X, percepibile la stella centrale con vista distolta, indistinguibili i colori. con l’OIII scompare (da verificare)
Eccezionale, osservata una po bassa, anse visibili, tollera >400X, ma il massimo a 3/400X, sembra di percepire il bluastro, inutile l’oiii, fallito l’incrocio delle anse.
La nebulosa Helix, qualche invasato l’ha chiamata l’occhio di Dio. Larga diffusa, visibile la centrale (contate 3), impercepibili i confini nella zona delle anse piu ampia, sembra di vedre una M27 piu diffusa.
Siamo verso il centro della galassia, facile confonderla con altre gx di campo, batufolino ben definito, <100X sembra di poter definire pure i bordi esterni.
bella gx, si capische di poterne vedere solo metà dal fatto che la stella grossa sul bordo piu lungo è distante circa 2 volte di quanto si possa scorgere. batufolo simmetrico, si percepisce solo il braccio principale
Impressionante visto da un 24″ con TV22 da un cielo nero, bellissima ben visibile, in queste condizioni inutile filtri o altro, l’oculare da circa un campo di 1/3 dell’estensione della neb, bisogna girarci sopra spostandosi di 3 campi circa, è facile senza perderla o fare grossi salti nel buio, alcune sfumature di colore azzurro/rosso, quasi invisibile da cieli differenti che richiedono l’oiii.
24-06-2006 Cat’s Eye, molto bella indicativamente simile alla Saturn nebula, scorgibile la centrale e molto chiare le anse a spirale, questa planetaria Š circondata da getti di materia a grande distanza, ma invisibili con i filtri. Molto utile l’utilizzo di un OIII. Tollera >300X
la Eskimo. favolosa, sembra di scorgere l’anello esterno, l’interno è leggermente piu scuro, tende all’azzurrino. si vede la centrale come poche altre planetarie. >400X
Molto bassa. L’ombra o il fantasma di Giove.. boh chissa perchè poi, planetaria <200X serata scarsa, ma si vede ben poco, non si scorgono le anse neppure la stella centrale
è la flame nebula, vicino a Zeta Orione, molto fastidioso è luminosa e sopporta ingrandimenti, ma non si distinguono le venature scure ne centro. Riosservata sotto un cielo piu nero, sembra di intravedere la banda centrale scura.
i gemelli siamesi, coppia di galassie interagenti, senza un cielo buio sembra un unico oggetto. difficili, appena evidenti i bulge (ma sotto un cielo non adeguato)
definita come la galassia piu di taglio conosciuta, effettivamente dal bulge partono due riflessi opposti quasi come fossero una sorta di blooming. evidente solo il bulge, piccola >200X
Di seguito le osservazioni di Steve Coe con un 13″ f/5.6, dove non indicato altrimenti.
NGC 891
17.5″–Pretty bright, Pretty large, Very elongated, central bulge
obvious, outer arms show sculptured detail at 200 X
NGC 7662
17.5″–Pretty bright, Pretty small, Round greenish dot at 100X. 320X,
central hole seen easily, central star suspected in good seeing
NGC 6781
Bright, Large, somewhat elongated at 100X. It is immediately obvious without
the UHC filter. This planetary is shaped like the gibbous moon with the
south side brighter in an arc. There is one star involved that stands
out very nicely. The UHC filter helps some. I estimate its’ size at one
arc minute.
NGC 700917.5″–obvious
at 100X. 225X (8mm) light green.
Ansae visible with averted vision. No central *.
NGC 7293
Good in binoculars, 17.5″–Very large, Faint, annular, Central star
easy at 100X. UHC helps a lot.
NGC 772
17.5″–Pretty bright, gradually brighter middle, Pretty small at
150X
NGC 1907
pretty bright, pretty small, much compressed and resolved at 165X. Just
seen in 11X80 finder, I counted 22 stars in 13″.
NGC 1931
Bright, pretty large and somewhat elongated. Looks like a small comet
at very low powers. There is a triple star in the center, it is resolved
at 200X.
NGC 1501
17.5″–Bright, Pretty large, Round Bluish disk at 165X, no * seen
NGC 2403
17.5″-Pretty bright, Large, Somewhat elongated at 135X the spiral
arms sparkle with mottling
NGC 2655
Bright, pretty large and little elongated at 135X. This galaxy is much
brighter in the middle with a bright central nucleus at 220X.
NGC 281
Pretty bright, large, irregularly round, with 14 stars involved at 100X
with the UHC filter. It is just seen without the UHC. A dark lane intrudes
into the nebula on the south side, forming the Pac-man or Giant Comma
shape.
NGC 457
Bright, large, pretty rich, compressed. 63 stars counted including Phi
Cass, it is a light yellow star at the edge of the cluster at 100X. There
is another bright star near Phi that gives the effect of having two glowing
eyes looking back at the observer. In the Southwest we call this cluster
the Kachina Doll, two sparkling eyes and the rest of the cluster outlines
outstreched arms with feathers. Many tribes in the Southwest made
such dolls for their rites.
NGC 663
Counted 69 stars at 100X. Bright, large, very rich, much compressed. Several
8th mag members across the face of the cluster. There is a curved north
to south dark lane down the middle of the cluster. This is one of the
best Non-Messier open clusters. It is unmistakeable in the 11X80 finder.
NGC 7789
160 Stars estimated by counting 40 in the N to W quadrant. Bright, large,
very rich, very much compressed at 100X.
There are many dim members in this excellant cluster. Dark lanes wind
through this group from edge to edge and give the impression of spiral
structure. At 165X the cluster fills the field with many lovely pairs
and delicate asterisms. This cluster has been a favorite since my first
observation.
NGC 5128
Very bright, Very large, little elongated, dark band, 17.5″– Bright,
Large, Round, Bright Middle, dark band easy at 100X, several * in foreground
NGC 5139
Omega Centauri SRC-wowie zowie 17.5″–Very bright, very, very large,
extremely rich, very compressed What can I say, the KING of the Globulars
NGC 40bright,
large, and elongated 1.5X1. Central star obvious at 200X. The color is
grey at all powers. At 200X and above from one of our best locations,
the nebula shows off two brighter ends that look like “polar caps”
on Mars. The western cap is larger
and brighter. From a poorer site on a night I rated 5/10 for seeing and
transparency, the brighter parts of the planetary make it appear to have
a spiral shape. The “polar cap” effect only appears on the best
of nights.
NGC 6939
Bright, large, rich, compressed and irregularly round in shape at 135X.
I estimated 70 stars, there are lots of dimmer members. This cluster has
many lovely chains of stars meandering out into the Milky Way. It is easy
in the 11X80 finder.
NGC 6946
This face-on spiral galaxy has a low surface brightness and therefore
responds to the atmosphere more than edge-on systems. For that reason
I have called this object “pretty faint” on a night I rated
5/10 and then called it “pretty bright” on a night that was
8/10 in the mountains of Northern Arizona. In any case it is pretty large,
somewhat elongated and has a bright, almost stellar nucleus. Even at the
best of times I have never
seen spiral structure in this object. There is a very dim extension that
forms a ‘V’ shape.
NGC 7129
pretty faint, large, roundish nebula with 6 stars involved at 100X. The
UHC filter does not seem to help. 7133 is nearby, it is faint, small and
round with 2 pretty faint stars involved.
NGC 246
is a very nice planetary to break up all these galaxies.
It is bright, large and round at 100X. There are several dark areas in
this nebula and they combine to look like this is a doughnut someone took
a bite from. The UHC filter makes this effect more noticeable. There are
three stars involved at 165X.
NGC 936
Pretty bright, pretty large, round, much brighter middle.
This is a barred spiral, but I could not see any central bar structure.
NGC 2359
Pretty bright, large, Irregular shape. Nebulosity extends out of the 30
minute field at 100X. UHC filter helps the contrast of this object a lot.
I have always heard this object called the Duck Nebula because the shape
includes a side view of a duck head with a bill.
NGC 4274
bright, pretty large, much elongated, brighter middle at 100X. Has three
companions in 40′ field of 20mm Erfle. Brightest of three is 4278.
NGC 4414
pretty bright, pretty large, elongated 3X1, much brighter middle at 100X.
At 165X, stellar core comes and goes with the seeing.
NGC 4494
bright, pretty large, round, much brighter middle at 100X
NGC 4559
bright, large, much elongated 3X1, somewhat brighter middle at 135X. Three
stars involved in south arm make this object unique, don’t miss it.
NGC 4565
very bright, very large, extremely elongated 10X1, very bright middle
at 135X. Dark lane is easy at a good site, it can be held with direct
vision. At 200X some fine detail within the dark lane is visible in moments
of good seeing at our best sites
in the mountains of northern Arizona. It has always looked like the classic
flying saucer.
At a Saguaro Astronomy Club star party someone called it “God’s Frisbee”.
This spectacular edge-on galaxy is also a companion to Comet Coe. The
story goes like this: I had just completed a new 17.5″ Dobsonian
and had had only few chances to get it out into dark sky. I trucked it
to a club gathering at one of the best sites we use. When I observed NGC
4565 it had an obvious companion that I immediatly thought was a comet.
After showing it to A. J. Crayon and several other club members, I looked
it up and it was quite obvious in a photograph in Burnham’s. Oh well,
so much for fame and fortune. Several
“friends” pointed out that it could be a very long period comet
that is coming directly at the earth.
NGC 4725
bright, large, much elongated, very bright middle at 100X. My old 17.5″
would show a hint of barred spiral structure at 125X, but I have not had
the chance to use the 13″ on this object from an excellant site to
see if the smaller scope will duplicate
that feat.
NGC 4361
Bright, large, elongated 1.5 X 1 in PA 90, somewhat brighter in the middle
at 100X. Central star is easy at 220X.
This planetary has a bizarre “mottled” effect, a grainy quality
that is unusual for a planetary nebula.
NGC 4111
Bright, pretty large, much elongated (3X1) in PA 165.
Very bright middle with a bright, stellar nucleus at 165X.
A faint companion is in the field to the east.
NGC 4214
Bright, pretty large, round, much, much brighter in the middle with a
bright nucleus at 165X. The nucleus is elongated in PA 45.
NGC 4244
Bright, large, very, very elongated in PA 45 with a gradually brighter
middle at 165X.
NGC 4449
Bright, pretty large, elongated 2 X 1 in PA 45 and a little brighter in
the middle at 165X. There are several pretty bright stars involved in
the mottled arms.
NGC 4490
very bright, much elongated, gradually much brighter in the middle and
it appears to touch 4485 in the same field at 150X.
NGC 4631
very bright, very much elongated with a stellar nucleus at 150X. It has
a very faint companion galaxy to the east.
NGC 4656
pretty bright and large with a very irregular shape.
It looks like an airplane wing! It shows this bizarre detail at 100X,
with a bright area at one end (nucleus?) and a curved fainter body extending
away from the brighter point. Put this guy on your observing list for
next time.
NGC 5005
Bright, large, much elongated (4X1) in PA 60.
This nice edge-on galaxy has an elongated core with a bright stellar nucleus
at 135X. There is a dust lane on the south side of the core.
NGC 5033
Bright, large, very much elongated (4X1) in PA 0 with a bright stellar
nucleus at 165X. This is the most narrow galaxy I ever remember observing,
it appears razor thin.
NGC 6819
can just be seen in the 10X50 binocs. I counted 52 stars at 165X. Bright,
pretty large, much compressed, rich.
There is a nice “oatmeal” effect of dim backround stars even
at higher powers.
NGC 6826
is the Blinking Planetary. This medium sized, 9th magnitude planetary
can be located at 100X. It appears as a non-stellar blob in the Milky
Way. I first saw the blinking effect in an 8″ scope at 200X. If you
look directly at the planetary the central star is prominent compared
to the greenish nebulosity. Then averted vision will make the nebula appear
brighter and overwhelm the star. Alternating between direct and
averted vision will produce a blinking on-then-off effect that is fascinating.
In the 17.5″ the effect is unmistakeable. There are several other
planetary nebulae that have the right central star to nebula brightness
to show off this effect.
NGC 6960
and NGC 6992are the
brighter parts of the Veil Nebula.
These two nebulae were created by a supernova about 30,000 years ago and
we just happen to be lucky enough to live while it is visible. 6960 passes
behind 52 Cygni, a naked eye star off the western wing of the Swan. This
section can be seen to split into forked branches.
6992 is about 2 degrees from 52 Cygni and is somewhat brighter than 6960.
In my 17.5″ with a 20mm Erfle and a UHC filter, the Veil is amazing.
Only about one quarter of either
loop can fit into the field of view and the scope must be scanned to see
all that is availible. 6992 has loops and swirls of nebulosity that give
a three dimensional effect. There are other pieces to the Veil Nebula,
most of them between the two main sections, much of what can be photographed
in an 8″ Schmidt Camera can be viewed by a persistant observer. This
is the object on which the UHC filter does its best work.
NGC 7000
is the North America Nebula. This large area of nebulosity needs an RFT
to be seen in its entirety. A dim glow can be seen in the area with the
naked eye and 10 X 50 binoculars at a dark site will show the North America
shape.
In a 4 1/4″ f/4 with a 20mm Erfle and a UHC filter, the nebula is
very bright and very large, filling the 1.5 degree field with nebulosity.
The brightest section is “Mexico” and the Pelican Nebula (IC
5067) can be seen nearby.
NGC 7027
is an emission nebula that gets included with planetaries because it is
only 5″ in size, a resonable error. It seems bright, pretty small
and somewhat elongated at 135X. The central star is seen occaisonally
and it has a nice bluish color.
NGC 5907
Bright, large, very much elongated, bright middle at 100X. At 200X the
core is gradually brighter with a stellar nucleus.
NGC 6503
Pretty bright, large, much elongated 3X1, somewhat brighter middle at
100X.
NGC 6543
Bright, large, elongated 1.8 X 1. The central star can be seen at all
powers, but is stellar only on the best of nights.
Using 250X to 320X there is much detail within the planetary. Two brighter
curved areas give the impression of spiral strucure. The very center of
the nebulosity does not get near the central star, somewhat like M-42,
where the nebulosity has been blown away from
the central Trapezium.
NGC 1232
17.5″–Pretty bright, round, bright middle, bright nucleus with arms
a soft glow at 100X
NGC 1535
17.5″– Bright, Pretty large, Round, easy at 100X 2 rings, brighter
central and dimmer outer annulus, central * in good seeing, light green
at all powers
NGC 2158
is a compact cluster near M35. It is pretty bright, pretty small, very
compressed and just resolved at 100X. The cluster is better at 165X. It
is very rich with an arrowhead shape.
NGC 2392
is a bright, large and round planetary. It’s central star is obvious at
all powers in the 13″. At 200X, the star is encircled by two rings.
There are several dark marking within the rings. These markings make the
“face” that gave this object the
name “Clown Face” or “Eskimo” nebula. In the 13″
the features are only seen on good nights, they were held steady on most
evenings with my old 18″ f/6. This object has been light green in
any telescope I have ever owned.
NGC 6207
pretty bright, pretty large, elongated 2×1, somewhat brighter in the middle
at 100X.
NGC 6210
bright, pretty small, elongated, central star easy at 135X. Averted vision
makes this planetary grow in apparent size.
I have always seen this beautiful planetary as green, blue-green or aqua
in whatever scope I was using. This nebula was discovered by F.G.W. Struve
during his double star survey.
NGC 3242
Wow, Looks like CBS eye, greenish at all powers, Central star easy at
300X. Very bright, large, round. AT 650X on a night I rated 8/10 for seeing,
there is a small, dark circular area around the central star. A very nice
planetary with lots of internal detail at high power.
NGC 7209
Several nice chains faint *, orange * on one edge, not compressed
NGC 7243
Not much, coarse group, triangular shape
NGC 2903
is one of the best non-Messier galaxies. It is easy in 10×50 binocs or
a large finder scope. At 175X in the 12.5″ f/6 this galaxy is bright
and is mottled across the face with a much brighter core. There is a bright
spot about 4 arc minutes from the core.
NGC 3384
is pretty faint, Large, somewhat elongated and does not have a brighter
middle in the 12.5″.
NGC 3384
Bright, large, elongated 2.5 X 1 in PA 135 with a bright middle at 100X.
Looks like a mini-Andromeda galaxy.
NGC’s 3605, 3607
and 3608form a tight group
in the 12.5″ at 100X.
I don’t have a finder chart to know which galaxy is which. Two are pretty
bright, round and have a brighter middle. One is small, faint and not
brighter in the center.
Burnham’s has “very Bright” for 3607, it must be a misprint
or an observation by Lord Rosse with the 72″.
NGC 3628
is the most elongated of the three galaxies. It is pretty bright, large
and has a somewhat brighter core in the 17.5″ at 200X. Averted vision
will bring out a hint of a dark lane on a sharp, transparent night.
NGC 3344
8″–faint and somewhat diffuse, no detail, 2 * invl
NGC 3432
8″–small, faint, narrow streak that appears to connect two *
NGC 2683
bright, pretty large, much elongated east-west and much brighter in the
middle at 100X.
NGC 2244
is the star cluster involved in the Rosette. In the 13″ at 60X it
consists of 2 parallel lines of about 15 stars. It is very bright, very
large and not compressed. Several of the stars are yellow and one is a
lovely orange.
NGC 2261
is Hubble’s Variable Nebula. Edwin Hubble took many photos of this comet-shaped
nebula that show changes in its form.
The best explanation is dark masses inside the nebulosity that drift in
front of R Mon, the star that illuminates the gas. These drifting dark
clouds cast shadows on the glowing gas. There is a set of pictures in
Burnham’s that show these changes. As a matter of fact, this object is
the answer to a good trivia question.
It was the first thing shot with the 200″ telescope when it was put
into operation in 1949.
In the 13″ at 135X it is bright, pretty large, much elongated and
has a much brigher star involved. It appears as a small comet and the
star R Mon is very obvious at the tip. The south side is brighter and
the west side is more elongated. At 200X there are some dark markings
within the nebulosity. I have inspected this object at high power several
times and I believe that I have seen changes but there are differences
in seeing, transparency, observing site and telescope from time to time.
I plan to observe this object over a longer period to see if I can pick
out obvious differences when some of the other variables are removed.
NGC 6369
is a very nice planetary. It can be spotted in an eight incher at 100X,
but large scopes work well on this object. The 18″ at 175X will show
a central dark spot and at 300X this object starts to look somewhat like
the Ring Nebula. This annulus effect could be seen in a 13″ at 200X
on the same night.
NGC 6572
is a pretty small and bright planetary. It is somewhat elongated and the
central star will appear during good seeing at 300X in the 18″. Other
times the center will just brighten up somewhat. The noteworthy aspect
of this gem is its’ color. In every scope I have ever owned, from an 8″
to an 18″ this is the greenest nebula I have ever seen! This guy
is as green as an Irishman’s coat on St. Patrick’s day. Alright, alright,
it is as green as lime Jello.
NGC 6633
has 15 stars of mags 9 and 10 within a 20′ field. Then there is another
30 to 35 stars of mags 11 and down which form a lovely backround at 100X.
This is a nice cluster with a 7th mag star on the south side.
NGC 1788
is pretty faint, pretty large, irregular in shape at 100X. It looks like
a paint splatter with a bright star at the edge.
NGC 1973
is a bright, large nebulosity that has several stars involved at 100X.
The fainter parts of the nebula extend beyond the 30″ field.
NGC 2024
is a bright, large emmision nebula near Zeta Ori. It is easy in any telescope
I have ever used under dark skies and my old 8″ f/6 would show several
dark lanes winding across this nebulosity.
The 17.5 incher helps a lot and much detail can be seen in the region
at 200X. The UHC helps a lot and so does getting Zeta out of the field.
Because of the large, parallel dark lanes, Arizona astronomers have taken
to calling NGC 2024 the “Tank Track” Nebula.
NGC 2022
is a pretty small, not very bright planetary. It can be noticed in the
17.5″ at 50X. At 200X, it is a greenish dot with no internal detail.
NGC 2194
is a bright, pretty rich, compressed open cluster that is well resolved
in the 17.5″ at 100X. The cluster has a flattened shape.
NGC 7331
is bright, large, very elongated and has a much brighter nucleus at 135X.
It is just discernable in the 10X50 Binocs. Has several companion galaxies.
NGC 884
and NGC 869the Double
Cluster is naked eye as a bright spot in the Winter Milky Way from even
a somewhat light polluted site.
Hipparchus and Ptolemy both mention it in ancient texts.
These two clusters are both large, bright, rich and somewhat compressed.
The fact that they are both within a 1 degree field of view is fascinating.
Using a 38mm Erfle eyepiece which gives about 60X in the 13″, I counted
102* in one quadrant of the field of view for a total of at least 400*
in the field. The view in the 11X80 finder is spectacular with several
orange giant stars sprinkling the clusters, including one almost exactly
between the
two clusters. There are also several beautiful chains of stars curving
into the Milky Way from within this cluster pair.
NGC 1491
Pretty faint, pretty large, irregularly round at 135X using a UHC filter.
The central star appears about 10th magnitude. This nebula is quite faint
without the UHC, I just noticed it, even from a dark site.
NGC 1023
Pretty bright, large, much elongated, bright middle at 135X. Raising the
power to 200X brings out a small tuft on the Eastern tip of this galaxy.
NGC 2438
Bright, large, irregularly round at 220X. Central star easy at all powers.
Going to 440X with the Barlow shows two other stars involved in this nebula.
At 100X the nebula is light green, but the color is dim at high power.
NGC 2440
Bright, pretty large, much brighter in the middle at 270X. The central
star becomes stellar occaisonally in good seeing. Averted vision doubles
the size of this planetary. This object is elongated 3 X 1 in PA 30. It
is a very nice lime green at all powers.
NGC 2539
Bright, large, rich, stars 10th to 13th mag.
19 PUP is on the south side. This cluster is elongated 2 X 1.
NGC 253
is the star of the show in Sculptor.
This very large and very bright galaxy was discovered by Caroline Herschel
in 1783 during a comet search. From the Cape of Good Hope, her nephew
John Herschel called it ” a superb object” in the 18″ reflector.
This spiral is probably the closest galaxy to the Local Group.
NGC 6712
bright, little elongated, very rich, very compressed.
Resolved at 100X, going to 165X brings out a myriad of dimmer members
at the edge of resolution. This globular resides in a beautiful, rich
Milky Way field that provides a lovely backround (foreground?).
NGC 3115
17.5″– Bright, Very elongated, Very bright middle, stellar nucleus
at 135X
NGC 6445
is a nice planetary, 20 minutes North Following 6440.
It is pretty bright, Large and has a box shape at 200X. It shows a small
dark lane at high power and is definatly not a 13th mag object as listed,
I estimate 12.
NGC 6520
is a pretty bright open cluster but it is pretty small with about 20 members
at 165X.
NGC 6818
is a bright, pretty small and little elongated planetary.
It is green at all powers. At 320X is looks somewhat like the CBS eye,
with a subtle central bright spot that was never stellar. Three dim stars
surround the nebula.
NGC 2841
Pretty bright, pretty large, Bright nucleus with several stars involved
in northern arm at 135X.
NGC 3079
Bright, pretty large, very much elongated in PA 150, bright middle at
165X. A difficult dark lane comes and goes with the seeing. Two stars
are invl on the north end. There is an extremely faint, round companion
to the north about 5′.
NGC 3077
Bright, large, somewhat elongated and much brighter in middle at 165X.
Very starry field for UMA.
NGC 3184
Pretty bright, pretty large, round, bright middle at 165X. 11th mag star
on north side. There is a hint of spiral structure in moments of good
seeing.
NGC 3675
Bright, pretty large, much elongated in PA 0 with a much brigther middle
at 100X. Going to 165X brings out a stellar nucleus and several stars
involved.
NGC 3877
Pretty bright, pretty large, much elongated in PA 35, much brighter middle
at 100X. Chi UMA in the field.
NGC 3941
Bright, pretty large, round and much brighter in the middle at 165X. Averted
vision helps on this mottled galaxy.
NGC 4026
Bright, large, elongated 3 X 1 N-S, with a somewhat brighter middle, it
shows a nice lens shape at 135X.
NGC 4088
Bright, large and assymetrically elongated 3 X 1 in PA 45, somewhat brighter
middle at 100X.
NGC 4605
Bright, pretty large, much elongated (3X1) in PA 110.
Has a somewhat brighter middle and a high surface brightness at 135X.
NGC 4216
pretty bright, large, much elongated with a very bright middle at 100X.
The fascinating thing about this object is that it is within a 30′ field
of two other edge on galaxies. The northernmost is extremely faint, pretty
small, very much elongated and not brighter in the middle. The southernmost
is faint, pretty small, much elongated and somewhat brighter in the middle.
With 4216 in the center of this array of spindle shaped galaxies, this
is a spot that fascinated me.
NGC 4388
pretty bright, large, much elongated 3X1 E-W, brighter middle.
This very distorted edge-on galaxy is in the field of M84 and M86.
I tried some power, up to 220X, in an attempt to see some of the bizarre
distortion of this galaxy. I could only see that the central section is
quite elongated and that the outer
arms are very mottled.
NGC 4438
bright, pretty large, very much elongated, much brighter in the middle.
4438 and 4435 are elongated in the same PA.
NGC 4526
Bright, large, much elongated (3X1) in PA 110 with a much brighter middle
and a stellar nucleus at 165X.
NGC 4535
Pretty bright, large, elongated 1.5 X 1 in PA 0 with a bright middle and
a stellar nucleus at 165X. There are several stars involved in this stellar
nucleus.
NGC 4567
and 4568are the famous
Siamese Twins galaxies. This pair is pretty bright, pretty large, irregularly
round and brighter in the middle at 165X. These two galaxies are joined
at the eastern end and form a “V” shape to the west. There is
a
companion galaxy to the north.
NGC 4699
Pretty bright, pretty large, round and much brighter in the middle at
100X. Has a high surface brightness central section and averted vision
makes it grow in size.
NGC 4762
Bright, large, much elongated (4X1) in PA 30 with a bright middle and
a hint of a dark lane at 135X. There is pretty bright, round companion
in the field to the west.
NGC 5746
bright, large, much brighter middle, much elongated north-south. There
is an obvious central bulge at 135X. A dark lane cuts across the galaxy
in moments of good seeing.
NGC 6940
Bright, large, rich, quite compressed at 100X. This cluster is easy in
the 11 X 80 finder. I estimated 80 members, many in lovely chains of stars.
There is an interresting feature of this cluster, it is bordered in black.
A dark lane goes almost all the way around the dense star cluster, as
if the stars were gathered up and left behind dark lanes.
Iniziato nel Agosto 2004
Italian translation by Glauco Uri.
I don’t want to alter orginal observation, so the bottom half is not translated.
Only the main table has been modified for my observing report.
La vista e’ sicuramente il piu sopravvalutato tra i 5 sensi.
L’occhio ha il compito di tradurre le onde elettromagnetiche della luce in impulsi nervosi che vengono trasmessi al cervello mediante il nervo ottico e quindi “viste”.
Struttura dell’occhio umano
La parte esterna e’ formata da tre strati di tessuto, partendo dall’esterno:
La sclera, e’ un rivestimento protettivo che ricopre circa l’80% della superficie oculare. E’ unita alla cornea nella parte anteriore.
La coroide, molto ricca di vasi sanguigni, che riveste il 60% posteriore del bulbo oculare. E’ unita al corpo ciliare
L’iride che si trova nella parte anteriore dell’occhio.
Il cuore dell’occhio e’ costituito dalla retina, uno strato di 0,2 mm di due tipi di cellule diverse: i coni e i bastoncelli, in totale oltre 120 milioni di elementi.
La cornea e’ una membrana trasparente, piu convessa rispetto al resto dell’occhio , costituita da cinque strati, attraverso la quale la luce penetra all’interno dell’occhio per finire sulla retina.
Dietro la cornea c’e’ una cavita’ (camera anteriore) che contiene un liquido trasparente e acquoso, l’umor acqueo.
Subito dietro c’e’ il cristallino, che rappresenta la lente dell’occhio.
Il cristallino e’ una struttura veramente eccezionale, assomiglia ad una sfera schiacciata formata da un gran numero di fibre trasparenti disposte in strati; e’ circondato dal muscolo ciliare, di forma circolare, a cui e’ collegato da alcuni legamenti.
Insieme ai tessuti circostanti, il muscolo ciliare forma il corpo ciliare che, appiattendo il cristallino o arrotondandolo, ne modifica la lunghezza focale, cioe’ la distanza alla quale esso mette a fuoco le immagini.
Per avere un idea si comporta come un obiettivo fotografico, ma senza spostamenti meccanici di parti lungo l’asse ottico.
L’iride e’ una formazione circolare, questa volta non trasparente, dietro la cornea e davanti al cristallino che determina il colore dei nostri occhi in base alla pigmentazione di cui e’ formata.
Presenta un’apertura circolare al centro, la pupilla, le cui dimensioni sono controllate da un muscolo posto sul suo margine.Contraendosi e rilassandosi, questo muscolo fa allargare o rimpicciolire la pupilla stessa, controllando la quantita’ di luce che penetra nell’occhio.Si comporta come il diaframma nella fotografia tradizionale.
Dietro il cristallino, il bulbo oculare contiene una sostanza gelatinosa trasparente, l’umor vitreo, racchiusa da uno strato membranoso sottile, la membrana ialoidea.
La pressione dell’umor vitreo mantiene il bulbo oculare disteso.
La retina e’ una membrana fotosensibile, formata in gran parte da cellule nervose stratificate che poggiano, dal lato esterno della retina, su uno strato pigmentato.
Queste cellule si distinguono, a seconda del loro aspetto e della loro funzione, in:
Hanno la massima concentrazione nella fovea, fino a 160.000 per millimetro quadrato , e presiedono alla percezione del colore e alla nitidezza dei contrasti.
Ciascun cono presente nella fovea e’ collegato ad una cellula nervosa: questa comunicazione diretta con il cervello ci da la maggiore capacita’ di discriminazione dei dettagli.
bastoncelli che sono piu’ sensibili dei precedenti alla luce e permettono la visione crepuscolare (detta scotopica) a scarsa acutezza visiva.
Con il termine acutezza visiva si intende la capacita’ di risolvere un oggetto; essa e’ tanto maggiore quanto minore e’ la distanza alla quale si percepiscono come separati due dettagli appartenenti a quell’oggetto.
Per distinguere i colori, i coni non sono tutti identici, infatti, ne sono presenti di tre tipi sensibili a tre colori fondamentali: il rosso, il verde e il blu.
I tre tipi di coni , possiamo dire siano sintonizzati su differenti porzioni dello spettro visibile.
coni “rossi”: hanno un picco di assorbimento ad una lunghezza d’onda di 565 nm.
coni “verdi”: hanno un picco di assorbimento ad una lunghezza d’onda 535 nm.
coni “blu”: hanno un picco di assorbimento ad una lunghezza d’onda 440 nm.
In ogni occhio vi sono circa 6 milioni di coni e 120 milioni di bastoncelli: un numero di elementi fotosensibili al di la di qualsiasi sensore commerciale ( fino ad ora … ).
I coni sono presenti in numero nettamente inferiore rispetto ai bastoncelli, cio’ significa che il nostro occhio ha maggiore potere risolutivo per punti luminosi piuttosto che per punti colorati.
Infatti, a meno di variazioni individuali, possiamo distinguere due punti luminosi su sfondo scuro che formano con la pupilla un angolo di un primo d’arco (due punti separati da 1 mm visti dalla distanza di 3,44 m).
Se i due punti fossero di diverso colore, invece, non saremmo in grado di apprezzare anche la differenza cromatica se non raddoppiando (almeno) la distanza fra di essi.
Durante una sessione osservativa riusciamo a percepire il colore solo delle stelle piu luminose, non perche’ le altre non lo siano, bensi’ perche’ i bastoncelli ci danno una visione ipocromatica, cioe’ priva di colori o quasi.
Sulla retina, in perfetta opposizione alla pupilla, si trova una piccola zona elissoidale del diametro di circa 2,5 mm, di colore giallo, chiamata macula (fovea centralis), essa corrisponde alla zona di massima acutezza visiva dell’occhio, ossia con maggior concentrazione di coni.
Nella fovea le cellule fotosensibili sono rappresentate, infatti, solo da coni.
Allontanandosi dalla fovea , compaiono intorno ad essa sempre piu’ bastoncelli che, procedendo verso la periferia della zona sensibile, sostituiscono i coni completamente, all’estremita’ esterna.
Nel punto in cui il nervo ottico penetra nel bulbo oculare si trova una piccola zona rotonda di retina priva di cellule fotosensibili, la papilla ottica, che rappresenta il punto cieco dell’occhio.
Anche se sembra impossibile effettivamente l’occhio possiede una zona, se pur piccola, in cui e’ assolutamente cieco, ed e’ tralatro, possibile fare un piccolo test per evidenziare questo difetto.
Coprite l’occhio sinistro con la mano.
Partendo dalla ‘X’ a sinistra fissate tutte le ‘X’.
Su una di queste vi accorgerete che il grosso punto nero sulla destra scompare, per poi riapparire subito non appena spostate nuovamente l’occhio.
Questo avviene perché, l’asse visivo non coincide con la direzione nella quale il nervo ottico s’innesta sulla retina.
Questa ne e’ la prova.
Funzionamento dell’occhio
Gli occhi possono essere paragonati a semplici macchine fotografiche, in quanto il cristallino forma sulla retina fotosensibile, che corrisponde a una pellicola fotografica, un’immagine capovolta degli oggetti.
Nell’occhio la messa a fuoco viene ottenuta con l’appiattimento o l’arrotondamento del cristallino: tale processo viene chiamato accomodazione.
Quando l’occhio e’ rilassato, l’accomodazione non e’ necessaria per vedere oggetti lontani.
Per vedere oggetti piu’ vicini, il cristallino viene progressivamente arrotondato dalla contrazione del corpo ciliare, che fa rilassare il legamento.
Un bambino in tenera eta’ riesce a vedere chiaramente a una distanza di soli 6,3 cm; con il passare degli anni, il cristallino gradualmente si indurisce, al punto che i limiti della visione da vicino sono circa 15 cm a 30 anni e 40 cm a 50 anni.Ovviamente queste cifre sono puramente indicative in quanto e’ un fenomeno completamente soggettivo.
Con l’avanzare dell’eta’, in genere si verifica una perdita della capacita’ di adattare gli occhi a normali distanze di lettura o di lavoro da vicino.
Questo difetto della visione si chiama presbiopia e puo’ essere corretto con l’uso di lenti convesse per la visione da vicino, i famosi occhiali del “nonno”.
A causa della struttura nervosa della retina, l’occhio vede con la massima chiarezza solo nella regione della fovea.
I coni permettono di distinguere dettagli fini, in quanto sono collegati singolarmente alle fibre nervose e pertanto gli stimoli diretti a ciascuno di essi vengono riprodotti in modo preciso.
I bastoncelli, invece, sono collegati alle fibre nervose a gruppi.Sono pertanto in grado di rispondere a stimoli ridotti ma diffusi, mentre non hanno la capacita’ di distinguere piccoli dettagli dell’immagine visiva, una sorta di binning (paragonandolo alle tecniche di ripresa con sensori CCD).
A causa di queste differenze, sia strutturali sia funzionali, il campo visivo dell’occhio e’ formato da una piccola zona centrale di grande nitidezza, circondata da una zona di nitidezza minore, in cui pero’ la sensibilita’ alla luce e’ maggiore.
A questo punto e’ importante introdurre la tecnica della visione distolta che consiste in un metodo che permette di osservare oggetti particolarmente deboli.
Ricapitolando, se centriamo all’oculare del nostro telescopio una nebulosa particolarmente debole e la osserviamo direttamente utilizziamo la parte di retina piu’ ricca di bastoncelli e quindi meno “sensibile”, ma tenendo fermo il soggetto nell’oculare e spostando il nostro punto di osservazione scopriamo che quando l’asse dell’occhio e’ inclinato di 10/20 gradi circa riusciamo a percepire meglio l’oggetto.
Questa tecnica nota ai visualisti, secondo alcuni, permette di guadagnare oltre una magnitudine.
Quando s’impiega la visione distolta per sfruttare i bastoncelli che giacciono perifericamente alla fovea, bisogna fare attenzione che l’immagine non cada sul punto cieco.
In tal caso anziché migliorare la visione degli oggetti deboli non vedremmo più nulla del tutto!
Ricordarsi quindi di osservare a destra del soggetto, quando osserviamo con l’occhio destro e a sinistra in caso contrario, in questo modo evitiamo di cadere nel punto cieco.
La vista
L’uomo e’ in grado di “capire” solo le radiazioni elettromagnetiche comprese nella gamma di lunghezze d’onda tra 380 e 780.
Il meccanismo della visione comporta la sensibilizzazione delle cellule della retina da parte di un pigmento fotosensibile che nei bastoncelli prende il nome di rodopsina e nei coni iodopsina; questo fenomeno, che da’ l’avvio ad una serie di reazioni chimiche e stimolazioni nervose, il cui esito finale e’ la percezione di luci e colori.
Per la produzione della proteina implicata, la rodopsina, e’ necessaria la vitamina A (Vedi appendice “Vitamina ‘A'”): per tale motivo, una carenza alimentare di questa vitamina puo’ provocare problemi della visione scotopica (emeralopia).
La rodopsina viene inattivata per azione della luce e deve essere riformata dai bastoncelli in condizioni di oscurita’ che pero’ non avviene istantaneamente. Possiamo infatti osservare questo effetto in particolar modo, passando dalla luce del sole a una stanza buia patendo per qualche istante una cecita quasi completa.
Quando il pigmento si e’ formato e gli occhi sono diventati sensibili ai bassi livelli di illuminazione, si dice che la vista si e’ adattata all’oscurita’.
Lo strato esterno di pigmento bruno su cui poggia la superficie esterna della retina protegge i coni da un’eccessiva esposizione alla luce.
Se una luce intensa colpisce la retina, i granuli di questo pigmento migrano negli spazi intorno ai coni, rivestendoli e formando uno schermo protettivo contro la luce e adattando, cosi’, l’occhio alla nuova condizione.
Non e’ possibile accorgersi che il proprio campo visivo e’ formato da una zona centrale nitida circondata da una zona di sfocatura crescente, perche’ gli occhi sono in costante movimento e portano nella regione della macula prima una parte del campo visivo e poi un’altra, spostando continuamente l’attenzione da un oggetto all’altro.
Questi movimenti vengono prodotti da sei muscoli che spostano il bulbo oculare in alto, in basso, a sinistra, a destra e in senso obliquo.
I movimenti dei muscoli oculari sono molto precisi: e’ stato stimato che gli occhi possono essere mossi per mettere a fuoco non meno di 100.000 punti distinti del campo visivo.
I muscoli oculari, lavorando insieme, hanno anche l’importante funzione di far convergere entrambi gli occhi sullo stesso punto, in modo che le immagini percepite dai due occhi coincidano.
Quando la convergenza e’ difettosa o assente si verifica un difetto della vista noto come diplopia, in cui le immagini appaiono sdoppiate.
Il lavoro dei muscoli oculari, unito all’incessante elaborazione delle immagini ricevute da parte del cervello, garantiscono anche la fusione delle immagini da , la valutazione visiva delle dimensioni, della tridimensionalita’ e della distanza dell’oggetto osservato, l’effetto di profondita’ e spessore.
Il nostro occhio e’ piu’ sensibile alla luce monocromatica giallo-verde di lunghezza 550 nm.
Questo non e’ casuale, bensi la radiazione di maggior intensita’ che emette la nostra stella.
Radiazioni monocromatiche di lunghezza maggiore (verso il rosso fino a 770 nm) o minore (verso il blu fino a 380 nm) vengono percepite sempre meno intensamente secondo una curva a campana definita come curva normale di visibilita’.
L’osservazione astronomica e’ una pratica che viene affinata nel tempo, dipende dal soggetto, strumento e decine di fattori minori.
Possiamo pero identificare alcuni fattori principali:
L’acuita’ visuale: rappresenta la capacita’ di distinguere punti vicini (una stella doppia, per esempio); in condizioni ottimali e’ pari a 1′ d’arco circa.
La soglia di visibilita’: rappresenta la minima intensite’ luminosa percepibile.
L’abbagliamento: e’ la momentanea riduzione delle facolta’ visive provocata dalla presenza nel campo visivo di un oggetto molto brillante rispetto agli altri circostanti.
Uno strumento ottico come il telescopio e’ in grado di aumentare sia l’acuita’ che la soglia di visibilita’.
Questi parametri non sono assoluti; la visione e’ una sensazione “con memoria”, ovvero e’ fortemente influenzata da cio’ che si e’ osservato in precedenza.
Non capita di rado di riuscire a percepire un’oggetto estremamente difficile ed accorgersi che dopo non si fa assolutamente fatica a ritrovarlo.
Il nostro cervello e’ in grado di adattare la percezione all’intensita’ globale dello stimolo.
Se la luminosita’ media degli oggetti nel campo visivo e’ elevata, la soglia di visibilita’ tende a salire, mentre se e’ bassa, la soglia tende a scendere.
Questo adattamento non e’ istantaneo, ma richiede alcuni minuti.
Quando si arriva sul campo di osservazione, probabilmente prima passati per luoghi illuminati, si ha una ridotta percezione del cielo stellato; occorre aspettare al buio un po’ di tempo per permettere al cervello di adattarsi alle nuove condizioni di luminosita’.
Se il cambiamento e’ troppo repentino, si ha un abbagliamento momentaneo; e’ come quando si esce da un luogo buio verso uno spazio assolato, o quando qualcuno accende improvvisamente una luce nella nostra camera buia appena ci siamo svegliati…
La percezione dell’intensita’ luminosa e’, inoltre, legata al contrasto presente nel campo visivo; le macchie solari ci appaiono quasi nere perche’ molto meno luminose del resto del disco solare, ma prese singolarmente sarebbero molto brillanti, cosi’ come ad occhio nudo vediamo scuri i “mari” della Luna perche’ contrastati dalle altre zone della superficie piu’ riflettenti, mentre isolati nel campo del nostro oculare gli stessi si rivelano molto piu’ chiari.
Oltre all’intensita’, infatti, abbiamo altri due attributi della sensazione visiva legati alla percezione del colore: il tono (o tinta) e la saturazione.
Il tono si riferisce al colore base con cui classifichiamo la sensazione luminosa: rosso, verde, blu, giallo, ecc…
La saturazione si riferisce alla purezza del colore; possiamo avere un rosso piu’ o meno vivo o sbiadito.
Colori a bassa saturazione tendono al grigio, perdendo cosi’ l’attributo cromatico del tono.
Il grigio, infatti, non e’ un colore, ma una ‘sensazione’ di sola luminosita’ piu’ o meno intensa.
Le radiazioni monocromatiche vengono percepite come colori puri (o saturi): i cosiddetti colori spettrali.
Le radiazioni composte da onde di lunghezza diversa, come sono le tipiche sorgenti che illuminano il nostro campo visivo (luce del sole, lampadine, ecc.), sono percepite come colore piu’ o meno saturo che rappresenta la sensazione risultante dalla combinazione di una radiazione di spettro continuo.
Luci di differenti caratteristiche cromatiche si possono sommare tra di loro per ottenere un terzo colore.
Le regole sperimentali che definiscono l’additivita’ dei vari colori sono le leggi di Grassmann.
E’ grazie a tale principio che funzionano la televisione, il cinema, la fotografia e la stampa.
Da tre sorgenti fondamentali, il rosso, il verde e il blu, si riescono ad ottenere, per additivita’, quasi tutti i colori normalmente visibili.
I difetti
Le ametropie sono quei difetti della vista connessi ad una deformazione dell’occhio lungo il suo asse longitudinale .
Nella miopia, l’immagine di un oggetto lontano, da cui provengono i raggi luminosi pressoche’ paralleli, viene a formarsi su un piano anteriore a quello retinico e l’oggetto viene visto sfocato.Se, invece, l’oggetto si trova a distanza ravvicinata, esso puo’ ancora essere visto distintamente.
La miopia si corregge utilizzando lenti divergenti.
Nell’ipermetropia accade esattamente l’opposto, ossia, l’immagine si forma posteriormente alla retina e percio’ sono gli oggetti vicini ad apparire sfocati.
L’ipermetropia si corregge attraverso lenti convergenti.
La presbiopia e’ una progressiva perdita di elasticita’ del cristallino che riduce la capacita’ di accomodamento dell’occhio e, di conseguenza, fa aumentare la distanza minima di visione distinta.
La presbiopia si instaura lentamente anche nell’occhio normale a partire dai 40-45 anni, ed e’ piu’ avvertita dagli ipermetropi (che, come detto, hanno gia’ problemi a vedere da vicino) che non dai miopi che tutt’alpiu’ troveranno beneficio nel corso degl’anni.
Anche la presbiopia si corregge con lenti convergenti.
L’astigmatismo e’ un’anomalia della curvatura della cornea la quale, da sferica, tende a diventare cilindrica: i raggi luminosi, allora, non sono piu’ focalizzati in un punto ma lungo un determinato asse e l’oggetto viene visto sfocato indipendentemente dalla distanza a cui si trova.Si corregge con lenti cilindriche.
L’astigmatismo è il solo difetto non correggibile alterando il fuoco al telescopio, pertanto l’unico che necessita l’utilizzo di lenti correttive tra l’occhio e l’oculare.
Generalmente,pero’, l’utilizzo di occhiali al telescopio e’ scomodo e sconsigliato per diversi motivi:
Le lenti si segnano sfregando sull’oculare.
L’occhio e’ piu’ distante dall’oculare pertanto: o si spende in oculari costosi oppure si perde una parte del campo.
In oculari con bassa estrazione pupillare la visione e’ impossibile.
Ho riscontrato con l’esperienza che per gli astigmatici, come me, l’osservazioni a bassi ingrandimenti (con pupilla d’uscita di grosso diametro) e’ molto influenzata dal difetto, ma per fortuna, generalmente queste osservazioni si effettuano con oculari ad alta estrazione pupillare che permettono quindi l’utilizzo di occhiali.
Osservando a forti ingrandimenti, d’altro canto, la pupilla d’uscita e’ di pochi millimetri, diminuendo enormemente il difetto in questione.
Il problema nasce nelle misure intermedie dove la pupilla d’uscita e’ superiore a 4 millimetri (nel mio caso) e non si possiedono oculari con estrazione sufficente per l’utilizzo degli occhiali.
La Vitamina ‘A’
La vitamina A (o retinolo) può entrare nell’organismo sia come tale, sia sotto forma di precursori (i caroteni, ed in particolare il beta-carotene, detti anche Provitamina A).
Il retinolo è contenuto esclusivamente nei tessuti animali come fegato, burro e uova, mentre i caroteni sono di origine vegetale ed hanno un’azione 6 volte meno efficace, vengono, infatti, trasformati in retinolo a seconda del fabbisogno dell’organismo.
La vitamina A favorisce inoltre la formazione e il mantenimento della cute e delle mucose.
Come manifestazioni carenziali si hanno alterazioni degli epiteli cutanei, che vanno incontro a fenomeni di ipercheratinizzazione.
Alterazioni del trofismo epiteliale possono interessare anche gli epiteli dell’apparato respiratorio, digerente, renale e sessuale. Una tipica manifestazione carenziale a carico dell’occhio è la xeroftalmia, caratterizzata da secchezza dell’epitelio congiuntivale e corneale, opacamento della cornea ed atrofia delle ghiandole lacrimali.
Un sintomo iniziale di carenza è quello della diminuzione della “visibilità” in scarsità di luce.
La vitamina A è anche un fattore dell’accrescimento; se carente, si ha l’arresto dello sviluppo scheletrico.
Gli alimenti con un contenuto maggiore di Vitamina A in ordine decrescente sono:
(per 100 g. di parte edibile espresso in mcg)
Alimento
Contenuto di vitamina A
Olio, fegato di merluzzo
18000
Fegato, bovino
16500
Fegato, suino
16500
Fegato, ovino
15000
Fegato, equino
11000
Albicocche, disidratate
1410
Anguilla, di fiume
1200
Carote, crude
1148
Albicocche, secche
1090
Tarassaco o dente di leone
992
Anguilla, di mare
980
Prezzemolo
943
Anguilla, marinata
940
Burro
930
Peperoncini, piccanti
824
Rughetta o rucola
742
Basilico
658
Uova, gallina, tuorlo
640
Pomodori, maturi
610
Pomodori, San Marzano
610
Zucca gialla
599
Radicchio verde
542
Mango
533
Pomodori, passata
530
Spinaci, surgelati
500
Vegetali misti surgelati: piselli, mais
500
Spinaci, crudi
485
Taleggio
482
Caciotta toscana
453
Tonno, fresco
450
Mascarpone
430
Peperoni, rossi e gialli
424
Caciocavallo
420
Fontina
420
Pomodori, pelati in scatola, frutti e su
400
Groviera
400
Agretti, crudi
392
Provolone
390
Caciotta romana, di pecora
380
Pecorino
380
Parmigiano
373
Formaggino
370
Albicocche, fresche
360
Uova, anatra, intero
360
Scamorza
352
Rene, bovino
345
Emmenthal
343
Panna o crema di latte
335
Grana
332
Uova, oca, intero
330
Tutte le informazioni, sono state raccolte da vari articoli pubblicati, discussioni in Mailing Lists, e altro inerenti all’astronomia, dietologia, oftalmia in inglese e Italiano.
L’ho comprato usato nel 2004, il mio modello è stato aquistato da Anacortes in Ottobre 2003.
Parliamoci chiaro, questo strumento non è professionale e neppure eccezionale ( se non dal punto di vista qualità/prezzo) ma dà delle soddisfazioni molto grandi sopratutto se ne consideriamo l’usabilità.
Personalmente lo tengo in casa sempre montato sul treppiede Manfrotto sulla testa altazimutale e oculare Swarowsky zoom 7-24mm (quello nella foto); credo sia la soluzione ottimale. Questa scelta permette di dare una sbirciatina rapida la mattina prima di andare al lavoro e in qualsiasi momento dato che è sempre operativo.
Non ho avuto precedenti esperienze di visione solare continuativa, pertanto sono rimasto, forse ingenuamente, colpito dalla rapidità dei cambiamenti che avvengono sulla nostra stella rendendolo cosi ogni giorno interessante come il precedente.
L’osservazione attraverso questo strumento non è semplice in quanto il filtro BF, subito prima dell’oculare, è di pochi millimetri, riducendo parecchio il campo usabile. Questo significa che il disassamento dell’occhio rispetto l’asse ottico dell’oculare è limitato ed è maggiormente riscontrabile negli oculari a grande campo.
Lo strumento è decisamente non convenzionale ed adotta delle idee innovative piuttosto ingegnose.
Munendoci di una chiave a brugola di 2mm cominciamo l’intervento….
Una delle prime cose che balzano all’occhio è il focheggiatore, questo è interno alla “scatola magica” e funziona traslando il prisma, che funge da diagonale, lungo l’asse bisettrice tra lente primaria e oculare, come si vede in figura (indicato con una freccia bianca).
Per permettere al prisma il movimento, da un lato un sorta di binario ricavato nella scatola ne vincola la posizione e per evitare che questo esca dalla sede viene sciacciato dallo sportello quando lo si chiude, ma per lo scorrimento dal lato che si vede nella foto è stato incollato un velcro che funge da cuscinetto.
Questo sistema permette di ottenere un focheggiatore piuttosto economico con l’unica pecca di dover produrre un prisma leggermente, come dire … allungato.
Tutto sommato il risultato è notevole visto che una molla sempre in tensione non permette giochi da parte della vite di regolazione e una buone dose di grasso rende il tutto gradevolmente pastoso.
L’altra novità è il cercatore solare, basato sul principio del foro stenopeico, anche lui interno alla scatola magica, come si vede in figura, proietta un’immagine su un vetrino opaco posto sulla parte superiore dello strumento (nel disegno seguendo le linee gialle, il sole arriva da sinistra e rimandato sul vetrino opaco in alto). Questa sì che è una gradevolissima e ingegnosa idea , quante volte mi sono accecato in posizioni scomodissime tentando di cercare il sole…. lo so che è li ed è facile da vedere… ma non cosi tanto facile da centrare come pure io pensavo.
Il PST puo sintonizzare il filtro tramite la rotazione di una ghiera in alluminio rivestida da gomma zigrinata detto “tilting”.
In questo modo è possibile sintonizzare il fitro sulla frequenza “giusta” e meccanicamente l’effetto è quello di traslare uno dei due componenti del filtro e comprimere o rilasciare la guarnizione elastica arancione posta in mezzo ai due filtri.
Il mio modello, sin dall’acquisto soffriva di un errore di montaggio, la sintonia corretta avveniva a fondo corsa del tilting, non permettendomi di poter manovrare correttamente.
Smontandolo mi sono accorto che la ghiera esterna, quella rifinita con la gomma zigrinata, agisce sulla ghiera in alluminio del tilting tramite una vite di 2mm che puo essere tranquillamente posizionata in una delle 12 sedi disposte come le ore in un orologio.
Risulta piuttosto semplice a questo punto regolarla meglio procedendo nel seguente modo:
Innanzitutto osservando il sole si porta il tilting nella posizione migliore permessa dallo strumento.
Si svita il filtro etalon da entrambe i lati.
Si sfila la parte in gomma come in figura, usando un cacciavite ad esempio è possibile ruotandolo sfilare l’anella di gomma delicatamente.
Si rimuve la targhetta argentata. (Ecco ora siete hacker a tutti gli effetti)
Si svita la vite di 2mm con un cacciavite a stella piccolino ovviamente.
A questo punto la ghiera è libera e puo essere leggermente sfilata per vedere a che punto della corsa disponibile siamo, ruotandola di 1 o 2 fori dovrebbe essere possibile portarla in una situazione di maggior manovrabilità.
Nel portaoculare del PST è inserito il BF che ha il ruolo di bloccare le armoniche generate dal filtro etalon e tutte quelle frequenze che non ci servono come l’infrarosso.
Il fuoco sul PST è calcolato per un uso visuale permettendone l’accoppiamento con oculari o barlow + oculari. Il portaoculare, non lo chiamo focheggiatore in quanto il fuoco funziona diversamente (già scordato?), è in realtà composto da due parti, la prima è semplicemente un raccordo maschio femmina in alluminio che porta il filtro finale alla distanza corretta, mentre il secondo incorpora il filtro BF, e il pomolo per il fissaggio dell’oculare, in nylon.
Siccome il passo dei due filetti è identico, il primo puo essere rimosso permettendo cosi il fuoco anche su dispositivi come WebCam o camere con corpo piu profondo.
E’ ragionevolmente usabile fino ad ingrandimenti intorno ai 80X , potendo spingere fino ai 100X ma è piu la fatica che il gusto.
A mio avviso l’uso migliore è intorno ai 40-60X (non a caso a corredo danno un magnificissimo Kellner da 12,5mm… a proposito il mio dove è finito?.
Uso proficuamente il Panoptic 15mm e il Nagler 9mm anche se quest’ultimo è ridicolo in quanto praticamente grande come lo strumento…..
Per concludere, strumento estemamente compatto e trasportabile, curato nella meccanica, anche se a mio avviso montato grossolanamente (forse per questo motivo ce ne sono tanti in giro con il tilting sfasato) , ben disegnato per un uso quasi quotidiano, leggero e non da sottovalutare, sicuro per i nostri occhi o per quelli di bimbi curiosi oppure dei meno esperti alle visite pubbliche.
Come contro è difficile da usare con oculari Wide Field, non è possibile riprendere ( ma a quello abbiamo già risolto) e inoltre non è possibile riutilizzarne le parti; teniamo presente che, così come è, l’unica opzione è il montaggio del solarmax 40mm davanti all’ottica principale per portarlo ad una banda passante inferiore ai .6A.
Un’altra nota dolente, riscontrata sul mio modello, sta nel fatto che sintonizzando il tilting, non si regola completamente tutto il campo uniformemente: l’area di sintonia, copre solo una banda larga circa 1/3 del campo dell’oculare e inclinata di circa 45° rispetto l’asse che rende impossibile una visione di campo perfettamente omogenea.
Se ad esempio, con il sole grande l’80% del campo inquadrato, sintonizzo su una grossa pretuberanza in alto a destra e poi sposto il telescopio in modo da spostare la pretuberanza in basso a sinistra la pretuberanza risulta non sintonizzata e questo è onestamente fastidioso.
Un ringraziamento va a Franco S.
Lui detiene già la cintura nera di hackeraggio astronomico da anni…
StellarVue AT1010 80mm diametro 480mm di focale – rifrattore acromatico OTA
Lo stellarvue l’ho preso in agosto 2003 usato su Astromart.
Hot-Product Sky & Telescope 2001.
Dicono che la prima impressione conti molto… bene, allora lo strumento si presenta veramente curato e robusto.
L’AT1010 è un 80mm f6,0 lunghezza focale 480mm, è un doppietto acromatico sviluppato da Vic Maris , fondatore della StellarVue, il doppietto e’ un sistema proprietario della stessa.
Il telescopio è fatto in alluminio e lo chassy non è tirato via. Gli spessori dei materiali di costruzione sono tutti dimensionati e questo si nota la prima volta che lo si tocca, robusto e compatto.
Questi Wide Field sono sensazionali appunto per il campo, con un Nagler 31mm si hanno 5° a 15X, con un panoptic 27 si hanno 3,8° a 17.7x insomma una squisitezza, si puo vedere tutto il velo in un unico campo, Il doppio ammasso nel perseo.
Una sera mi ha particolarmente emozionato quando tornando a casa da un ristorante mi sono fermato in collina in 3 minuti ho montato cavalletto, diagonale, plossl 50mm … un M31 sensazionale.
Fotograficamente lavora parecchio bene, il coma è ben corretto su una pellicola 24×36 come si vede in foto, dove viene confrontato l’angolo di due foto fatte da un Skyline 80/400 e dal BlackHawk.
Sono molto contento di questo strumento, l’ottica è rimasta ben collimata nonostante i viaggi, indice di una buona cella.
Il cromatismo c’è e si nota in fotografia, decisamente meno in visuale. Le stelle sono puntiformi a bassi ingrandimenti e non sbavano a 200X .
