It incorporates in a single system a 40mm f/10 refractor and a system of filters for solar observation.
I bought it used in 2004, my model was bought in Anacortes in October 2003.
Put it simply, this model it’s neither professional nor exceptional (if not from the quality/price perspective), but it gives great satisfaction, especially when we take its usability into consideration.
I personally keep it inside permanently mounted on the alta-azimuthal head of my Manfrotto tripod, with Swarowsky ocular zoom 7-24 (in the photo); I believe this is the optimal configuration. This choice allows me to have a quick look at the sky in the morning before going to work since it’s always operational.
Personally I never had previous experiences of continuous solar observation, and as such, maybe naively, I was struck by the rapid changes that happen on our star, making it thus ever interesting to observe.
The observation through this instrument it’s not simple because the BF filter, immediately before the eye-piece (oculare), it’s only a few millimeters, reducing thus the usable field-of-view.
This means that the “out of axes” of the eye relative to the eye-piece it’s limited and it’s more relevant in eye-piece with wide field-of-view.
This instrument it’s definitely non conventional and it adopts clever and innovative ideas.
With a hex wrench let’s start our surgical intervention…
One of the first things that comes to the attention is the focusing element , this is inside the “maxic-box”, and it works by translating the prism, that works as a diagonal piece, along the bisecting axes between the primary lens and the eye-piece (shown in figure by a white arrow).
To allow the prism to move, on one side there is a sort of track built into the box that constrains its position and to prevent it from getting out of its site when it’s pressed by the door when it’s being closed; to allow it to translate on the side shown in figure a glued-on velcro is used as a bearing.This system allows for a very economical focusing element with the only defect of producing a prism a little bit… elongated.
All considered the results is remarkable given that a spring always in compression/tension takes care of undesirable play on the regulation screw and a good dose of grease make the system pleasantly smooth.
The other novelty is the solar-finder (cercatore solare), based on the principle of the stenopeic hole, also inside the “maxic-box”, as it is shown in figure. It projects an image on a opaque glass mounted on the top of the instrument (in the drawing, following the yellow line, the sun comes from the left and it is then deflected on the opaque glass on the top). This is a really clever idea, how many times have I blinded myself trying to find the sun, … I knew that it was there and easy to see … but not so much to center on it as I thought.
We are finally arrived at the heart of the PST that is the interferential filter Fabry-Perot Etalon. The PST can tune the filter by the rotation of the “tilting” element, an aluminum grid covered in textured rubber. This way it is possible to tune the filter on the “correct” frequency, and mechanically the effect is that of translating one of the two filter components, and to compress or relax the orange elastic seal in between the two filters.
My model, right from the moment I purchased it, suffered from a mounting problem, since the correct tuning would happen at the end of the range, not allowing me to set it up as wished.
Taking it apart, I realized that the external grid, that covered with the textured rubber, acts upon the aluminum grid of the tilting element through a 2mm screw that can be positioned in any of the 12 threaded holes positioned like the hours in a watch.
It is then simple to better regulate proceeding in the following manner:
First, observing the sun, one should move the tilting in the best position that’s allowed by the instrument.
Then, unscrew the etalon filter from both sides.
Slide-out the rubber element as shown in figure. For example, using a screwdriver it is possible to delicately slide the rubber ring by rotating it.
Remove the silver coated tag (now you are a real hacker!)
Unscrew the 2mm screw with an appropriate Philips screwdriver
At this point the grid is free and can be lightly moved to see where in the range it is, and by rotating it a couple of holes a better position can be chosen.
In the eye-piece holder of the PST it is also inserted the BF that has the role of blocking the harmonics generated by the etalon filter and all of the other one that have no purpose to our use, such as the infrared..
The focusing on the PST is designed for visual observation, allowing it to be coupled with an eye-piece or a Barlow + eye-piece. I don’t consider the eye-piece holder to be the focusing element, since the focusing works as previously explained. The eye-piece holder actually consists of two parts. The first is simply a male-female aluminum connector used to set the final filter at the correct distance; the second incorporates the BF filter, and the nylon knob used to fix the eye-piece..
Since the threads are the same, the first element can be removed allowing thus to focus also on elements such as WebCam or cameras with deeper body.
Visually the PST is capable of good observations of protuberances, filaments, solar spots, and everything that is reasonably large for a 40mm pupil.
It is reasonable to use 80x zooms. Pushing to 100x efforts is more than the benefit.
My advice is to stick to 40-60x (not for anything they provide a magnificent 12.5mm Kellner, what happened to mine???).
I’usually put on it a Panoptic 15mm and a Nagler 9mm, is pretty to see this over it it has the same size of the scope.
To conclude, this is an extremely compact and transportable instrument, mechanically well designed, even if not so well mounted (maybe this is way there are so many around with out-of-phase tilting), well designed for an almost-daily use, light, and not to underestimate, safe for our eyes or for those of a curious kid or somebody less expert..
As a negative, it is hard to use with Wide Field of View eye-pieces, it is not possible to record with it (but a solution was given previously), and it is not possible to reuse its parts; let’s keep in mind that, as it is, the only option is to add the solarmax 40mm in front of the principle lens to briong it to a barndwidth inferior to .6Å.
Another doleful note, found on my model, is that tuning the tilting does not regulate the entire field uniformly; the tuning area only covers a range about 1/3 of the eye-piece field of view, and it is inclined about 45° relative to the axis. This makes impossible a perfectly homogeneous field of view.
If for example, with the sun covering 80% of the field-of-view, I tune on a large protuberance on the top right and then move the telescope such as the protuberance is now on the bottom left, it will not be tuned and this is quite annoying.
La magnitudine visuale (o magnitudine limite) e’ la stima che viene fatta per valutare la qualita delle condizioni osservative.
Ci indica la magnitudine della stella piu debole che l’occhio riesce a distinguere senza aiuti, quindi descrive abbastanza bene lo stato del cielo in quel momento: trasparenza, foschie etc.
Questa puo’ essere stimata anche da macchine apposite per le osservazioni deep-sky, metereore e in modo aprossimativo per la stima dell’ inquinamento luminoso.
Il metodo piu’ semplice per valutare la magnitudine limite e’ quello di cercare delle stelle di magnitudine nota da un atlante e controllare quali di queste e’ visibile.
Un metodo piu’ mnemonico e’ contare le stelle visibili delimitate da figure geometriche semplici come triangoli e quadrilateri formati da stelle note e ben visibili.
Questo sistema fu originariamente inventato dai cercatori di meteore.
Il metodo
Attendere almeno una mezz’ora per l’adattamento degli occhi al buio.
Seleziona una delle aree di estimazione dalla mappa sopra oppure dalla versione grande o da uno dei link sottostanti; il risultato è una mappa della zona e una tabella delle magnitudini .
Conta il numero massimo di stelle che sei in grado di vedere nell’area inclusi gli angoli.
Facendo riferimento alla tabella guarda qual’e’ la magnitudine limite..
Note:
Puoi vedere piu’ (o meno) stelle di quelle che sono segnate nella mappa .
Differenti persone possono ottenere risultati deifferenti.
Le aree usate per estimare la magnitudine limite:
Nelle osservazioni l’area deve essere scelta o vicino allo zenit o alla direzione delle osservazioni; questo dipende dal tipo di osservazioni e dalla situazione.
Gli osservatori di meteore usano la direzione delle osservazioni , e i “cielo-profondisti” usano lo zenit.
Calcolare le dimensioni sulla pellicola/CCD di un oggetto con diametro D(espresso in secondi d’arco) :
DN” = Feq(mm) * D(”)/206265
Calcolo delle dimensioni del campo inquadrato dalla pellicola/CCD del nostro telescopio espresso in secondi d’arco:
d” = (206265 x L1(mm)) / F(mm)
L1 = lunghezza di un lato del sensore/CCD
Calcolo della focale di un oggetto fotografato in proiezione di una lente positiva.
Fr(x) = (D(mm) / F(mm)) -1
D = distanza dell’oculare dal pianofocale espresso in mm
F = lunghezza focale dell’oculare espresso in mm
Fr e’ un fattore di moltiplicazione dalla focale di base dello strumento.
A questa formula si puo accoppiare quella precedente per determinare il campo inquadrato.
Quando osserviamo il cielo, il nostro ‘sguardo’, attraversa l’atmosfera terrestre, che non e’ propriamente trasparente come sembra, e’ costituita infatti da parecchi chilometri di particelle mosse da strutture complesse in grado di alterare l’immagine che arriva al nostro occhio.
Gli osservatori del cielo, sanno bene quanto la turbolenza atmosferica causa, nelle immagini astronomiche, delle perturbazioni che si traducono in distorsioni sia dell’intensita’ che della forma delle strutture spaziali presenti nelle immagini col risultato che quella che giunge al suolo, deformata e indebolita non possiede piu’ tutte le caratteristiche iniziali, facandoci apparire scintillamenti delle stelle, deformazioni nei pianeti, spostamenti nel campo e perdita di dettagli nelle osservazioni.
Per avere una piccola dimostrazione, e’ sufficente guardare con un piccolo telescopio la luna, osservando l’immagine , ci si accorge presto come questa ‘balli’ e si muova in maniera simile all’orizzonte osservato in lontananza in una calda giornata estiva.
Dobbiamo immaginare l’atmosfera terrestre come un fluido che come un guscio avvolge il nostro pianeta, e come tale si muova.
La turbolenza atmosferica e’ pesantemente influenzata da alcuni fattori come, il sito osservativo, la stagione, la vicinanza da grossi centri abitati,l’agitazione dell’aria e altri ancora.
Il seeing, letteralmente ‘turbolenza’ indica quanto questa influisce sull’immagine astonomica che stiamo osservando.
In particolare gli oggetti del sistema solare sono influenzati (negativamente) dal seeing, rendendo inutili, dal punto di vista dell’osservazione, serate apparentemente eccezionali.
Le parole di un grande osservatore di Marte Gerard de Vaucouleurs dal suo libro The Planet Mars ci danno un’idea:
“It is no exaggeration to say that if, in summer, we look at the Moon when it is just rising above the level of a tarred road that has been warmed by the Sun all day, we shall get a good picture of the conditions under which observers of Mars generally find themselves.”
Letteralmente:
Non e’ un’esagerazione dire che in estate se noi guardiamo la luna quando sta sorgendo in direzione di una strada che e’ stata riscaldata per tutto il giorno dal sole, prendiamo un bel esempio delle condizioni in cui un osservatore di marte generalmente si trova.
Probabilmente la cosa piu’ saggia da fare per rendersi conto di cosa e come la turbolenza influisca nelle osservazioni e’ affrontare una infarinatura di metereologia.
L’atmosfera Terrestre
La Terra e’ circondata, o meglio protetta, da un guscio gassoso di circa 500 Km composto per il 78% da azoto, per il 21 % da ossigeno e per il restante 1% da argon, anidride carbonica ed altri gas.
L’atmosfera ha dunque, permesso lo sviluppo della vita sul nostro pianeta mantenendo temperatura, umidita’ e pressione su indici ideali, per due fondamentali fattori:
la sua capacita’ di filtrare le radiazioni dannose provenienti dallo spazio.
Il suo ‘peso’, ossia, l’atmosfera e’ costituita da particelle che attratte dalla gravita terrestre esercitano sulla superficie, e quindi su di noi, una forza: la pressione atmosferica.
L’atmosfera e’ suddivisa in strati concentrici di diverso spessore e disomogenei per temperatura e densita’ (decrescente verso l’alto), che a partire dal basso sono:
Troposfera: compresa fra la superficie ed i 14500 metri di altezza, e’ lo strato piu’ denso dove avvengono tutti quei fenomeni di carattere meteorologico, causati dalla circolazione delle masse d’aria che danno vita ai venti, alle nuvole ed alle precipitazioni atmosferiche.La temperatura scende da circa 17 a -52°
Stratosfera: giunge sino ai 50.000 metri di altezza, dove e’ presente uno strato di ozono, un gas che, assorbendole,ci protegge dalle radiazioni ultraviolette.Meno densa della precedente qui, la temperatura cresce fino a -3° C.
Mesosfera: Ha inizio poco sopra la stratosfera e si estende per 85.000 metri . In questa regione, la temperatura scende, con l’aumentare dell’altudine, fino a -93°. Gli elementi chimici sono in uno stato di continua eccitazione, assorbendo continuamente energia dal Sole, e’ una zona ricca di particelle ionizzate che si lascia attraversare solo dalla luce visibile e dalle onde radio.La mesopausa separa la mesosfera dallo strato seguente.
Le regioni della stratosfera e della mesosfere, insieme alla stratopausa ed alla mesopausa, rientrano in quella che viene definita tecnicamente media atmosfera o Ionosfera.
Termosfera: Ha inizio appena al di sopra della mesosfera e si estende fino a 600.000 metri di altezza. La temperatura si innalza con l’altezza a causa del maggiore flusso di energia solare e può raggiungere 1,727° C. In questo strato, che fa parte di quella che viene definita alta atmosfera, le reazioni chimiche avvengono più velocemente che sulla Terra.
Esosfera: l’ultimo strato, oltre il quale ormai siamo gia’ nello spazio esterno.I componenti primari di questa regione dell’atmosfera sono l’idrogeno e l’elio, presenti peraltro a densità estremamente basse.
Nella figura e’ inoltre indicata la linea delle temperature medie per altitudine.
L’atmosfera esercita nei confronti della radiazione elettromagnetica proveniente dallo spazio un’azione di disturbo, limitando cosi’ le bande osservabili solo a quella della luce e delle onde radio, sbarrando quindi il passo ai raggi gamma, ultravioletti ed infrarossi. Tuttavia anche i raggi luminosi attraversandola non ne rimangono illesi, sono infatti sottoposti a delle perturbazioni, cambiano direzione e vengono dispersi o ‘consumati’ dagli strati che attraversano.
Tutti questi fattori, diciamo inquinanti, fanno giungere sulla superfice terrestre delle immagini SEMPRE ritoccate dagli effetti negativi che che ci fanno vedere le stelle in una posizione diversa da quella reale.
Quando la luce passa da un mezzo trasparente ad un altro, cambia di velocita’ e direzione. (Chi di voi non ha mai notato che immergendo un cucchiaino in acqua, esso sembra piegarsi nel punto in cui incontra l’acqua?)
Ogni mezzo trasparente ha questa caratteristica che viene detta “indice di rifrazione” , nel nostro caso “atmosferica”.
Questo effetto ottico varia in funzione dell’indice di rifrazione dei mezzi considerati (ovviamente ognuno ha il suo) , dall’angolo d’incidenza tra il raggio luminoso e la linea perpendicolare alla superficie di separazione dei mezzi attraversati dalla luce (detta normale).
Per questi motivi quindi l’effetto e’ massimo all’orizzonte, dove puo’ succedere che gli astri siano ancora visibili nonostante gia’ tramontati, o, nel caso particolare del Sole e della Luna, che presentino vistose deformazioni nei loro dischi.
Un’altro fattore importante per l’osservazione astronomica e’ l’assorbimento atmosferico che causa un indebolimento della luce, questo dipende sia dalla trasparenza atmosferica che dall’altitudine. Quando l’assorbimento e’ tanto forte da spegnere le stelle piu deboli, si parla di estinzione atmosferica Il fenomeno, che e’ dunque minimo allo zenit od ad alte quote, e con cielo privo di foschie, incide in maniera differente sulle varie lunghezze d’onda della luce. I raggi solari ad esempio, verranno diffusi in maniera tale da comportare che le componenti spettrali a maggior dispersione saranno quelle corte (quelle verso il blu), da cui conseguentemente deriva il colore azzurro del cielo.
Come al solito tutto si amplifica al tramonto, quando la luce, provenendo da una angolazione diversa, compie un tragitto molto maggiore rispetto a quando il Sole e’ alto nel cielo. I raggi solari risulteranno infatti ulteriormente indeboliti nelle parti a lunghezza d’onda piu’ breve, e quindi abbiamo il tipico colore rosso.
La Turbolenza
Come abbiamo visto l’atmosfera e’ come una matriosca di strati eterogenei, ne consegue che strati di aria calda e fredda alternati e in movimento creano la turbolenza atmosferica. La maggior parte della turbolenza si crea vicino alla superfice terrestre, fino ad un’altezza di circa 15.000 metri. A questa altezza l’atmosfera diventa via via piu rarefatta e le correnti d’aria o il vento tendono ad andare nella stessa direzione , riducendo drasticamente l’effetto della turbolenza, vento e depressioni.
In altre parola, piu in alto andiamo e piu’ stabile sono le correnti d’aria.
Un fattore di turbolenza ‘grande’ e’ generato dalla formazione delle onde orografiche di montagna, che si formano ai bassi strati, in corrispondenza di ogni ostacolo, sia naturale che artificiale il quale, esercitando una azione dinamica sul movimento dell’aria ed effetti sulle caratteristiche fisiche delle masse d’aria, provoca vortici aerei di diverse dimensioni e intensita’.
Lo stesso comportamento si ha di fronte ad ostacoli di piccole dimensioni, come alberi, edifici ed altro, ma in questo caso e’ preferibile parlare semplicemente di turbolenza.
Merita un cenno un fenomeno particolarmente fastidioso all’aviazione.
La maggior parte dell’atmosfera della terra si muove generalmente da ovest ad est. In seno a queste correnti occidentali, gia’ di per se stesse forti, ed in prevalenza alle latitudini intermedie, esistono almeno due zone – una per emisfero – nelle quali viene concentrata l’energia cinetica delle particelle di aria, per formare una sorta di canale, di flusso d’ aria animato da straordinaria velocita’, al quale viene dato il nome di corrente a getto , fiume velocissimo di aria serpeggiante su un percorso dove l’asse delle velocita’ massime oscilla tra i 10 e i 13 km di altezza.
L’aria sopra e sotto la corrente a getto puo essere calma e regolare in una certa direzione, ma non sempre la corrente a getto ha la stessa direzione, quindi questo genera delle turbolenze veloci, potenti e sopratutto a “ciel sereno”, nel senso che non sono in nessun modo prevedibili dagli attuali sistemi metereologici.
Le particelle atmosferiche causano turbolenza
L’inquinamento influisce sul seeing.
L’inquinamento atmosferico urbano e industriale, detto Air pollution, provocato da tutte quelle particelle che circolano all’altezza del suolo, influisce negativamente sul seeing.
Tengo a precisare che in esame non ci sono solo le polveri generate direttamente dall’uomo, ma anche grossi cataclismi naturali quali le eruzioni vulcaniche.
Le particelle sospese provocano due effetti negativi sul seeing, come prima cosa non fanno passare le radiazioni essendo materia non trasparente ,(assorbimento atmosferico), inoltre sono in grado di immagazzinare calore pertanto generano delle correnti d’aria, quindi turbolenza.
E’ stato ampiamente misurato l’effetto nel periodo seguente all’eruzione del Mt. St. Helens (U.S.A.) negli anni 80.s, El Chichon (Mexico) e ancora il Penetubo (Philippine) nel 1991. Queste eruzioni hanno riversato in cielo quantita’ straordinarie di pulviscolo che “si'”, conferiva al cielo una tonalita’ rossastra, ma era indice di una quantita’ enorme di particelle in alta atmosfera, che nella banda equatoriale hanno compromesso il seeing. Le particelle sospese cominciano fin da subito a cadere a terra, ma questo processo puo’ impiegare mesi o addirittura anni, riducendo la trasparenza.
Anche le tempeste di sabbia, come quelle nel sud-est degli Stati Uniti o nei deserti africani, trasportano particelle in cielo peggiorando il seeing su vasta scala, basti pensare quando in Italia, causa una violenta tempesta in nord Africa abbiamo quella fastidiosa pioggia rossa che sporca le nostre auto.
Tutte queste condizioni provocano turbolenza.
Attualmente nella comunita’ scientifica c’e’ una disputa su cosa contribuisce maggiormente alla turbolenza atmosferica. Alcuni sostengono che il nostro seeing sia in pericolo per conseguenza della forte industrializzazione, altri invece che sia trascurabile l’operato dell’uomo se paragonato alle tempeste di sabbia oppure alle eruzioni vulcaniche.
Turbolenza e astronomia
E’ molto difficile prevedere quanto l’immagine che andremo a prendere al telescopio venga influenzata da tutti questi fattori.
Se la turbolenza, come abbiamo illustrato, si comportasse in modo semplicemente ‘stratificato’ le nostre immagini all’oculare, scintillerebbero, traslerebbero ma non si dovrebbero deformare.
Questa disomogeneita’, che introduce quindi forti deformazioni e stiramenti e’ causata dalle ‘finestre di turbolenza’.
In piccoli strumenti astronomici ,infatti, la grandezza apparente di queste ‘finestre di turbolenza sono paragonabili all’angolo apparente dell’oggetto che stiamo osservando sul piano focale del telescopio.
Osservando l’immagine si nota come un seeing ‘veloce’ possa danneggiare maggiormente la visione in un grosso strumento dove infatti le dimensioni angolari dell’immagine sono maggiori, quindi, le stesse ‘finestre’ influiscono in diverse aree dell’immagine. L’immagine planetaria, quindi, si deforma, sfoca, dilata e comprime.
Dobbiamo considerare quindi il cielo come fosse un mosaico di queste finestre, che variano caratteristiche in base a tutti i fattori citati.
La centrica, cioe’ la figura teorica data dal fenomeno della diffrazione, viene notevolmente alterata solo quando la turbolenza raggiunge un’entita’paragonabile al potere risolutivo del telescopio, mentre non viene alterata in modo apprezzabile se la turbolenza non supera la meta di questo valore.
Si e’ appurato con l’esperienza e il sistematico lavoro di grandi osservatori che le celle di turbolenza hanno una dimensione ben definita, ma ancora una volta c’e’ una variabile da inserire.
L’attuale modello astronomico per il calcolo del seeing elborato da Tatarski (1961) e Fried (1965), e’ pesantemente basato sul lavoro di Kolmogorov (1941) on atmospheric turbulence. Infine Roddier (1981) ha dato gli ultimi ritocchi.
A questo punto passo la parola a testi piu’ approfonditi e fonti piu’ attendibili.
Riporto solo la formula finale per la sua possanza…
Dp(r) = <[p(r‘)
– p(r‘-r)]2> = 6.88 (|r|/r0)5/3
Micrometereologia
La micrometereologia e’ lo studio dell’atmosfera fino a pochi metri dal suolo.
Il vapore acqueo ha massa e lo possiamo considerare come un fluido, l’umidita che in certi periodi dell’anno in Italia puo raggiungere il 100% ci indica quando l’aria diventa foschia. I metereologi chiamano questo indice ‘dew point’ letteralmente “Il punto di rugiada”.
Vicino alla superficie terrestre ci sono ostacoli come montagne, laghi, costruzioni artificiali, alberi e alto che interrompono i flussi d’aria danneggiando il seeing.
Siccome non possiamo influenzare l’atmosfera in nessun modo, conviene scegliere il posto quando decidiamo di osservare il cielo.
Quando pianifichiamo una sessione osservativa e’ importante trovare un posto il piu alto possibile ( come detto in precedenza i flussi d’aria sono meno turbolenti in montagna piuttosto che in pianura).
Ad esempio, osservare dal lato di un lago nella direzione in cui va il vento , ‘lee side’ puo essere interessante in quanto, l’aria tende ad essere più saturata e spesso questo causa un’inversione di temperature su quella zona rendendo cosi le condizioni osservative decisamente migliori. Quando si verifica questa condizione si genera un specie di nebbia sul suolo rendendo l’aria sovrastante meno turbolenta.
Sugli oceani e vicino alle aree costiere definire i movimenti atmosferici e’ molto complesso e necessiterebbe approfondite spiegazioni è importante comunque, sapere che i movimenti atmosferici garantiscono seeing eccezionali ma cambi bruschi e imprevedibili.
Gli albri rilasciano calore e emettono vapore acqueo durante la notte, rendendo turbolenta la zona sovrastante. Il pino e’ l’abero peggiore in questo senso ed e’ sconsigliato fare osservazioni vicino a zone fortemente popolate.
Generalmente quello che in una foresta influisce maggiormente sul seeing sono le correnti d’aria ascensionalo che si creano tra gli alberi. Nelle foreste di queste conifere, oltre a questo fattore, se ne aggiunge un’altro negativo, in breve, i coni sono avvolti da polveri che vengono riasciate dopo il tramonto, immettendo in aria altre particelle indesiderate.
Questo fenomeno, combinato alle correnti ascensionali causa una maggior turbolenza sui pini.
Se e’ vero questo, d’altro canto e’ interessante sapere che la turbolenza sopra le foreste, durante le ore diurne, cala sensibilmente dando un’ottimo seeing agli osservatori del sole.
Come calcolare il seeing
A questo punto e’ piuttosto chiaro come sia necessario trovare un sistema per cercare di definire in una serata osservativa un indice per questa ‘turbolenza’ che indichi in modo il più possibile univoco il seeing.Per ovvi motivi non si utilizza la formula Tatarski-Fried, bensi si cerca di creare un sistema semplice e sopratutto diffuso.
Per la stima del seeing esistono diversi sistemi adottati, nati in circostanze differenti, per scopi a volte non identici.
In Europa la maggior parte delle associazioni adotta la scala di Antoniadi, espressa in 5 gradini, in cifre romane.
Negli USA, Giappone …, principalmente in ambito A.L.P.O. (Association of Lunar and Planetary Observers), si usa una scala a 10 gradini come la Pickering, ma differenti nel significato.
Quali sono i pro, i contro e i retroscena di queste 3 scale (Antoniadi, A.L.P.O., e Pickering) ?
La scala di Antoniadi e’ stata formulata per descrivere l’effetto della turbolenza sull’immagine dei PIANETI.
Quella di Pickering descrive lo stesso, ma sulla figura di DIFFRAZIONE delle STELLE.
Quella dell’ALPO, che dalla precedente prende ispirazione, e’ essenzialmente un VOTO alle condizioni del seeing: infatti, praticamente nessuno punta una stella (anziche’ il pianeta in esame) per valutare la turbolenza.
Se guardiamo le cose piu’ in dettaglio, sappiamo che la scala di Antoniadi non e’ un “voto” ma ogni gradino corrisponde ad una valutazione dell’aspetto dell’immagine .
La scala di Antoniadi, adottata anche in Italia dalla Sezione Pianeti, si basa direttamente sull’ aspetto di un disco planetario, ed e’ descritta analiticamente come segue:
Scala Antoniadi
I
Eccezionale. Immagine perfetta e immobile. Tollerate lievi e rare ondulazioni che non pregiudicano la definizione anche dei particolari piu’ minuti.
II
Buono. Lunghi intervalli con immagine ferma, alternati con brevi momenti di leggero tremolio.
III
Medio. Immagine disturbata da tremolii, con alcuni momenti di calma.
IV
Cattivo. Immagine costantemente perturbata da persistenti tremolii.
V
Pessimo. Immagine molto perturbata che a stento permette di eseguire uno schizzo approssimativo.
La scala di Pickering, creata da William H. Pickering (1858-1938) usando un rifrattore da 5″ (13cm) , e’ stata invece formulata per l’osservazione delle stelle doppie ed e’ quindi associata al grado di “distruzione” della figura di diffrazione ad opera della turbolenza.
Essa la si valuta quindi su una stella ed e’ molto “severa”. Ovvero, un voto in scala di Pickering (su una stella) relativamente brutto, puo’ corrispondere ad un’immagine planetaria piu’ che accettabile per i comuni mortali.
Di seguito una versione animata della scala , creata con Abberrator V2, basandosi sulla descrizione di Pickering sull’aspetto del disco di Airy.
Pickering 1 rating – Very Poor.
(1.) Star image 2x the diameter of the 3rd diffraction ring – Star image 13″ in diameter.
Pickering 2 rating – Very Poor.
(2.) Star image occasionally 2x the diameter of the 3rd ring.
Pickering 3 rating – Poor to Very Poor.
(3.) Star image about the same diameter as the 3rd ring (6.7″) and brighter at the centre.
Pickering 4 rating – Poor.
(4.) Airy disk often visible. Arcs of diffraction rings sometimes seen.
Pickering 5 rating – Fair.
(5.) Airy disk always visible. Arcs frequently seen.
Pickering 6 rating – Fair to Good.
(6.) Airy disk always visible. Short arcs constantly seen.
Pickering 7 rating – Good.
(7.) Disk sometimes sharply defined. Diffraction rings seen as long arcs or complete circles.
Pickering 8 rating – Good to Excellent.
(8.) Disk always sharply defined. Rings seen as long arcs/complete circles, always in motion.
Pickering 9 rating – Excellent.
(9.) Inner diffraction ring stationary. Outer rings occasionally stationary.
Pickering 10 rating – Excellent/Perfect.
(10.) The complete diffraction pattern is stationary.
Ora, e’ chiaro che potremmo inventarci scale “fini” e “finissime” formulando criteri di confronto con l’agitazione dell’immagine.
E’ quello che piu’ o meno ha fatto anche l’ALPO.
Tuttavia, che scopo ha la valutazione del seeing?
Semplicemente quello, quando si comunica un’osservazione o una foto, di “trasmettere” anche il livello di difficolta’ (dovuto alla turbolenza) di cui l’osservatore ha sofferto.
Questa personalissima difficolta’ e’ quindi ben “soggettiva”, e non puo’ che essere altrimenti.
La scala usata, se condivisa da tutti, puo’ essere considerata come un riferimento un po’ piu’ oggettivo, che serve a chi interpreta le osservazioni per avere un raffronto immediato.
Quindi, qual’e’ la scala che soddisfa meglio questa esigenza?
Senz’altro quella che contiene solamente le informazioni utili e nulla piu’.
In questo senso, la scala di Antoniadi e’ essenziale, semplice da usare, e soprattutto corrisponde ad una scala precisa, basata esplicitamente sull’aspetto telescopico dei pianeti.
Ci dice, ad esempio, che e’ inutile distinguere tra un’immagine perfettamente immobile ed una affetta da tremolii temporanei e giudicati ininfluenti.
E’ chiaro che l’osservatore percepira’ la differenza, ma e’ inutile annotarla e tramandarla se il suo effetto sull’immagine del pianeta sara’ nullo.
In altre parole, tra un’osservazione eseguita con seeing III (siamo quindi nella scala Antoniadi) e un’altra con seeing IV, ebbene so che c’e’ una differenza e so a cosa corrisponde.
Se uno invece mi scrive 7 o 8/10 (ALPO), qual’e’ la differenza tra i due? Forse chi ha scritto il valore saprebbe spiegarmelo…. ammesso che possa avere una qualche importanza pratica.
Ecco pero’ che allora, se ogni osservazione richiede una spiegazione, cessa lo scopo stesso per il quale le scale sono nate: Quello di evitare di descrivere il seeing a parole.
Da circa un secolo la BAA inglese e molte altre associazioni europee adottano quindi la scala di Antoniadi, buon compromesso tra sintesi e descrizione.
All’atto della nascita della Sezione Pianeti UAI, tornando in Italia, si e’ quindi deciso di aderire a questa diffusa convenzione.Ovviamente questo ha una valenza a patto che i più la adottino in questo modo si facilita il compito dei coordinatori e di chi utilizza le nostre osservazioni o immagini.
Personalmente adotto il sistema pickering, ma anche qui qualche perplessita rimane.
Se consideriamo la scala lineare per definire il seeing, quando e come potro’ dare una stima di 10/10, sapendo che un 11/10 non dovrebbe esistere?.
Per ora mi accontento di immaginarla attribuendo valori definiti dall’unica cosa che alla fine da a questo hobbie un qualcosa di scientifico… l’esperienza.Sia chiaro per scientifico non intendo utile ai professionisti, bensi’ un sistema il piu’ coerente possibile che mi permetta di classificare le mie precedenti ripreseo osservazioni.
Tutte le informazioni, sono state raccolte da vari articoli pubblicati, discussioni in Mailing Lists, e altro inerenti all’astronomia, nautica, metereologia in inglese e Italiano.
Gennaio 2004
Bibliografia:
FAA AC. no 00-30 b Atmospheric Turbulence Avoidance;
J. Oldani – Meteorologia – De Vecchi Editore
Le correnti a getto (Elmar R. Reiter)
ML:AstroHires msg:5640 Paolo Tanga
M. Giuliacci – Il vento e il tempo – MURSIA
F. Di Franco – Come si prevede il tempo – MURSIA
Personal site of Damian Peach (Image animation Pickering stars of Damian Peach).
Le Stelle doppie – Edizioni Sirio – Nuovo Orione
Fried, D.L., 1965, J. Opt. Soc. Am., 55, 1427.
Kolmogorov, A.N., 1941, in Tikhomirov, V. M., ed, Selected works of A.N. Komogorov, Mathematics and its applications (Soviet series), Klewer Academic press (1991).
http://www.ing.iac.es/Astronomy
Testi consigliati:
Finzi G., Pirovano G. e Volta M.: “Gestione della qualit… dell.aria. Modelli di simulazione e previsione”. McGraw-Hill Libri Italia, Milano, 2001.
Holton J.R.: “An introduction to dynamic meteorology”. Academic Press, San Diego, 1993.
Jacobson M.Z.: “Fundamentals of atmospheric modeling”. Cambridge University Press, Cambridge (UK), 1999.
Panofsky H.A. e Dutton J.A.: “Atmospheric turbulence”. John Wiley & Sons, New York, 1984.
Zannetti, P.: “Air Pollution Modeling: theories computational methods, and available software”.
Computational Mechanics Publications (Southampton e Van Nostrand Reinhold (New York), 1990.
Ho trovato inoltre interessante il link: http://www.ing.iac.es/Astronomy/development/hap/haphomepage.htm
In questa pagina, seguendo i link sottostanti è possibile scaricare i filmati gentilmente resi disponibili dai relativi autori utilizzando le proprie strumentazioni.
Gli autori danno il loro consenso all’utilizzo dei tali solo per la finalità descritta in questa pagina, qualsiasi altro utilizzo non ne è consentito previo loro autorizzazione.
Questi filmati planetari, possono essere scaricati liberamente da questi link, già approvati dai legittimi proprietari, ed elaborati utilizzando software e tecniche differenti.
In questa pagina verranno raccolti i risultati ottenuti da tutti i volenterosi che desiderano pubblicare il proprio lavoro per metterlo a confronto con gli altri. Invito chiunque ne abbia voglia ad inviarmi il lavoro anche se il risultato non è reputato all’altezza; credo infatti che probabilmente sia piu costruttivo poter trovare su questa pagina anche elaborazioni che contengono errori su cui un profano può un domani incappare.
Inviate i vostri lavori a pianeti@uriland.it e tenterò , compatibilmente ai miei impegni lavorativi, di aggiornare il sito rapidamente.
Per avere un giusto e costruttivo termine di paragone sarebbe utile mandare l’immagine in formato jpg senza intestazioni possibilmente non ritagliata e indicare nella mail la tecnica utilizzata:
Software utilizzato e versione.
Numero di frames selezionati e parametri di selezione (nel caso di Registax).
Elaborazione eseguita.
Ritocchi finali.. e bla. bla. bla.
Dubito che questo lavoro, qualora dovesse riuscire a raccimolare un po di materiale, abbia una sorta di valore scentifico, ma piuttosto una bacheca dove poter paragonare le diverse tecniche elaboratiche a fronte di risultati ottenuti partendo dagli stessi dati.
Buon Lavoro! Glauco
Filmati originali
Autore: Paolo Lazzarotti
Autore: Cristian Fattinnanzi
Soggetto: Saturno
Soggetto: Giove
Formato file: .zip
Formato file: .zip
Formato Video: B/W AVI ricompresso DivX codec
Formato Video: RGB acquisizione diretta in DivX codec
Strumento: Pla-newton 250mm autocostruito
Strumento: Newton 250mm autocostruito, primario Giacometti, secondario in vetroceramico Marcon da 52mm (ostruzione 21%).
Seeing: 6-8/10
Seeing: 7-8/10
Camera: Lumenera LU075
Camera: WebCam Philips Vesta Pro Scan
Frames: 3782 @ 20fps
Frames: 1800 @ 15fps
Dimensioni: 448 x 320
Dimensioni: 640 X 480 tempo di esposizione dei frames 1/25″
TU: 20041214 02:31
TU: 20040402 19:46
Nome File: saturn20041214_0231_divx.zip
87.474Kb
Nome File: giove02aprile2004ut1946.zip
21.938Kb
Elaborazioni
Autore: Luca B.
Elaborazione con Iris 4.22:
– Align&Stack (1) con 512 di FFT size e 1000/1500 frames
– Mult 0.80
– Gauss 0.75
– Unsharp 0.75 125 1
– Af3 150
– Innalzamento a 1000 della soglia inferiore del Threshold
– Leggero aumento della saturazione
– Comando Migliora -> Variazioni in Photoshop per la resa finale del colore
– Leggerissima Maschera di Contrasto (3px e 25%) in Photoshop
Autore: Marco C.
Autore: Marco C.
Software: Registax 3
Frame: 1300/1500, allineamento ottimizzato col “reference frame”;
Elaborazione: wavelet classici esponenziali (ho sparato i primi 2 layer a oltre 20, non ho mai visto così poco rumore!), + filtro di Gauss da 0,4 pixel + stretching per scurire il fondo cielo.
Autore: Cristian F.
Elaborazione con Iris per somma e contrasti con UM,photoshop e neat per bilanciamento dei colori e pulitura della granulosità.
Autore: Riccardo M.
Immagine di Giove: UM 1.5 40 – Somma di 1400/1500 frame con Iris
Autore: David D.
Somma frames ed elaborazione solo con iris.
Sequenza comandi:
>load r1
>noffset3 r rn 0 1500
>load mn1
>pregister rn rp 512 1500
>load rp1
>bestof rp 1500
>select rp rs
>load rs1
>add_norm rs 1000
>visu 32767 0
>save raw1
>mult 0.9
>unsharp 1 30 1
>gauss 0.5
>save tri1
>load g1
>noffset3 g gn 0 1500
>load mn1
>pregister gn gp 512 1500
>load gp1
>bestof gp 1500
>select gp gs
>load gs1
>add_norm gs 1000
>visu 32767 0
>save raw2
>mult 0.9
>unsharp 1 30 1
>gauss 0.5
>save tri2
>load b1
>noffset3 b bn 0 1500
>load bn1
>pregister bn bp 512 1500
>load bp1
>bestof bp 1500
>select bp bs
>load bs1
>add_norm bs 1000
>visu 32767 0
>save raw3
>mult 0.9
>unsharp 1 30 1
>gauss 0.5
>save tri3
>loar tri1
>pregister tri tric 512 3
>trichro tri1 tri2 tri3
>save tricro
Autore: Glauco U.
Software: Iris 4.14
Frames 1200/1501
Sequenza comandi:
X ogni singolo canale:
>mult 0.9
>gauss 0.5
>unsharp 1 40 1
>gauss 0.5
Tricromia eseguita con iris e saturazione 1.30
In Photoshop, livelli per abbassare il fondo
In Neat leggera riduzione del rumore e infinitesimale UM ul canale R+G.
Non avevo mai lavorato su un sorgente cosi buono ed è veramente un piacere avere un canale B cosi pulito. Peccato che Neat salvi solo su Jpg molto compressi, questo rovina un po la qualità, infatti l’immagine è soli 29Kb….
Autore: Vittorio A.
Software: Iris 4.22
Frames 1200/1500
Sequenza comandi:
>gauss 0.65
>mult 0.900
>unsharp 0.70 100 1
Contrasto, curve , istogramma, bilanciamento colore con PaintShopPro
Autore: Davide Z.
Registax 3.0.1.22
1) allineamento 1501 frame
2) ottimizzazione di 1315 frame di cui 187 scartati
3) somma di 1101 frame
4) tocco finale Corel Photo-Paint 12
Autore: Paolo L.
Software: Iris + Maxim DL
Autore: Giovanni B.
Frames 1100
Somma ed elaborazione eseguita con Iris, filtri Wavelet ed UM per esaltazione
dei dettagli ed MMSE per riduzione grana, Photoshop 7 per bilanciamento
colori e parametri vari.
L’elaborazione è stata effettuata utilizzando un portatile e quindi monitor
Lcd, motivo per cui i colori potrebbero differire da un monitor catodico.
Autore: Rick Deckard
Software: Registax e Photoshop
registax 2, 90% qualita’, 500 frame
Autore: Roberto M.
Software: Iris e Photoshop
giove a sinistra è stato ottenuto con il metodo di planetary registration nei 3
canali r g b, alla fine ho sommato in tricromia e poi ritoccato un po i
layout dei canali r g b ed infine ho aumentato la saturazione.
L’immagine a destra (a mio avviso più precisa nei dettagli) l’ho ottenuta con
il metodo align & stack (che per me è quindi più valido) poi ho ritoccato i
wavelet leggermente ed infine leggera saturazione dei colori.
Autore: Francesco D.
Software: Iris v5.34 _ Registax v4 _ Photoshop CS
– Conversione del filmato in fits “r/g/b”
– Normalizzazione del fondo cielo nelle singole serie fits r/g/b
– Align&Stack (1) … sequenza master col canale “g” e FFT size 512
– somma dei migliori 500 frames di 1500
– Ai singoli fits grazzi ho applicato una deconvoluzione Van-Cittert
– Somma r/g/b
– Ritocco ai wavelet con Registax v4
– Ritocco ai livelli/curve e settaggio del colore con Photoshop CS
– Riduzione della grana tramite il gaussian di Iris
Autore: Luca B.
Elaborazione con Iris 4.22
– Align&Stack (1) con 512 di FFT size e 1200/3782 frames
– Mult 0.90
– Gauss 0.50
– Unsharp 1.0 25 1
– Mmse 8000 2
Autore: David D.
Elaborazione con Iris:
>load m1
>noffset3 m mn 0 3782
>load mn1
>pregister mn ma 512 3782
>load ma1
>bestof ma 3782
>select ma mb
>load mb1
>add_norm mb 3000
>visu 32767 0
>save raw
>mult 0.9
>unsharp 1 30 1
>gauss 0.5
>save mono
Autore: Riccardo M.
Immagine di saturno:
A – UM 1.5 16 B – UM 0.5 100
mmse 7800 2
Somma di 2700/3800 frame con Iris
Autore: Glauco U.
Elaborazione con Iris 4.14:
>mult 0.9
>unsharp 0.8 60 1
>mmse 3000 3
Autore: Davide Z..
L’elaborazione è stata eseguita con registax 3.0.1.22.
1) allineamento di 3782 frames;
2) ottimizzaione di 3000 frames di cui 782 scartati;
3) somma di 2000 frames;
La raw, la prima immagine in alto, è il risultato finale di allineamento+ottimizzazione+somma.
Tocco finale Corel Photo-Paint 12.
Autore: Cristian F.
>load 3200
>mmse 350
>gauss 0.5
>mult 0.92
>unsharp 1.1 11 1
>unsharp 1.1 11 1
>mmse 2500
>savebmp sat1
Prima del salvataggio ho alzato il cursore inferiore del threshold a 1200, una volta salvata l’ho aperta con photoshop ed ho applicato leggermente il comando curve per esaltare un po’ l’anello C.
Autore: Alfonso L.C.
> load m1
> load a1
> bestof a 3782
> select a z
> load z1
> add_norm z 1901
> save grezzo1901
> savebmp grezzo1901
> load grezzo1901
> mult 0.8
> unsharp 2 2 1
> unsharp 2 1 1 ( 2 volte )
> gauss 0.5
> af3 75
> mmse 500 2
> savebmp satok
quindi lavorato coi livelli di photoshop e regolazione luminosità e contrasto.
Autore: Francesco D.
– conversione del filmato in fits
– normalizzazione del fondo cielo
– >bestof per individuare il miglior fits
– Align&Stack (1) .. somma dei migliori 1000frames su 3782 con valore FFT size di 256
– applicazione della deconvoluzione Van Cittert al fits finale e applico un multiply 0,8
Questo elenco e’ fondamentalmente una traduzione della maratona messier redatta dal SEDS.
Il S.E.D.S. e’ una organizzazione studentesca che promuove l’esplorazione spaziale.
Fondata nel 1980 al MIT, grazie al supporto del net, da anni i suoi membri pubblicano pagine e pagine per la divulgazione dell’astronomia.
AR: Ascensione Retta in ore, minuti e decimi di secondo
DEC: declinazione in gradi
MV: Magnitudie visuale Apparente
DIM: Dimensione angolare apparente in arc-minuti
DIS: Distanza espressa in anni-luce
Versione Originale di:
Hartmut Frommert (spider@seds.org)
Christine Kronberg (smil@agleia.de)
Come accennato nell’articolo sul sole, per vedere pi cose, la chiave di lettura l’emissine H-Alfa.
Per la fisica e la chimica che regolano i processi solari, il profilo di emissione della linea H-Alfa ha la forma di una distribuzione Gaussiana, assomiglia per intenderci ad una campana, piuttosto che una sottile linea di spessore nullo.
La linea centrale di questa campana ha una ampiezza di circa 1 ed posizionata sui 6562.8 Angstrom(). Questa frequenza quindi la taratura centrale dei filtri e strumenti solari.
I filtri H-Alfa
Esistono fondamentalmente due modi per utilizzare il filtro solare:
Porlo tra il sole e il telescopio, oppure tra il telescopio e l’oculare.
Come in ogni cosa, non esiste un modo assolutamente migliore dell’altro, e spesso dipende dalle possibilit e dalle preferenze personali.
Il filtro frontale piu semplice da usare e non richiede alimentazione elettrica, ma generalmente offre una banda passanet piu ampia. (Alcuni adorano utilizzare il sistema del “Double stacking” che, usando 2 filtri tarabili sovrapposti, permette grazie alla sfasatura dei due, di portare la banda passante addirittura a .3.
Il filtro all’oculare, d’altro canto, offre visioni estremamente dettagliate, arrivando a .1 e alti ingrandimenti, ma molto piu complesso da utilizzare, costoso e richiede spesso alimentazione elettrica.
Per concludere comunque la quantita di dettagli e il contrasto sono determinati dalla banda passante e dal diametro dello strumento, non necessariamente da dove posizionato il filtro.
Ogni casa produttrice, investe e sviluppa i propri sistemi che spesso sono proprietari e registrati. Scordiamoci pertanto compatibilit e uniformit nei sistemi.
In campo amatoriale, queste due strade sono le piu difuse, ma se andiamo un po pi nel dettaglio, entrambe i sistemi hanno in comune una struttura sommaria.
La prima cosa che la luce incontra nel nostro sistema, sicuramente una sorta di Pre Filtro il Energy Rejection Filter o ERF. Lo scopo del ERF bloccare infrarossi e ultravioletti, questo per difendere l’apparato dall’eccessivo riscaldamento e deterioramento. Generalmente questo filtro si occupa pure di dare la prima sgrossata alle frequenze entranti, rigettando anche le frequenze visibili dall’arancio al blu.
Bene siamo arrivati al filtro Fabry-Perot Etalon. L’interferomentro di Fabry Perot Etalon il cuore del sistema, ed costituito da una coppia di piani paralleli semi riflettenti di vetro o quarzo.
L’etalon funziona come un risonatore che simula una serie di filtri passabanda in cascata; sfruttando il principio dell’interferenza distruttiva, abbatte man mano le frequenze indesiderate con l’unica pecca di far passare le armoniche, ossia le frequenze multiple a quella di sintonia.
La risultante una banda passante con il profilo di una forchetta in cui la posizione e l’ampiezza dei denti determinata dalla distanza tra i due piani semiriflettenti; stamo parlando di distanze dell’ordine dei 100-200nm.
Come si vede anche dall’illustrazione, l’interferometro cosi fatto in realt, introduce un problema; questo infatti devia i raggi in uscita, dall’asse ottico, pertanto necessario almeno un’altro sistema correttivo per ovviare al problema.
Innanzitutto una lente negativa posta prima, corregge il corso dei raggi rendendoli paralleli in modo da farli incidere perpendicolarmente all’etalon, permettendogli di lavorare nelle condizioni migliori. I raggi sarebbero altrimenti convergenti.
Naturalmente questa soluzione richiede che un’altra lente posta dopo l’etalon risistemi le cose in modo da far riconvergere i raggi al fuoco.
A seguito c’ un’altro filtro, a banda piu larga molto importante, il BF (Blocking Filter o Barrier Filter) questo ha lo scopo di eliminare tutte le frequenze armoniche generate inevitabilmente dal sistema di filtri Fabry-Perot. Non altro che un’altro Passa Banda, ma con ampiezza maggiore di un singolo picco fuoriuscente dall’Etalon, e minore di due, in questo modo abbatte tutte le armoniche spurie.
Di seguito uno schema di funzionamento sommario dei sistemi Coronado adottati ad esempio per il PST.
I raggi vengono filtrati dal ERF, Passa solo una ampia Banda centrata sul Rosso ( che contiene l’emissione H-alfa)
L’Etalon applica il principio dell’interferenza distruttiva, assorbendo le frequenze indesiderate, in base alla taratura dei due piani, ma come detto introduce un fastidioso problema di armoniche.
Il BF con la sua banda passante piu ampia di un picco generato dall’Etalon elimita le armoniche generate.
Montaggio del filtro frontale
E’ sempre presente il filtro ERF seguito dal etalon ma in questo caso ,generalmente, ha un’ostruzione centrale per mantenere una precisa separazione dei piani che in questo caso sono piu grandi. Infine la luce passa il telescopio e raggiunge il diagonale oppure il prisma che spesso funge anche da Filtro di bloccaggio.
I filtri Coronado implementano un “pomello” detto tilting. Usando questo pomello possibile sintonizzare la banda passante del filtro principale, dando la possibilit di tarare nelle condizioni di lavoro migliori il sistema oppure di allo scopo di osservare gli eventi spostati dalleffetto Doppler (Doppler shifted). Questi sono i casi di rapidissimi eventi che si spostano lungo la linea di vista dell’osservatore come violenti CME.
Questi fenomeni sono leggermente spostati dalla linea dei 6562.8 Angstrom: avvicindandosi avremo uno spostamento verso il blu mentre allontanandosi avremo uno spostamento verso il rosso dello spettro. Per questo motivo quindi variando leggermente la frequenza di lavoro del filtro possiamo analizzare meglio tutta la superfice solare.
L’idea per questa prova nasce dal fatto che il PST ha un prezzo veramente contenuto, e questo mi ha fatto pensare che un particolare cosi’ delicato come il prisma potesse influire sulla qualità generale nella resa fotografica.
Vs.
In pratica, costruendo un raccordo che permettesse un fuoco fine, è stato possibile fare riprese senza il prisma e tutta la scatola del fuoco.
Il raccordo si collega a sinistra al filtro Etalon e a destra al tubo portaoculare (il BF).
Il focheggiatore è elicoidale ed è la meccanica di un obiettivo fotografico, propriamente modificato, molto fluido e preciso, anche se piu rapido di quello originale.
Confrontando le riprese cosi effettuate con quelle in configurazione originale, si possono trarre alcune conclusioni.
Innanzi tutto la luminosità cambia molto.
A parità di ADU ( 100 nel caso delle mie prove) la configurazione orginale richiede tempi di circa 1/50, 1/150 di secondo mentre senza prisma si puo lavorare da 1/1000 a 1/5000, questo significa che entra una quantità di luce decisamente maggiore,e che quindi il prisma ha una trasparenza piuttosto bassa.
A occhio non si notano particolari differenze, anche se la luminosità diffusa è inferiore nella versione originale, ma questo piu probabilmente causato dai diaframmi non corretti sul mio raccordo.
Passiamo alle riprese:
A quanto pare, il prisma è calcolato bene nelle tolleranze di qualità complessive dello strumento, influendo relativamente poco sull’immagine finale.
Quindi l’unico vantaggio per una modifica del genere è la maggior luminosità e quindi un shutter-time più rapido, che meno influenza i frames dalle turbolenze del seeing, ma tutto sommato forse non ne vale la pena.
Il focheggiatore, anche se forse troppo lento per un f/10 è preciso e fluido.
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.
Come accennato nell’
Ogni casa produttrice, investe e sviluppa i propri sistemi che spesso sono proprietari e registrati. Scordiamoci pertanto compatibilit e uniformit nei sistemi.
L’interferomentro di Fabry Perot Etalon il cuore del sistema, ed costituito da una coppia di piani paralleli semi riflettenti di vetro o quarzo.
I raggi vengono filtrati dal ERF, Passa solo una ampia Banda centrata sul Rosso ( che contiene l’emissione H-alfa)
L’Etalon applica il principio dell’interferenza distruttiva, assorbendo le frequenze indesiderate, in base alla taratura dei due piani, ma come detto introduce un fastidioso problema di armoniche.
Il BF con la sua banda passante piu ampia di un picco generato dall’Etalon elimita le armoniche generate.
I filtri Coronado implementano un “pomello” detto tilting. Usando questo pomello possibile sintonizzare la banda passante del filtro principale, dando la possibilit di tarare nelle condizioni di lavoro migliori il sistema oppure di allo scopo di osservare gli eventi spostati dalleffetto Doppler (Doppler shifted). Questi sono i casi di rapidissimi eventi che si spostano lungo la linea di vista dell’osservatore come violenti CME.
