Potere risolutivo e Seeing

I vantaggi del telescopio rispetto all'occhio umano sono essenzialmente due: la capacità di raccogliere più luce e l'accessibilità a particolari più minuti. Il secondo vantaggio, quello di poter apprezzare angoli più fini, prende il nome di potere risolutivo o potere di separazione e si indica normalmente con la lettera greca P (rho). Esso dipende dal diametro dell'obiettivo ed è linearmente proporzionale a questo.

Se si dirige un telescopio verso una stella, l'obiettivo ne fornisce un'immagine con un disco di certe dimensioni (che non sono sempre maggiori delle dimensioni apparenti della stella). L'esperienza insegna che questo disco misura 1" di diametro per un obiettivo di 12 cm, 2" per uno di 6 cm, 0",5 per uno di 24 cm e così via. L'immagine di una stella non è mai perfettamente puntiforme, come dovrebbe essere, per un fenomeno fisico chiamato diffrazione, che provoca una deviazione dei raggi luminosi sui bordi dell'obiettivo.

La teoria dell'ottica ondulatoria porta alla conclusione che il potere risolutivo dei telescopi è dato dalla formula P = 1,22xl /D, dove l è la lunghezza d'onda a cui si osserva e D il diametro dell'obiettivo. D e l devono essere espressi nella stessa unità. Il risultato risulta espresso in radianti e per averlo in secondi d'arco occorre moltiplicare il numero trovato per 206.265 (il numero di secondi d'arco contenuti in un radiante).

Per l'osservazione visuale in genere si pone l = 0,00056 mm perché questa è la regione spettrale nella quale l'occhio umano manifesta la massima sensibilità. Se si fa il conto per un obiettivo di 120 mm si ottiene P = 1,22x0,00056/ 120 = 0,00000569 radianti che equivalgono a 1",17; nell'uso pratico la formula si riduce a questa: P = 120/D, con D espresso in mm. Poiché un obiettivo di 120 mm separa giusto 1", circa 120 volte più dell'occhio umano, per rendere accessibili tutti i particolari occorre almeno un ingrandimento di 120 volte. In realtà, se si prova ad osservare una stella doppia stretta, il pianeta Saturno o un particolare fine della Luna con un telescopio piccolo o medio in una notte calma, ci si rende conto ben presto che un ingrandimento maggiore è preferibile e, soprattutto, necessario per apprezzare tutti i più fini

particolari dell'immagine. L'esperienza insegna che uno strumento di buona fattura esplica tutto il potere risolutivo di cui è capace con un ingrandimento doppio di quello indicato sopra (240x per un 120 mm).

L'atmosfera terrestre costituisce un formidabile ostacolo alle capacità di penetrazione dei telescopi. Essa diluisce, diffonde, rifrange e assorbe la radiazione proveniente dagli astri, col risultato che quella che giunge al suolo, deformata e indebolita, non è più in grado di fornire tutte le informazioni che possedeva solo pochi chilometri più in alto. L'effetto combinato dell'agitazione e della dilatazione prende il nome di turbolenza (con termine inglese seeing) essa è causata dal rimescolamento di strati d'aria a diversa temperatura e densità che agiscono disordinatamente come lenti ora convergenti ora divergenti.

Il risultato lo si vede nella scintillazione delle stelle ad occhio nudo o nelle immagini oscillanti e confuse al telescopio. Si tratta dello stesso fenomeno che "fa tremolare" gli oggetti visti radenti il tettuccio di un'automobile arroventata dal Sole estivo.

Le possibilità di osservazione sono strettamente correlate all'entità della turbolenza; per questo è molto importante che insieme ai dati di osservazione si indichi sempre l'entità dell'agitazione atmosferica. Da questa esigenza sono scaturite diverse scale che, purtroppo, concorrono ad alimentare una certa confusione tra i neofiti. Quella che si usa in Italia è riportata in tabella.

Con seeing medio (2 o 3) un'immagine può apparire regolare e ben formata in un telescopio di 10-15 cm, ma ondeggiante intorno ad una posizione media. La stessa immagine, attraverso un grande telescopio, non ondeggia più, ma è dilatata e la figura di diffrazione risulta irriconoscibile. Lo spostamento dell'immagine dalla direzione teorica è praticamente imprevedibile sia nell'orientamento che nella quantità.

Lo scarto angolare medio dell'immagine stellare è una misura che stabilisce in modo più rigoroso l'entità della turbolenza.

Questo scarto è lo spostamento che l'immagine puntiforme della stella subisce per effetto dell'agitazione atmosferica. Esso si può visualizzare e misurare fotografando senza moto orario.

La centrica, cioè la figura teorica data dal fenomeno della diffrazione, viene notevolmente alterata solo quando la turbolenza raggiunge un'entità paragonabile al potere risolutivo del telescopio, mentre non viene alterata in modo apprezzabile se la turbolenza non supera la metà di questo valore.