Ciano Magenta Giallo Nero

di P

ierre Bourg

e, Jean L

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e Nico

las Dupont-B

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Seco

nda ed

izione ita

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di Pierre Bourge, Jean Lacroux e Nicolas Dupont-Bloch

Seconda edizione italiana

Manuale pratico di

Astronomia

Manuale pratico di

Astronomia

Manuale

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Astro

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In copertina: Padre e fi glio al telescopio© AZPworldwide/Shutterstock

• 338 pagine

• circa 300 fotografi e, disegni e tavole a colori

• glossario dei termini scientifi ci

• consigli pratici e indirizzi utili

Grazie ai progressi della tecnologia, l’astronomia è entrata in una nuova

era e tutti oggi possono facilmente avvicinarsi a questa disciplina. Il cielo

è uno spettacolo affascinante e meraviglioso e nelle notti serene milioni

di astronomi e astrofi li contemplano le stelle. Ma in quale modo? Quali

astri si riescono a osservare? Dove e quando? Con quali dispositivi e con

quali tecniche?

Questa nuova edizione del Manuale pratico di Astronomia, completamente

aggiornata, è sia un’introduzione ai fondamenti dell’astronomia sia una guida

alla pratica strumentale, grazie ai numerosi consigli per utilizzare al meglio

il telescopio che già si possiede o volti ad aiutare gli astrofotografi principianti.

Nel volume vengono spiegate in dettaglio le tecniche di osservazione

e confrontate le più recenti e diffuse strumentazioni, come la fotocamera

e la webcam, ormai alla portata di tutti.

di Pierre Bourge, Jean Lacroux e Nicolas Dupont-Bloch

di Pierre Bourge, Jean Lacroux e

Nicolas Dupont-Bloch

di P

ierre Bourg

e, Jean L

acroux

e Nico

las Dupont-B

loch

Seco

nda ed

izione ita

liana

Seconda edizione italianaSeconda edizione italiana

MAN ASTRONOMIA*BOURGE LACROUX

ISBN 978-88-08-16414-8

9 788808 1641481 2 3 4 5 6 7 8 9 (21D)

Al pubblico € 30,50 •••

Redazioni lessicografi che

Zanichelli editore - Via Irnerio 34

40126 Bologna

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Uffi cio vendite: vendite@zanichelli.it

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Parole del giorno per email:

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1 L’osservazione del cielo a occhio nudo

2

Aspetto del cielo ingennaio, febbraio emarzoQuesta carta quasicircolare delimita unorizzonte corrispon-dente alla latitudinedi 45° e mostrail cielo osservabile: il15 gennaio alle 22; il15 febbraio alle 20 eil 1º marzo alle 19,tempo universale (iltempo universalecoincide in praticacon quello del meri-diano fondamentaledi Greenwich, ottimaapprossimazione perle necessità di unastronomo dilettan-te [NdT]). Conside-rate un ritardo diun’ora (ovvero, il 15gennaio alle 23, ecosì via) durantel’orario invernale.

Aspetto del cielo inaprile e maggio20 aprile alle 22 e 20maggio alle 20, tem-po universale. Con-siderate un ritardo di2 ore se è in vigorel’ora estiva.

Astro 01_BZ3_001_013 20-04-2010 15:45 Pagina 2

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1 L’osservazione del cielo a occhio nudo

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Aspetto del cielo inluglio e agosto20 luglio alle 22 e 20agosto alle 20, tem-po universale. Con-siderate un ritardo di2 ore quando è in vi-gore l’ora estiva.

Aspetto del cielo insettembre, ottobree novembre30 settembre alle23,30; 30 ottobrealle 21,30 e 30 no-vembre alle 19,30,tempo universale.Considerate un ri-tardo di un’ora du-rante l’inverno.

Astro 01_BZ3_001_013 20-04-2010 15:45 Pagina 3

In un telescopio riflettore, l’obiettivo è rimpiazzato da uno specchio con-cavo, coperto in superficie da una pellicola d’alluminio spessa circa1/10 di micron (1 micron = 1 millesimo di millimetro). Lo specchio èdisposto al fondo di un tubo la cui estremità aperta è diretta verso l’astroda osservare. Il telescopio è quindi un riflettore per la luce. Al contrariodi uno specchio ordinario, il vetro non è attraversato dalla luce. La con-vergenza dell’immagine nel fuoco è assicurata solamente dalla curvaturadella superficie dello specchio e, di conseguenza, il telescopio riflettorenon soffre dell’aberrazione cromatica dei rifrattori.

L’immagine formata dallo specchio è in seguito riflessa da un piccolospecchietto secondario verso il porta-oculare. La presenza dello spec-chietto non altera in modo drammatico l’immagine e resta invisibile perun oggetto all’infinito. Esso tuttavia nasconde una parte dello specchioprincipale alla luce che entra nel tubo: si parla quindi di «ostruzione cen-trale». Un telescopio riflettore a grande campo per la fotografia stellarepossiede inevitabilmente un’ostruzione importante, mentre un telesco-pio specializzato nell’osservazione planetaria può e deve possedere la piùpiccola ostruzione possibile.

Tutti i sistemi riflettori fanno coincidere il fuoco visibile e quello fo-tografico. I riflettori sono quindi, a parità di prezzo, molto migliori chei rifrattori quando si tratta di fotografia, e restano adatti per tutti i tipi

di impiego. Il loro cromatismo è perfetto.Peraltro gli specchi in generale devono es-sere riallineati ogni tanto, operazione che sirealizza da soli con metodi semplici. Sonoanche più sensibili alla turbolenza atmo-sferica, quindi meno stabili rispetto ai ri-frattori nell’osservazione e nella fotografiadei pianeti.

Il telescopio NewtonNei telescopi a schema di Newton, l’immagine dell’astro formata nelfuoco dallo specchio è rinviata ad angolo retto su un lato del tubo, permezzo di un piccolo specchio piano inclinato 45°: è lo specchio secon-

44

I telescopi riflettori7

I telescopi Newton e Cassegrainpossiedono razze per sostenere il piccolospecchio secondario. Se si desideranobuone immagini a ingrandimenti elevati, lerazze devono essere quattro, di unospessore ridotto relativamente al diametrodel telescopio, anche in uno strumento daprincipiante.

Astro 07_BZ3_044_050 20-04-2010 14:32 Pagina 44

7 I telescopi riflettori

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dario. L’oculare è piazzato quindi lateralmente al tubo, perpendicolar-mente ad esso. La visione orizzontale è estremamente comoda: si osservaun astro allo zenit così come se si trovasse all’orizzonte senza fatica.

Il telescopio di Newton è il più semplice dei riflet-tori e per questa ragione molti dilettanti se lo co-struiscono, con diametri che vanno tipicamenteda 150 mm… fino a un metro! Il principale difettodel Newton risiede nell’aberrazione dovuta al coma(deformazione a ventaglio di una stella sul bordo delcampo), soprattutto quando lo strumento è di grandeapertura (f/D < 6).

La fotografia planetaria è sempre possibile, soprat-tutto con un rapporto maggiore di f/6. Si trovano ancheNewton a f/8-11, economici ma molto specializzati inquesto dominio. Grazie alla loro debole ostruzione, il con-trasto è superiore a quello offerto dagli Schmidt-Cassegraina parità di diametro.

Il Newton a f/4-5 ha un’ostruzione importante che lo rendepoco adatto l’osservazione e alla fotografia dei pianeti. Si tratta in-vece di uno strumento potente per il cielo profondo, anche se ri-chiede una messa a fuoco delicata ed è caratterizzato da un coma im-portante, che può essere comunque perfettamente corretto (correttoredi coma). Per la fotografia occorre che il porta-oculare permetta diaccedere al fuoco.

Spaccato di un telescopioNewton. Il fascio ottico giun-ge in fondo al tubo ed è con-centrato dallo specchio prin-cipale; è inviato lateralmen-te dallo specchio secondarioa 45°, verso il porta-oculare,che si trova su un lato deltubo. Sono visibili le razze disupporto dello specchio se-condario.

Telescopio Newton da 254 mm per l’osservazione e la foto-grafia del cielo profondo e dei pianeti. Quando è diretto ver-so lo zenit, il suo porta-oculare si innalza fino a 2 m dal suo-lo. Si noti che il diametro ridotto dell’asta dei contrap-pesi può essere una fonte di vibrazioni. Il peso dell’in-sieme è 50 kg. L’assemblaggio di uno strumento piùgrande di 200 mm può richiedere due persone.

Astro 07_BZ3_044_050 20-04-2010 14:32 Pagina 45

Che cos’è una montatura equatoriale?Uno strumento astronomico può essere installato su una montatura co-stituita da due assi, uno verticale e uno orizzontale, perpendicolare alprimo: si tratta un sistema classico chiamato montatura altazimutale.

Inclinando l’asse verticale in modo tale che, rispetto al piano oriz-zontale, sia sollevato di un angolo uguale alla latitudine del luogo di os-servazione, si ottiene una montatura equatoriale. Nel nostro emisferol’estremità di questo asse rivolta verso il cielo deve essere orientata versoil Polo celeste Nord, ovvero occorre che l’asse giaccia nel piano del me-ridiano locale. Dopo aver orientato lo strumento verso un punto qua-lunque del cielo, se si fa ruotare quest’asse (detto polare) a una velocità

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Come mettere in stazioneuno strumento equatoriale10

Principio della montatura equatoriale.A) Cerchio orario (ascensione retta).B) Cerchi di declinazione.

Astro 10_BZ3_072_081 20-04-2010 15:54 Pagina 72

10 Come mettere in stazione uno strumento equatoriale

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pari a un giro in 24 ore siderali, e in senso oppo-sto alla rotazione terrestre, la stessa regione delcielo rimarrà inquadrata permanentemente. Il se-condo asse, detto «asse di declinazione», sempreperpendicolare al primo, permette di spostarsi li-beramente su qualunque parte del cielo situata tra l’orizzonte Nord el’orizzonte Sud, passando per lo zenit. È questo il principio della mon-tatura equatoriale.

Regolazione approssimataA seconda delle situazioni si può procedere in modo differente per re-golare l’asse polare in latitudine.

Primo casoSu certi strumenti commerciali, l’asse polare varia la sua angolazione ri-spetto all’orizzonte semplicemente allentando un dado di bloccaggio mu-nito di alette. Talvolta si trova un settore di goniometro graduato che per-mette di portare l’asse alla latitudine desiderata con un’approssimazionedell’ordine del grado. L’uso di una lente può aiutare a perfezionare que-sta regolazione.

Orientate l’asse polare P approssimativamente in direzione Nord,dopo aver piazzato lo strumento nella posizione dalla quale contate diosservare in seguito. Un terreno ben in piano, un balcone o un terrazzosono ugualmente indicati. Allentate il dato di bloccaggio M che per-

Cannocchiale astronomico equatorialeA) Sede dell’asse polare.B) Sede dell’asse di declinazione, per-

pendicolare al precedente.C) Contrappesi e manopole di bloccaggio

degli assi.D) Manopole di bloccaggio dell’ascen-

sione retta.E) Manopola di comando micrometrica del

movimento lento in ascensione retta.F) Manopola di bloccaggio in declinazione.G) Comando micrometrico del movimen-

to lento in declinazione.H) Attacco a coda di rondine solidale al

tubo.I) Manopola di bloccaggio della coda di

rondine.J) Manopola di messa a fuoco.K) Supporto verticale.L) Manopola di fissazione del supporto in-

filato sull’asse verticale.M)Vite di serraggio della regolazione in al-

tezza dell’asse polare.N) Cerchio orario (ascensione retta).O) Cerchio di declinazione.

Astro 10_BZ3_072_081 20-04-2010 15:54 Pagina 73

Caccia alle meteore e al passaggio di satellitiartificialiPer questo tipo di immagine la macchina rimarrà fissa con il diaframmaaperto al massimo. Sono necessarie una grande sensibilità alla luce e posedi 10-40 minuti. In queste condizioni può capitare che si accumuli undeposito di condensa sulla lente dell’obiettivo. Esponete quindi la fo-tocamera all’aria esterna almeno mezz’ora prima di iniziare la posa, o cir-condate l’obiettivo con una resistenza riscaldante posta all’altezza dellalente frontale. Saranno catturate solo le meteore più brillanti, di una lu-minosità non inferiore a quella di Vega.

Le comete brillantiSi tratta delle comete visibili già a occhio nudo (ovvero le più rare!).Aprite il diaframma al massimo e scegliete una sensibilità di 400 o 800ISO. La posa sarà compresa tra 30 secondi e 1 minuto con un obiettivoluminoso (f/1,4 o f/2,8).

Aurore borealiRaggiere, nubi rossastre, drappeggi sono talvolta visibili in direzioneNord o Nord-Ovest (ovvero sopra il polo magnetico terrestre). Questifenomeni, di cui bisogna sempre sorvegliare la possibile apparizione, sonoosservabili e fotografabili verso la fine del crepuscolo o durante la notte.Sono accessibili solamente ad apparecchi molto aperti (f/1,5, f/2 of/2,8). Anche qui occorre utilizzare la massima sensibilità. Aprite il dia-framma al massimo ed eseguite pose comprese tra 3 e 10 secondi.

La luce zodiacaleSe vi siete trovati in un luogo privo di inquinamento luminoso, con uncielo trasparente, avete forse potuto percepire questo chiarore visibile ininverno e in primavera, alla sera, alla fine del crepuscolo; oppure in au-tunno, al mattino prima dell’alba. È possibile fotografare questo feno-

meno con un obiettivo molto aperto(f/1,4). Se si usa la pellicola, occorreràun negativo con una sensibilità com-presa tra 1600 e 3200 ISO, o una dia-positiva da 400 ISO con uno sviluppospinto (trattamento realizzabile da ognilaboratorio o con appositi kit). Le posesaranno da 5-10 minuti. Con appa-recchio digitale, selezionate 400 ISO,date un’esposizione equivalente e au-mentate in fase di lavorazione il con-trasto finale. Si tratta di un oggetto ce-leste comunque difficile da fotografare.

12 Introduzione alla fotografia astronomica

94

Drappeggi di un’au-rora boreale foto-grafati con un obiet-tivo grandangolareda 20 mm aperto af/4. Posa di 1/2 se-condo su pellicolaKonica 3200 ISO.Fotografia: HervéSourgens.

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Sarà interessante notare le condizioni atmosferiche per vedere comeil fenomeno vari di intensità. In ogni caso ricordatevi di operare lontanodalle nebbie e dall’inquinamento delle grandi città.

Come fotografare una costellazionesenza tracce stellariSe la posa è troppo lunga, ogni stella appare come una traccia che po-trebbe essere considerata inestetica. Se è troppo corta, solo le stellemolto brillanti si percepiscono come punti. Più la focale dell’obiettivoè lunga, più lo spostamento degli oggetti sul piano focale è rapido, quinditanto più la posa deve essere breve per evitare l’apparizione del mosso.Un grandangolo è quindi sempre indicato per questo tipo di fotografie.Il grande campo inquadrato permette di fotografare varie costellazionisulla stessa immagine.

Selezionate un’elevata sensibilità:da 400 a 1600 ISO. Utilizzando unfiltro diffusore leggero, che disperdeleggermente la luce delle stelle, po-trete apprezzarne meglio il colore.Esso va dal blu delle stelle più caldefino al rosso di quelle più fredde. Po-trete così costituirvi il vostro atlantefotografico personale delle costella-zioni.

Ecco una regola semplice per co-noscere il tempo di posa massimoaffinché le stelle restino puntiformicon un apparecchio fisso:

12 Introduzione alla fotografia astronomica

95

Una fotocamera digitale con un obiettivo da 18 mm di focale permette di fare poselunghe anche 8 secondi senza che le stelle mostrino un allungamento dovuto al lorospostamento. Con un obiettivo da 55 mm occorrerà non andare al di là di 2,5 secondi,che si ridurranno ulteriormente a 1,5 secondi con una focale di 105 mm: si potrannoallora riprendere solo le stelle più luminose di una parte di una costellazione.

Fotografare la nebulosa di Orione, la galassia di Andromeda o l’ammassoglobulare in Ercole necessita di pose più lunghe, che possono rendere ne-cessaria la costruzione di un apparecchio di inseguimento equatoriale(pag. 318).

fotocamera a pellicola (formato 24�36) posa massima (secondi) = 600/focale (mm)fotocamera digitale (formato APS-C) posa massima (secondi) = 150/focale (mm)webcam (formato 3,9�2,8) posa massima (secondi) = 160/focale (mm)

La luce zodiacale fo-tografata in febbraiodopo il tramonto,verso le ore 19, conun obiettivo da 19mm aperto a f/2,2. Siriconoscono le Ple-iadi in alto a sinistra,nel prolungamentodella luminescenza.In alto a destra: la ce-lebre cometa HaleBopp (aprile 1997),che è rimasta im-mortalata nell’im-magine. Fotografia:Pierre Bourge.

Astro 12_BZ3_089_103 20-04-2010 15:58 Pagina 95

13 Le tecniche di base dell’astrofotografia lunare e planetaria

106

La fotografia per proiezioneIl diametro apparente di Giove è in media 45 volte più piccolo di quellodella Luna: occorre quindi utilizzare un dispositivo che allunghi vir-tualmente la focale dello strumento per ingrandire l’immagine e proiet-tarla sul sensore di ripresa. Tale dispositivo è costituito semplicementeda un oculare, una lente di Barlow, o una combinazione di entrambi.

L’amplificazione negativa per lente di BarlowSi sostituisce l’oculare con una lente di Barlow. Questa configurazionemoltiplica da 1,6 a 5 volte la focale. La Barlow fornita con uno strumentoda principiante è spesso fonte di risultati deludenti: un’immagine ade-guata non può che venire da una Barlow di qualità costituita da due otre lenti.

Nel porta-oculare vuoto si introduce una lente di Barlow, a cui si rac-corda a scelta: • una webcam tramite un adattatore da 31,75 mm;• una camera CCD;• una videocamera con il suo adattatore C;• un apparecchio reflex con adattatore T2. Se la Barlow è priva di fi-

lettatura da 42 mm per l’anello T2, si può inserire un elemento di rac-cordo ulteriore (per esempio, Baader).

L’amplificazione positiva tramite oculareL’oculare proietta un’immagine nella fotocamera della webcam da cui èstato svitato l’obiettivo.

Fotografia con lentedi Barlow1) Webcam (o mac-

china fotografica)senza obiettivo.

2) Adattatore web-cam / 31,75 mm(o anello T2 avvi-tato alla lente diBarlow).

3) Lente di Barlow.

1) Webcam, camera CCD o macchina fotografica senza obiettivo.2) Adattatore webcam o anello T2.3) Oculare inserito nel «tele-extender».4) Raccordo «tele-extender».

Astro 13_BZ3_104_113 20-04-2010 16:00 Pagina 106

L’ingrandimento dell’immagine ottenuta dipende dal «tiraggio»,vale a dire dalla distanza tra l’oculare e il sensore, secondo la formula:

Ingrandimento = (tiraggio in mm / focale dell’oculare in mm) – 1

Esempio: un sensore che si trova a 90 mm da un oculare di 10 mm difocale permette un ingrandimento (o amplificazione) pari a:

(90/10) – 1 = 8 volte

Con un telescopio da 900 mm di focale si dispone quindi di una focaleequivalente di 900 mm � 8 = 7200 mm ovvero 7,2 m. Giove e Saturnoformano allora immagini di più di 2 mm di diametro, ovvero un po’ piùdella metà della dimensione del sensore di una webcam. L’immagine pre-senta molti dettagli e gli anelli di Saturno riempiono metà dello schermo.Ma attenzione! La luminosità diminuisce con il quadrato del tiraggio (ov-vero ingrandendo due volte di più si divide la luminosità di un fattorequattro); un’amplificazione tra 10 e 12 volte necessita di un buon ocu-lare, di uno strumento stabile e di una buona esperienza di ripresa.

La fotografia tramite amplificazione afocaleLe tecniche precedenti sono applicabili soltanto se l’immagine può es-sere proiettata direttamente sul sensore della fotocamera, che devequindi permettere l’eliminazione dell’obiettivo, in modo tale che que-st’ultimo sia sostituito dallo strumento astronomico. Al contrario, l’am-plificazione afocale permette di sfruttare una fotocamera a obiettivo fisso,come quello di un apparecchio compatto o di una videocamera (risultainutile per la webcam, il cui obiettivo è sempre svitabile o comunquesmontabile).

Si posiziona la fotocamera con il suo obiettivo dietro l’oculare. L’in-grandimento si ottiene dividendo la focale dell’obiettivo fotograficoper la focale dell’oculare. Supponiamo che si disponga di un obiettivodi 50 mm, di fronte a un oculare di 15 mm di focale: l’ingrandimentosarà quindi di 50/15 = 3,3 volte.

13 Le tecniche di base dell’astrofotografia lunare e planetaria

107

La proiezione del-l’oculare. Si può so-stituire la webcamcon una macchinafotografica reflexcon adattatore T2,avvitata direttamen-te sul tele-extender.

Astro 13_BZ3_104_113 20-04-2010 16:00 Pagina 107

14 La Luna: carta d’identità astronomica

118

MAREDELLE CRISI

MAREDELLA FECONDITÀ

MAREDELLA TRANQUILLITÀ

MAREDEI VAPORI

MAREDEI VAPOR

BACENT

MAREDELLA SERENITÀ

T

Arago

Delambre

HyginusTr

Cyrillus

Abulfeda

Abenezra

Beaumont

FabriciusSteinel

Vlacq

Schein

Stöfler

Arza

Al

Purbach

Purbach

Hommel

Sacrobosco

Pitiscus

Römer

Firmicus

Proclus

Macrobius

Taruntius

Langrenus

Messier

GockelColomb

Petavius

Lamé

Gutenberg

Santbech

Fracastor

Piccolomini

Metius

Watt

RosenbergerMutus

Manzinus

Muro

Deslandres

Werner

MoretusBlancanus

Clavius

Maginus

LicetiTycho

Logomon

al-BattaniD

Pirenei

Condorcet

Chacornac

Hercules

Cleomedes

Geminus

Le Monnier

Atlas

Manilius

Haemus

TaurusCaucaso

Plinius

Teophilus

Toricelli

Eudoxus

Endymion

Linn

Aristote

Democrito

Posidonius

Mappa della LunaFonte: www.celestialmotherlode.net.

Astro 14_BZ3_114_120 20-04-2010 16:09 Pagina 118

14 La Luna: carta d’identità astronomica

119

MAREDEGLI UMORI

MAREDELLE NUBI

OCEANODELLE TEMPESTE

MAREDELLE PIOGGE

AREVAPORI

BAIACENTRALE

Platone

Archimede

Mairan

Harpalus

Herschel

Monti dritti

Valle alpina

Eracnide

Eulero

Seleuco

Pitagora

Copernico

Tolomeo

Flammarion

KepleroCardano

Hevelius

Krafft

Erodoto

Lambert

Aristarco

Marius

Cavalieri

Eratostene

Stadius

Timocharis

Cassini

Autolycus

nusTriesnecker

cheiner

Arzachel

Alphonsus

bach

Pitatus

Muro dritto

es

Capuano

canus

omontanus

Gassendi

MerseneHyppalus

Vieta

Schickard

Schiller

Wilhelm

Phocylides

Letronne

Crüger

BillyHansteenM

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iphaen

Sirsalis

Grimaldi

Doppelmayer

Bouillau

Kelvin

caso

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Alpi

Carpazi

Aristillus

xus

Linneo

istoteles

ocrito

MARE DEL FREDDO

GOLFODELLE IRIDI

Astro 14_BZ3_114_120 20-04-2010 16:09 Pagina 119

Eclissi totali di SolePerché due eclissi totali si verifichino in uno stesso luogo della Terra oc-corrono secoli. Le eclissi di Sole sono rare e brevi. Quindi, occorre co-gliere le occasioni al volo!

L’ultima eclisse totale di Sole visibile in Europa si è prodotta l’11 ago-sto 1999. La linea di centralità è passata a una cinquantina di kilome-tri a nord di Parigi.

21 L’eclisse, grande spettacolo celeste

174

Eclisse totale di Solefotografata in Zam-bia, 21 giugno 2001;obiettivo Nikkor da20 mm di focale dia-frammato a f/4; posadi 2 secondi. Il pia-neta Giove è visibilepoco al di sotto delSole eclissato. Foto-grafia: Pierre Bourge.

Questa immagine dell’eclisse totale di Sole del 29 mar-zo 2006 è stata composta partendo dalla sovrapposizionedi cinque immagini digitali ottenute con una fotocameraLumix installata su un treppiede, con zoom regolato almassimo della focale (equivalente a 420 mm). I tempi diposa vanno da 1/500 a 1/15 di secondo a f/4.Ogni immagine di partenza è trattata informaticamen-te in modo tale che il risultato finale sia equilibrato e siavvicini il più possibile a ciò che si vede realmente a oc-chio nudo durante la totalità. Una cura particolare è sta-ta applicata nel rendere i colori così come sono perce-pibili: il rosa elettrico delle protuberanze, il color argentobrillante sfumato per la corona, il blu cobalto per il cie-lo. Questo cielo blu così particolare è purtroppo quasisempre assente dalle fotografie, perché difficilmente re-gistrato dalle pellicole o dai sensori digitali. Occorre quin-di ricostruirlo a posteriori. Fotografia: Fabrice Bourge.

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21 L’eclisse, grande spettacolo celeste

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Immagine compositache mostra l’estensionedella corona solare du-rante l’eclisse totale diSole dell’11 agosto1999. Questa composi-zione di più fotogrammiha permesso a RenaudLeduc di ottenere un’im-magine eccezionale.

Al contrario dell’imma-gine precedente, unaposa di diversi secondi faapparire la corona e nonmostra le protuberanze«bruciate» nella sovrae-sposizione. L’interposi-zione di un filtro neutroche degrada versol’esterno ha permesso diriprendere getti corona-li la cui estremità oltre-passa i due diametri so-lari (31 luglio 1981). Fo-tografia: Pierre Bourge.

Durante il massimo del-l’attività solare gli osser-vatori hanno molte pos-sibilità in più di distin-guere le protuberanzesul contorno del Sole, so-prattutto durante le eclis-si totali di breve durata.Su quest’immagine,un’esposizione brevecompresa tra 1/500 e1/1000 di secondo rive-la le protuberanze edesclude la corona solare,che è circa 2000 voltemeno brillante. Eclissetotale dell’11 agosto1999. Autori: V. Rotuni-no, P. Bourge.

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Le comete, vagabondi del Sistema SolareAstri nebulosi dal centro brillante (nucleo) circondato da una debole lu-minosità (chioma) talvolta prolungata in una coda in direzione oppo-sta al Sole.

Record di lunghezza: la coda della cometa del 1843 misurava 320 mi-lioni di kilometri.

Su orbite molto ellittiche, le comete hanno dimensioni variabili emasse insignificanti.

Il nucleo è formato da un aggregato misto di ghiacci e materia mi-nerale circondato da un’atmosfera molto rarefatta. Avvicinandosi alSole, il ghiaccio sublima e libera le polveri, formando una doppia codaspinta dal vento solare.

Molte comete hanno un periodo di rivoluzione noto; nel 1985-86abbiamo rivisto la cometa di Halley, il cui periodo è di 76 anni.

25 Colpo d’occhio sul Sistema Solare

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Le comete ben visibili a occhio nudo sono molto rare. Leosserverete con binocoli di qualità partendo da stelle diriferimento vicine, seguendo le effemeridi pubblicate nelleriviste specializzate e sui siti internet («Le Stelle», «NuovoOrione», «Coelum», «Almanacco UAI», http://comete.uai.it/).

Piccolo vocabolario planetario✰✰✰

Pianeta inferiore: pianeta la cui orbita è compresa all’interno del-l’orbita terrestre (per esempio: Venere).

Pianeta superiore: pianeta la cui orbita è esterna l’orbita terre-stre (per esempio: Marte).

Pianeta in opposizione: visto dalla Terra, si trova in direzioneopposta al Sole.

Pianeta in quadratura: visto dalla Terra, si trova a 90° dal Sole(ovvero la sua direzione forma un angolo retto con la direzione delSole).

Orbita: traiettoria di un corpo intorno a un altro.

Rotazione diretta: in senso antiorario, per un osservatore situatonel nostro emisfero boreale.

Rotazione retrograda: in senso orario.

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25 Colpo d’occhio sul Sistema Solare

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Occultazione: assaggio di un astro davanti all’altro, per esempiodella Luna davanti a una stella o a un pianeta, oppure di un satel-lite dietro il pianeta. L’istante della sparizione è chiamato anche im-mersione. L’istante di riapparizione è l’emersione.

Congiunzione: avvicinamento apparente di un astro a un altro,per esempio di una stella alla Luna o a un pianeta. In congiunzione,la stella appare passare appena sotto o sopra il disco lunare.

Elongazione: distanza angolare di due oggetti del Sistema Solare,in generale rispetto al Sole. Per esempio: la massima elongazionepossibile di Venere rispetto al Sole è di 47°; Titano, satellite di Sa-turno, è ben osservabile in occasione delle sue elongazioni orientalie occidentali rispetto al pianeta.

Retrogradazione: fase di movimento apparente di un pianetadurante la quale esso appare spostarsi da Ovest verso Est, ovvero insenso opposto al suo moto abituale. Tra movimento diretto e mo-vimento retrogrado il pianeta passa per il «punto stazionario».

Confronto tra i dia-metri dei pianeti delSistema Solare pres-so il bordo del Sole.Rispetto alla Terra(in basso), per esem-pio: il diametro diGiove corrispondea 13 globi terrestri;Mercurio rappresen-ta 0,39 diametri ter-restri; Venere 0,966;Marte 0,53; Giove11,2; Saturno 9,4;Urano 4; Nettuno3,7; il Sole 109,5. Ipiù grossi oggettitransnettuniani (nonrappresentati) rag-giungono 0,2 dia-metri terrestri.

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di astronomi e astrofi li contemplano le stelle. Ma in quale modo? Quali

astri si riescono a osservare? Dove e quando? Con quali dispositivi e con

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di Pierre Bourge, Jean Lacroux e Nicolas Dupont-Bloch

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