Seeing

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  Film tipico di una stella con telescopio.

In astronomia, con il termine seeing (dall'inglese to see = vedere) ci si riferisce all'effetto di sfuocamento degli oggetti astronomici dovuti all'atmosfera terrestre e al rivelatore. Le condizioni di seeing per una determinata notte e località descrivono sia quanto l'atmosfera terrestre ha perturbato (a seconda della turbolenza e temperatura) l'immagine dei corpi celesti osservati che gli effetti strumentali (sfuocamento, inseguimento impreciso).

Per comprendere l'effetto del seeing è utile prendere in considerazione, come esempio, un caso ideale. Assumiamo che la sorgente osservata sia puntiforme, ovvero unidimensionale, e che le ottiche del rivelatore non incidano sulla qualità dell'immagine. In assenza di atmosfera il rivelatore osserverebbe la sorgente così com'è, puntiforme; mentre in presenza di una massa d'aria, l'immagine della sorgente risulterebbe avere un'estensione superficiale con una densità di fotoni che decrescerebbe dal centro dell'immagine della sorgente verso l'esterno. Per comprendere questo effetto di sparpagliamento dei fotoni dobbiamo pensare che un rivelatore, come un telescopio, ottiene l'immagine di un oggetto attraverso esposizioni (o pose) più o meno lunghe, che gli permettono di accumulare la luce proveniente dalla sorgente. Durante la posa le condizioni degli strati del cono di atmosfera che si trova tra la sorgente puntiforme e la superficie del rivelatore cambiano di frequente. Tali variazioni corrispondono ad un cambiamento dell'indice di rifrazione, che influisce sulla traiettoria dei raggi di luce e quindi sui punti della superficie del rivelatore dove i raggi incideranno. Ai fini pratici, la turbolenza atmosferica ha l'effetto di spostare rapidamente (dell'ordine dei millisecondi) l'immagine della sorgente sul rivelatore. Quanto l'immagine venga spostata dipende dalla turbolenza: più gli strati di atmosfera saranno turbolenti maggiore sarà lo spostamento.

L'immagine finale della sorgente sarà data dalla somma di tutti i punti arrivati al rivelatore durante l'esposizione. La funzione che descrive come i vari raggi di luce si sono distribuiti sulla superficie del rivelatore (ovvero l'immagine finale) è detta funzione di sparpagliamento dei punti (PSF, dall'inglese Point Spread Function). Tale distribuzione viene spesso rappresentata, per semplicità, con una funzione gaussiana. Esistono altre funzioni analitiche che possono riprodurre meglio la PSF reale delle sorgenti: un esempio è dato dalla funzione di Moffat (detta anche Moffattiana). La misura più comune del seeing è data dalla larghezza a metà altezza (FWHM, dall'inglese Full Width at Half Maximum) della PSF e viene espressa in secondi d'arco. La FWHM è un'utile punto di riferimento anche per comprendere la risoluzione angolare massima ottenibile con i telescopi: le migliori condizioni di seeing da terra permettono di avere una FWHM di circa 0,4 secondi d'arco e si ottengono solo in luoghi particolari e per poche notti all'anno.

In realtà, gli effetti del seeing sono molto più complessi:

• primo perché molti corpi celesti non sono puntiformi ma hanno una estensione intrinseca osservabile con i telescopi (ad esempio i pianeti, le galassie, le stelle molto vicine) mentre solo le stelle lontane ed i quasar possono essere approssimati a sorgenti puntiformi. Nel caso di sorgenti estese l'immagine osservata è data dalla convoluzione del profilo di luminosità dell'oggetto con la PSF.
• Un'altra complicazione è data dal fatto che si devono prendere in considerazione anche gli effetti di disturbo strumentale che degradano l'immagine; ad esempio, l'errore del telescopio nell'inseguire un oggetto celeste, lo sfuocamento e il seeing dovuto alla cupola.

Le due scale per i "valori di Seeing" più adottate sono la Scala di Antoniadi, valida soprattutto per l'osservazione planetaria e la Scala di Pickering, valida in modo particolare per l'osservazione delle stelle doppie e di tutte le sorgenti cosiddette "puntiformi".

Voci correlate

• Speckle imaging
• Scintillazione

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