La Radiazione Elettromagnetica è il principale mezzo attraverso il
quale ci giunge l’informazione sugli oggetti astrofisici
Effetti subiti dalla radiazione e.m.
Nello spazio:
Estinzione interstellare (nella nostra galassia e nelle galassie esterne)
Assorbimento nelle righe (Lyman Alpha Forest, Righe ass. interstellari e circumstellari)
Polarizzazione
Effetti gravitazionali, redshift, effetto Compton e Compton inverso etc. etc. etc. ………
Nell’atmosfera:
Estinzione: Assorbimento+ Scattering
Seeing
Rifrazione atmosferica
Assorbimento della radiazione e.m nell’atmosfera e nel mezzo interstellare
Trasparenza dell’atmosfera tra 2500 Å – 25 m
(al centro sono indicati gli intervalli di sensibilità di alcuni rivelatori di interesse storico)
Scattering
Sia d dimensione della particella (grano di polvere, molecola) lunghezza d’onda:
Se d
lo scattering è indipendente da ( nebbia o del cielo nuvoloso grigio)
Se d
lo scattering dipende sia dalle dimensioni d delle particelle che da
(nell’ottico: 1/)
Se d
lo scattering dipende fortemente da (Rayleigh Scatt. 1/ovvero )
(cielo azzurro ed arrossamento degli astri bassi sull’orizzonte)
Come stimare e correggere l’estinzione atmosferica
Metodo di Bouguer
(Pierre Bouguer 1698-1758)
Attenzione z è la quota, z la distanza zenitale
Rifrazione Atmosferica
Rifrazione Atmosferica
Correzione per la
rifrazione Atmosferica
Attenzione qui z è la distanza zenitale
fuori atmosfera, non la quota , m indice di
rifrazione!
La luce di una stella (sorgente puntiforme) può essere considerata come un’onda piana, che
incidendo sull’apertura del telescopio, forma una immagine di diffrazione circolare.
Questa immagine di diffrazione, studiata dall’astronomo inglese Sir Gorge Airy, risulta
composta (in assenza di aberrazioni) da un massimo centrale e da una serie di anelli concentrici,
la cui intensità decresce rapidamente con l’ordine
La teoria di Airy mostra che il primo minimo cade in corrispondenza del valore angolare che annulla
la funzione di Bessel del primo ordine e che corrisponde a:
= 1.22 / D
dove è la lunghezza d’onda della luce incidente e D l’apertura telescopio, mentre l’angolo è
misurato in radianti.
Effetti del seeing
La risoluzione angolare dei grandi telescopi è determinata dagli effetti dell’atmosfera e non
dalle proprietà ottiche dell’obbiettivo.
Infatti le condizioni dell’atmosfera subiscono continue fluttuazioni su diverse scale spaziali e
temporali. Questi cambiamenti producono la scintillazione (seeing).
Il cambiamento della massa d’aria lungo la linea di vista produce la fluttuazione
nell’intensità luminosa, mentre quella dell’indice di rifrazione la variazione della posizione
apparente dell’oggetto celeste.
La figura mostra due brevi esposizioni successive di una stella. Si noti come la scintillazione produca il
degrado dell’immagine, e quindi della risoluzione dello strumento (vedi lezione sui telescopi ottici)
Righe aurorali
Le righe aurorali sono prodotte dall’emissione da parte di atomi e molecole dell’alta atmosfera (85-500 km)
ionizzate ed eccittate dai raggi cosmici (vedi corso M.Parisi).
Le particelle incidenti che producono i fenomeni aurorali dissipano la loro energia a differenti altitudini, a
seconda della loro energia iniziale e dell’angolo di incidenza. Gli ioni e le molecole negli stati eccitati, oltre che
attraverso l’emissione di radiazione, possono perdere energia sia per de-eccitazione collisionale che attraverso
reazioni chimiche. L’intensità relativa delle righe aurorali dipende dunque dall’energia delle particelle incidenti e
dalle condizioni fisiche dell’alta atmosfera. La riga aurorale più intensa è quella dell’ossigeno atomico a 5577 A,
questa riga è responsabile del caratteristico colore verdastro delle aurore polari.
Per i dettagli sui processi vedi:Björn Gustavsson
Inquinamento luminoso
