La Radiazione Elettromagnetica è il principale mezzo attraverso il quale ci giunge l’informazione sugli oggetti astrofisici

Assorbimento della radiazione e.m nell’atmosfera e nel mezzo interstellare

Trasparenza dell’atmosfera tra 2500 Å – 25  (al centro sono indicati gli intervalli di sensibilità di alcuni rivelatori di interesse storico)

Scattering

Come stimare e correggere l’estinzione atmosferica Metodo di Bouguer (Pierre Bouguer ) Attenzione z è la quota,  la distanza zenitale

Atmosfera a strati piani e paralleli Per  < 60°

Rifrazione Atmosferica

Correzione per la rifrazione Atmosferica Attenzione qui z è la distanza zenitale fuori atmosfera, non la quota,  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 ( 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 GustavssonBjörn Gustavsson

Inquinamento luminoso