3 aEDIZIONEWALTER FERRERI

LABC dellastrofiloe delle osservazioni

GUIDA PRATICAALLASTRONOMIA

Lastronomia non riservata agli scienziati o a chi pu accedere ad apparecchiature costosee complicate: chiunque pu dedicarsi ad essa! Anche un ragazzo pu osservare una cometa, seguire uneclisse, sorvolare le montagnedella Luna, cercare nebulose e galassie. Molti astronomi famosi hanno cominciato proprio cos

Ma innanzitutto occorre imparare a osservare il cielo: basta armarsi di pazienza e di una guidasicura, come questa Guida pratica allAstronomia, giunta alla 3a edizione, completamenterivista e aggiornata.Osservare il cielo significa risvegliare un istinto primordiale: tutti noi, fin dallinfanzia, abbiamorivolto lo sguardo alla volta celeste, guardando con meraviglia il Sole, la Luna, le stelle, lemeteore. Losservazione del cielo costituiva unattivit importante per luomo preistorico. Gi gli antichiEgizi e i Babilonesi, migliaia di anni fa, dallattenta osservazione degli astri ricavarono calendariabbastanza precisi. Per, solo le osservazioni fatte da Galileo e da altri scienziati alliniziodellepoca moderna costituirono i primi grandi passi verso lastronomia scientifica. E anche oggilo studio del cielo si basa fondamentalmente sullattivit osservativa.

Gi a occhio nudo si possono riconoscere e apprezzare molte meraviglie del cielo. Limportante sapere come guardare e che cosa cercare. Le costellazioni possono essere rintracciate eidentificate; lontano dalle citt si possono localizzare alcuni ammassi stellari, qualche nebulosite le comete pi luminose. Si possono seguire i movimenti della Luna e dei pianeti pi luminosi;inoltre, si pu assistere alle piogge di meteore.

La prima volta che si osserva il cielo attraverso un buon binocolo si rimane incantati, scoprendoparticolari come le montagne e i crateri lunari, le macchie solari (osservando con un filtroopportuno!), i quattro satelliti principali di Giove, alcune stelle doppie e ammassi stellari.

Per chi coltiva verso lastronomia un interesse pi che passeggero, per indispensabilelacquisto di un telescopio. Buoni strumenti anche di dimensioni modeste possono dare risultatisorprendenti soprattutto sulla Luna, dove crateri, montagne e valli manifestano tutti i loropittoreschi ricami con il variare delle ombre. I pianeti sono soggetti pi difficili, ma dettaglicome le fasi di Venere, le calotte polari di Marte, le fasce di Giove e gli anelli di Saturno sono allaportata di questi telescopi. Gli stessi strumenti, equipaggiati con bassi ingrandimenti e portati lontano dalle luci cittadine,svelano le meraviglie delluniverso siderale. Cos, appaiono le pi celebri nebulose e galassie,che per svelano le loro strutture pi delicate e i loro fantastici colori solo attraverso la ripresafotografica.

La Guida pratica allAstronomia divisa in 15 capitoli, raggruppati in due parti: LABC dellastrofilo, dove si impara a orientarsi in cielo, a utilizzare il telescopio,

a fotografare il cielo. LABC delle osservazioni, dove si impara come osservare la Luna, i pianeti, le stelle,

le nebulose e le galassie.

Buona lettura e, soprattutto, buone osservazioni del cielo!Walter Ferreri

LASTRONOMIA: UNA SCIENZA ALLA PORTATA DI TUTTI

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Per tenersi aggiornati sui fenomeni celesti, sulle scoperte astronomiche, sulle novit nel campodella strumentazione, ricordiamo la lettura del mensile Nuovo Orione, in edicola ogni ultimogioved del mese.

nuovo

In copertina: Le grandi comete sono tra gli oggetti celesti che attirano di pi lattenzione di chi osserva il cielo. Questa la cometa C/2006 P1McNaught, che ha manifestato questa coda spettacolare allinizio del 2007, purtroppo solo nei cieli dellemisfero meridionale.

Finito di stampare nel mese di settembre 201 da Rotolito Lombarda SpA per conto di Gruppo B Editore Srl. Milano

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Come orientarsi in cielo: stelle e costellazioni .............................................................................. 4 Coordinate celesti......................................................................................................................... 9 Le magnitudini stellari .............................................................................................................. 13 Il primo strumento di osservazione........................................................................................... 18 La scelta del telescopio ............................................................................................................ 23 Come usare il telescopio (I parte) ............................................................................................. 29 Come usare il telescopio (II parte) ............................................................................................ 35 Come fotografare il cielo .......................................................................................................... 41 Fotografare attraverso il telescopio .......................................................................................... 47

Osservare la Luna ..................................................................................................................... 53 Osservare i pianeti interni......................................................................................................... 61 Osservare i pianeti esterni........................................................................................................ 68 Osservare gli asteroidi e le comete........................................................................................... 75 Osservare le stelle variabili e le stelle doppie ........................................................................... 83 Osservare gli ammassi, le nebulose e le galassie ..................................................................... 90

ABC dellastrofilo

ABC delle osservazioni

INDICE

.Orientarsi tra le stelle del cielo non cos difficile come pensano coloro chenon le conoscono; limportante consiste nellidentificare le principali

e utilizzarle come chiavi

F orse il primo e pi grande proble-ma che incontra il neoappassio-nato di astronomia come rin-tracciare praticamente in cielo gli astridi cui legge le favolose descrizioni. Madove sono le mitiche orse, il giganteOrione o i brillanti pianeti?

I punti cardinaliPrima di tentare qualsiasi forma diidentificazione conviene orientarsi sta-bilendo dove si trovano i punti cardi-nali dal proprio sito osservativo. Natu-ralmente basta trovarne uno, poich glialtri, come noto, si susseguono a 90lungo la linea dellorizzonte.Per un primo approccio pu andar bene

lindicazione data da una bussola, il cuiago calamitato non si dirige proprio ver-so il nord geografico, ma bens versoquello magnetico. Per lItalia il divario di circa 4-6, nel senso che lago puntadi questa quantit pi a ovest rispetto alpolo geografico. Un altro metodo consi-ste nel vedere dove sorge e/o tramontail Sole; tutti sanno che sorge a est e tra-monta a ovest, ma a rigore questo verosolo agli equinozi. Negli altri periodidellanno appare spostato verso nord osud di una quantit (amplitudine) chedipende in gran parte dalla latitu-dine.Tutto sommato, il metodo pi sem-plice per stabilire con ragionevole preci-sione il nord, e di conseguenza gli altri

punti cardinali, quello che si basasullombra proiettata dal Sole al mezzo-giorno vero locale. Questora corrispon-de sensibilmente alle ore 12 (ore 13quando in vigore lorario legale estivo)pi o meno 4 minuti per ogni grado aovest o a est rispetto al meridianodellEuropa centrale, quello che in Italiapassa per lEtna e per Termoli (Molise).Per esempio, per Milano, che si trova548 a ovest di questo meridiano, occor-re aggiungere 23 minuti alle ore 12.

La stella PolareGuardando lungo la direzione indicatadallombra del Sole al mezzogiorno delluogo, a circa met strada tra lo zenit e

Come orientarsi in cielo:stelle e costellazioni

ABC dellastrofilo

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Per determinare i punti cardinali si pu fare riferimento a dove sorge e tramonta il Sole, rammentando che solo agli equi-nozi sorge esattamente a est e tramonta esattamente a ovest.

5lorizzonte, visibile di notte una stellaluminosa ma non particolarmentesplendente: la stella Polare. Il suo rico-noscimento facilitato dal fatto che es-sa appare piuttosto isolata, cio si tro-va in unarea di cielo priva di stelle lu-minose. Sfortunatamente, in questi ul-timi anni linquinamento luminosodelle citt ha accresciuto la difficolt discorgere le stelle fino addirittura aquelle luminose come la Polare! Quin-di, per questo riconoscimento occorreconsiderare un cielo che non sia pro-prio quello di una grossa citt o co-munque inondato da fiotti di luce arti-ficiale. Ovviamente, pure importante di-sporre di un orizzonte libero e averecon s una semplice mappa stellare perconsultazione. Una tale mappa, comequelle presenti negli atlanti geografici,riporter le stelle principali e in parti-colare, vicino al polo celeste nord,quelle dellOrsa Maggiore e di Cassio-pea. Le prime sono visibili soprattut-to in primavera e le seconde in autun-no. Forse, il metodo pratico miglioreper arrivare alla Polare consiste pro-prio nellutilizzare come riferimento lesette stelle principali dellOrsa Mag-giore, cio quelle che costituiscono ilGran Carro. Questo facilmente rico-

noscibile in cielo guardando appros-simativamente verso nord e tenendofra le mani una mappa di riferimen-to. Prolungando di quattro volte emezza la direzione che da conducead , si arriva alla stella Polare. que-sto il motivo per il quale le stelle e dellOrsa Maggiore sono chiamate ipuntatori.

In viaggio tra le stellePer iniziare il nostro viaggio tra lecostellazioni molto pi utile il GranCarro che non la stella Polare. Le settestelle o sette buoi degli antichi roma-ni (septem triones, da cui la parola set-tentrione per indicare il nord) sonouna vera chiave del cielo.Abbiamo gi detto che il prolungamen-

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Con vari allineamenti tra le principalistelle dellOrsa Maggiore si arriva fa-cilmente alla stella Polare e ad alcunecostellazioni appariscenti come i Ge-melli o il Leone.

La stella Polare (in alto a destra) si trova lungo un allineamento formato da Merake Dubhe, due stelle dellOrsa Maggiore chiamate i puntatori.

to di Ursae Majoris verso della stes-sa costellazione conduce alla Polare; unprolungamento nel senso opposto chescaturisca dalle stesse stelle e maggioredel 50% ci fa approdare invece nella co-stellazione del Leone, una delle pochein cui la disposizione delle principalistelle ricorda realmente il nome dellacostellazione.Le stelle della coda dellOrsa Maggiore,, e , descrivono una curva; prolun-gandola si arriva a una stella moltobrillante dellemisfero boreale: Arturoin Bootes. Questa la pi luminosa anord dellequatore celeste e raggiungela sua massima visibilit in primavera.Un ulteriore prolungamento di questa

curva porta a unaltra stella luminosa:Spica nella Vergine.Un prolungamento condotto da verso, di circa 4 volte la distanza che separale due stelle, ci fa conoscere i Gemelli,costellazione zodiacale caratterizzatada due stelle brillanti: Castore e Polluce.La nostra cartina celeste indica altri al-lineamenti grazie ai quali possibilerintracciare Vega nella Lira o Deneb nelCigno.Quasi opposta allOrsa Maggiore ri-spetto alla Polare, e visibile soprattuttoin autunno, brilla la costellazione diCassiopea. Le sue stelle principali for-mano una caratteristica W o M,che ne rende facile lidentificazione. A

differenza dellOrsa Maggiore, per,nessuna stella di Cassiopea offre un al-lineamento preciso verso la Polare.Oltre lOrsa Maggiore, laltra costella-zione-chiave per antonomasia Orione,il cui inconveniente quello di vedersisolo per circa 6 mesi allanno, da ottobrea marzo. Ci che rende Orione una co-stellazione-chiave la sua figura facil-mente riconoscibile; impossibile nonnotare questo gigante mitologico quan-do campeggia a sud nel cielo invernale.Le sue stelle pi appariscenti sono Be-telgeuse in alto a sinistra e Rigel in bassoa destra. A met distanza tra questi astridi prima grandezza spiccano tre stelletra loro ugualmente luminose (che costi-tuiscono la cintura di Orione), note se-condo la tradizione popolare come iTre Re o i Re Magi, ma allastrono-mia ufficiale rispondono alle lettere gre-che di , e . Prolungando la direzioneche unisce con , si arriva alla stellapi luminosa del cielo: Sirio, nel CaneMaggiore. Un prolungamento nel sensoopposto, ma un po deviato verso lalto,come illustrato nella nostra figura, ci faincontrare Aldebaran, la stella del To-ro. Ancora un po pi in su ci si imbattein quello che forse lammasso apertopi bello: le Pleiadi. La cartina di pagina 8,con Orione al centro, mostra gli altripossibili allineamenti, che consentonodi identificare altre stelle e costellazioni.

Un cielo in movimento

Contemplando il cielo stellato per di-verso tempo ininterrottamente, non sitarda ad avvertire un movimento lentoma regolare delle stelle da est versoovest. Questo movimento appare soli-dale intorno a un punto che per gli os-servatori boreali situato nella costella-zione dellOrsa Minore mentre perquelli australi giace nellOttante: questidue punti sono detti poli celesti. Dovelorizzonte libero, limpressione chese ne ricava quella di una grande sfe-ra cava, sulla quale sono incastonate lestelle. A differenza degli antichi, oggisappiamo che la sfera cava o sfera cele-ste solo unillusione dovuta allenor-me distanza degli astri, ma si parlaugualmente di essa perch rappresentaun comodo sistema per descrivere eraffigurare i movimenti apparenti degliastri. Un altro punto fondamentale del-la sfera celeste lo zenit, che il puntoche sta a perpendicolo sulla testadellosservatore ed individuato dallaverticale, cio dalla direzione del filo apiombo. Il cerchio massimo della sferaceleste a 90 dallo zenit si dice orizzonteastronomico e si distingue dallorizzontefisico che pu essere delimitato da col-line, pendenze del terreno, ecc.Gli osservatori boreali sono fortunatinellavere vicino al polo una stella piut-tosto luminosa, chiamata appunto stel-la Polare. Essa non si trova esattamente

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Il cielo invernale dominato da Orione, una costellazione-chiave per antonomasia.

7sul polo celeste nord, contrariamente aquanto ritengono alcuni, ma a una cer-ta distanza che varia lentamente coltempo e che attualmente (2010-2020)vale 43 (minuti darco), ovvero 1,5 vol-te il diametro apparente della Luna.Nella sfera celeste tutte le distanze simisurano in gradi sessagesimali. La di-stanza tra un polo e lequatore vale90, tra i due poli 180 mentre lequato-re si estende per una lunghezza di360. In totale la sfera celeste viene co-s a comprendere circa 40.000 gradiquadrati, che sono suddivisi fra 88 co-stellazioni.A seconda della posizione dellosser-vatore sulla Terra, la sfera celeste ap-pare pi o meno inclinata rispettoallorizzonte. Per un osservatoreallequatore essa si presenta verticalecon lequatore celeste che passa allo ze-nit. A una latitudine intermedia tra ilpolo e lequatore, come il casodellItalia, la sfera celeste inclinata dicirca 45, e la grande maggioranza de-gli astri sorge e tramonta percorrendoun arco che li conduce alla massima al-tezza rispetto allorizzonte quandotransitano a sud (a nord per lemisferoaustrale).Gli astri che distano dallequatore ce-leste pi della differenza tra 90 e la la-titudine non tramontano o sorgonomai, quindi si mantengono sempre vi-sibili e sono chiamati circumpolari.Quelli che hanno una distanza a suddellequatore celeste maggiore delladifferenza tra 90 e la latitudine nonsono mai visibili e rimangono sempresotto lorizzonte. Naturalmente per gliastri che sorgono e tramontano la du-rata di visibilit varia a secondadellarco percorso e va da pochi minu-ti (per gli astri pi a sud) a quasi 24 ore(per quelli quasi al limite della calottacircumpolare) con tutti i possibili valo-ri intermedi.La sfera celeste, a causa del moto diur-no della Terra, appare ruotare di circa15 allora, cio circa 360 ogni 24 ore.Esattamente, una rotazione completa di 23 ore e 56 minuti; 24 ore linter-vallo mediamente richiesto al Sole perritornare nella stessa posizione. Infatti,nellarco di un giorno il Sole si spostada ovest verso est di quasi un gradoper il moto di rivoluzione della Terra.Delle 88 costellazioni che occupano lasfera celeste, solo una parte accessibi-le alle latitudini dellItalia (circa i 2/3)e di questa solo poche, come il Leone olo Scorpione, sono veramente appari-scenti. La maggior parte delle costellazioni costituita da stelle relativamente debolie in linea di massima la forma cui dan-no luogo distinguibile solo sotto cielipiuttosto bui. Questo il caso, ad esem-pio, di Ercole od Ofiuco. Altre ancora,infine, rappresentano una sfida al ten-tativo di identificazione, come la Giraf-

fa o la Lince, costituite da astri deboli,difficili da percepire. Ma sotto un cielolimpido, non inquinato da illuminazio-ne artificiale e senza Luna, in compa-gnia di una carta stellare, a poco a pocoogni osservatore si familiarizzer conla sfera celeste.

I pianetiNel corso di questa esplorazione pri-ma o poi ci si imbatter in qualchestella brillante non segnata sullemappe stellari: un pianeta. I pianetiche, con maggiore facilit, si possonoscambiare con le stelle sono Marte e

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Questa foto mette in evidenza lappariscenza della costellazione di Orione. Le trestelle , e ne costituiscono la cosiddetta cintura.

Saturno. In genere brillano quanto Ve-ga o Antares, ma presentano una lucepi ferma. Giove sempre pi lumino-so di qualsiasi stella e questo consentedi riconoscerlo con facilit; oltre tuttola sua luce bianco-gialla appare molto

ferma, priva di tremolio. La posizionedi questi e degli altri pianeti rispettoalle stelle e costellazioni comunquefacilmente dedotta dalle nostre effeme-ridi. Per esempio, per il 21 gennaio2002 lA.R. (Ascensione Retta) di Marte

di 0 ore e 5 minuti; la declinazione di+015. Da una cartina celeste che ri-porti le coordinate, si vede che Marteera nei Pesci. In tale epoca il pianetabrillava con magnitudine +1,0.Mercurio e Venere sono cos vicini alSole che si manifestano generalmentein un cielo chiaro, dove il paragonecon le stelle non neppure possibile.Per Venere questa impossibilit al pa-ragone si estende alla magnitudine, in-fatti il pianeta sempre molto pi lumi-noso di qualsiasi stella, per esempio250 volte pi della Polare. Gli altri pia-neti sono cos lontani da essere invisi-bili a occhio nudo (a rigore, Urano puessere intravisto sotto un cielo moltofavorevole, e sapendo esattamente doveguardare).Sotto un cielo mediamente limpido,una vista normale arriva a scorgerequalche centinaio di stelle, che posso-no arrivare fino a 2000 sotto un cielomolto buio di alta montagna. Con lal-ternarsi delle stagioni, si rendono visi-bili altre stelle che prima si trovavanodalla parte del Sole, mentre parte diquelle precedentemente visibili scom-paiono. Considerando anche quelle del cieloaustrale, si arriva a un totale di circa6000 stelle su tutta la volta celeste ac-cessibili a occhio nudo, ovvero sino al-la 6 magnitudine.

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Una delle poche costellazioni che ricordano la figura di cui portano il nome il Leone, facilmente riconoscibile nelcielo primaverile. La stella pi luminosa della costellazione Regolo, in basso a destra.

Facendo riferimento a Orione, possibile individuare le costellazioni circostantie un gran numero di stelle luminose.

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Capire e utilizzare i sistemi di riferimento usati in tutto il mondodagli astronomi professionisti e dai dilettanti impegnati

Largomento inerente alle coordina-te celesti in genere quello menoaffascinante per i neofiti e il menogradito nellambito dellastronomia pergli studenti dellultimo anno di liceo.Spesso questo si verifica perchlinsegnamento di questa parte fonda-mentale dellastronomia avviene in mo-do del tutto scollegato rispetto alle altre,senza che vi sia verso di far rientrare inmodo armonico con gli altri questo pez-zo di puzzle.Secondo noi, la causa va ricercata so-prattutto nella mancanza di un collega-mento pratico. Daltro canto, rimanerealloscuro di queste nozioni, per unastrofilo, significa non poter accedere aun livello un po pi alto di quello con-templativo, n la presenza di molta e/obuona apparecchiatura si deve riteneresostitutiva a uneventuale imprepara-zione astronomica.Per cercare, almeno in parte, di superareil problema, tratteremo largomento informa un po insolita, evitando accade-miche e pedanti elencazioni.

Le misure della sfera celeste

La volta celeste che ci sovrasta e sullaquale appaiono incastonate le stelle vie-ne definita dagli astronomi sfera cele-ste. Essa pu essere immaginata comeunenorme palla vuota con la Terra alcentro e con le stelle disposte sulla suasuperficie interna.Di notte sembra che la volta celeste sisposti lentamente da est verso ovest.Questo movimento apparente, che gliantichi ritenevano reale, dovuto allarotazione della Terra.Analogamente a quanto stato fatto perla Terra, anche la sfera celeste statasuddivisa in un reticolo di meridiani eparalleli. Il parallelo principale o fonda-mentale lequatore celeste, cos chiamatoperch non altro che la proiezione sul-la sfera celeste di quello terrestre. Esso perpendicolare allasse del mondo, checoincide con lasse di rotazione terrestre.Lequatore celeste divide la sfera celestein un emisfero boreale o settentrionale ein uno australe o meridionale. Riferi-

menti fondamentali sono anche i poli:celeste nord e celeste sud. Anchessi sipossono definire come la proiezione sul-la sfera celeste di quelli terrestri.Lequatore celeste e i poli celesti sono iriferimenti basilari per tracciare e descri-vere un ipotetico reticolato per impri-gionare gli astri con i sistemi di coordi-nate. Come nel caso della latitudine sullaTerra, iniziamo a considerare una coor-dinata che si misuri in gradi sessagesi-mali, con valore 0 allequatore, +90 alpolo celeste nord e -90 al polo celestesud. Nel sistema maggiormente usato,tale coordinata prende il nome di declina-zione ed analoga alla latitudine terre-stre. Quindi, un astro situato sullequa-tore celeste ha declinazione (Dec.) = 0, amet strada tra equatore e polo celestenord Dec. = +45, e sul polo celeste nordDec. = +90. Laltra coordinata, analogaalla longitudine terrestre, prende il no-me di ascensione retta (A.R.) e vieneespressa in ore e minuti. Il punto dorigi-ne dal quale si inizia a contare questacoordinata il cosiddetto punto vernale oprimo punto dAriete, cio quello doveviene a trovarsi il Sole allinizio della pri-mavera. Questa origine certamentemeno arbitraria di quella terrestre. Infat-ti, Greenwich venne scelto come meri-diano di longitudine 0 per la presenzadi un importante osservatorio, ma ancordi pi per linfluenza britannicadellepoca, mentre il punto vernale lincrocio da sud a nord tra il percorsoapparente del Sole (eclittica) e lequatoreceleste. Il conteggio avviene in senso an-tiorario; il meridiano che passa per ilpunto vernale ha A.R. = 0h, quello a estdi 15 A.R. = lh, quello a est di 30 A.R. =2h e cos via fino a 345 o A.R. = 23h.Le carte stellari sono suddivise secondoi valori di Dec. e A.R. e le effemeridi ditutti gli astri vengono date con questivalori.Guardiamo, per esempio, le coordinatedi Saturno pubblicate nel numero difebbraio 2002 di Nuovo Orione. Da esse silegge che Saturno il 2 febbraio 2002 ave-va: A.R. 4h26m; Dec. +19 59. Ora, andia-mo a verificare nella carta stellare estrat-ta da un atlante celeste. Vediamo subito,facendo un riscontro come in un giocodi battaglia navale, che il pianeta si tro-va nella costellazione del Toro e a norddellequatore celeste. La coordinata Dec.ci dice esattamente che si trova 19 e 59a nord di questo cerchio massimo. Cossi procede anche per gli altri corpi cele-

Coordinate celestiABC dellastrofilo

La volta celeste che ci sovrasta viene definita dagli astronomi sfera celeste. Iprincipali cerchi massimi in essa presenti sono lorizzonte, leclittica (percorsoapparente del Sole) e lequatore celeste, che il Sole attraversa agli equinozi. Il cer-chio massimo passante per il nord, punto gamma, sud e punto omega (equinoziodi autunno) prende talvolta il nome di primo meridiano.

sti. Per esempio, la galassia M 104, cheha coordinate A.R. 12h 40m,0 Dec. =1l,37, viene a trovarsi presso il confi-ne meridionale della costellazione dellaVergine, esattamente dove segnatanelle carte celesti.

Il Tempo SideraleA causa del moto di rotazione della Ter-ra, la sfera celeste appare ruotare da estverso ovest. Per conoscere quale valoredi A.R. sta transitando davanti a noi,occorre conoscere il Tempo Siderale(T.S.). Questultimo, per definizione,non altro che lA.R. degli astri chepassano in meridiano, cio in direzionenord-zenit-sud. Per esempio, quando lePleiadi passano in meridiano, il T.S. 3h46m.Ma come fare per conoscere il T.S.? Ilmetodo canonico prevede un conteggionon difficile, ma un po noioso. In alter-nativa, noi proponiamo la tabella 1, do-ve indicato il T.S. a Greenwich a 0h diTempo Universale, cio a 1h di TempoMedio Europa Centrale (quello seguitoin Italia dallautunno alla primavera) o a2h di Tempo Legale Estivo.La tabella ci fa vedere, per esempio, cheil 26 febbraio a 0h di Tempo Universale aGreenwich in T.S. sono le ore 10 e 20 mi-nuti. Abbiamo detto a Greenwich, ma inItalia? Niente paura. Basta aggiungeretanti minuti quanto il numero dei gradiest moltiplicato per 4 della localit cui ci

si riferisce. Per esempio, un osservatorea Cremona, che si trova 10 a est diGreenwich, aggiunge 40 minuti; un os-servatore a Termoli (Molise) aggiungeunora esatta, perch questa citt si trova15 a est del meridiano zero. Per ottenerei valori alle date intermedie, basta inter-polare con delle semplici proporzioni.Facciamo un altro esempio. Vogliamoconoscere il T.S. a Roma il giorno 22aprile. Dalla tabella, abbiamo che il 18 ilT.S. vale 13h e 45m e il giorno 26 14h e 17m.Per 8 giorni, la differenza di 32 minuti,e quindi per 4 giorni di 16 minuti. Rica-viamo un T.S. di 14h01m, al quale bisognaaggiungere 50 minuti poich Roma sitrova 12,5 a est di Greenwich. Quandoil nostro orologio segna le ore 1 (o 2 se in vigore lorario estivo), il 22 aprile aRoma transitano in meridiano le stellecon A.R. 14h e 51m (Bootes, Vergine, Bi-lancia, ecc.). Se, come accade pi fre-quentemente, il conto ci interessa farloper una certa ora, bisogna aggiungerequesto lasso di tempo, dopo averlo tra-sformato in tempo di Greenwich (Tem-po Universale). Se, per esempio, voglia-mo sapere qual il T.S. o quali stelle ci

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Di notte sembra che la volta celeste sisposti lentamente da est verso ovest,facendo apparire tutti gli astri muover-si secondo la direzione indicata in fi-gura, attorno alla direzione del Polo.

Porzione di mappa stellare con il reticolo di A.R. e Dec. in corrispondenza della posizione occupata da Saturno (vedipallino rosso nei pressi delleclittica) nel febbraio 2002.

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passano davanti il 18 febbraio a Romaalle 21 (T.M.E.C.), abbiamo:

T.S. a Greenwich a 0h di T.U. 9h 49m +T.M.E.C. (21h) trasformatoin T.U. 20 00 +longitudine est di Roma 0 50 =

30h 39m normalizzazione 24 =T.S. alle ore 21 a Roma il18 febbraio 6h 39m

In questo conticino abbiamo trascuratoalcune piccole quantit per rendere iltutto pi semplice, in particolare nonabbiamo tenuto conto che a 20h di T.U.corrispondono circa 20h e 3m di T.S. (ogni24h la differenza di 4m). Per tenere con-to di tale quantit, bisogna aggiungereun minuto ogni sei ore. In ogni caso,non praticamente possibile raggiunge-re una precisione maggiore di 2 minu-ti, perch la tabella 1 si riferisce a un an-no medio. Il valore del T.S. varia diqualche minuto di anno in anno, princi-palmente a causa del giorno in pi difebbraio che, come noto, si ha ogniquattro anni.

Il sistema altazimutaleIl sistema di coordinate che ha comepiano fondamentale quello dove si trovalequatore celeste e che utilizza lA.R. ela Dec., viene definito il terzo poich pri-ma di esso si considerano laltazimutale(1) e lequatoriale (2) con langolo ora-rio.Laltazimutale, correttamente, il primoa essere preso in considerazione poichha come cerchio massimo di riferimentolorizzonte e come punto lo zenit dellos-servatore, quello pi alto della sfera ce-

leste, a 90 dallorizzonte. Gli strumentifondamentali dellastronomia, come cer-chi meridiani, cannocchiali dei passag-gi, ecc. forniscono le coordinate in que-sto sistema, il cui interesse a livello ama-toriale piuttosto limitato. Per, una re-cente serie di telescopi per appassionati,elettronicamente molto avanzati, ripro-pone il sistema altazimutale come vali-da alternativa a quelli equatoriali, nono-stante che le sue coordinate varino gene-ralmente da istante a istante e da luogoa luogo. Per questo motivo, le carte stel-lari non riportano questi dati. Ma i tele-scopi ai quali facciamo riferimento han-no un computer incorporato che evitaallosservatore la necessit di conoscerela sfera celeste e qualsiasi sistema di ri-ferimento.Nel sistema altazimutale, laltezza si mi-sura in gradi da 0 (orizzonte) a +90(zenit); laltra coordinata, lazimut, si mi-sura lungo lorizzonte anchesso in gra-di da 0 (sud) a 180 (nord), sia versoovest sia verso est.

Il sistema equatorialeIn astronomia, il secondo sistema dicoordinate ha come piano fondamentalequello in cui si trova lequatore celeste.Tutti i cerchi massimi che passano per ipoli celesti sono detti cerchi orari; quelloche passa per lo zenit coincide con il me-ridiano. Quando un astro, nel suo motoapparente da est verso ovest, incrociaquesto cerchio, si dice che passa in me-ridiano. Ci avviene due volte per ognirotazione terrestre, a intervalli di 12h. Selaltezza dellastro sullorizzonte mas-sima, si ha la culminazione superiore, selaltezza minima o negativa (quandolastro si trova al di sotto dellorizzonte)si ha la culminazione inferiore.

Anche nel secondo sistema c la decli-nazione, ma laltra coordinata si chiamaangolo orario. Langolo orario si misuralungo lequatore celeste dal meridianofino al cerchio massimo in cui si trovalastro. Poich questa coordinata variada istante a istante, non possibile indi-carla sulle mappe, a differenza dellaDec., ma la sua variazione lineare, adifferenza dellaltezza e dellazimut, al-meno tanto quanto uniforme il motodi rotazione della Terra.

Altri sistemi di coordinateOltre a questi sistemi, in astronomia sene usano altri due, ovvero il quarto e ilquinto.Nel quarto sistema il cerchio massimodi riferimento leclittica, la linea lungola quale si muove apparentemente il So-le per effetto del moto di rivoluzionedella Terra. I punti fondamentali sono ipoli delleclittica. La prima coordinata,la latitudine celeste, analoga alla decli-nazione, ma si differenzia da essa per-ch si conta dalleclittica anzichdallequatore celeste. La longitudine cele-ste laltra coordinata; anchessa comelA.R. inizia dal punto gamma, o puntovernale, ma si conta lungo leclittica ingradi e primi anzich lungo lequatoreceleste in ore e minuti.I professionisti per certi lavori sentonola necessit di impiegare il quinto siste-ma di coordinate, che ha come pianofondamentale quello in cui si trovalequatore galattico, cerchio massimo in-dividuato dalla Via Lattea, la cui incli-nazione di 6220 rispetto a quello ce-leste. Le coordinate si chiamano latitudi-ne e longitudine galattica; la prima si mi-sura in gradi lungo i cerchi massimi pas-santi per i poli galattici, la seconda in

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Il sistema di riferimento pi usato nellosservazione quel-lo che ha come coordinate lA.R. e la Dec. (). La prima si mi-sura dal punto vernale (); la seconda dallequatore celeste.

Nel sistema altazimutale le coordinate sono laltezza h elazimut A; il cerchio fondamentale lorizzonte.

ore e minuti lungo lequatore galatticoin senso antiorario. Il punto vernaledella longitudine galattica il centrodella nostra galassia, le cui coordinatenel terzo sistema sono: A.R. = 17h42m,4;Dec. = -2855 (2000.0).

La precessione degliequinozi

Spesso, dopo lelencazione dei valoridelle coordinate nel terzo sistema se-gue una cifra, per esempio 1950.0 o2000.0, oppure le stesse cifre senza ilpunto zero. Questa precisazionedellanno a cui si riferiscono le coordi-nate imposta dal fatto che lasse di ro-tazione della Terra (che punta appros-simativamente verso la stella UrsaeMinoris la Polare e che definisce siail polo celeste sia il punto vernale) non immobile, ma si sposta lentamente insenso orario, percorrendo una circonfe-renza apparente sulla volta celeste, edando cos luogo allimportante feno-meno conosciuto sotto il nome di pre-cessione degli equinozi. Una rotazionecompleta dellasse terrestre richiedecirca 26 mila anni, durante i quali ilpunto gamma origine dellA.R. at-traversa tutta la sfera celeste. Questo si-gnifica che le coordinate degli astricambiano lentamente ma continuamen-te, aumentando la propria A.R. fino a24h per poi ricominciare da 0h. Per unastella situata sullequatore celeste, lau-mento dellA.R. vale circa 6 minuti o1,5 al secolo; una quantit piccolanellarco della vita umana, ma di cuioccorre tenere conto. Per questo, dopo il valore delle coordi-nate dovrebbe comparire lanno al qualesi riferiscono. La posizione delle stelle equindi gli atlanti stellari si riferiscono in

genere allequinozio 1950 o 2000. Quellirelativi al 2000 sono migliori per la no-stra epoca. In linea di massima, il diva-rio cos piccolo da essere trascurabilese lequinozio di riferimento dista 10 omeno anni dalla data di osservazione;

cos, gli atlanti e le posizioni al 2000 so-no ottime dal 1990 al 2010.Le effemeridi dei pianeti pubblicate neiprincipali almanacchi e nella rivistaNuovo Orione si riferiscono allequinoziodellanno in corso.

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.

Tempo siderale medio a Greenwich(a Oh di Tempo Universale)

Tabella 1

DATA T.S. DATA T.S.2 gennaio 6h 44m 2 luglio 18h 41m

10 gennaio 7h 15m 10 luglio 19h 13m18 gennaio 7h 47m 18 luglio 19h 44m26 gennaio 8h 18m 26 luglio 20h 16m2 febbraio 8h 46m 2 agosto 20h 43m

10 febbraio 9h 17m 10 agosto 21h 15m18 febbraio 9h 49m 18 agosto 21h 46m26 febbraio 10h 20m 26 agosto 22h 18m2 marzo 10h 40m 2 settembre 22h 45m

10 marzo 11h 12m 10 settembre 23h 17m18 marzo 11h 43m 18 settembre 23h 49m26 marzo 12h 15m 26 settembre 0h 20m2 aprile 12h 42m 2 ottobre 0h 43m

10 aprile 13h 14m 10 ottobre 1h 15m18 aprile 13h 45m 18 ottobre 1h 47m26 aprile 14h 17m 26 ottobre 2h 18m2 maggio 14h 41m 2 novembre 2h 46m

10 maggio 15h 12m 10 novembre 3h 17m18 maggio 15h 44m 18 novembre 3h 49m26 maggio 16h 15m 26 novembre 4h 20m2 giugno 16h 43m 2 dicembre 4h 44m

10 giugno 17h 14m 10 dicembre 5h 16m18 giugno 17h 46m 18 dicembre 5h 47m26 giugno 18h 17m 26 dicembre 6h 19m

Il secondo sistema ha come coordinate langolo orario H ela Dec. (). Anche qui il cerchio massimo fondamentale lequatore celeste.

Nel quarto sistema, il cerchio massimo di riferimento leclittica e la coordinata che si misura lungo di essa lalongitudine celeste.

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Una breve rassegna sulle magnitudini, le grandezze utilizzateper indicare la luminosit delle stelle

Che le stelle non appaiano tutteugualmente brillanti un fattocos evidente che tutti lo possononotare al primo sguardo. Naturalmente,ci che noi osserviamo oggi valeva an-che nel passato, quando venne realizza-to il primo catalogo stellare. Fu proprioallora, nel II secolo avanti Cristo, che ungrande astronomo greco, Ipparco di Ni-cea, decise di suddividere le stelle in ba-se alla loro luminosit. Egli defin le pibrillanti di 1a grandezza, quelle un popi deboli di 2a, quindi quelle pi fievo-li di 3a, poi 4a, 5a e 6a. La scala risult con-gegnata in modo tale che una stella di 1a

grandezza era allincirca 100 volte piluminosa di una di 6a, con i numeri pipiccoli che indicavano le brillantezzepi intense. Di conseguenza, il rapportotra una classe e la successiva, che Ippar-co cerc di mantenere costante, risultdi un fattore 2,5 in luminosit. Ipparcoparlava di grandezze (con lo stesso si-gnificato di magnitudine, che derivadal latino) non solo perch secondo leidee correnti dellepoca pensava che lestelle pi brillanti fossero fisicamentepi grandi, ma anche perch queste sul-la retina dellocchio producono unim-magine di maggiori dimensioni. La sca-la cos concepita, tramandataci da Tolo-meo, non era del tutto arbitraria, poichrispettava le sensazioni della nostra vi-sta, che sono di tipo logaritmico e non li-neare. Questo comporta che lenergia lu-minosa non produce sui nostri sensi unasensazione equivalente alla sua inten-sit, ma molto inferiore, come possiamoverificare, per esempio, uscendo da unastanza. Allesterno, in pieno giorno, laluce tipicamente 100 volte maggiore,ma a noi il divario appare di gran lungapi contenuto.

La suddivisione modernaLa scala di Ipparco, per quanto basataesclusivamente su impressioni visive,fu adottata tale e quale fino al secoloXIX, quando lutilizzo di strumentiscientifici pi raffinati dellocchio uma-no richiese una precisazione matemati-ca di tale suddivisione. Poich, in me-dia, come aveva gi osservato W. Her-schel, le stelle di prima grandezza sonocirca 100 volte pi luminose di quelleappena visibili a occhio nudo, si con-venuto, seguendo la proposta di Pog-son (1857), che le grandezze apparentidi due stelle le cui luminosit siano nelrapporto di 1 a 100 differiscano di 5

unit esatte. Se ne deduce che il rappor-to degli illuminamenti di due stelle lecui grandezze variano di una sola unit di 100,4= 5100 = 2,512.Per evitare confusione con il concetto digrandezza inteso come dimensione, siutilizza il vocabolo magnitudine (ab-breviato in m), che comunque non ha so-stituito del tutto il termine grandezza.Se una stella cento, diecimila, un milio-ne di volte meno luminosa di unaltra, lasua magnitudine rappresentata da unnumero che supera, rispettivamente, di5, 10, 15 unit quello che indica la ma-gnitudine della stella pi brillante.

Locchio umano in grado di stimare fa-cilmente una differenza di 0m,5 (0,5 ma-gnitudini), mentre le moderne misurefotometriche sono in grado di darci ilvalore della luminosit con la precisionedel centesimo di magnitudine.

Il punto zeroLa precisione matematica richiedevaper anche un punto zero ben deter-minato nella scala delle magnitudini.Questo punto di riferimento venne scel-to nella stella Polare ( Ursae Minoris)assegnandole, nel massimo accordopossibile con la scala di Ipparco, una

Le magnitudini stellariABC dellastrofilo

Che le stelle non appaiano tutte ugualmente luminose evidentissimo al primosguardo, come dimostra questa fotografia di Orione e Sirio (in basso a sinistra).

magnitudine di 2,0. Una volta cos preci-sata la scala, si vide che alcune stelleparticolarmente luminose sbordavanodalla prima grandezza; per esempio,Capella, Vega e Arturo divennero digrandezza 0 e Sirio la pi brillante divenne di grandezza -1,5. In questastessa scala, che non vale solo per le stel-le ma per tutti gli astri, Venere arriva a-4,5, la Luna piena a -12,6 e il Sole a -26,7magnitudini.Allaltra estremit si hanno le stelle ac-cessibili agli strumenti; un binocolo ri-vela quelle di 8a-9a magnitudine, unpiccolo telescopio quelle di 11a-12a euno grande rende accessibili quelle di16a-17a.Per evitare possibili confusioni, alla cifrache indica la magnitudine si antepone ilsegno, ma di fatto questo spesso omes-so nel caso di valori positivi.Sfortunatamente, la stella Polare a unin-dagine pi approfondita si rivel legger-mente variabile; la sua scelta come riferi-mento non era stata felice. Per ovviare aquesto inconveniente, si opt per tuttauna serie di stelle detta sequenza polareinternazionale, comprendente le ma-gnitudini fotografiche (vedi pi avanti)di 329 stelle situate attorno al polo cele-ste nord. Con i nuovi riferimenti, moltopi affidabili, la Polare dimostr di va-riare tra i valori 2m,1 e 2m,2.

Magnitudini visuali e fotografiche

Con luso di strumenti, e soprattuttodella lastra fotografica, gi nel secoloXIX si not che alcune stelle che allos-servazione visuale, cio guardando di-rettamente sia a occhio nudo che attra-verso un telescopio, mostravano unacerta magnitudine, in fotografia ne esi-bivano unaltra. Tipico il caso di Betel-geuse, in Orione, che vista a occhio ap-pare luminosa allincirca come Rigel, ma

che nelle prime fotografie mostravadessere molto pi debole. Questo do-vuto al fatto che alcune stelle emettonopi luce in un colore (o meglio a unacerta lunghezza donda) mentre altre so-no pi brillanti in un altro. Una stella co-me Betelgeuse, che emette molta luce ditonalit rossa, e assai brillante con un ri-velatore particolarmente sensibile a que-sto colore, ma allepoca delle prime ras-segne fotografiche del cielo (fine Otto-cento) il materiale disponibile era sensi-bile solo alla regione violetto-blu dellospettro, cio fino a onde di lunghezzapari a circa 520 nm (nm = nanometro = 1miliardesimo di metro). Allora non eraancora disponibile la tecnica dellag-giunta di coloranti per estendere la sen-sibilit verso maggiori lunghezze don-da. Quindi, con le emulsioni dellepocaera possibile registrare limmagine degliastri solo in base alla loro luce blu-vio-letta e ultravioletta. Di conseguenza, lefotografie non mostravano le diversestelle con le stesse magnitudini misuratea occhio, la cui massima sensibilit spet-trale intorno ai 560 nm, ci che corri-sponde ai colori verde-giallo. Per distin-guere queste due diverse intensit, sidefin magnitudine fotografica (mpg) quellaricavata dalle lastre dellepoca e magni-tudine visuale (mv) quella determinata aocchio. Verso la fine del secolo XIX, sigiunse alle emulsioni ortocromatiche (=dalla sensibilit cromatica corretta) che,in barba al significato del nome, nonrappresentano correttamente i vari colo-ri, poich la loro sensibilit non si esten-de oltre il giallo. Soltanto con larrivodelle emulsioni pancromatiche (= sensibi-li a tutti i colori) divenne possibile regi-strare anche le lunghezze donda oltre i590 nm. Tra i materiali usati in astrono-mia, i tipici rappresentanti di questeclassi erano: il 103aO (sensibile fino alblu, materiale ordinario); il 103aD(sensibile fino al giallo, materiale orto-cromatico); 103aF (sensibile fino al ros-so, materiale pancromatico).Quindi, non soltanto le stelle appaionovariare la loro magnitudine dallosser-vazione visuale a quella fotografica, mapure da pellicola a pellicola!Lesigenza di conoscere la magnitudinea diverse lunghezze donda ha portatoalla definizione di indice di colore. Esso la differenza tra due magnitudini dellastessa stella ripresa in due diversi colori.Lindice di colore mpg-mv la differenzatra la grandezza apparente fotografica equella visuale. Per definizione, tutte lestelle bianche (pi precisamente quellecon spettro AOV non arrossate) hannoindice di colore uguale a zero. Le stelleazzurre hanno indice negativo, mentrequelle gialle, arancioni e rosse hanno in-dice positivo.Spesso si sente parlare di magnitudini fo-tovisuali (mpv); esse si ottengono con lastreortocromatiche e un filtro (giallo) che la-sci passare la radiazione oltre i 500 nm.

Le magnitudini cos ottenute, per stellenormali, sono equivalenti a quelle visua-li. A questo punto possiamo precisarecon quali combinazioni emulsione-filtrosi ottengono le due magnitudini.- Magnitudini fotografiche (mpg): emul-sione ordinaria o non sensibilizzata tipole Kodak IIaO o 103aO senza filtri conrifrattori fotografici o con riflettori daglispecchi argentati; con un filtro che bloc-chi lultravioletto sotto i 360 nm (peresempio lo Schott WG 360) con riflettoridagli specchi alluminati. Oppure, in as-senza di emulsioni ordinarie, quelledivenute oggi comuni (pancromatiche)con un filtro che isoli la regione spettra-le compresa fra 350 e 470 nm.- Magnitudini fotovisuali (mpv): emulsio-ne ortocromatica tipo la 103aD pi filtroGG 495 o Wratten 9.

Magnitudini assoluteLe magnitudini di cui normalmente siparla e quelle che abbiamo indicato fino-ra, sia visuali che fotografiche, sonoquelle apparenti, cio quelle che vengo-no osservate dalla Terra, indipendente-mente dal fatto che la stella sia pi o me-no luminosa o pi o meno lontana. Unastella pu apparire pi brillante di unal-tra solo perch pi vicina, cos Sirio ciappare pi splendente di Deneb, ma inrealt questultima a emettere pi luce.Per conoscere leffettiva luminosit diuna stella necessario calcolare quantosarebbero brillanti se fossero situate allastessa distanza. Si universalmente con-venuto di fissare questa distanza stan-dard uguale a 10 parsec o 32,6 anni-luce.Il parsec, abbreviazione di parallasse-se-condo, la distanza alla quale il raggiodellorbita della Terra visto sotto lan-golo di un secondo darco.

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A Claudio Tolomeo si deve il grandemerito di averci tramandato (tramitelAlmagesto) il catalogo stellare e lasuddivisione in grandezze dovute alsuo predecessore Ipparco.

Allinglese Norman Pogson (1829-1891) va il principale merito dellamoderna suddivisione della lumino-sit delle stelle.

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La magnitudine assoluta di una stella quella che essa avrebbe alla distanza di10 parsec (parallasse di 0,1). La scaladella magnitudine assoluta ulterior-mente definita dicendo che una stellabianca (di spettro AO) di sequenza prin-cipale, cio nella fase in cui le reazioninucleari avvengono in modo analogo alSole, ha una magnitudine assoluta di 0,0.Quando di una qualsiasi stella, oltre allamagnitudine apparente (m) nota la di-stanza, si pu determinare la magnitu-dine assoluta (M) con la seguente for-mula:M=m + 5 - 5 log rdove r la distanza in parsec.Facciamo un esempio con Sirio. Questastella, che ha una magnitudine apparen-te di -1,5, si trova a 8,7 anni-luce da noi,

ovvero a 2,67 parsec. Si ha:M = -1,5 + 5 - 5 log 2,67M = 3,5 - 5 0,426 = +1,4 (magnitudineassoluta di Sirio).Ecco invece cosa diverrebbe la luce sola-re se la nostra stella fosse a 10 parsec:M = -26,7 + 5 - 5 log 0,000005M = -21,7 + 26,57 = +4,87.Il Sole diverrebbe una stellina a mala pe-na visibile a occhio nudo.La magnitudine assoluta ricavata dellostesso tipo di quella apparente impiega-ta nel calcolo; essa pu essere visuale,fotografica o di qualche altro genere. Lamagnitudine assoluta visuale si indicacon MV; quella assoluta fotografica conMpg, ecc.Quando si parla genericamente di ma-gnitudine, si sottintende quella appa-

rente visuale, quindi quando si trovascritto che una certa stella ha magnitudi-ne +2, si intende mV . In sigla, la magni-tudine assoluta sempre indicata con laemme maiuscola; quella apparente sem-pre con la emme minuscola.

Magnitudini delle stelle pi brillanti

Nella pratica astronomica, la grandez-za, cio lilluminamento prodotto dallastella di cui si vuole avere la magnitudi-ne, si determina con speciali fotometridetti fotoelettrici. Mediante tali apparec-chi lilluminamento prodotto da unastro rapportato a quello di una stelladi cui sia nota la luminosit o con unastella artificiale, cio con una luce diconfronto dellapparecchio e se ne hacos la misura.Le stelle pi brillanti ottenute da questemisure sono elencate in tabella 1.

Considerazioni varieAvendo preso conoscenza della scalaastronomica dello splendore delle stelle,facciamo ora qualche considerazioneper fissare le idee.Calcoliamo, per esempio, quante stelledi terza grandezza occorrano per averela luce di una di prima. Una stella di 3m

2,52, cio 6,3 volte meno luminosa diuna di prima perch vi sono due gran-dezze di differenza e perch il divariocostante tra una e la successiva vale2,5. Dunque, per avere lequivalenza diquestultima occorrono 6,3 stelle di ter-za magnitudine, 15,8 di quarta, ecc. Perraggiungere la luminosit di una stelladi prima grandezza occorre il numero

La stella Polare (immagine pi intensa con alone) venne scelta come punto diriferimento per la misura delle magnitudini stellari. Ma, per il motivo spiegatonel testo, tale scelta non si rivel felice.

J. Herschel nel 1849 sugger per lemagnitudini stellari una progressionerelativa allelevamento a potenza, malambiente astronomico prefer unascala logaritmica.

di stelle di altre grandezze elencatonella tabella 2. A occhio nudo possi-bile percepire le stelle fino alla 6m, maquesto richiede un cielo molto limpidoe buio. Chi vive in citt, normalmentearriva a scorgere fino alla 3m e, in casiparticolarmente sfavorevoli, solo finoalla 2m. Allopposto, alcuni dalla vistaparticolarmente dotata e in condizionieccezionalmente favorevoli giungono ascorgere stelle di 7m.Infine, la tabella 3 indica con quale ma-gnitudine massima si presentano i pia-neti visti luno dallaltro in ordine decre-scente secondo la loro grandezza.Da notare che la Terra vista da Venere,quando i due pianeti sono alla minimadistanza, brilla tanto quanto tutte le stel-le visibili se la loro luce fosse concentra-ta in un unico punto!

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Nella tabella, la lettera d indica una stella doppia con una differenza tra le componentiinferiore a 5 magnitudini. Il valore riportato quello derivante dalla somma di entrambe lestelle. La lettera v indica una stella variabile.

STELLA MAGNITUDINE DISTANZA MAGNITUDINEAPPARENTE (PARSEC) ASSOLUTA

Canis Majoris, Sirio 1,5 2,67 +1,4 Carinae, Canopo 0,7 55,5 4,4 Centauri, Toliman, d 0,3 1,31 +4,1 Bootis, Arturo 0,1 11,2 0,3 Lyrae, Vega +0,0 8,13 +0,5 Aurigae, Capella +0,1 13,7 0,6 Orionis, Rigel +0,2 200 6,4 Canis Minoris, Procione +0,4 3,48 +2,7 Eridani, Achernar +0,5 43,5 2,7 Centauri, Agena, d +0,7 62,5 3,3 Orionis, Betelgeuse, v +0,7 175 5,5 Aquilae, Altair +0,8 5,10 +2,3 Tauri, Aldebaran, v +0,9 20,8 0,7 Crucis, Acrux, d +0,9 66,7 3,2 Scorpii, Antares, v, d +1,0 160 5,0 Virginis, Spica, d +1,0 47,6 2,4 Piscis Austrinis, Fomalhaut +1,2 6,94 +2,0 Geminorum, Polluce +1,2 10,7 +1,0 Cygni, Deneb +1,3 460 7,0 Crucis +1,3 90,9 3,5 Leonis, Regolo +1,4 25,6 0,7 Canis Majoris, Adhara +1,5 83,3 3,1 Geminorum, Castore, d +1,6 13,9 +1,0 Scorpii, Shaula +1,6 38,5 1,3 Orionis, Bellatrix +1,6 140 4,1

Quando si parla di magnitudini, senza ulteriori precisazioni, si intendono quel-le apparenti. Le magnitudini assolute, invece, tengono conto del reale potereemissivo della stella. Per esempio, in Cassiopea le stelle che ci appaiono pibrillanti sono e perch sono vicine, come dimostra il grafico qui sopra (l.y.= anni luce), ma quella che emette pi luce la , come dimostra il riquadro adestra, dove i dischi corrispondono alla magnitudine stellare assoluta M (inproporzione il Sole in basso a sinistra).

Laspetto di molti corpi celesti varia aseconda che li si fotografi in luce bluTabella 1

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Numero di stelle equivalenti a una di 1a grandezza

di 2a grandezza 2,5di 3a grandezza 6,3di 4a grandezza 16di 5a grandezza 40di 6a grandezza 100di 7a grandezza 250di 8a grandezza 630di 9a grandezza 1600di 10a grandezza 4000di 11a grandezza 11000

Tabella 2

Magnitudine massima dei pianetiVenere visto da Mercurio : 7m,7Terra vista da Venere : 6m,6Terra vista da Mercurio : 5m,0Venere visto dalla Terra : 4m,5Venere visto da Marte : 3m,2Giove visto da Marte : 2m,8Marte visto dalla Terra : 2m,8Mercurio visto da Venere : 2m,7Terra vista da Marte : 2m,6Giove visto dalla Terra : 2m,5Giove visto da Venere : 2m,4Giove visto da Mercurio : 2m,2Saturno visto da Giove : 1m,9

Tabella 3

o rossa. Qui la nebulosa Trifida o M20 (da sinistra a destra, in luce blu, verde e rossa) perde quasi completamente lasua parte inferiore blu quando viene ripresa in luce rossa.

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Quale strumento acquistare quando si inizia a conoscere il cielo e si desideraottenere una visione pi ricca di quella di cui capace il nostro occhio

Q uasi tutti coloro che si appas-sionano di astronomia sentonoprima o poi il desiderio di pos-sedere uno strumento che sia in gradodi far vedere direttamente le meravi-glie celesti descritte con molta prodiga-lit nei libri divulgativi.Appena il neoappassionato inizia ainformarsi, si accorge che il mercato of-fre molti articoli, che spesso pi cheaiutarlo nella scelta non fanno altro checonfondergli le idee. Il fatto che diquesti strumenti appositamente conce-piti per losservazione del cielo, i tele-scopi, ne esistono molti modelli e ov-viamente ogni produttore e/o vendito-re porta le argomentazioni pi convin-centi per esaltare i propri. Poich lascelta di un tale strumento, con qual-che pretesa di seriet, dovrebbe esserecompiuta dopo una serie di considera-zioni e in base a un minimo di espe-rienza, dedicheremo a essa tutto ilprossimo ABC, considerando qui altristrumenti di minor impegno.Il primo che vale veramente la pena diconsiderare il binocolo. Questo dop-pio-cannocchiale il compagno idealedi molti osservatori e il suo acquistonon viene rimpianto anche quando sipossiede un potente telescopio, poichne rappresenta un complemento e nonun fratello minore. Un binocolo, inol-tre, offre del cielo una visione non trau-maticamente diversa da quella che siha a occhio nudo e quindi non poneproblemi di riconoscimento del campoinquadrato.

La scelta del binocoloMa quale binocolo scegliere? Senzadubbio un modello prismatico e conobiettivi sui 50 mm di diametro.Per scopi astronomici da scartare lac-quisto di modelli galileiani o da teatro,cio quelli senza prismi, che sviluppa-no da 2,5 a 4 ingrandimenti, sia perlavvicinamento eccessivamente bassoche per il modesto diametro degliobiettivi. Gli obiettivi sono costituiti dauna semplice lente convessa e gli ocu-lari da ununica lente concava. Nei mo-delli pi impegnativi si usa come obiet-tivo un doppietto acromatico. Il fattoche loculare debba essere posizionatoprima del fuoco rende questi binocolimolto compatti. Unaltra controindica-zione al loro acquisto proviene dalprezzo, non sempre pi basso a ontadelle minori prestazioni, perch soven-

te tali binocoli vengono impreziositi dafregi di nessun interesse per losserva-tore del cielo.Un discorso analogo vale per i binocolicon prismi a tetto, resi costosi daquesto particolare tipo di prismi e van-taggiosi solo per la loro estrema com-pattezza. Tali binocoli presentanoobiettivi dal diametro molto modesto,che consente di avere un guadagnopiuttosto contenuto rispetto allocchioumano nel rilevamento di oggetti de-boli.Se non vi sono esigenze particolari, perlosservatore del cielo la scelta dovreb-be cadere su un modello prismaticoclassico, cio con i cosiddetti prismi diPorro e obiettivi sui 50 mm di diame-tro. I modelli con prismi di Porro (dalnome del grande ottico italiano del se-colo XIX Ignazio Porro) sono riconosci-bili perch le lenti degli obiettivi nonsono allineate con quelle degli oculari.Questo schema permette di ottenereuna maggiore percezione della profon-dit, ma a spese di un maggior ingom-bro. Come risaputo, la nostra vista ciconsente di apprezzare la terza dimen-sione; di quanto ce lo indica la distanzatra gli occhi (da 58 a 70 mm, in media65 mm) e la capacit di distingueredettagli fini. Poich un primo darco,che considerata teoricamente la capa-cit di risoluzione dellocchio umano,corrisponde allangolo sotteso da unoggetto distante 3.438 volte la sua di-mensione, la percezione della profon-dit per la vista umana arriva a circa

200 metri (3.43865 mm). Nella mag-gioranza dei binocoli la distanza tra icentri degli obiettivi viene portata a unvalore di 14 cm; inoltre, lingrandimen-to rende percepibili dettagli pi fini.Nel complesso, i binocoli consentonodi apprezzare la profondit con unguadagno B/b i volte, dove B la di-stanza degli obiettivi, b quella degli oc-chi dellosservatore e i lingrandimentodel binocolo. Da quanto detto emergeche un modello 1050 spinge questacapacit 20 volte oltre quella dei soliocchi, portandola fino a diversi chilo-metri.Il principale vantaggio dei binocoli ri-spetto ai cannocchiali rimane la visionecon entrambi gli occhi, che pi natu-rale e riposante. Ma per fruirne appie-no occorre che il binocolo sia ben rego-lato per la propria vista. Ecco come fa-re. Guardate attraverso loculare sini-stro con locchio sinistro e regolate lamessa a fuoco col perno centrale. Oratraguardate attraverso quello destrocon locchio destro e, se necessario,mettete a fuoco lo stesso oggetto agen-do esclusivamente sullapposito movi-mento di quelloculare. Lulteriore re-golazione si ottiene guardando con en-trambi gli occhi e agendo sulle dueparti del corpo del binocolo per rag-giungere la propria distanza interpu-pillare; quella corretta si ottiene quan-do le due immagini si fondono in una ei due campi si uniscono per formar-ne uno circolare e non uno a otto co-me quello delle mascherine usate nel

Il primo strumento di osservazioneABC dellastrofilo

Il binocolo si pu definire un doppio cannocchiale che raddrizza le immagini conprismi e che spesso contiene un attacco per poterlo fissare a un treppiede foto-grafico. (Cortesia ditta Auriga).

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cinema per simulare la visione attra-verso un binocolo. La convenienza sulvalore di 50 mm scaturisce dal fattoche obiettivi pi piccoli non costanosensibilmente meno, mentre, come in-crementa il diametro da questa dimen-sione, i prezzi raggiungono valori pa-rossistici. Alcuni prezzi tipici sonoelencati in tabella 1.Ricordiamo che, nelle sigle dei binoco-li, il primo numero indica lingrandi-mento e il secondo il diametro degliobiettivi espresso in millimetri. Appareovvio, quindi, che pi sono alti questinumeri e pi il binocolo potente.Attenzione, per, che oltre i 10-12 in-grandimenti il tremolio delle nostremani impedisce di sfruttarlo completa-mente; un supporto diventa pratica-mente indispensabile.Un altro numero che spesso compare lindicazione dei gradi abbracciati, pre-ceduta dalla scritta inglese Field (cam-po). Field 5, ad esempio, significa che5 il diametro del campo inquadrato.Negli opuscoli illustrativi le case co-struttrici accompagnano questo valorecon il campo lineare visibile a 1000 me-tri; con 5 si hanno 87 metri. Questo da-to non interessa losservatore del cieloche, comunque, volendo pu ricavarlofacilmente dalla seguente relazione:Campo lineare a 1 km = (1000 campoin gradi)/57,3. Ad esempio, con unoangolare di 7, se ne ricava uno linearedi: (1000 7)/57,3 = 122 metri. Le indi-cazioni generalizzate si fermano qui.Altre sigle incise forniscono indicazio-ni sulla marca, modello e numero di se-rie. Talvolta, i costruttori indicano i bi-nocoli con alcune lettere dopo lingran-dimento e il diametro; ad esempio 750ZCF. Queste lettere identificano le se-guenti caratteristiche: Z = schema dicostruzione prismatico alla tedesca,con obiettivi svitabili dal corpo centra-le. CF = (Center Focus) messa a fuococentrale, la soluzione di gran lunga picomune. Altre indicazioni possono es-sere: B = schema di costruzione pri-smatico allamericana, con binocolo acorpo unico. Tra le ditte tedesche, que-sta lettera individua un modello adattoa chi porta gli occhiali. W = (Wide) bi-nocolo con oculari a grande campo. SW(Super Wide) campo di veduta ultralar-go (grandangolare), anche Ww nei mo-delli tedeschi. R = (Rubber) presenza diun rivestimento in gomma (allo scopo utilizzata anche la sigla GA). D =schema con prismi a tetto. T = tratta-mento multiplo antiriflesso tra le dittetedesche. IF = (Individual Focus) messaa fuoco individuale per ogni oculare.Talvolta capita che lingrandimento siadefinito da due numeri, ad esempio8-2050; questo sta a indicare che sia-mo di fronte a un binocolo con ocularizoom in grado di variare lingrandi-mento da un minimo di 8x a un massi-mo di 20x.

A onta delle loro modeste prestazioni, i binocoli galileiani o da teatro, come quel-li qui mostrati, vengono venduti a prezzi paragonabili a quelli dei prismatici. (Cor-tesia Gern Optic).

Schema del percorso dei raggi luminosi con prisma a tetto e con prisma di Por-ro. A sinistra mostrato il differente campo inquadrato ad alto ingrandimento (ti-po 12x) e a ingrandimento basso (come 7x). A destra in basso: ecco come si pre-senta lindicazione della distanza interpupillare. (Cortesia ditta Auriga).

I binocoli con obiettivi sui 50 mm didiametro si possono trovare in unagrande variet di forme e marche. Perqueste ultime, noi consigliamo di rivol-gersi verso prodotti di qualit media;quelli di prima costano molto di pisenza dare tanto in proporzione, men-tre quelli di basso prezzo creano soven-te alcuni inconvenienti; ad esempio, do-po un po che li si usa producono mal ditesta o una specie di mal di mare. Il re-sponsabile uno scorretto allineamen-to dei due cannocchiali, cio presenteun errore di collimazione. Esami di la-boratorio hanno dimostrato che gli oc-chi o, meglio, il cervello, riescono auto-

maticamente a compensare questo er-rore fino a un certo limite, che vale cir-ca l per il senso orizzontale, ma solocirca 10 per quello verticale. Se un bi-nocolo affetto da questo inconvenien-te, sar opportuno farlo mettere a pun-to da una persona esperta; si tratta diregistrare degli anelli sui barilotti degliobiettivi (per differenze piccole) o laposizione dei prismi (per quelle pigravi). Generalmente, questo proprioil difetto presente nei binocoli di minorprezzo e maggior ingrandimento. Unodei vantaggi dei binocoli pi costosi ri-siede nel maggior rigore col quale vie-ne controllato lallineamento.

Pi difficile trovare un binocolo com-merciale col difetto di ingrandimentileggermente differenti; comunque, lanostra vista sopporta una differenza fi-no al 2-2,5%. Questo inconveniente siverifica pi facilmente con binocoli au-tocostruiti unendo due cannocchiali.I binocoli che mostrano le stelle comecrocette sono affetti da astigmatismo equelli che le rendono iridescenti daaberrazione cromatica; entrambi i di-fetti, ineliminabili, sono sintomo di ot-tiche di scarso pregio. Altrettanto dica-si per le immagini lattescenti, immagi-ni sfocate appena fuori del centro delcampo e distorsione molto forte ai bor-di. Talvolta, il costruttore, per propa-gandare un campo maggiore, sfruttaanche il bordo estremo, quello dovelimmagine inevitabilmente cattiva.Considerato che un binocolo unostrumento che dura tutta una vita e chea esso affiderete per molte ore la vostravista, non vale davvero la pena specu-larvi sopra per poche decine di euro.Talvolta nei libri divulgativi si trovache i binocoli, a parit di diametroobiettivo, non arrivano alla stessa ma-gnitudine limite dei telescopi a causadellingrandimento molto basso cherende chiaro il fondo cielo. Questo vero anche se la visione avviene conentrambi gli occhi: ma di quanto la ma-gnitudine limite di un binocolo infe-riore a quella di un telescopio? Di circauna magnitudine. La tabella 2 presentaquesti valori, secondo una nostra for-mula indicata pi sotto.Il primo dato presente nella tabella ca-ratterizza il binocolo, ovvero d lin-grandimento e il diametro obiettivo; ilsecondo il valore della pupilla duscita.Cio, il diametro del dischetto chiarovisibile dalla parte degli oculari quan-do il binocolo diretto verso uno sfon-do luminoso. Il valore della pupilladuscita (p.u.) si determina dividendoil diametro dellobiettivo per lingran-dimento; pi grande e maggiore ri-sulta la luminosit.Abbiamo, infine, la magnitudine limiteche ci possiamo aspettare dal binocoloconsiderato. Questo limite basato suun cielo buono e una vista normale, di-ciamo quando a occhio si distinguonosenza fatica stelle di magnitudine + 5,5.Tali valori sono stati ricavati dalla for-mula: mlim. = (7,0 - 2x p.u.) + 5 log D(Valori espressi in cm).Essa, oltre che del diametro dellobiet-tivo, tiene conto della pupilla duscita.Facciamo un esempio per un binocolonon considerato nella tabella ma moltodiffuso: un 750, cio un modello da 7ingrandimenti con obiettivi da 50 mmdi diametro. La sua pupilla duscita va-le 50:7 = 7,14 mm. Si ha: mlim. = (7,0 -1,4) + 5 log 5 = 9,1. Rispetto al modelloda 10x perde 4 decimi di magnitudineperch la grande pupilla duscita rendeil cielo molto chiaro.

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Nei binocoli allaumento del diametro obiettivo oltre i 50 mm corrisponde un ver-tiginoso aumento del prezzo. Ad esempio, anche oltre i 5000 euro per questomostro 35150 pesante ben 59 kg! (Cortesia Gern Optic).

Nei binocoli le principali sigle danno indicazioni sullingrandimento, sul diametrodegli obiettivi e sul campo angolare. La pupilla duscita il dischetto chiaro visi-bile negli oculari. (Cortesia ditta Auriga).

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Come valutare un binocoloIn parte, la bont di un binocolo emer-ge gi dallaspetto esterno, che devemostrare una buona accuratezza di co-struzione, mentre le pupille duscitadevono apparire uniformi e non om-brate ai bordi, indice questo di prismiscadenti. Guardando attraverso, le im-magini devono apparire limpide, bril-lanti, contrastate. ammissibile che glispigoli dei palazzi, ai bordi del campo,appaiano un po curvi per la distorsio-ne, ma un poe non in forma accen-tuata. Lo stesso dicasi per la nitidezzaai bordi estremi. accettabile che essanon sia come al centro, ma devessereancora fruibile. Su questo punto il di-scorso diventa pi importante per imodelli a grande campo, cio per queibinocoli che montano oculari grandan-golari. Purtroppo, non di rado il campovantato in questi modelli non total-mente utilizzabile per le notevoli aber-razioni ai bordi.La visione di unantenna televisiva o diun comignolo in controluce d indica-zioni sullaberrazione cromatica, ciosu quellaberrazione che provoca iride-scenza. In un binocolo ben corretto, alcentro del campo, anche in queste con-dizioni, tale iridescenza non deve ma-nifestarsi o essere appena appena per-cettibile.Per una persona con poca esperienza lacosa migliore consiste nel provare pibinocoli scegliendo poi quello che ri-sponde meglio alle proprie esigenze.

MODELLO PREZZO ORIENTATIVO(EURO)

8 30 10010 50 15015 70 50020 100 200025 150 8000

Tabella 1

BINOCOLO PUPILLA MAGNITUDINEDUSCITA LIMITE

8 20 2,5 8,08 30 3,75 8,68 40 5,0 9,0

10 50 5,0 9,515 60 4,0 10,115 70 4,7 10,320 80 4,0 10,720 100 5,0 11,025 150 6,0 11,7

Tabella 2

I binocoli sono strumenti composti da molte parti che devono essere di buonaqualit e sistemate con cura. Per questo non possono presentare prezzi troppobassi, dei quali anzi bisogna diffidare. (Cortesia ditta Auriga).

I modelli di primissima qualit, come questo Leica 1042, hanno prezzi molto alti,non per tutti giustificati dalla maggiore qualit dimmagine che possono offrire.

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ingrandimento variabile, per passare,ad esempio, dai 20 ai 60x. I migliori so-no quelli a oculari intercambiabili e an-che qui, in genere, lescursione va dai20 ai 60x. Per astronomia non sono cer-to lideale, sia per la modesta aperturache per la luce sottratta dal sistemaraddrizzante. Spesso hanno un oculare zoom, cio aingrandimento variabile, per passare,ad esempio, dai 20 ai 60x. I migliori so-no quelli a oculari intercambiabili giin grado di fornire buone visioni dellaLuna e, dotandoli di un apposito filtro,del Sole. Alcuni modelli montano ad-dirittura obiettivi alla fluorite con trat-tamento antiriflesso multistrato e pos-sibilit di collegarvi la macchina foto-grafica con apposito raccordo. Sfortu-natamente, per, i loro prezzi sono co-s alti da mettere questi cannocchialidirettamente in concorrenza con i tele-scopi, molto pi adatti allindagineastronomica.In genere, i cannocchiali, strumenticoncepiti per losservazione terrestre,si presentano per i nostri scopi menoconsigliabili di un binocolo, perch illoro minore campo di veduta rendepi difficoltoso il riconoscimento dellazona celeste inquadrata, cio il campoabbracciato comparabile a quello diun telescopio, ma con una luminositdi gran lunga inferiore. Per losserva-tore del cielo, un altro inconveniente diquesti cannocchiali il supporto da ta-volo, che richiede una colonnina o, ap-punto, un tavolo sul quale poggiare.La mancanza di un supporto concepitoper losservazione del cielo crea pro-blemi nel puntamento di oggetti pros-simi allo zenit; per in qualche model-lo la visione avviene a 45 e non in li-nea con lasse ottico dellobiettivo. Adesempio, con il cannocchiale puntato a45 di altezza losservatore guarda lun-go lorizzonte, in posizione di tutto ri-poso.

Bench concepiti per la visione terrestre, i cannocchialipossono essere adattati alluso astronomico come que-sto Halleyscope 8-32x con obiettivo da 40 mm, com-pleto di treppiede da tavolo e oculare inclinato a 45.(Cortesia Gern Optic).

I migliori cannocchiali sono quelli con obiettivi apocromatici, come il casodi questo Kowa Prominar con obiettivo alla fluorite da 77 mm, ma il prezzodiviene paragonabile a quello dei telescopi. Circa 1000 euro per il modelloqui raffigurato. (Cortesia ditta Auriga).

In alcuni modelli di cannocchiali vi sia la possibilit dimontare un oculare a 45 che quella di applicarvi unamacchina fotografica. (Cortesia ditta Auriga).

Attenzione, come abbiamo gi accen-nato, che in un certo numero di esem-plari di basso prezzo lallineamento deiprismi curato in modo approssimati-vo e che questo dopo un certo periododi tempo si ripercuote come un distur-bo. Volendo proprio risparmiare, sce-gliete modelli a basso ingrandimento,che evidenziano di meno i difetti co-struttivi.Unaltra prova che vale la pena di fare quella dei riflessi. Puntando a lato di unlampione di notte, la luce di questulti-mo provocher riflessi, che per devonoessere contenuti e non fastidiosi.Naturalmente, la prova finale per unbinocolo destinato allosservazione delcielo si ha guardando le stelle, che co-stituiscono un test molto severo per

qualsiasi strumento. Idealmente, que-ste dovrebbero apparire come puntinipiccolissimi, ma in pratica mostreran-no una certa dimensione, che comun-que dovrebbe essere molto ridotta. An-che qui sarebbe molto utile un parago-ne fra diversi esemplari.

CannocchialiStrumenti adattabili alla visione astro-nomica sono pure i cannocchiali terre-stri, cio quegli strumenti tipicamentemodesti che offrono limmagine rad-drizzata. Si tratta solitamente di appa-recchi poco impegnativi sia come usoche come prezzo. Il loro obiettivo sui60 mm di diametro; 40 mm nei pi mo-desti e 80 mm nei pi impegnativi.Spesso hanno un oculare zoom, cio a

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