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+====== A1.3 La parallassi stellari. Seeing. ======
+<WRAP justify>
+Sulla superficie della Terra, per valutare la distanza di un qualunque oggetto
+non altrimenti raggiungibile è d'uso ricorrere
+a semplici metodi trigonometrici, traguardando l'oggetto da due
+diverse opportune posizioni. Procedure simili sono possibili anche
+per valutare la distanza delle stelle, utilizzando come base della
+misurazione la posizione della Terra sulla sua orbita a distanza
+di sei mesi (fig. 1.17).
+{{:c01:fig1_16.jpg?400}}
+**Fig. 1.17.** //Traguardando una stella a sei mesi di distanza ci si attende che la sua posizione sulla volta celeste
+vari di un angolo 2 π, ove π ` la parallasse dell’ oggetto, deﬁnita come l’angolo sotto il quale l’oggetto vede il
+e semiasse ”a” dell’orbita terrestre.//
+Per stelle che giacciono sul piano perpendicolare alla base di
+traguardo cosi' definita si ha
+<m>r= a/{tg pi} approx {a / pi}</m>
+dove "a" è il semiasse dell' orbita terrestre (//unità
+astronomica//) e l'angolo <m>pi</m> è misurato in [[wp.it>radianti]].
+Essendo 1 rad = 57<sup>o</sup> 17' 44" pari a 206.265 secondi d'arco
+<m>r= a (206.265/pi)</m>
+se <m>pi</m> è misurato in secondi d'arco.
+Poichè <m>a=1.49598 * 10^13 cm</m>
+<m>r = 3.1 * 10^18 / pi cm</m>
+Assumendo come unità di misura delle distanze stellari quella
+cui corrisponde una parallasse annua di 1" (1 [[wp.it>parsec]] (pc)= 3.1
+<sup>18</sup> cm) si ha direttamente
+<m>r (pc)= 1/ pi</m>
+Poichè la velocità della luce è <m>c approx 3 10^10  cm/sec</m>,
+un parsec corrisponde a 3.26 anni luce, cioè allo spazio
+percorso dalla luce in 3.26 anni (1 anno essendo pari a circa 3.1 10<sup>7</sup> secondi).
+Traguardando una stella a sei mesi di
+distanza ci si attende che la sua posizione sulla volta celeste
+vari di un angolo 2 <m>pi</m>, ove <m>pi</m> è la parallasse dell'
+oggetto, definita come l'angolo sotto il quale l'oggetto vede il
+semiasse "a" dell'orbita terrestre.
+La misura delle parallassi è argomento delicato, perchè è
+innanzitutto da notare che ogni telescopio non può restituire
+immagini puntiformi, creandosi in ogni caso una figura di
+[[wp.it>diffrazione]], tanto più estesa quanto minore è il diametro del
+telescopio. L'ottica ondulatoria ci assicura che il disco centrale
+della figura, sino alla prima frangia oscura, ha un raggio
+angolare
+<m>alpha = 1.22 lambda / D</m>
+dove <m>alpha</m> è espresso in radianti. Nel visibile (<m>lambda
+approx 5500 A</m>)  ed esprimendo D in centimetri si ottiene
+<m>alpha = 14 / D</m> in secondi d'arco.
+\\
+{{:c01:zboo_lucky_image_1pc.png|}}
+\\
+\\
+//La figura di diffrazione attorno alle stelle del sistema binario di [[wp.it>Zeta Bootis]], osservate con un telescopio di 2.56 metri di apertura (dalla voce [[wp.it>diffrazione]] di Wikipedia)//
+\\
+\\
+Le maggiori limitazioni nella misura delle parallassi provengono
+peraltro dalla turbolenza atmosferica ([[wp.it>seeing]]) che produce
+variazioni temporali dell'[[wp.it>indice di rifrazione]] atmosferico e,
+quindi, del cammino ottico dei raggi luminosi,  disperdendo
+l'immagine di una stella su un area che in  condizioni normali è
+dell' ordine di almeno alcuni secondi d'arco.  E' per questa
+ragione che risulta di grande importanza collocare gli osservatori
+astronomici ad alta quota, in regioni contraddistinte da limitata
+turbolenza atmosferica, dove il seing può scendere anche sotto
+il secondo d'arco. Quando si consideri che [[wp.it>Lista_delle_stelle_più_vicine|la stella più vicina al Sole]], alpha Cen ([[wp.it>Alfa_Centauri|alpha Centauri]]), ha una parallasse di soli
+".76 si comprende peraltro la difficoltà di precise misure di
+parallasse. Il metodo trigonometrico ha consentito cosi' di avere
+indicazioni abbastanza precise sulla distanza solo qualche
+centinaio  di stelle nei dintorni del Sole.
+Un notevole miglioramento si è ottenuto grazie all'
+utilizzazione di telescopi nello spazio e, in particolare, dal
+satellite astrometrico [[wp.it>Hipparcos]], lanciato nel 1989 dall'[[wp.it>Agenzia Spaziale Europea]],
+che ha misurato la parallasse di molte migliaia
+di stelle con precisioni dell'ordine  del millesimo di secondo
+d'arco (risultati ancora migliori si attendono dalla missione [[wp.it>Satellite_Gaia|Gaia]], attualmente in corso, sempre dell'Agenzia Spaziale Europea). Un telescopio spaziale  risulta infatti limitato dal solo
+fenomeno della diffrazione (//diffraction limited//),
+semprechè la piattaforma spaziale sia adeguatamente
+stabilizzata.
+{{youtube>3LJb3KMymHg?size=624x351}}
+\\
+Si noti che l'immagine di [[wp.it>seeing]] oltre che limitare la misura
+delle parallassi introduce pesanti limitazioni anche sul limite
+inferiore dei segnali luminosi rivelabili. Il cielo  ha infatti
+una luminosità diffusa (fondo) valutabile nella banda V a circa
+mag  per secondo d'arco quadrato. Se l'immagine di una stella
+viene dispersa dal seeing su una superficie analoga, ne segue che
+per oggetti con magnitudine superiore a V=22  il rapporto
+segnale-rumore scende sotto l'unità, rendendo sempre più
+difficoltose le misure. //All'aumentare della figura di seeing
+diminuisce quindi la magnitudine limite raggiungibile da un
+telescopio//, ed e' questo uno tra i principali  motivi per cui è
+vitale scegliere per gli osservatori astronomici siti
+contraddistinti dal minimo possibile seeing. Ed è questo ancora
+il motivo per cui la tecnologia dei moderni telescopi ha
+sviluppato tutta una serie di procedure informatiche ([[wp.it>Ottica_adattiva|ottiche adattive]]
+e [[wp.it>Ottica_attiva|ottiche attive]]) volte a minimizzare le
+dimensioni delle immagini stellari.
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~