Il primo metodo consiste nel porre la macchina fotografica senza obiettivo o la camera CCD al posto dell’oculare, in questo modo si ottiene la massima luminosit\u00e0 possibile dla sistema ma anche il minimo ingrandimento. Il metodo 2 prevede l’interposizione di un particolare sistema ottico, costituito da due o tre lenti, tra il telescopio e il sistema di ripresa, senza il prorpio obiettivo nel caso di fotocamera: il sistema ottico \u00e8 chiamato “lente di Barlow” e provvede ad aumentare la lunghezza focale equivalente dell’intero insieme grazie al suo sitema di lenti negative. Normalmente una lente di Barlow raddoppia la lunghezza focale di un telescopio (Barlow 2x) ma esistono Barlow che triplicano (3X) o addirittura quintuplicano (5x); chiaramente pi\u00f9 una Barlow \u00e8 “spinta” pi\u00f9 aumentano i difetti ottici nell’immagine finale, quindi si pu\u00f2 dire che il massimo utlizzabile per una Barlow normale \u00e8 la 3x anche se sarebbe meglio limitarsi alla 2x e possibilmente scegliere le Barlow apocromatiche, costituite da tre o pi\u00f9 lenti, a differenza delle normali acromatiche con solo due lenti. In sostanza una lente di Barlow \u00e8 l’equivalente astrofotografico di un duplicatore di focale fotografico, solo che quest’ultimo \u00e8 normalmente costituito da cinque o sei lenti: in astronomia la quantit\u00e0 di luce che ci arriva dagli astri \u00e8 quasi sempre molto poca, per cui si tende a limitare il pi\u00f9 possibile il numero di lenti in un sistema ottico proprio per evitare eccessive dispersioni e perdite di luminosit\u00e0. Con il terzo metodo si entra appieno nel mondo della fotografia planetaria e lunare ad alta risoluzione in quanto il sistema permette di ottenere forti ingrandimenti, anche superiori a quelli ottenibili con le lenti di Barlow.<\/p>\n
![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/eyepieceprojection_schema_astronomysource.com_.jpg\")
<\/a>Schema ottico completo del metodo di proiezione dell’oculare con una camera CCD utilizzata per la ripresa (dal sito astronomysource<\/a>)<\/h5>\n<\/h5>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/eyepieceprojection_astronomysource.com_.jpg\")
<\/a>Come si realizza in pratica il metodo della proiezione dell’oculare, in questo caso viene utilizzato un anello adattatore (T-Ring) a cui sar\u00e0 poi applicata una fotocamera reflex senza obiettivo (dal sito astronomysource<\/a>)<\/h5>\nLe due immagini precedenti illustrano in maniera piuttosto evidente come funziona e come si mette in pratica questo metodo. Infine il quarto metodo prevede di utilizzare il sistema ottico completo del telescopio (obiettivo + oculare) con quello completo di una fotocamera, compreso il suo obiettivo: in pratica chiunque fotografi utilizzando uno smartphone appoggiato sull’oculare del telescopio utilizza il metodo Afocale. Tra tutti quelli descritti quello Afocale \u00e8 senz’altro il peggiore in termini sia di qualit\u00e0 dell’immagine finale sia di stabilit\u00e0 meccanica dell’intero sistema; pu\u00f2 essere considerato un punto di inizio ma se si vuole ottenere qualcosa di meglio bisogna necessariamente evolversi verso gli altri metodi, attrezzandosi di conseguenza.<\/p>\n
La Teoria<\/h4>\n
Qualche formula e un paio di calcoli non credo facciano male, anzi ritengo siano a questo punto quanto mai opportuni per inquadrare meglio le metodologie; ci limiteremo ad esaminare nel dettaglio i metodi 2 e 3, in quanto pi\u00f9 inerenti all’argomento specifico della fotografia planetaria e lunare. La prima cosa che bisogna tenere presente \u00e8 che, in campo astronomico, uno degli elementi pi\u00f9 importanti in assoluto \u00e8 il diametro del telescopio e questo per due motivi: uno perch\u00e8 pi\u00f9 luce si raccoglie meglio \u00e8 e secondo perch\u00e8 pi\u00f9 grande \u00e8 il diametro pi\u00f9 aumenta il potere risolutivo, ovvero la capacit\u00e0 di riuscire a vedere separati due punti vicini. La formula empirica per calcolare il potere risolutivo di un telescopio \u00e8:<\/p>\n
Pr = 120 \/ D<\/strong><\/p>\ndove D \u00e8 il diametro in millimetri della lente o dello specchio principale del telescopio, quella che raccoglie la luce dagli astri. Il potere risolutivo risultante \u00e8 una misura angolare ed \u00e8 espresso in secondi d’arco, ovvero in tremilaseicentesimi di grado e viene abbreviato dal simbolo “; quindi un telescopio con un diametro di 200 millimetri avr\u00e0 un potere risolutivo di 0,6”, ovvero potr\u00e0 risolvere oggetti con una separazione minima di 0,00017 gradi. Si tratta ovviamente di un valore teorico e il potere risolutivo reale dipender\u00e0 anche da altri fattori, come le condizioni del telescopio e, soprattutto, lo stato di turbolenza dell’atmosfera, quello che viene definito “seening”; quest’ultimo influenza pesantemente il potere risolutivo tanto che il valore teorico sar\u00e0 raggiungibile solo in rarissime occasioni e la maggior parte delle volte bisogner\u00e0 usare quello determinanto dal seening, anch’esso espresso in secondi d’arco. Il secondo elemento che bisogna esaminare \u00e8 la lunghezza focale del telescopio: maggiore \u00e8 la lunghezza focale e meno luminoso sar\u00e0 lo strumento, come viene detto nel gergo astronomico. Una lunghezza focale corta, tipicamente 5 o 6 volte il diametro dell’obiettivo, \u00e8 particolarmente adatta per un telescopio che dovr\u00e0 mostrare preferibilmente oggetti deboli e diffusi, dove si potranno fotografare questi oggetti con tempi di esposizione abbastanza brevi ma non si potranno avere forti ingrandimenti. In effetti la formula per calcolare gli ingrandimenti risultanti \u00e8 la seguente:<\/p>\n
I = F \/ Fo<\/strong><\/p>\ndove F \u00e8 la lunghezza focale del telescopio e Fo la lunghezza focale dell’oculare utilizzato. Quindi si pu\u00f2 vedere che a parit\u00e0 di oculare utilizzato un telescopio con una lunghezza focale 5 volte il diametro (definito come “rapporto d’apertura” ed indicato come f\/5) potr\u00e0 ingrandire molto meno di un telescopio che ha una lunghezza focale 10 volte il suo diametro (f\/10): questo fattore \u00e8 estremamente importante nell’osservazione visuale e fotografica dei pianeti. In effetti un’efficace combinazione di potere risolutivo ed ingrandimento permette di sfruttare al massimo un telescopio nelle osservazioni planetarie e lunari: un telescopio da 200 millimetri di diametro e 2000 millimetri di lunghezza focale (f\/10), come lo Schmidt-Cassegrain che uso normalmente, ha un potere risolutivo teorico di 0,6″ ed equipaggiato con un oculare da 9 millimetri di focale potr\u00e0 ingrandire visualmente 222 volte circa. Ma questo ingrandimento \u00e8 quello ideale per poter osservare i pi\u00f9 piccoli dettagli osservabili della Luna o di un pianeta? Purtroppo questa valutazione dipende fortemente dalle condizioni osservative del momento e non si possono dare riferimenti o formule valide in senso assoluto: si pu\u00f2 per\u00f2 definire sia un ingrandimento minimo risolvente sia uno massimo, oltre il quale non sarebbe consigliabile andare per non degradare eccessivamente l’immagine. L’ingrandimento minimo risolvente si ottiene comparando il potere risolutivo dell’occhio umano con quello del telescopio, secondo la formula:<\/p>\n
Imin = Pr(eye) \/ Pr (tele)<\/strong><\/p>\nconsiderando che, in media, il potere risolutivo dell’occhio umano \u00e8 di 100″, con il mio telescopio da 200 millimetri si ottiene un ingrandimento minimo risolvente pari a 167x. Questo numero indica quindi che tutti i dettagli che il mio occhio potr\u00e0 percepire saranno gi\u00e0 visibili a 167 ingrandimenti, supponendo di osservare in una serata con l’atmosfera molto stabile che permetta di raggiungere il potere risolutivo teorico del telescopio. Per contro l’ingrandimento massimo consigliabile pu\u00f2 essere definito dalla formula empirica (Paolo Andrenelli, l’Astronomo Dilettante, Sansoni, 1968-1979<\/em>):<\/p>\nImax = 13,8 * RADQ(D)<\/strong><\/p>\ndove RADQ \u00e8 la radice quadrata e D il diametro in millimetri del telescopio. Quindi ancora per il mio Schmidt-Cassegrain troviamo un ingrandimento massimo di 195x. Questo non vuol dire che non si possa ingrandire di pi\u00f9, magari sfruttando anche una lente di Barlow; vuol dire semplicemente che a questi fattori d’ingrandimento si hanno gi\u00e0 visibili tutti i dettagli possibili, almeno visualmente, e che ingrandire di pi\u00f9 potr\u00e0 solo evidenziarli meglio a patto che le condizioni di turbolenza atmosferica lo permettano. In alcune letterature si trova che l’ingrandimento massimo utilizzabile \u00e8 addirittura pari a due volte il diametro del telescopio in millimetri, quindi arriviamo a 400x nel mio caso; ma ripeto che si tratta sempre di misure empiriche che devono dare pi\u00f9 un orientamento piuttosto che una regola.<\/p>\n
Dal punto di vista fotografico, invece, le regole sono un poco pi\u00f9 precise e permettono di definire meglio tecniche e modalit\u00e0 di ripresa. Per “fotografiche” intendo ovviamente riprese con sistemi elettronici, in quanto il tempo delle emulsioni fotografiche \u00e8 tramontato gi\u00e0 da un bel p\u00f2; in questo senso far\u00f2 riferimento indifferentemente sia a camere planetarie sia a fotocamere in quanto il meccanismo di acquisizione \u00e8 assolutamente identico, ovvero sensori CCD. Fondamentale in campo fotografico \u00e8 il concetto di “campionatura” ovvero la riproduzione pi\u00f9 fedele possibile di un segnale continuo, come quello dell’immagine da un telescopio, da parte di un sensore CCD che per sua natura \u00e8 discontinuo. Il criterio di campionamento (teorema del campionamento) enunciato dai matematici Harry Nyquist e Claude Shannon prevede che sia possibile registrare in maniera adeguata un segnale analogico in formato digitale, a patto che venga effettuato un adeguato numero di campionamenti: questi non devono essere pi\u00f9 grandi della met\u00e0 del pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile. Nel caso della registrazione da parte di CCD di immagini astronomiche, il pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile che il telescopio \u00e8 in grado di mostrare deve essere registrato da almeno due pixel. Per fare un esempio concreto, utilizzando la mia camera CCD ZWO ASI 120MC dotata di un sensore delle dimensioni di 4,8 x 3,6 millimetri con una risoluzione massima di 1280×960 pixels, ogni pixel ha le dimensioni di 3,75 micron, ovvero 0,00375 millimetri; il criterio di campionamento stabilisce che per poter sfruttare al meglio il potere risolutivo del mio telescopio Schmidt-Cassegrain da 200 millimetri di diametro e 2000 millimetri di lunghezza focale, la scala d’immagine dovr\u00e0 essere di 0,3″ per pixel, essendo il potere risolutivo teorico del telescopio pari a 0,6″. La formula per determinare la scala d’immagine del telescopio con il sensore utilizzato \u00e8:<\/p>\n
S = d * 206,28 \/ F<\/strong><\/p>\ndove S \u00e8 la scala d’immagine secondi d’arco per pixel, d le dimensioni di un singolo pixel in micron e F la focale del telescopio. Il risultato nel mio caso \u00e8 quindi pari a circa 0,39″\/pixel, un poco superiore a quello auspicabile di 0,3″; a questo \u00e8 facile calcolare la lunghezza focale necessaria affinch\u00e8 si realizzino le condizioni minime di scala d’immagine, grazie alla formula:<\/p>\n
F = d * D * 3,438<\/strong><\/p>\ndove D \u00e8 il diametro del telescopio in millimetri. Sempre nel mio caso risulta una lunghezza focale ottimale per la campionatura pari a circa 2578 millimetri. Ecco quindi che risulta necessario aumentare la lunghezza focale originale del telescopio fino a portarla almeno al valore ottimale, oppure anche un valore superiore a patto che le condizioni atmosferiche (seening) della serata lo permettano. In realt\u00e0 talvolta \u00e8 possibile spingere la lunghezza focale oltre il limite indicato dalla campionatura ottimale o come si dice in gergo sovracampionare<\/strong><\/em>, anzi qualche volta \u00e8 quasi necessario in quanto nelle formule sopra riportate non vengono considerati alcuni effetti come la tipologia di costruzione della matrice CCD che prevede degli spazi vuoti tra un pixel ed un altro adiacente; in questi spazi vuoti possono perdersi parti d’informazione del segnale analogico che non vengono campionate e quindi sovracampionando si prendono in considerazione pi\u00f9 pixel per la campionatura. Inoltre con tempi di esposizione brevissimi come quelli richiesti dalle foto planetarie e lunari \u00e8 possibile minimizzare gli effetti della turbolenza atmosferica: la realizzazione di file video (formato AVI non compresso) permette di avere a disposizione una grande quantit\u00e0 di frame con tempi di esposizione dell’ordine di decimi di secondo ognuno ed \u00e8 qundi anche possibile utilizzare tecniche di ricostruzione dell’immagine sotto forma di complessi algoritmi di deconvoluzione<\/strong><\/em> che possono portare fino al raddoppio del potere risolutivo reale. Con questi ulteriori elementi di valutazione \u00e8 quindi assolutamente lecito prevedere l’utilizzo non solo della lente di Barlow (metodo 2 della lista iniziale) per aumentare la focale del telescopio ma anche oculari per il metodo della proiezione (numero 3).\u00a0 Nel caso della lente di Barlow i calcoli sono abbastanza semplici: la lunghezza focale del telescopio viene praticamente raddoppiata e il nuovo valore entra a far parte dei calcoli. Con il metodo della proiezione dell’oculare le cose sono invece leggermente diverse, in quanto la focale complessiva del sistema deve essere calcolata attraverso una formula:<\/p>\nFeq = F * ((T \/ Fo) – 1)<\/strong><\/p>\ndove Feq \u00e8 la focale equivalente del sistema ottico, cio\u00e8 la nuova focale del telescopio vista dal punto di fuoco sul sensore CCD, Fo \u00e8 ancora la focale dell’oculare, F quella dell’obiettivo del telescopio e T il “tiraggio” ovvero la distanza dall’ultima lente dell’oculare al sensore CCD dove si forma l’immagine. Come esempio vediamo ancora il caso delmio telescopio, utilizzando un oculare ortoscopico da 9 millimetri ed un tiraggio misurato pari a 30 millimetri: in queste condizioni la focale equivalente risultante \u00e8 pari a 4667 millimetri, quindi leggermente superiore a quello ottenibile con la Barlow 2x ed in piena sovracampionatura.<\/p>\n
Immagini<\/h4>\n
A questo punto, con il piccolo bagaglio teorico che abbiamo acquisito, vediamo qualche immagine e cerchiamo di analizzarla. In questa sede vedremo alcune immagini della Luna riprese, come accennato nell’introduzione, nelle giornate del 7 e 11 agosto 2020 con il nostro satellite in fase calante e ben visibile dopo la mezzanotte locale. L’intero set di immagini ripreso nelle due serate include anche una ricerca dettagliata riguardante alcune particolari formazioni lunari chiamati “Domi<\/strong>“, da latino Domus, ovvero “case”. Con questa terminologia vengono definite delle strutture a forma di cupola, somiglianti a dei vulcani a scudo come quelli delle Hawaii ma molto pi\u00f9 bassi (al massimo poche centinaia di metri in altezza) e che possono raggiungere un’estensione di qualche decina di chilometri. Si tratta probabilmente dei veri ed unici vulcani lunari, in quanto tutti gli altri crateri sono chiaramente di origine meteorica; possono avere un piccolo cratere sulla loro sommit\u00e0, hanno una bassissima pendenza ed il magma che \u00e8 fuoriuscito dal loro interno e che ha contribuito alla loro formazione \u00e8 dello stesso tipo di quello presente nei Mari lunari. Si trovano principalmente sui bordi delle vaste distese laviche ed in vicinanza di fratture o faglie nella superficie. Nella seconda parte di questo articolo affronter\u00f2 una trattazione pi\u00f9 estesa e dettagliata dei Domi lunari, corredando il tutto con alcune immagini riprese ad alta risoluzione; qui invece vediamo altre immagini riprese sia basso ingrandimento (fuoco diretto del telescopio), sia con la lente di Barlow e con la proiezione di un oculare ortoscopico da 9 millimetri ma nessuna di queste riporta dei Domi evidenti.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_2020-08-07T220759UT_PRIMARY_GIMP_LABEL-1.jpg\")
<\/a>In questa prima immagine ripresa a bassa risoluzione ho inquadrato la regione nord-orientale della superficie lunare con in evidenza il cratere Aristoteles. La lunghezza focale del telescopio Schmidt-Cassegrain da 200 mm di diametro era qui al suo valore normale, ovvero 2000 mm, in base alla formula:<\/p>\nw = 206265 * (2 * d) \/ F<\/strong><\/p>\nsi ottengono le dimensioni angolari in secondi d’arco del pi\u00f9 piccolo particolare visibile, in questo caso otteniamo con d = 3,75 micron (0,00375 millimetri) avendo utilizzato la camera ZWO ASI 120MC un valore w di 0,77″; leggermente superiore al potere risolutivo massimo del telescopio. A questo punto \u00e8 facile determinare le dimensioni reali di tale caratteristica, visto che la Luna in quella serata si trovava a circa 400.700 km di distanza dalla Terra (Delta) si applica la formula con w trasformato in gradi:<\/p>\n
v = Delta * TAN(w)<\/strong><\/p>\nsi trova un valore di v pari a 1,5 km. In realt\u00e0 questo valore si riferisce al pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile considerando questo come registrabile da due pixel adiacenti: in realt\u00e0 per le condizioni viste nel paragrafo precedente tale valore appare abbastanza ottimistico, molto pi\u00f9 realistico potrebbe essere considerare come il pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile quello registrabile da almeno una matrice di quattro pixel, questo porta il valore di v ad almeno 3 km.<\/p>\n
![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_-2020-08-07T223536UT_BARLOW2X_GIMP.jpg\")
<\/a>Questa seconda immagine \u00e8 stata ripresa con l’ausilio della lente di Barlow 2x, raddoppiando quindi la focale del telescopio che raggiunge i 4000 mm equivalenti. La regione \u00e8 sempre quella del cratere Aristoteles, il cratere pi\u00f9 grande in alto. Utilizzando le stesse formule viste precedentemente ed applicando le medesime considerazioni sul numero di pixel necessari per registrare il dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile, si ottiene un valore di 1,5 km.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_-2020-08-07T230629UT_EP9_WFG2_GIMP.jpg\")
<\/a>Terza immagine ottenuta con il metodo della proiezione dell’oculare (9 mm ortoscopico) e centrata esattamente sul cratere Aristoteles. Si pu\u00f2 notare che l’immagine non appare pi\u00f9 nitida e definita come in quella a basso ingrandimento ed appare leggermente pi\u00f9 degradata anche rispetto a quella ottenuta con la lente di Barlow 2x; tuttavia sono ancora ben visibili moltissimi dettagli superficiali con un buon grado di nitidezza. In questo caso la serata era particolamente favorevole ed il seening piuttosto buono. Considerando una focale equivalente di 4667 mm, in quanto ho utilizzato l’oculare da 9 mm, risulta che il dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile doveva essere di dimensioni angolari intorno ai 0,66″ quindi ancora al di sopra del massimo teorico possibile per il mio telescopio: il valore in km corrispondente \u00e8 di circa 1,29. Si tenga presente che qualora le dimensioni angolari del dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile dovessero essere inferiori al potere risolutivo massimo teorico del telescopio, si dovrebbe usare esclusivamente quest’ultimo valore. Come termine di confronto si consideri che il cratere Aristoteles ha un diametro di circa 88 km<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_-2020-08-07T223933UT_BARLOW2X_GIMP_LABEL.jpg\")
<\/a>Riprendendo la prima immagine si pu\u00f2 osservare nella sua parte pi\u00f9 orientale il cratere Burg: in questa foto ripresa con la lente di Barlow 2x si pu\u00f2 vedere il dettaglio di questo cratere, assolutamente circolare e del diametro di 40 km, e la regione immediatamente circostante. La distesa lavica che circonda il cratere \u00e8 chiamata Lacus Mortis; poco distante il pi\u00f9 grande cratere Hercules con un diametro di 70 km e con le pareti che si elevano fino a 3200 metri al di sopra del fondo del cratere stesso. Ricordo che i crateri appaiono ellittici per via della prospettiva con cui li vediamo dalla Terra. I dettagli pi\u00f9 fini sono ancora ben visibili in questa immagine che ha una risoluzione massima di circa 1,5 km.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_HERCULES_2020-08-07T231021UT_EP9_WFG2_GIMP.jpg\")
<\/a>Utilizzando ancora una volta il metodo della proiezione con l’oculare da 9 mm portiamo la risoluzione massima intorno ai 1,3 km ma l’immagine in questo caso perde notevolmente in qualit\u00e0, anche con evidenti segni di aberrazione cromatica dovuta all’oculare e dagli effetti rifrangenti dell’atmosfera. In effetti il seening pu\u00f2 facilmente variare durante la stessa serata in maniera imprevedibile. Malgrado tutto sono per\u00f2 riconoscibili una grande quantit\u00e0 di dettagli come piccoli crateri, creste, formazioni montuose e corrugamenti della superficie lavica proprio a ridosso del cratere Burg.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_SERENITATIS_2020-08-07T221642UT_PRIMARY_GIMP_LABEL-1.jpg\")
<\/a><\/p>\nSpostandosi in direzione sud sempre nel settore orientale della Luna, incontriamo il Mare Serenitatis, di forma circolare ed esteso per almeno 650 km. Questa immagine, ripresa a basso ingradimento ponendo la camera CCD al fuoco primario del telescopio, riesce ad inquadrare l’intera vasta struttura del Mare Serenitatis e riesce gi\u00e0 a mettere in evidenza alcune sue caratteristiche: all’interno della pianura basaltica che costituisce il Mare, verso il suo bordo pi\u00f9 orientale, \u00e8 possibile osservare due lunghe creste, denominate Dorsa Smirnov e Dorsa Aldrovandi lunghe rispettivamente 131 e 124 km; con una larghezza di pochi km si elevano al di sopra della superficie al massimo per poche centinaia di metri con pendenze non elevate. Si possono meglio osservare quando la luce del Sole le illumina in modo radente, quindi quando si trovano in prossimit\u00e0 del terminatore lunare (la linea che separa il giorno dalla notte sulla Luna). Visibili come “corrugamenti” della superficie dovrebero esseri stati generati dalla solidificazione superficiale della lava fuoriuscita dall’interno lunare diversi miliardi di anni fa a seguito di impatti di asteroidi o di attivit\u00e0 interna, che andava a riempire e formare i futuri Mari lunari (Mare Serenitatis in questo caso); mentre la lava che si trovava in superficie si solidifica rapidamente, quella sottostante rimaneva fluida e trascinava gli strati superiori formando queste strutture geologiche. Nella parte nord-orientale del Mare \u00e8 visibile il grande circolo del cratere Posidonius con diametro di 96 km e parzialmente riempito di lava; in basso verso sud i Montes Haemus con i crateri Menelaus e Plinius posti proprio al confine meridionale del Mare Serenitatis con il Mare Tranquillitatis.<\/p>\n
![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_POSIDONIUS_2020-08-07T224129UT_BARLOW2X_GIMP_LABEL.jpg\")
<\/a>In questa immagine ripresa con la lente di Barlow 2x rivela alcuni interessanti dettagli sia all’interno del cratere Posidonius ia nelle sue immediate vicinanze. Ricordo che qui la risoluzione si dovrebbe aggirare intorno ai 1,5 km e si notano delle fratture sulla superficie lunare, come delle righe o solchi tracciati nella dura lava basaltica: all’interno del cratere Posidonius stesso, denominato Rima Posidonius e leggermente ad est del cratere ma al di fuori di esso con il nome di Rima G Bond. Si tratta di vere e proprie fratture o faglie nella crosta lunare, e possono essere almeno di tre tipi: di forma sinuosa che rappresentano antichi fiumi di lava o tunnel al cui interno la lava ha continuato a scorrere mentre la parte superiore si raffreddava, una volta terminato il flusso di magma il tubo \u00e8 rimasto vuoto e la parte superiore \u00e8 crollata sotto il suo stesso peso formando il solco; a questo tipo potrebbe appartenere la Rima G Bond. Il secondo tipo sono di forma ad arco e si dovrebbero essere formati quando i flussi di lava che hanno formato i mari si raffreddati, contratti e quindi affondati al di sotto della superficie; il terzo tipo sono rettilinei, come la Rima Posidonius, e si tratta di veri e propri “graben” ovvero di spaccature tra due faglie della crosta lunare, quindi appartenenti ad una tipologia completamente differente dalle due precedenti. Possono essersi creati per movimenti tettonici che hanno provocato la separazione tra due faglie oppure a seguito di eventi particolarmente stressanti che hanno coinvolto la crosta lunare in quella zona, come l’impatto di grossi corpi asteroidali.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_POSIDONIUS_2020-08-07T231219UT_EP9_WFG2_GIMP.jpg\")
<\/a>I dettagli elencati a proposito dell’immagine precedente sono qui maggiormente visibili, in questa immagine ripresa con la proiezione dell’oculare 9 mm ortoscopico che porta la risoluzione massima a circa 1,3 km o anche meno. La foto soffre putroppo in parte di una certa aberrazione cromatica e di disturbi residui legati alla turbolenza atmosferica ed alle forzature introdotte dall’algoritmo di calcolo per l’elaborazione dell’immagine, tuttavia i graben interni a Posidonius (Rimae Posidonius) sono adesso decisamente pi\u00f9 chiari e si pu\u00f2 verificare che si tratta di un complesso di fratture e non di una sola. Risulta anche evidente la Rima Chacornac che attraversa l’omonimo cratere a sud di Posidonius che nell’immagine precedente era quasi completamente invisibile e molto pi\u00f9 netta la Rima G Bond ad est.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_PLINIUS_2020-08-07T231446UT_EP9_WFG2_GIMP.jpg\")
<\/a>Ancora grazie alla proiezione dell’oculare da 9 mm ortoscopico possiamo ammirare i dettagli del cratere Plinius posto all’estremit\u00e0 meridionale del Mare Serenitatis a ridosso del Mare Tranquillitatis.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_TRANQUILLITATIS_2020-08-07T221902UT_PRIMARY_GIMP_LABEL.jpg\")
<\/a>L’immagine a bassa risoluzione che comprende gran parte del Mare Traquillitatis ancora pi\u00f9 a sud delle foto precedenti, con il cratere Plinius in alto come riferimento.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_NECTARIS_2020-08-07T222035UT_PRIMARY_GIMP_LABEL.jpg\")
<\/a>Procediamo ancora pi\u00f9 a sud, dopo il Mare Tranquillitatis incontriamo la strozzatura rappresenta dalla tormentata pianura basaltica della Sinus Asperitatis ed approdiamo infine nel bacino del Mare Nectaris di forma decisamente circolare con una estensione di 350 km. A nord il Mare Nectaris \u00e8 delimitato dai due grandi crateri Theophilus (101 km di diametro) e Cyrillus (98 km) con Madler (28 km di diametro) che si erge solitario come una sentinella nel punto di passaggio tra il Mare a sud e la Sinus Asperitatis a nord. A sud il Mare Nectaris \u00e8 delimitato dal grande circo del cratere Fracastorius (124 km di diametro) parzialmente riempito dalla lava che aveva invaso il Mare Nectaris stesso ed annulato la parte nord del bordo del cratere. All’interno del Mare sono gi\u00e0 visibili, malgrado l’immagine presentata sia stata ripresa a bassa risoluzione, creste e dorsali che saranno meglio visibili nella foto ripresa con l’oculare da 9 mm ortoscopico presentata nel seguito.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_THEOPHILUS_2020-08-07T224832UT_BARLOW2X_GIMP.jpg\")
<\/a>Il sistema dei due crateri appaiati Theophilus e Cyrillus con il solitario Madler immortalati in questa immagine con la Barlow 2x. Il livello del dettaglio \u00e8 abbastanza soddisfacente e sono visibili una grande quantit\u00e0 di particolari. Ben evidenti sono i picchi centrali multipli di Theophilus e le formazioni di dorsali e creste ai bordi del mare. Ancora una volta ricordo che la risoluzione \u00e8 qui pari a circa 1,5 km.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_NECTARIS_2020-08-08T001400UT_EP9_WFD2_GIMP_LABEL.jpg\")
<\/a>Fotografando con l’oculare ortoscopico da 9 mm la parte pi\u00f9 orientale del Mare Nectaris e selezionando con cura alcuni parametri della ripresa come il guadagno, il gamma e l’esposizione, vengono messi in risalto una grande quantit\u00e0 di particolari che nella foto a bassa risoluzione erano molto poco o per nulla evidenti: innanzi tutto il cratere Daguerre con i suoi 46 km di diametro che pu\u00f2 essere considerato quasi un cratere “fantasma”, quasi completamente colmato di lava; poi il complesso di corrugamenti, creste e dorsali sui bordi orientali del mare, ben visibili con la luce del Sole radente, che sembrano quasi delle colossali onde congelate nel tempo che vanno ad infrangersi sui contrafforti dei Montes Pyrenaeus. Questa catena montuosa si eleva fino a 3000 metri al di sopra della superficie del Mare Nectaris.<\/p>\n
<\/a>Come si realizza in pratica il metodo della proiezione dell’oculare, in questo caso viene utilizzato un anello adattatore (T-Ring) a cui sar\u00e0 poi applicata una fotocamera reflex senza obiettivo (dal sito astronomysource<\/a>)<\/h5>\nLe due immagini precedenti illustrano in maniera piuttosto evidente come funziona e come si mette in pratica questo metodo. Infine il quarto metodo prevede di utilizzare il sistema ottico completo del telescopio (obiettivo + oculare) con quello completo di una fotocamera, compreso il suo obiettivo: in pratica chiunque fotografi utilizzando uno smartphone appoggiato sull’oculare del telescopio utilizza il metodo Afocale. Tra tutti quelli descritti quello Afocale \u00e8 senz’altro il peggiore in termini sia di qualit\u00e0 dell’immagine finale sia di stabilit\u00e0 meccanica dell’intero sistema; pu\u00f2 essere considerato un punto di inizio ma se si vuole ottenere qualcosa di meglio bisogna necessariamente evolversi verso gli altri metodi, attrezzandosi di conseguenza.<\/p>\n
La Teoria<\/h4>\n
Qualche formula e un paio di calcoli non credo facciano male, anzi ritengo siano a questo punto quanto mai opportuni per inquadrare meglio le metodologie; ci limiteremo ad esaminare nel dettaglio i metodi 2 e 3, in quanto pi\u00f9 inerenti all’argomento specifico della fotografia planetaria e lunare. La prima cosa che bisogna tenere presente \u00e8 che, in campo astronomico, uno degli elementi pi\u00f9 importanti in assoluto \u00e8 il diametro del telescopio e questo per due motivi: uno perch\u00e8 pi\u00f9 luce si raccoglie meglio \u00e8 e secondo perch\u00e8 pi\u00f9 grande \u00e8 il diametro pi\u00f9 aumenta il potere risolutivo, ovvero la capacit\u00e0 di riuscire a vedere separati due punti vicini. La formula empirica per calcolare il potere risolutivo di un telescopio \u00e8:<\/p>\n
Pr = 120 \/ D<\/strong><\/p>\ndove D \u00e8 il diametro in millimetri della lente o dello specchio principale del telescopio, quella che raccoglie la luce dagli astri. Il potere risolutivo risultante \u00e8 una misura angolare ed \u00e8 espresso in secondi d’arco, ovvero in tremilaseicentesimi di grado e viene abbreviato dal simbolo “; quindi un telescopio con un diametro di 200 millimetri avr\u00e0 un potere risolutivo di 0,6”, ovvero potr\u00e0 risolvere oggetti con una separazione minima di 0,00017 gradi. Si tratta ovviamente di un valore teorico e il potere risolutivo reale dipender\u00e0 anche da altri fattori, come le condizioni del telescopio e, soprattutto, lo stato di turbolenza dell’atmosfera, quello che viene definito “seening”; quest’ultimo influenza pesantemente il potere risolutivo tanto che il valore teorico sar\u00e0 raggiungibile solo in rarissime occasioni e la maggior parte delle volte bisogner\u00e0 usare quello determinanto dal seening, anch’esso espresso in secondi d’arco. Il secondo elemento che bisogna esaminare \u00e8 la lunghezza focale del telescopio: maggiore \u00e8 la lunghezza focale e meno luminoso sar\u00e0 lo strumento, come viene detto nel gergo astronomico. Una lunghezza focale corta, tipicamente 5 o 6 volte il diametro dell’obiettivo, \u00e8 particolarmente adatta per un telescopio che dovr\u00e0 mostrare preferibilmente oggetti deboli e diffusi, dove si potranno fotografare questi oggetti con tempi di esposizione abbastanza brevi ma non si potranno avere forti ingrandimenti. In effetti la formula per calcolare gli ingrandimenti risultanti \u00e8 la seguente:<\/p>\n
I = F \/ Fo<\/strong><\/p>\ndove F \u00e8 la lunghezza focale del telescopio e Fo la lunghezza focale dell’oculare utilizzato. Quindi si pu\u00f2 vedere che a parit\u00e0 di oculare utilizzato un telescopio con una lunghezza focale 5 volte il diametro (definito come “rapporto d’apertura” ed indicato come f\/5) potr\u00e0 ingrandire molto meno di un telescopio che ha una lunghezza focale 10 volte il suo diametro (f\/10): questo fattore \u00e8 estremamente importante nell’osservazione visuale e fotografica dei pianeti. In effetti un’efficace combinazione di potere risolutivo ed ingrandimento permette di sfruttare al massimo un telescopio nelle osservazioni planetarie e lunari: un telescopio da 200 millimetri di diametro e 2000 millimetri di lunghezza focale (f\/10), come lo Schmidt-Cassegrain che uso normalmente, ha un potere risolutivo teorico di 0,6″ ed equipaggiato con un oculare da 9 millimetri di focale potr\u00e0 ingrandire visualmente 222 volte circa. Ma questo ingrandimento \u00e8 quello ideale per poter osservare i pi\u00f9 piccoli dettagli osservabili della Luna o di un pianeta? Purtroppo questa valutazione dipende fortemente dalle condizioni osservative del momento e non si possono dare riferimenti o formule valide in senso assoluto: si pu\u00f2 per\u00f2 definire sia un ingrandimento minimo risolvente sia uno massimo, oltre il quale non sarebbe consigliabile andare per non degradare eccessivamente l’immagine. L’ingrandimento minimo risolvente si ottiene comparando il potere risolutivo dell’occhio umano con quello del telescopio, secondo la formula:<\/p>\n
Imin = Pr(eye) \/ Pr (tele)<\/strong><\/p>\nconsiderando che, in media, il potere risolutivo dell’occhio umano \u00e8 di 100″, con il mio telescopio da 200 millimetri si ottiene un ingrandimento minimo risolvente pari a 167x. Questo numero indica quindi che tutti i dettagli che il mio occhio potr\u00e0 percepire saranno gi\u00e0 visibili a 167 ingrandimenti, supponendo di osservare in una serata con l’atmosfera molto stabile che permetta di raggiungere il potere risolutivo teorico del telescopio. Per contro l’ingrandimento massimo consigliabile pu\u00f2 essere definito dalla formula empirica (Paolo Andrenelli, l’Astronomo Dilettante, Sansoni, 1968-1979<\/em>):<\/p>\nImax = 13,8 * RADQ(D)<\/strong><\/p>\ndove RADQ \u00e8 la radice quadrata e D il diametro in millimetri del telescopio. Quindi ancora per il mio Schmidt-Cassegrain troviamo un ingrandimento massimo di 195x. Questo non vuol dire che non si possa ingrandire di pi\u00f9, magari sfruttando anche una lente di Barlow; vuol dire semplicemente che a questi fattori d’ingrandimento si hanno gi\u00e0 visibili tutti i dettagli possibili, almeno visualmente, e che ingrandire di pi\u00f9 potr\u00e0 solo evidenziarli meglio a patto che le condizioni di turbolenza atmosferica lo permettano. In alcune letterature si trova che l’ingrandimento massimo utilizzabile \u00e8 addirittura pari a due volte il diametro del telescopio in millimetri, quindi arriviamo a 400x nel mio caso; ma ripeto che si tratta sempre di misure empiriche che devono dare pi\u00f9 un orientamento piuttosto che una regola.<\/p>\n
Dal punto di vista fotografico, invece, le regole sono un poco pi\u00f9 precise e permettono di definire meglio tecniche e modalit\u00e0 di ripresa. Per “fotografiche” intendo ovviamente riprese con sistemi elettronici, in quanto il tempo delle emulsioni fotografiche \u00e8 tramontato gi\u00e0 da un bel p\u00f2; in questo senso far\u00f2 riferimento indifferentemente sia a camere planetarie sia a fotocamere in quanto il meccanismo di acquisizione \u00e8 assolutamente identico, ovvero sensori CCD. Fondamentale in campo fotografico \u00e8 il concetto di “campionatura” ovvero la riproduzione pi\u00f9 fedele possibile di un segnale continuo, come quello dell’immagine da un telescopio, da parte di un sensore CCD che per sua natura \u00e8 discontinuo. Il criterio di campionamento (teorema del campionamento) enunciato dai matematici Harry Nyquist e Claude Shannon prevede che sia possibile registrare in maniera adeguata un segnale analogico in formato digitale, a patto che venga effettuato un adeguato numero di campionamenti: questi non devono essere pi\u00f9 grandi della met\u00e0 del pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile. Nel caso della registrazione da parte di CCD di immagini astronomiche, il pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile che il telescopio \u00e8 in grado di mostrare deve essere registrato da almeno due pixel. Per fare un esempio concreto, utilizzando la mia camera CCD ZWO ASI 120MC dotata di un sensore delle dimensioni di 4,8 x 3,6 millimetri con una risoluzione massima di 1280×960 pixels, ogni pixel ha le dimensioni di 3,75 micron, ovvero 0,00375 millimetri; il criterio di campionamento stabilisce che per poter sfruttare al meglio il potere risolutivo del mio telescopio Schmidt-Cassegrain da 200 millimetri di diametro e 2000 millimetri di lunghezza focale, la scala d’immagine dovr\u00e0 essere di 0,3″ per pixel, essendo il potere risolutivo teorico del telescopio pari a 0,6″. La formula per determinare la scala d’immagine del telescopio con il sensore utilizzato \u00e8:<\/p>\n
S = d * 206,28 \/ F<\/strong><\/p>\ndove S \u00e8 la scala d’immagine secondi d’arco per pixel, d le dimensioni di un singolo pixel in micron e F la focale del telescopio. Il risultato nel mio caso \u00e8 quindi pari a circa 0,39″\/pixel, un poco superiore a quello auspicabile di 0,3″; a questo \u00e8 facile calcolare la lunghezza focale necessaria affinch\u00e8 si realizzino le condizioni minime di scala d’immagine, grazie alla formula:<\/p>\n
F = d * D * 3,438<\/strong><\/p>\ndove D \u00e8 il diametro del telescopio in millimetri. Sempre nel mio caso risulta una lunghezza focale ottimale per la campionatura pari a circa 2578 millimetri. Ecco quindi che risulta necessario aumentare la lunghezza focale originale del telescopio fino a portarla almeno al valore ottimale, oppure anche un valore superiore a patto che le condizioni atmosferiche (seening) della serata lo permettano. In realt\u00e0 talvolta \u00e8 possibile spingere la lunghezza focale oltre il limite indicato dalla campionatura ottimale o come si dice in gergo sovracampionare<\/strong><\/em>, anzi qualche volta \u00e8 quasi necessario in quanto nelle formule sopra riportate non vengono considerati alcuni effetti come la tipologia di costruzione della matrice CCD che prevede degli spazi vuoti tra un pixel ed un altro adiacente; in questi spazi vuoti possono perdersi parti d’informazione del segnale analogico che non vengono campionate e quindi sovracampionando si prendono in considerazione pi\u00f9 pixel per la campionatura. Inoltre con tempi di esposizione brevissimi come quelli richiesti dalle foto planetarie e lunari \u00e8 possibile minimizzare gli effetti della turbolenza atmosferica: la realizzazione di file video (formato AVI non compresso) permette di avere a disposizione una grande quantit\u00e0 di frame con tempi di esposizione dell’ordine di decimi di secondo ognuno ed \u00e8 qundi anche possibile utilizzare tecniche di ricostruzione dell’immagine sotto forma di complessi algoritmi di deconvoluzione<\/strong><\/em> che possono portare fino al raddoppio del potere risolutivo reale. Con questi ulteriori elementi di valutazione \u00e8 quindi assolutamente lecito prevedere l’utilizzo non solo della lente di Barlow (metodo 2 della lista iniziale) per aumentare la focale del telescopio ma anche oculari per il metodo della proiezione (numero 3).\u00a0 Nel caso della lente di Barlow i calcoli sono abbastanza semplici: la lunghezza focale del telescopio viene praticamente raddoppiata e il nuovo valore entra a far parte dei calcoli. Con il metodo della proiezione dell’oculare le cose sono invece leggermente diverse, in quanto la focale complessiva del sistema deve essere calcolata attraverso una formula:<\/p>\nFeq = F * ((T \/ Fo) – 1)<\/strong><\/p>\ndove Feq \u00e8 la focale equivalente del sistema ottico, cio\u00e8 la nuova focale del telescopio vista dal punto di fuoco sul sensore CCD, Fo \u00e8 ancora la focale dell’oculare, F quella dell’obiettivo del telescopio e T il “tiraggio” ovvero la distanza dall’ultima lente dell’oculare al sensore CCD dove si forma l’immagine. Come esempio vediamo ancora il caso delmio telescopio, utilizzando un oculare ortoscopico da 9 millimetri ed un tiraggio misurato pari a 30 millimetri: in queste condizioni la focale equivalente risultante \u00e8 pari a 4667 millimetri, quindi leggermente superiore a quello ottenibile con la Barlow 2x ed in piena sovracampionatura.<\/p>\n
Immagini<\/h4>\n
A questo punto, con il piccolo bagaglio teorico che abbiamo acquisito, vediamo qualche immagine e cerchiamo di analizzarla. In questa sede vedremo alcune immagini della Luna riprese, come accennato nell’introduzione, nelle giornate del 7 e 11 agosto 2020 con il nostro satellite in fase calante e ben visibile dopo la mezzanotte locale. L’intero set di immagini ripreso nelle due serate include anche una ricerca dettagliata riguardante alcune particolari formazioni lunari chiamati “Domi<\/strong>“, da latino Domus, ovvero “case”. Con questa terminologia vengono definite delle strutture a forma di cupola, somiglianti a dei vulcani a scudo come quelli delle Hawaii ma molto pi\u00f9 bassi (al massimo poche centinaia di metri in altezza) e che possono raggiungere un’estensione di qualche decina di chilometri. Si tratta probabilmente dei veri ed unici vulcani lunari, in quanto tutti gli altri crateri sono chiaramente di origine meteorica; possono avere un piccolo cratere sulla loro sommit\u00e0, hanno una bassissima pendenza ed il magma che \u00e8 fuoriuscito dal loro interno e che ha contribuito alla loro formazione \u00e8 dello stesso tipo di quello presente nei Mari lunari. Si trovano principalmente sui bordi delle vaste distese laviche ed in vicinanza di fratture o faglie nella superficie. Nella seconda parte di questo articolo affronter\u00f2 una trattazione pi\u00f9 estesa e dettagliata dei Domi lunari, corredando il tutto con alcune immagini riprese ad alta risoluzione; qui invece vediamo altre immagini riprese sia basso ingrandimento (fuoco diretto del telescopio), sia con la lente di Barlow e con la proiezione di un oculare ortoscopico da 9 millimetri ma nessuna di queste riporta dei Domi evidenti.<\/p>\n<\/a>In questa prima immagine ripresa a bassa risoluzione ho inquadrato la regione nord-orientale della superficie lunare con in evidenza il cratere Aristoteles. La lunghezza focale del telescopio Schmidt-Cassegrain da 200 mm di diametro era qui al suo valore normale, ovvero 2000 mm, in base alla formula:<\/p>\nw = 206265 * (2 * d) \/ F<\/strong><\/p>\nsi ottengono le dimensioni angolari in secondi d’arco del pi\u00f9 piccolo particolare visibile, in questo caso otteniamo con d = 3,75 micron (0,00375 millimetri) avendo utilizzato la camera ZWO ASI 120MC un valore w di 0,77″; leggermente superiore al potere risolutivo massimo del telescopio. A questo punto \u00e8 facile determinare le dimensioni reali di tale caratteristica, visto che la Luna in quella serata si trovava a circa 400.700 km di distanza dalla Terra (Delta) si applica la formula con w trasformato in gradi:<\/p>\n
v = Delta * TAN(w)<\/strong><\/p>\nsi trova un valore di v pari a 1,5 km. In realt\u00e0 questo valore si riferisce al pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile considerando questo come registrabile da due pixel adiacenti: in realt\u00e0 per le condizioni viste nel paragrafo precedente tale valore appare abbastanza ottimistico, molto pi\u00f9 realistico potrebbe essere considerare come il pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile quello registrabile da almeno una matrice di quattro pixel, questo porta il valore di v ad almeno 3 km.<\/p>\n
<\/a>Questa seconda immagine \u00e8 stata ripresa con l’ausilio della lente di Barlow 2x, raddoppiando quindi la focale del telescopio che raggiunge i 4000 mm equivalenti. La regione \u00e8 sempre quella del cratere Aristoteles, il cratere pi\u00f9 grande in alto. Utilizzando le stesse formule viste precedentemente ed applicando le medesime considerazioni sul numero di pixel necessari per registrare il dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile, si ottiene un valore di 1,5 km.<\/p>\n<\/a>Terza immagine ottenuta con il metodo della proiezione dell’oculare (9 mm ortoscopico) e centrata esattamente sul cratere Aristoteles. Si pu\u00f2 notare che l’immagine non appare pi\u00f9 nitida e definita come in quella a basso ingrandimento ed appare leggermente pi\u00f9 degradata anche rispetto a quella ottenuta con la lente di Barlow 2x; tuttavia sono ancora ben visibili moltissimi dettagli superficiali con un buon grado di nitidezza. In questo caso la serata era particolamente favorevole ed il seening piuttosto buono. Considerando una focale equivalente di 4667 mm, in quanto ho utilizzato l’oculare da 9 mm, risulta che il dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile doveva essere di dimensioni angolari intorno ai 0,66″ quindi ancora al di sopra del massimo teorico possibile per il mio telescopio: il valore in km corrispondente \u00e8 di circa 1,29. Si tenga presente che qualora le dimensioni angolari del dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile dovessero essere inferiori al potere risolutivo massimo teorico del telescopio, si dovrebbe usare esclusivamente quest’ultimo valore. Come termine di confronto si consideri che il cratere Aristoteles ha un diametro di circa 88 km<\/p>\n<\/a>Riprendendo la prima immagine si pu\u00f2 osservare nella sua parte pi\u00f9 orientale il cratere Burg: in questa foto ripresa con la lente di Barlow 2x si pu\u00f2 vedere il dettaglio di questo cratere, assolutamente circolare e del diametro di 40 km, e la regione immediatamente circostante. La distesa lavica che circonda il cratere \u00e8 chiamata Lacus Mortis; poco distante il pi\u00f9 grande cratere Hercules con un diametro di 70 km e con le pareti che si elevano fino a 3200 metri al di sopra del fondo del cratere stesso. Ricordo che i crateri appaiono ellittici per via della prospettiva con cui li vediamo dalla Terra. I dettagli pi\u00f9 fini sono ancora ben visibili in questa immagine che ha una risoluzione massima di circa 1,5 km.<\/p>\n<\/a>Utilizzando ancora una volta il metodo della proiezione con l’oculare da 9 mm portiamo la risoluzione massima intorno ai 1,3 km ma l’immagine in questo caso perde notevolmente in qualit\u00e0, anche con evidenti segni di aberrazione cromatica dovuta all’oculare e dagli effetti rifrangenti dell’atmosfera. In effetti il seening pu\u00f2 facilmente variare durante la stessa serata in maniera imprevedibile. Malgrado tutto sono per\u00f2 riconoscibili una grande quantit\u00e0 di dettagli come piccoli crateri, creste, formazioni montuose e corrugamenti della superficie lavica proprio a ridosso del cratere Burg.<\/p>\n<\/a><\/p>\nSpostandosi in direzione sud sempre nel settore orientale della Luna, incontriamo il Mare Serenitatis, di forma circolare ed esteso per almeno 650 km. Questa immagine, ripresa a basso ingradimento ponendo la camera CCD al fuoco primario del telescopio, riesce ad inquadrare l’intera vasta struttura del Mare Serenitatis e riesce gi\u00e0 a mettere in evidenza alcune sue caratteristiche: all’interno della pianura basaltica che costituisce il Mare, verso il suo bordo pi\u00f9 orientale, \u00e8 possibile osservare due lunghe creste, denominate Dorsa Smirnov e Dorsa Aldrovandi lunghe rispettivamente 131 e 124 km; con una larghezza di pochi km si elevano al di sopra della superficie al massimo per poche centinaia di metri con pendenze non elevate. Si possono meglio osservare quando la luce del Sole le illumina in modo radente, quindi quando si trovano in prossimit\u00e0 del terminatore lunare (la linea che separa il giorno dalla notte sulla Luna). Visibili come “corrugamenti” della superficie dovrebero esseri stati generati dalla solidificazione superficiale della lava fuoriuscita dall’interno lunare diversi miliardi di anni fa a seguito di impatti di asteroidi o di attivit\u00e0 interna, che andava a riempire e formare i futuri Mari lunari (Mare Serenitatis in questo caso); mentre la lava che si trovava in superficie si solidifica rapidamente, quella sottostante rimaneva fluida e trascinava gli strati superiori formando queste strutture geologiche. Nella parte nord-orientale del Mare \u00e8 visibile il grande circolo del cratere Posidonius con diametro di 96 km e parzialmente riempito di lava; in basso verso sud i Montes Haemus con i crateri Menelaus e Plinius posti proprio al confine meridionale del Mare Serenitatis con il Mare Tranquillitatis.<\/p>\n
<\/a>In questa immagine ripresa con la lente di Barlow 2x rivela alcuni interessanti dettagli sia all’interno del cratere Posidonius ia nelle sue immediate vicinanze. Ricordo che qui la risoluzione si dovrebbe aggirare intorno ai 1,5 km e si notano delle fratture sulla superficie lunare, come delle righe o solchi tracciati nella dura lava basaltica: all’interno del cratere Posidonius stesso, denominato Rima Posidonius e leggermente ad est del cratere ma al di fuori di esso con il nome di Rima G Bond. Si tratta di vere e proprie fratture o faglie nella crosta lunare, e possono essere almeno di tre tipi: di forma sinuosa che rappresentano antichi fiumi di lava o tunnel al cui interno la lava ha continuato a scorrere mentre la parte superiore si raffreddava, una volta terminato il flusso di magma il tubo \u00e8 rimasto vuoto e la parte superiore \u00e8 crollata sotto il suo stesso peso formando il solco; a questo tipo potrebbe appartenere la Rima G Bond. Il secondo tipo sono di forma ad arco e si dovrebbero essere formati quando i flussi di lava che hanno formato i mari si raffreddati, contratti e quindi affondati al di sotto della superficie; il terzo tipo sono rettilinei, come la Rima Posidonius, e si tratta di veri e propri “graben” ovvero di spaccature tra due faglie della crosta lunare, quindi appartenenti ad una tipologia completamente differente dalle due precedenti. Possono essersi creati per movimenti tettonici che hanno provocato la separazione tra due faglie oppure a seguito di eventi particolarmente stressanti che hanno coinvolto la crosta lunare in quella zona, come l’impatto di grossi corpi asteroidali.<\/p>\n<\/a>I dettagli elencati a proposito dell’immagine precedente sono qui maggiormente visibili, in questa immagine ripresa con la proiezione dell’oculare 9 mm ortoscopico che porta la risoluzione massima a circa 1,3 km o anche meno. La foto soffre putroppo in parte di una certa aberrazione cromatica e di disturbi residui legati alla turbolenza atmosferica ed alle forzature introdotte dall’algoritmo di calcolo per l’elaborazione dell’immagine, tuttavia i graben interni a Posidonius (Rimae Posidonius) sono adesso decisamente pi\u00f9 chiari e si pu\u00f2 verificare che si tratta di un complesso di fratture e non di una sola. Risulta anche evidente la Rima Chacornac che attraversa l’omonimo cratere a sud di Posidonius che nell’immagine precedente era quasi completamente invisibile e molto pi\u00f9 netta la Rima G Bond ad est.<\/p>\n<\/a>Ancora grazie alla proiezione dell’oculare da 9 mm ortoscopico possiamo ammirare i dettagli del cratere Plinius posto all’estremit\u00e0 meridionale del Mare Serenitatis a ridosso del Mare Tranquillitatis.<\/p>\n<\/a>L’immagine a bassa risoluzione che comprende gran parte del Mare Traquillitatis ancora pi\u00f9 a sud delle foto precedenti, con il cratere Plinius in alto come riferimento.<\/p>\n<\/a>Procediamo ancora pi\u00f9 a sud, dopo il Mare Tranquillitatis incontriamo la strozzatura rappresenta dalla tormentata pianura basaltica della Sinus Asperitatis ed approdiamo infine nel bacino del Mare Nectaris di forma decisamente circolare con una estensione di 350 km. A nord il Mare Nectaris \u00e8 delimitato dai due grandi crateri Theophilus (101 km di diametro) e Cyrillus (98 km) con Madler (28 km di diametro) che si erge solitario come una sentinella nel punto di passaggio tra il Mare a sud e la Sinus Asperitatis a nord. A sud il Mare Nectaris \u00e8 delimitato dal grande circo del cratere Fracastorius (124 km di diametro) parzialmente riempito dalla lava che aveva invaso il Mare Nectaris stesso ed annulato la parte nord del bordo del cratere. All’interno del Mare sono gi\u00e0 visibili, malgrado l’immagine presentata sia stata ripresa a bassa risoluzione, creste e dorsali che saranno meglio visibili nella foto ripresa con l’oculare da 9 mm ortoscopico presentata nel seguito.<\/p>\n<\/a>Il sistema dei due crateri appaiati Theophilus e Cyrillus con il solitario Madler immortalati in questa immagine con la Barlow 2x. Il livello del dettaglio \u00e8 abbastanza soddisfacente e sono visibili una grande quantit\u00e0 di particolari. Ben evidenti sono i picchi centrali multipli di Theophilus e le formazioni di dorsali e creste ai bordi del mare. Ancora una volta ricordo che la risoluzione \u00e8 qui pari a circa 1,5 km.<\/p>\n<\/a>Fotografando con l’oculare ortoscopico da 9 mm la parte pi\u00f9 orientale del Mare Nectaris e selezionando con cura alcuni parametri della ripresa come il guadagno, il gamma e l’esposizione, vengono messi in risalto una grande quantit\u00e0 di particolari che nella foto a bassa risoluzione erano molto poco o per nulla evidenti: innanzi tutto il cratere Daguerre con i suoi 46 km di diametro che pu\u00f2 essere considerato quasi un cratere “fantasma”, quasi completamente colmato di lava; poi il complesso di corrugamenti, creste e dorsali sui bordi orientali del mare, ben visibili con la luce del Sole radente, che sembrano quasi delle colossali onde congelate nel tempo che vanno ad infrangersi sui contrafforti dei Montes Pyrenaeus. Questa catena montuosa si eleva fino a 3000 metri al di sopra della superficie del Mare Nectaris.<\/p>\n
dove D \u00e8 il diametro in millimetri della lente o dello specchio principale del telescopio, quella che raccoglie la luce dagli astri. Il potere risolutivo risultante \u00e8 una misura angolare ed \u00e8 espresso in secondi d’arco, ovvero in tremilaseicentesimi di grado e viene abbreviato dal simbolo “; quindi un telescopio con un diametro di 200 millimetri avr\u00e0 un potere risolutivo di 0,6”, ovvero potr\u00e0 risolvere oggetti con una separazione minima di 0,00017 gradi. Si tratta ovviamente di un valore teorico e il potere risolutivo reale dipender\u00e0 anche da altri fattori, come le condizioni del telescopio e, soprattutto, lo stato di turbolenza dell’atmosfera, quello che viene definito “seening”; quest’ultimo influenza pesantemente il potere risolutivo tanto che il valore teorico sar\u00e0 raggiungibile solo in rarissime occasioni e la maggior parte delle volte bisogner\u00e0 usare quello determinanto dal seening, anch’esso espresso in secondi d’arco. Il secondo elemento che bisogna esaminare \u00e8 la lunghezza focale del telescopio: maggiore \u00e8 la lunghezza focale e meno luminoso sar\u00e0 lo strumento, come viene detto nel gergo astronomico. Una lunghezza focale corta, tipicamente 5 o 6 volte il diametro dell’obiettivo, \u00e8 particolarmente adatta per un telescopio che dovr\u00e0 mostrare preferibilmente oggetti deboli e diffusi, dove si potranno fotografare questi oggetti con tempi di esposizione abbastanza brevi ma non si potranno avere forti ingrandimenti. In effetti la formula per calcolare gli ingrandimenti risultanti \u00e8 la seguente:<\/p>\n
I = F \/ Fo<\/strong><\/p>\n dove F \u00e8 la lunghezza focale del telescopio e Fo la lunghezza focale dell’oculare utilizzato. Quindi si pu\u00f2 vedere che a parit\u00e0 di oculare utilizzato un telescopio con una lunghezza focale 5 volte il diametro (definito come “rapporto d’apertura” ed indicato come f\/5) potr\u00e0 ingrandire molto meno di un telescopio che ha una lunghezza focale 10 volte il suo diametro (f\/10): questo fattore \u00e8 estremamente importante nell’osservazione visuale e fotografica dei pianeti. In effetti un’efficace combinazione di potere risolutivo ed ingrandimento permette di sfruttare al massimo un telescopio nelle osservazioni planetarie e lunari: un telescopio da 200 millimetri di diametro e 2000 millimetri di lunghezza focale (f\/10), come lo Schmidt-Cassegrain che uso normalmente, ha un potere risolutivo teorico di 0,6″ ed equipaggiato con un oculare da 9 millimetri di focale potr\u00e0 ingrandire visualmente 222 volte circa. Ma questo ingrandimento \u00e8 quello ideale per poter osservare i pi\u00f9 piccoli dettagli osservabili della Luna o di un pianeta? Purtroppo questa valutazione dipende fortemente dalle condizioni osservative del momento e non si possono dare riferimenti o formule valide in senso assoluto: si pu\u00f2 per\u00f2 definire sia un ingrandimento minimo risolvente sia uno massimo, oltre il quale non sarebbe consigliabile andare per non degradare eccessivamente l’immagine. L’ingrandimento minimo risolvente si ottiene comparando il potere risolutivo dell’occhio umano con quello del telescopio, secondo la formula:<\/p>\n Imin = Pr(eye) \/ Pr (tele)<\/strong><\/p>\n considerando che, in media, il potere risolutivo dell’occhio umano \u00e8 di 100″, con il mio telescopio da 200 millimetri si ottiene un ingrandimento minimo risolvente pari a 167x. Questo numero indica quindi che tutti i dettagli che il mio occhio potr\u00e0 percepire saranno gi\u00e0 visibili a 167 ingrandimenti, supponendo di osservare in una serata con l’atmosfera molto stabile che permetta di raggiungere il potere risolutivo teorico del telescopio. Per contro l’ingrandimento massimo consigliabile pu\u00f2 essere definito dalla formula empirica (Paolo Andrenelli, l’Astronomo Dilettante, Sansoni, 1968-1979<\/em>):<\/p>\n Imax = 13,8 * RADQ(D)<\/strong><\/p>\n dove RADQ \u00e8 la radice quadrata e D il diametro in millimetri del telescopio. Quindi ancora per il mio Schmidt-Cassegrain troviamo un ingrandimento massimo di 195x. Questo non vuol dire che non si possa ingrandire di pi\u00f9, magari sfruttando anche una lente di Barlow; vuol dire semplicemente che a questi fattori d’ingrandimento si hanno gi\u00e0 visibili tutti i dettagli possibili, almeno visualmente, e che ingrandire di pi\u00f9 potr\u00e0 solo evidenziarli meglio a patto che le condizioni di turbolenza atmosferica lo permettano. In alcune letterature si trova che l’ingrandimento massimo utilizzabile \u00e8 addirittura pari a due volte il diametro del telescopio in millimetri, quindi arriviamo a 400x nel mio caso; ma ripeto che si tratta sempre di misure empiriche che devono dare pi\u00f9 un orientamento piuttosto che una regola.<\/p>\n Dal punto di vista fotografico, invece, le regole sono un poco pi\u00f9 precise e permettono di definire meglio tecniche e modalit\u00e0 di ripresa. Per “fotografiche” intendo ovviamente riprese con sistemi elettronici, in quanto il tempo delle emulsioni fotografiche \u00e8 tramontato gi\u00e0 da un bel p\u00f2; in questo senso far\u00f2 riferimento indifferentemente sia a camere planetarie sia a fotocamere in quanto il meccanismo di acquisizione \u00e8 assolutamente identico, ovvero sensori CCD. Fondamentale in campo fotografico \u00e8 il concetto di “campionatura” ovvero la riproduzione pi\u00f9 fedele possibile di un segnale continuo, come quello dell’immagine da un telescopio, da parte di un sensore CCD che per sua natura \u00e8 discontinuo. Il criterio di campionamento (teorema del campionamento) enunciato dai matematici Harry Nyquist e Claude Shannon prevede che sia possibile registrare in maniera adeguata un segnale analogico in formato digitale, a patto che venga effettuato un adeguato numero di campionamenti: questi non devono essere pi\u00f9 grandi della met\u00e0 del pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile. Nel caso della registrazione da parte di CCD di immagini astronomiche, il pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile che il telescopio \u00e8 in grado di mostrare deve essere registrato da almeno due pixel. Per fare un esempio concreto, utilizzando la mia camera CCD ZWO ASI 120MC dotata di un sensore delle dimensioni di 4,8 x 3,6 millimetri con una risoluzione massima di 1280×960 pixels, ogni pixel ha le dimensioni di 3,75 micron, ovvero 0,00375 millimetri; il criterio di campionamento stabilisce che per poter sfruttare al meglio il potere risolutivo del mio telescopio Schmidt-Cassegrain da 200 millimetri di diametro e 2000 millimetri di lunghezza focale, la scala d’immagine dovr\u00e0 essere di 0,3″ per pixel, essendo il potere risolutivo teorico del telescopio pari a 0,6″. La formula per determinare la scala d’immagine del telescopio con il sensore utilizzato \u00e8:<\/p>\n S = d * 206,28 \/ F<\/strong><\/p>\n dove S \u00e8 la scala d’immagine secondi d’arco per pixel, d le dimensioni di un singolo pixel in micron e F la focale del telescopio. Il risultato nel mio caso \u00e8 quindi pari a circa 0,39″\/pixel, un poco superiore a quello auspicabile di 0,3″; a questo \u00e8 facile calcolare la lunghezza focale necessaria affinch\u00e8 si realizzino le condizioni minime di scala d’immagine, grazie alla formula:<\/p>\n F = d * D * 3,438<\/strong><\/p>\n dove D \u00e8 il diametro del telescopio in millimetri. Sempre nel mio caso risulta una lunghezza focale ottimale per la campionatura pari a circa 2578 millimetri. Ecco quindi che risulta necessario aumentare la lunghezza focale originale del telescopio fino a portarla almeno al valore ottimale, oppure anche un valore superiore a patto che le condizioni atmosferiche (seening) della serata lo permettano. In realt\u00e0 talvolta \u00e8 possibile spingere la lunghezza focale oltre il limite indicato dalla campionatura ottimale o come si dice in gergo sovracampionare<\/strong><\/em>, anzi qualche volta \u00e8 quasi necessario in quanto nelle formule sopra riportate non vengono considerati alcuni effetti come la tipologia di costruzione della matrice CCD che prevede degli spazi vuoti tra un pixel ed un altro adiacente; in questi spazi vuoti possono perdersi parti d’informazione del segnale analogico che non vengono campionate e quindi sovracampionando si prendono in considerazione pi\u00f9 pixel per la campionatura. Inoltre con tempi di esposizione brevissimi come quelli richiesti dalle foto planetarie e lunari \u00e8 possibile minimizzare gli effetti della turbolenza atmosferica: la realizzazione di file video (formato AVI non compresso) permette di avere a disposizione una grande quantit\u00e0 di frame con tempi di esposizione dell’ordine di decimi di secondo ognuno ed \u00e8 qundi anche possibile utilizzare tecniche di ricostruzione dell’immagine sotto forma di complessi algoritmi di deconvoluzione<\/strong><\/em> che possono portare fino al raddoppio del potere risolutivo reale. Con questi ulteriori elementi di valutazione \u00e8 quindi assolutamente lecito prevedere l’utilizzo non solo della lente di Barlow (metodo 2 della lista iniziale) per aumentare la focale del telescopio ma anche oculari per il metodo della proiezione (numero 3).\u00a0 Nel caso della lente di Barlow i calcoli sono abbastanza semplici: la lunghezza focale del telescopio viene praticamente raddoppiata e il nuovo valore entra a far parte dei calcoli. Con il metodo della proiezione dell’oculare le cose sono invece leggermente diverse, in quanto la focale complessiva del sistema deve essere calcolata attraverso una formula:<\/p>\n Feq = F * ((T \/ Fo) – 1)<\/strong><\/p>\n dove Feq \u00e8 la focale equivalente del sistema ottico, cio\u00e8 la nuova focale del telescopio vista dal punto di fuoco sul sensore CCD, Fo \u00e8 ancora la focale dell’oculare, F quella dell’obiettivo del telescopio e T il “tiraggio” ovvero la distanza dall’ultima lente dell’oculare al sensore CCD dove si forma l’immagine. Come esempio vediamo ancora il caso delmio telescopio, utilizzando un oculare ortoscopico da 9 millimetri ed un tiraggio misurato pari a 30 millimetri: in queste condizioni la focale equivalente risultante \u00e8 pari a 4667 millimetri, quindi leggermente superiore a quello ottenibile con la Barlow 2x ed in piena sovracampionatura.<\/p>\n A questo punto, con il piccolo bagaglio teorico che abbiamo acquisito, vediamo qualche immagine e cerchiamo di analizzarla. In questa sede vedremo alcune immagini della Luna riprese, come accennato nell’introduzione, nelle giornate del 7 e 11 agosto 2020 con il nostro satellite in fase calante e ben visibile dopo la mezzanotte locale. L’intero set di immagini ripreso nelle due serate include anche una ricerca dettagliata riguardante alcune particolari formazioni lunari chiamati “Domi<\/strong>“, da latino Domus, ovvero “case”. Con questa terminologia vengono definite delle strutture a forma di cupola, somiglianti a dei vulcani a scudo come quelli delle Hawaii ma molto pi\u00f9 bassi (al massimo poche centinaia di metri in altezza) e che possono raggiungere un’estensione di qualche decina di chilometri. Si tratta probabilmente dei veri ed unici vulcani lunari, in quanto tutti gli altri crateri sono chiaramente di origine meteorica; possono avere un piccolo cratere sulla loro sommit\u00e0, hanno una bassissima pendenza ed il magma che \u00e8 fuoriuscito dal loro interno e che ha contribuito alla loro formazione \u00e8 dello stesso tipo di quello presente nei Mari lunari. Si trovano principalmente sui bordi delle vaste distese laviche ed in vicinanza di fratture o faglie nella superficie. Nella seconda parte di questo articolo affronter\u00f2 una trattazione pi\u00f9 estesa e dettagliata dei Domi lunari, corredando il tutto con alcune immagini riprese ad alta risoluzione; qui invece vediamo altre immagini riprese sia basso ingrandimento (fuoco diretto del telescopio), sia con la lente di Barlow e con la proiezione di un oculare ortoscopico da 9 millimetri ma nessuna di queste riporta dei Domi evidenti.<\/p>\n w = 206265 * (2 * d) \/ F<\/strong><\/p>\n si ottengono le dimensioni angolari in secondi d’arco del pi\u00f9 piccolo particolare visibile, in questo caso otteniamo con d = 3,75 micron (0,00375 millimetri) avendo utilizzato la camera ZWO ASI 120MC un valore w di 0,77″; leggermente superiore al potere risolutivo massimo del telescopio. A questo punto \u00e8 facile determinare le dimensioni reali di tale caratteristica, visto che la Luna in quella serata si trovava a circa 400.700 km di distanza dalla Terra (Delta) si applica la formula con w trasformato in gradi:<\/p>\n v = Delta * TAN(w)<\/strong><\/p>\n si trova un valore di v pari a 1,5 km. In realt\u00e0 questo valore si riferisce al pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile considerando questo come registrabile da due pixel adiacenti: in realt\u00e0 per le condizioni viste nel paragrafo precedente tale valore appare abbastanza ottimistico, molto pi\u00f9 realistico potrebbe essere considerare come il pi\u00f9 piccolo dettaglio visibile quello registrabile da almeno una matrice di quattro pixel, questo porta il valore di v ad almeno 3 km.<\/p>\n Spostandosi in direzione sud sempre nel settore orientale della Luna, incontriamo il Mare Serenitatis, di forma circolare ed esteso per almeno 650 km. Questa immagine, ripresa a basso ingradimento ponendo la camera CCD al fuoco primario del telescopio, riesce ad inquadrare l’intera vasta struttura del Mare Serenitatis e riesce gi\u00e0 a mettere in evidenza alcune sue caratteristiche: all’interno della pianura basaltica che costituisce il Mare, verso il suo bordo pi\u00f9 orientale, \u00e8 possibile osservare due lunghe creste, denominate Dorsa Smirnov e Dorsa Aldrovandi lunghe rispettivamente 131 e 124 km; con una larghezza di pochi km si elevano al di sopra della superficie al massimo per poche centinaia di metri con pendenze non elevate. Si possono meglio osservare quando la luce del Sole le illumina in modo radente, quindi quando si trovano in prossimit\u00e0 del terminatore lunare (la linea che separa il giorno dalla notte sulla Luna). Visibili come “corrugamenti” della superficie dovrebero esseri stati generati dalla solidificazione superficiale della lava fuoriuscita dall’interno lunare diversi miliardi di anni fa a seguito di impatti di asteroidi o di attivit\u00e0 interna, che andava a riempire e formare i futuri Mari lunari (Mare Serenitatis in questo caso); mentre la lava che si trovava in superficie si solidifica rapidamente, quella sottostante rimaneva fluida e trascinava gli strati superiori formando queste strutture geologiche. Nella parte nord-orientale del Mare \u00e8 visibile il grande circolo del cratere Posidonius con diametro di 96 km e parzialmente riempito di lava; in basso verso sud i Montes Haemus con i crateri Menelaus e Plinius posti proprio al confine meridionale del Mare Serenitatis con il Mare Tranquillitatis.<\/p>\nImmagini<\/h4>\n
<\/a>In questa prima immagine ripresa a bassa risoluzione ho inquadrato la regione nord-orientale della superficie lunare con in evidenza il cratere Aristoteles. La lunghezza focale del telescopio Schmidt-Cassegrain da 200 mm di diametro era qui al suo valore normale, ovvero 2000 mm, in base alla formula:<\/p>\n<\/a>Questa seconda immagine \u00e8 stata ripresa con l’ausilio della lente di Barlow 2x, raddoppiando quindi la focale del telescopio che raggiunge i 4000 mm equivalenti. La regione \u00e8 sempre quella del cratere Aristoteles, il cratere pi\u00f9 grande in alto. Utilizzando le stesse formule viste precedentemente ed applicando le medesime considerazioni sul numero di pixel necessari per registrare il dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile, si ottiene un valore di 1,5 km.<\/p>\n<\/a>Terza immagine ottenuta con il metodo della proiezione dell’oculare (9 mm ortoscopico) e centrata esattamente sul cratere Aristoteles. Si pu\u00f2 notare che l’immagine non appare pi\u00f9 nitida e definita come in quella a basso ingrandimento ed appare leggermente pi\u00f9 degradata anche rispetto a quella ottenuta con la lente di Barlow 2x; tuttavia sono ancora ben visibili moltissimi dettagli superficiali con un buon grado di nitidezza. In questo caso la serata era particolamente favorevole ed il seening piuttosto buono. Considerando una focale equivalente di 4667 mm, in quanto ho utilizzato l’oculare da 9 mm, risulta che il dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile doveva essere di dimensioni angolari intorno ai 0,66″ quindi ancora al di sopra del massimo teorico possibile per il mio telescopio: il valore in km corrispondente \u00e8 di circa 1,29. Si tenga presente che qualora le dimensioni angolari del dettaglio pi\u00f9 piccolo visibile dovessero essere inferiori al potere risolutivo massimo teorico del telescopio, si dovrebbe usare esclusivamente quest’ultimo valore. Come termine di confronto si consideri che il cratere Aristoteles ha un diametro di circa 88 km<\/p>\n<\/a>Riprendendo la prima immagine si pu\u00f2 osservare nella sua parte pi\u00f9 orientale il cratere Burg: in questa foto ripresa con la lente di Barlow 2x si pu\u00f2 vedere il dettaglio di questo cratere, assolutamente circolare e del diametro di 40 km, e la regione immediatamente circostante. La distesa lavica che circonda il cratere \u00e8 chiamata Lacus Mortis; poco distante il pi\u00f9 grande cratere Hercules con un diametro di 70 km e con le pareti che si elevano fino a 3200 metri al di sopra del fondo del cratere stesso. Ricordo che i crateri appaiono ellittici per via della prospettiva con cui li vediamo dalla Terra. I dettagli pi\u00f9 fini sono ancora ben visibili in questa immagine che ha una risoluzione massima di circa 1,5 km.<\/p>\n<\/a>Utilizzando ancora una volta il metodo della proiezione con l’oculare da 9 mm portiamo la risoluzione massima intorno ai 1,3 km ma l’immagine in questo caso perde notevolmente in qualit\u00e0, anche con evidenti segni di aberrazione cromatica dovuta all’oculare e dagli effetti rifrangenti dell’atmosfera. In effetti il seening pu\u00f2 facilmente variare durante la stessa serata in maniera imprevedibile. Malgrado tutto sono per\u00f2 riconoscibili una grande quantit\u00e0 di dettagli come piccoli crateri, creste, formazioni montuose e corrugamenti della superficie lavica proprio a ridosso del cratere Burg.<\/p>\n<\/a><\/p>\n<\/a>In questa immagine ripresa con la lente di Barlow 2x rivela alcuni interessanti dettagli sia all’interno del cratere Posidonius ia nelle sue immediate vicinanze. Ricordo che qui la risoluzione si dovrebbe aggirare intorno ai 1,5 km e si notano delle fratture sulla superficie lunare, come delle righe o solchi tracciati nella dura lava basaltica: all’interno del cratere Posidonius stesso, denominato Rima Posidonius e leggermente ad est del cratere ma al di fuori di esso con il nome di Rima G Bond. Si tratta di vere e proprie fratture o faglie nella crosta lunare, e possono essere almeno di tre tipi: di forma sinuosa che rappresentano antichi fiumi di lava o tunnel al cui interno la lava ha continuato a scorrere mentre la parte superiore si raffreddava, una volta terminato il flusso di magma il tubo \u00e8 rimasto vuoto e la parte superiore \u00e8 crollata sotto il suo stesso peso formando il solco; a questo tipo potrebbe appartenere la Rima G Bond. Il secondo tipo sono di forma ad arco e si dovrebbero essere formati quando i flussi di lava che hanno formato i mari si raffreddati, contratti e quindi affondati al di sotto della superficie; il terzo tipo sono rettilinei, come la Rima Posidonius, e si tratta di veri e propri “graben” ovvero di spaccature tra due faglie della crosta lunare, quindi appartenenti ad una tipologia completamente differente dalle due precedenti. Possono essersi creati per movimenti tettonici che hanno provocato la separazione tra due faglie oppure a seguito di eventi particolarmente stressanti che hanno coinvolto la crosta lunare in quella zona, come l’impatto di grossi corpi asteroidali.<\/p>\n<\/a>I dettagli elencati a proposito dell’immagine precedente sono qui maggiormente visibili, in questa immagine ripresa con la proiezione dell’oculare 9 mm ortoscopico che porta la risoluzione massima a circa 1,3 km o anche meno. La foto soffre putroppo in parte di una certa aberrazione cromatica e di disturbi residui legati alla turbolenza atmosferica ed alle forzature introdotte dall’algoritmo di calcolo per l’elaborazione dell’immagine, tuttavia i graben interni a Posidonius (Rimae Posidonius) sono adesso decisamente pi\u00f9 chiari e si pu\u00f2 verificare che si tratta di un complesso di fratture e non di una sola. Risulta anche evidente la Rima Chacornac che attraversa l’omonimo cratere a sud di Posidonius che nell’immagine precedente era quasi completamente invisibile e molto pi\u00f9 netta la Rima G Bond ad est.<\/p>\n<\/a>Ancora grazie alla proiezione dell’oculare da 9 mm ortoscopico possiamo ammirare i dettagli del cratere Plinius posto all’estremit\u00e0 meridionale del Mare Serenitatis a ridosso del Mare Tranquillitatis.<\/p>\n<\/a>L’immagine a bassa risoluzione che comprende gran parte del Mare Traquillitatis ancora pi\u00f9 a sud delle foto precedenti, con il cratere Plinius in alto come riferimento.<\/p>\n<\/a>Procediamo ancora pi\u00f9 a sud, dopo il Mare Tranquillitatis incontriamo la strozzatura rappresenta dalla tormentata pianura basaltica della Sinus Asperitatis ed approdiamo infine nel bacino del Mare Nectaris di forma decisamente circolare con una estensione di 350 km. A nord il Mare Nectaris \u00e8 delimitato dai due grandi crateri Theophilus (101 km di diametro) e Cyrillus (98 km) con Madler (28 km di diametro) che si erge solitario come una sentinella nel punto di passaggio tra il Mare a sud e la Sinus Asperitatis a nord. A sud il Mare Nectaris \u00e8 delimitato dal grande circo del cratere Fracastorius (124 km di diametro) parzialmente riempito dalla lava che aveva invaso il Mare Nectaris stesso ed annulato la parte nord del bordo del cratere. All’interno del Mare sono gi\u00e0 visibili, malgrado l’immagine presentata sia stata ripresa a bassa risoluzione, creste e dorsali che saranno meglio visibili nella foto ripresa con l’oculare da 9 mm ortoscopico presentata nel seguito.<\/p>\n<\/a>Il sistema dei due crateri appaiati Theophilus e Cyrillus con il solitario Madler immortalati in questa immagine con la Barlow 2x. Il livello del dettaglio \u00e8 abbastanza soddisfacente e sono visibili una grande quantit\u00e0 di particolari. Ben evidenti sono i picchi centrali multipli di Theophilus e le formazioni di dorsali e creste ai bordi del mare. Ancora una volta ricordo che la risoluzione \u00e8 qui pari a circa 1,5 km.<\/p>\n<\/a>Fotografando con l’oculare ortoscopico da 9 mm la parte pi\u00f9 orientale del Mare Nectaris e selezionando con cura alcuni parametri della ripresa come il guadagno, il gamma e l’esposizione, vengono messi in risalto una grande quantit\u00e0 di particolari che nella foto a bassa risoluzione erano molto poco o per nulla evidenti: innanzi tutto il cratere Daguerre con i suoi 46 km di diametro che pu\u00f2 essere considerato quasi un cratere “fantasma”, quasi completamente colmato di lava; poi il complesso di corrugamenti, creste e dorsali sui bordi orientali del mare, ben visibili con la luce del Sole radente, che sembrano quasi delle colossali onde congelate nel tempo che vanno ad infrangersi sui contrafforti dei Montes Pyrenaeus. Questa catena montuosa si eleva fino a 3000 metri al di sopra della superficie del Mare Nectaris.<\/p>\n
![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_2020-08-07T222332UT_PRIMARY_GIMP_LABEL.jpg\")
<\/a>Per concludere questa galleria fotografica interamente realizzata la notte tra il 7 e 8 agosto 2020, un’immagine del tormentato e fortemente craterizzato polo sud lunare, nella sua parte pi\u00f9 orientale. Quella presentata qui in alto \u00e8 una foto a bassa rioluzione, mentre quella seguente \u00e8 stata realizzata con la lente di Barlow 2x ed \u00e8 centrata sul cratere Piccolomini, del diametro di 88 km.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.maxdio.it\/astroblog\/wp-content\/uploads\/2020\/08\/MOON_PICCOLOMINI_2020-08-07T225228UT_BARLOW2X_GIMP_LABEL.jpg\")
<\/a><\/p>\n