Gli effetti ottici possono spesso trarre in inganno anche un attento osservatore, un esempio eclatante è quello dimostrato dall'avvicinamento di un aereo, che però è lontano e basso sull'orizzonte. Ciò che si vedrà, sarà una luce quasi immobile che si sposta lentamente tanto da far pensare all'inizio, ad un oggetto fisso. Dopo alcuni minuti, l'oggetto si sarà invece spostato di qualche grado, ma resterà sempre molto lento nei suoi movimenti. Tanto che solo poco prima di sorvolare l'osservatore si potrà apprezzare la sua vera natura. 

Un effetto ottico osservabile specialmente d'estate, è quello derivato dagli strati di ghiaccio nell'alta atmosfera, questi possono sdoppiare e riflettere luci di stelle e di alcuni satelliti artificiali facendo credere (a chi è poco ferrato in materia) di osservare 2 oggetti con la stessa traiettoria. Gli strati di cristalli di ghiaccio possono anche riflettere stelle, Meteoriti e pianeti. Un'attenta osservazione non ci farà cadere in errore. Anche i pianeti possono trarci in inganno, ma questo succede con osservatori alle prime armi, così pure le comete o gli oggetti celesti meno comuni. E' da riferire anche che le stesse Aurore possono causare allarmismi vari, questi fenomeni però sono visibili solo ad elevate latitudini. Alcune stelle sorgendo possono creare effetti di diffrazione, come è il caso della stella Sirio (la stella più luminosa del cielo) o altre che in determinate condizioni possono causare effetti cromatici ambigui. Anche le occultazioni lunari rispetto a Pianeti possono farci credere della comparsa o scomparsa di oggetti luminosi. Alcuni miraggi, possono causare la comparsa improvvisa di strutture più o meno geometriche o comunque simmetriche traendoci in inganno

Sarà bene consultare atlanti celesti prima di ogni osservazione o comunque periodici di informazione relativi alla posizione dei satelliti Artificiali. 

Luci Polari

Le radiazioni corpuscolari emesse da un FLARE solare raggiungono con un ritardo di circa 26 ore la terra e quì interagiscono con le fasce di radiazione terrestri. Le particelle accumulate in queste vengono espulse verso l'atmosfera terrestre, nella quale danno origine, a quote comprese fra 70 e 1000 km, con un massimo che va da 100 a 110 km, alle AURORE: a causa del campo gravitazionale terrestre, solo attraversando le zone circostanti ai poli magnetici le particelle elettricamente cariche possono penetrare nell'atmosfera della quale ionizzano gli atomi, originando quindi le luci polari Le aurore polari si manifestano sotto le forme più svariate: diffusi veli rossastri, lunghe e mobili bande a righe verdastre, blu o rossastre a forma di drappeggi, fasci di raggi che concorrono prospetticamente verso un punto lontano a forma di corona. Occasionalmente le Aurore Polari sono visibili anche dall'Europa Centrale; soprattutto nei periodi di intensa attività solare.

Miraggio

E' un'immagine realistica di un oggetto immaginario o che appare in un posto diverso da quello reale. La visione immaginaria o distorta è conseguenza di un’aberrazione ottica dovuta alla rifrazione della luce che si verifica in condizioni atmosferiche particolari o in situazioni non ordinarie. Quando il suolo surriscaldato, come nel deserto o nelle regioni torride, emette calore, provoca la diminuzione della densità degli strati d’aria immediatamente sovrastanti e uno strato d’aria più denso viene a trovarsi al di sopra di uno strato caldo e rarefatto, anziché sotto come avviene di solito. La superficie di separazione tra i due strati di diversa densità si comporta come una lente ottica e rifrange o devia i raggi luminosi provenienti da un oggetto lontano; in queste condizioni il suolo sembra ricoperto da uno strato d’acqua. L’immagine prodotta dai raggi deviati appare capovolta e sotto l’oggetto reale, proprio come appare l’immagine di un oggetto lontano riflessa dall’acqua. Un esempio familiare di questo fenomeno è l’ "effetto specchio" che si può osservare sopra l’asfalto caldissimo in una giornata torrida.

Nel caso di miraggio sul mare, gli strati più densi dell’aria si trovano in prossimità della superficie fredda dell’acqua e riflettono i raggi provenienti dagli strati superiori, meno densi, dell’atmosfera. Come conseguenza di ciò l’oggetto appare distorto, talvolta ingrandito e sospeso nell’aria, producendo un effetto noto come "fata morgana". Questo fenomeno si verifica spesso sullo Stretto di Messina, in Italia, e anche nella regione dei Grandi Laghi, negli Stati Uniti.

La Luce

Luce  

Forma di radiazione elettromagnetica, come il calore, le onde radio e i raggi X. La luce consiste sostanzialmente di rapidissime oscillazioni del campo elettromagnetico, in un particolare intervallo di frequenze che possono essere rivelate dall'occhio umano, e che costituiscono il cosiddetto campo del visibile. I diversi colori della luce corrispondono alle diverse frequenze di vibrazione del campo elettromagnetico, che sono comprese tra circa 4 × 1014 vibrazioni al secondo (hertz) per la luce rossa, e circa 7,5 × 1014 vibrazioni al secondo per quella violetta. Lo spettro della luce visibile si definisce generalmente in termini di lunghezza d'onda, e va dalla lunghezza d'onda minore, che è quella del violetto, di circa 40 milionesimi di centimetro, ai 75 milionesimi di centimetro della lunghezza d'onda del rosso. A frequenze più alte di quella della luce violetta (e quindi per lunghezze d'onda più piccole), si trovano la radiazione ultravioletta e i raggi X. A frequenze più basse (lunghezze d'onda più grandi) si trovano invece la radiazione infrarossa e le onde radio. La radiazione luminosa viene generalmente prodotta dalla vibrazione degli elettroni in seguito, ad esempio, a forti sollecitazioni termiche: maggiore è la temperatura, maggiore è la frequenza di vibrazione degli elettroni e quindi della radiazione emessa.

La luce si propaga in linea retta in tutte le direzioni, raggiungendo, man mano che si allontana dalla sorgente che la ha emessa, aree sempre più ampie. Quando colpisce un oggetto, essa può essere riflessa, diffusa o assorbita. In relazione alla natura della superficie su cui incide la radiazione, alcune frequenze vengono riflesse o diffuse meglio di altre, e questo determina il colore con cui vengono percepiti i vari oggetti. Le superfici bianche riflettono con la stessa intensità tutte le lunghezze d'onda della luce, mentre quelle che appaiono nere assorbono praticamente tutta la radiazione incidente. Perché si abbia il fenomeno della riflessione speculare è necessario che la superficie riflettente sia altamente pura e levigata, simile appunto a quella di uno specchio.

La definizione della natura della luce ha sempre rappresentato un problema fondamentale per la fisica. Il matematico e fisico britannico Isaac Newton propose un modello corpuscolare, cioè considerò la luce come composta da fasci di particelle, o in generale di corpuscoli di varia specie, proiettate da tutti i corpi luminosi. L'astronomo, matematico e fisico olandese Christiaan Huygens, invece, attribuì alla luce una natura ondulatoria, spiegandone il meccanismo di propagazione secondo le leggi del moto ondulatorio (Vedi Onde).

Attualmente si pensa che queste due teorie siano sostanzialmente complementari: lo sviluppo della teoria quantistica ha portato infatti a osservare che, in esperimenti diversi, la luce mostra alternativamente comportamenti tipicamente corpuscolari e comportamenti ondulatori. Nelle situazioni in cui la luce si propaga secondo le caratteristiche del moto ondulatorio comunque, le vibrazioni avvengono lungo una direzione perpendicolare a quella di propagazione, e sono quindi possibili due piani di polarizzazione mutuamente perpendicolari (Vedi Ottica)

La velocità della luce fu misurata per la prima volta in un esperimento di laboratorio dal fisico francese Armand-Hippolyte-Louis Fizeau, sebbene altre osservazioni astronomiche avessero già permesso di determinarne il valore con una buona approssimazione. Oggi il valore della velocità della luce si conosce con estrema precisione: nel vuoto esso risulta pari a 299.792.458 m/sec. La misura dell'intervallo di tempo impiegato dalla radiazione luminosa per raggiungere un bersaglio e quindi tornare indietro permette di determinare distanze altrimenti impossibili da valutare in modo ugualmente accurato. In ciò consiste ad esempio il principio di funzionamento del radar e del sonar. L'unità di misura della lunghezza del Sistema Internazionale, il metro, è stato ridefinito come la lunghezza del cammino percorso dalla luce nel vuoto in un intervallo di tempo di 1/299.792.458 di secondo. La velocità di propagazione della luce in aria varia leggermente in funzione della lunghezza d'onda, e risulta in media minore di circa il 3% del valore nel vuoto; la velocità in acqua si riduce invece in media del 25% circa, e nel vetro del 33%.

La luce svolge un ruolo fondamentale in moltissimi campi, di cui è impossibile fornire un elenco completo. La luce del Sole ad esempio, viene impiegata dalle piante per la fotosintesi, un processo di sintesi di sostanze organiche complesse a partire da molecole inorganiche.

Il telescopio Galileiano, costruito per la prima volta probabilmente da Hans Lippershey (1609) è utilizzato oggi solo nei binocoli da teatro. Il principio del telescopio astronomico o Kepleriano risale a Keplero (1611): i raggi di luce provenienti da un oggetto a distanza infinita attraversano l'obiettivo del cannocchiale in modo da concentrarsi sul fuoco di questo a formare un'immagine reale e rovesciata. Per osservazioni visuali, immediatamente dietro il fuoco viene collegato un oculare per mezzo del quale l'immagine focale viene osservata ingrandita. L'ingrandimento di un cannocchiale è dato  dal rapporto fra lunghezza focale dell'obiettivo e quella dell'oculare. Poiché in genere l'obiettivo di un telescopio è fisso, per osservare con diversi ingrandimenti occorre cambiare l'oculare. L'ingrandimento però non è un dato caratterizzante le prestazioni di un telescopio, che sono meglio descritte dalla sua capacità di raccogliere luce e dal suo potere risolutivo.

CAPACITA' DI RACCOGLIERE LUCE

Caratteristica importante perché permette, a parità di altre condizioni, di osservare oggetti celesti più distanti o deboli, è proporzionale all'apertura, ovvero al diametro dell'obiettivo (vedi Ottiche e Lenti). Per indicare quantitativamente la sensibilità luminosa di un obiettivo, è opportuno sapere se verranno osservati oggetti puntiformi (stelle) oppure estesi (nebulose): in quest'ultimo caso, lo studio di oggetti poco luminosi è assai ben difficile. Una volta definita la luminosità delle stelle, si può tracciare il diagramma della luminosità limite per osservazioni visuali e fotografiche, cioè si può definire la luminosità delle stelle che sono ancora visibili nelle migliori condizioni atmosferiche e dopo completo adattamento al buio dell'occhio umano (45 minuti). La luminosità limite fotografica risulta naturalmente molto minore; infatti si possono osservare stelle più deboli in quanto l'emulsione fotografica ha il pregio di sommare gli stimoli luminosi che la raggiungono; con tempi di posa crescenti aumenta anche il numero delle stelle che possono essere fotografate. L'annerimento di un'emulsione fotografica è proporzionale al tempo di illuminazione , eccetto che all'inizio dell'esposizione, in cui l'annerimento avviene più lentamente. E' richiesta anche un'illuminazione minima per poter impressionare l'emulsione. D'altra parte, tempi di esposizione troppo lunghi provocano la saturazione dell'annerimento. La relazione fra l'annerimento dell'emulsione e il logaritmo del prodotto dell'intensità della luce incidente per il tempo di esposizione è data dalla legge di Schwarzschild.

POTERE RISOLUTIVO

E? indice della capacità, da parte del suo obiettivo, di distinguere due oggetti vicini: per due stelle vicine (stella doppia), la formula P = 120/mm da la distanza P minima in secondi d'arco, alla quale la stella doppia è ancora separabile nelle sue componenti. "mm" equivalgono all'apertura dell'obiettivo in millimetri. La formula vale per una stella doppia le cui componenti abbiano luminosità compresa fra 5 e 6 magnitudini e nella massima quiete atmosferica; se la luminosità fosse molto differente la distanza minima effettiva sarebbe molto superiore a quella teorica. L'esistenza di un potere risolutivo pone anche un limite superiore agli ingrandimenti che un dato telescopio, con una certa apertura, può offrire: al di là di questo limite si avrebbe un falso ingrandimento, cioè un quadro effettivamente ingrandito ma non per questo più ricco di particolari. Non esiste una formula esatta per definire l'ingrandimento massimo: per piccoli telescopi il valore numerico per il massimo ingrandimento varia all'incirca da 1,5 a 2 volte l'apertura in millimetri del telescopio, se si osservano stelle doppie, la Luna o pianeti; se si vogliono osservare nebulose deboli, il valore dell'ingrandimento è sensibilmente inferiore. Lo stesso vale per gli ammassi stellari che richiedono un ampio campo visivo e permettono un impiego di oculari con bassi ingrandimenti: il minimo ingrandimento utilizzabile è dato numericamente da 1/6 del diametro in mm dell'obiettivo. Nel piano focale di un telescopio la dimensione in centimetri di un'immagine o di un oggetto le cui dimensioni angolari siano in gradi, è data dalla dimensione stessa in centimetri che è 0,0175wf, dove "f" è la distanza focale in centimetri dell'obiettivo del telescopio. Per esempio il Sole e la Luna, che hanno entrambi dimensioni angolari di 0,5°, con un telescopio avente distanza focale di 100 cm, daranno luogo a un'immagine di circa 1 cm di diametro. 

RAPPORTO DI APERTURA "f"

Con questo termine si indica il rapporto fra l'apertura di un obiettivo e la lunghezza della sua focale; per telescopi a lenti tale rapporto ha valori compresi fra 1:10 e 1:20.

CAMPO VISIVO VERO

Indica quella parte della volta celeste effettivamente visibile con il telescopio: in genere, con i normali ingrandimenti non è superiore a 0°, 5-1°.

CAMPO VISIVO APPARENTE

E' dato dalla dimensione angolare del campo effettivamente osservabile dall'oculare.

OBIETTIVI

Difficilmente un moderno obiettivo è costituito da una sola lente, e ciò allo scopo di eliminare l'aberrazione cromatica: le singole lunghezze d'onda (colori) vengono suddivise all'interno di una lente, e possiedono rispetto a questa differenza lunghezze focali.

OBIETTIVO ACROMATICO

E' composto di almeno due lenti in vetro di tipo differente (Crown e Flint). Per usi fotografici vengono anche costruiti obiettivi molto complessi che devono essere corretti per l'intervallo di lunghezze d'onda alle quali è sensibile l'emulsione fotografica impiegata. Non tutti gli obiettivi fotografici consentono quindi la stessa qualità di immagine.

GLI OCULARI

Anche gli oculari devono essere composti di almeno due lenti, una di campo e l'altra vera e propria oculare i tipi di oculare più usati sono i seguenti:

1) Oculare di Huygens. In questo l'immagine prodotta dall'obiettivo si trova fra due lenti, in una posizione dove si può applicare anche un reticolo filare per misure micrometriche. Il campo visivo apparente è di 25° - 40°.

2) Oculare di Ramsden. L'immagine dell'obiettivi si trova davanti alla lente di campo. Analogo è 1'.

3) Oculare di Kellner, la cui lente oculare è composta da due lenti singole ed è quindi acromatica.

4) Oculare di Mittenzwey. E' simile all'oculare di Huygens, con lente di campo differente. Ha un ampio campo visivo apparente (ca 50°).

5) Oculari acromatici quali, per es., quello monocentrico di Steinheil e quello ortoscopico di Abbe, che hanno un alto grado di acromaticità; il loro campo visivo non è di conseguenza molto grande.

6) Oculare grandangolare (di Erfle), con un campo visivo apparente di 70°; è spesso impiegato con prismi.

LENTI DI BARLOW

Sono un sistema ottico per l'allungamento della lunghezza focale totale dell'obiettivo, normalmente fino a raddoppiarla: queste lenti, a due componenti e acromatiche, vengono collocate quasi sul piano focale dell'obiettivo. La rotazione di 180° dell'immagine deve essere tollerata da osservazioni astronomiche in quanto le lenti addizionali necessarie per raddrizzarla altererebbero sensibilmente la qualità dell'immagine e la sua luminosità. Nei cannocchiali terrestri e nei binocoli prismatici, tale rotazione viene conseguita per mezzo di sistemi di prismi. I binocoli possono talvolta essere impiegati per osservazioni astronomiche: il loro campo visivo considerevolmente ampio può essere impiegato nell'osservazione di casti campi stellari, di nebulose, comete ecc.; la dicitura impressa sui binocoli, p.es., 7 x 50, significa che si ottiene un ingrandimento di 7 volte con una apertura di 50 mm.

I telescopi a lente vengono talvolta indicati anche come RIFRATTORI (da rifrazione = deviazione della luce) in quanto in essi la formazione delle immagini avviene attraverso una deviazione dei raggi luminosi. Accanto a essi si hanno i Telescopi RIFLETTORI, o a specchio, nei quali l'immagine si forma in seguito alla riflessione di raggi luminosi su specchi concavi. I raggi luminosi che provengono da un oggetto posto a distanza infinita vengono riflessi e concentrati da uno specchio parabolico a formare un'immagine reale nel piano focale, come già nei riflettori. Tutti i dati e le notizie sul potere risolutivo , apertura, oculari, ingrandimento ecc., si possono trasferire dai rifrattori ai riflettori, ma , invece di apertura o distanza focale della lente, occorrerà parlar di apertura o distanza focale dello specchio. 

GLI SPECCHI

Sono costruiti in vetro e rivestiti da un leggero strato di alluminio o rodio spesso anche da uno strato di quarzo. L'immagine che si formerebbe nel fuoco dello specchio deve essere deviata da questa posizione perché l'osservatore , durante l'esame all'oculare non intercetti i raggi luminosi. Questo può avvenire nei seguenti modi (vedi illustrazione):

1) Sistema Newtoniano. Un piccolo specchio piano, inclinato di 45° rispetto all'asse del telescopio, devia lateralmente di 90° i raggi di luce poco prima che vengano concentrati dallo specchio principale nel suo piano focale: l'oculare è quindi collocato verso l'estremità superiore del telescopio; la perdità di luminosità dovuta alla presenza dello specchio piano è al massimo del 7%.

2) Sistema Cassegrain. Uno specchio convesso iperbolico posto a breve distanza riflette i raggi luminosi di nuovo verso lo specchio principale al cui centro vi è un foro al di là del quale si concentrano i raggi. Attraverso la riflessione si consegue anche un allungamento della lunghezza focale dello specchio principale. L'oculare può, con questo sistema, essere applicato come in un normale rifrattore.

3) Sistema Gregory. Lo specchio ausiliario è ellissoidico concavo: il fuoco dello specchio principale coincide con il primo dei fuochi dello specchio ellissoidico, che concentra l'immagine finale nel secondo dei suoi fuochi, la di là dello specchio principale, attraverso un foro applicato al centro di questo. L'oculare è applicato come nel Cassegrain dietro lo specchio principale.

4) Sistema a specchio obliquo (Brachyt). Lo specchio principale posto in posizione obliqua riflette i raggi luminosi verso uno specchietto ausiliario (posto all'esterno del tubo del telescopio) che li concentra nel fuoco, in posizione prossima allo specchio principale. Spesso, tra il fuoco e lo specchio ausiliario si trova una lente correttrice.

5) Sistema Schmidt. Un normale specchio parabolico possiede il difetto ottico della "coma", che consiste in una minore definizione dell'immagine al di fuori dell'asse ottico. La coma ha scarsa importanza nelle osservazioni visuali, compiute quasi esclusivamente sull'asse ottico, ma non è più trascurabile nelle osservazioni fotografiche, che necessitano di immagini stellari puntiformi anche ai bordi del campo visivo. B. Schmidt costruì nel 1931 un telescopio riflettore privo di coma: in questo i raggi luminosi passano dapprima attraverso un "lastra correttrice" posta a distanza dallo specchio principale, pari al doppio della sua distanza focale, per andare poi a riflettersi sullo specchio principale, che è sferico. Uno specchio sferico non possiede il difetto di coma, ma possiede quello di aberrazione cromatica, per cui i raggi luminosi riflessi dai bordi dello specchio hanno un fuoco differente da quelli riflessi al centro dello stesso specchio: questo difetto è facilmente eliminabile per mezzo della lastra correttrice. La lastra o la pellicola fotografica sono poste nel fuoco dello specchio; poichè la superficie focale è curva, occorre curvare opportunamente le lastre o pellicole fotografiche, ovvero occorre impiegare lenti che appiattiscano il campo. Un altro sistema ottico privo di coma è quello ideato da  D. D. Maksutow, che prevede l'impiego di un menisco (una lente fortemente curvata) in luogo della lastra correttrice del sistema Schmidt. Per impieghi speciali, il sistema SUPERSCHMIST ha un rapporto d'apertura fino a 1:0,3 con campi visivi fino a oltre 50°; apparecchi del genere vengono impiegati per la riproduzione di  vaste zone del cielo, per la fotografia di meteore, di aurore polari, di satelliti e sonde spaziali ecc. (Vedi la cartina degli Osservatori Astronomici)

DIFFERENZE tra Riflettori e Rifrattori

I minori costi degli specchi rispetto le lenti, l'assenza di aberrazioni cromatiche e soprattutto l'impossibilità di montare grossi obiettivi (con diametro maggiore di un metro sopra il tubo del telescopio senza provocare in questo delle flessioni, spiegano la maggior diffusione dei riflettori nell'ultimo secolo.

LINK CONSIGLIATI

DWDM La potenza della luce : http://www.idg.it/networking/nwi2000/TL070004.htm 

La posizione di Lorentz riguardo all'esperimento Michelson e Morley : http://ppp.unipv.it/Collana/Pages/Libri/Guide/Dibet/DIBET04.htm 

Tecnologia multistrato : http://assistenza.tiscali.it/interpuntonet/articolo51/ 

Tecniche fotografiche "Università di Pisa" : http://archeo4.arch.unipi.it/Foto_Libro/filtri.html#ancora46362