In astronomia, con il termine Seeing ci si riferisce a diversi fenomeni, dovuti principalmente alle condizioni dell'atmosfera terrestre, che peggiorano l'immagine degli oggetti astronomici. Le condizioni di seeing variano ogni giorno e secondo la  posizione geografica in cui ci si trova. La tipica struttura di un telescopio che si adatta meglio alle condizioni di seeing avverse è: diametro contenuto, ottima stabilità termica, turbolenze interne assenti, alta stabilità focale, perfetta collimazione.

Le condizioni di seeing vengono determinate da: stabilità atmosferica (variazioni di alta o bassa pressione), perturbazioni e strati d'aria in movimento. Strati di aria sovrapposti rimescolandosi generano il Jet stream, questo parametro si misura in metri/secondo;  un Jet stream maggiore di 25 m/sec indica un seeing pessimo. I Bad layers o strati cattivi, sono strati dell'atmosfera nei quali la turbolenza produce perturbazioni che influenzano la visibilità astronomica. I Bad layers (indicati sempre con le loro altezze da terra: minima e massima) hanno un gradiente di temperatura di 0.5K/100m, valori più alti generano un cattivo seeing. Le migliori condizioni di seeing da terra si hanno solo in luoghi particolari, gli osservatori con eccellenti prestazioni si trovano in Cile, nelle isole Hawai e in Antartide e sono caratterizzati da un seeing nell’intervallo da 0,2 a 0,8 secondi d’arco. In Italia abbiamo valori medi che variano da 2,0" (montagna) a 3,0" (zona rurale) e fino a 4,0" d'arco in centro città; sul sito www.meteoblue.com potrete consultare il seeing di molte località italiane ed estere. Nulla si può fare con le perturbazioni in alta quota, generalmente sono molto estese, anche per centinaia di km. Per quelle a bassa quota si può tentare di spostarsi di qualche chilometro, il più delle volte funziona. Al suolo possiamo limitare al massimo gli effetti seguendo determinate regole. La qualità del seeing è definita da varie scale, le più utilizzate sono la scala di Antoniadi (valida per l'osservazione planetaria) e la scala di Pickering (valida in modo particolare per stelle e Deep Sky). La soluzione migliore è quella di utilizzare appositi software in grado di calcolare la FWHM del seeing.

La scala di Antoniadi inversa o scala di Texereau: indico per prima questa scala in quanto è utilizzata sul sito  Meteoblue:
  1. Pessimo - fwhm >7" (le stelle sono indefinibili e si agitano intensamente)
  2. Scarso - fwhm 5-6" (le stelle sono agitate e l'anello è appena percettibile)
  3. Buono - fwhm 3-4" (l'anello è visibile ma deformato e con ondulazioni)
  4. Ottimo - fwhm 1-2" (l'anello è definito ma con lievi ondulazioni)
  5. Eccellente - fwhm <1" (le stelle sono immobili e ben definite)

La scala di Pickering:  William H. Pickering (1858-1938) dell'Osservatorio dell'Harvard College (Massachusetts -USA) ha creato una scala da 1 a 10 utilizzando un rifrattore da 5 pollici (130 mm). Sotto alle immagini il valore di seeing, valutato a quel tempo,  in secondi d'arco.

  • 1-2 Pessimo (le immagini sono granulose e si agitano intensamente, l'anello non è visibile)
  • 3-4 Scarso (le stelle sono granulose, agitate e l'anello è appena percettibile)
  • 5-6 Buono (l'anello è visibile ma deformato e con leggere ondulazioni)
  • 7-8 Ottimo (l'anello è definito ma con lievi ondulazioni)
  • 9-10 Eccellente (le stelle sono immobili e ben definite)
Di seguito una moderna scala di Pickering con valori FWHM di seeing ottimizzati, i valori si leggono scorrendo il mouse/dito sopra a ogni immagine:

L'immagine finale della stella è data dalla sovrapposizione di tutti i fasci di luce che arrivano nel punto di fuoco. La funzione che descrive come i vari raggi di luce sono distribuiti sulla superficie del rivelatore (immagine finale) è detta funzione di sparpagliamento dei punti (PSF, dall'inglese Point Spread Function).  La misura più comune del seeing è data dalla larghezza a metà altezza (FWHM, dall'inglese Full Width at Half Maximum) della PSF e viene espressa in secondi d'arco. La FWHM è un utile punto di riferimento anche per comprendere la risoluzione angolare massima ottenibile.

In realtà, gli effetti del seeing sono molto più complessi perché molti corpi celesti non sono puntiformi ma hanno una dimensione reale osservabile (ad esempio i pianeti, le galassie, le nebulose, le stelle molto vicine), solo le stelle lontane ed i quasar possono essere considerati oggetti puntiformi. Nel caso di sorgenti estese (nebulose e galassie), l'immagine osservata è data dalla convoluzione del profilo di luminosità dell'oggetto con la PSF. Di seguito un grafico, molto interessante, che rappresenta come può variare la dimensione di un oggetto in relazione alla qualità del seeing, alla sua altezza rispetto all'orizzonte e alla dispersione atmosferica.

Come limitare gli effetti del seeing: alcune condizioni di seeing  non permettono di sfruttare appieno le capacità del telescopio, e non potendo cambiare il seeing per quella notte possiamo solo applicare alcune norme che ci permettano di ottenere la migliore immagine possibile:

  • una sorgente di seeing è data anche da effetti cupola "seeing locale basso". La turbolenza dovuta a gradienti di temperatura tra l'interno e l'esterno dell'edificio, tra gli specchi del telescopio e l'aria appena sopra la superficie può portare a duplicare se non triplicare i valori di seeing
  • preferire luoghi in campo aperto  (giardino), se possibile con molta vegetazione, piuttosto che sul balcone o alla finestra di una abitazione, la dispersione del calore dei muri genera ondulazione nell'immagine
  • nei centri abitati posizionarsi in modo equidistante dagli edifici circostanti; evitare di stare troppo vicino al  telescopio
  • il vento peggiora il seeing, usare sempre il paravento a protezione del telescopio
  • osservare gli oggetti quando sono a una certa altezza, allo zenit abbiamo la minore quantità possibile di atmosfera, osservando oggetti più bassi il seeing peggiorerà sempre di più
  • evitare l'osservazione appena sopra all'orizzonte (da 0 a 30° di altitudine), con oggetti molto bassi potremo vedere inoltre del cromatismo dovuto alla rifrazione dell'atmosfera
  • evitare la visualizzazione di oggetti molto luminosi, gli oggetti poco luminosi sono meno degradati dal cattivo seeing
Il telescopio può peggiorare il seeing:
  • la qualità ottica del telescopio è fondamentale, più piccolo è RMS radius e GEO radius e migliore è il valore di seeing finale; i riduttori di focale aumentano la dimensione RMS e GEO radius, i soli spianatori sono da preferire
  • considerare che le aberrazioni aumentano la dimensione degli oggetti, di riflesso il valore FWHM del seeing finale
  • utilizzare uno strumento di piccolo diametro (75-100 mm), il fascio di luce raccolto da un telescopio di piccolo diametro è composto da raggi quasi del tutto paralleli, un telescopio di grande diametro intercetta anche i raggi ondulati generati dal cattivo seeing. Preferire un rapporto focale lento F/7-8
  • ridurre il più possibile l'umidità interna al rifrattore utilizzando adsorbitori chimici
  • attendere l'acclimatamento del telescopio, portandolo all'esterno prima dell'uso, circa 30/60 minuti per un rifrattore (circa 2/4 ore per un riflettore); l'uso di un telescopio non perfettamente acclimatato produrrebbe immagini agitate e non perfettamente a fuoco
  • preferire fotocamere con sensori grandi: minimo 4/3 meglio APS-C, e con alta FWC: minimo 35.000
  • con l'utilizzo della fotocamera mettere a fuoco perfettamente e impostare guadagno e tempo di esposizione in modo di non avere stelle gonfie
  • con il Live stacking e tempi di esposizioni brevi (Lucky imaging) si possono ottenere ottimi risultati selezionando, successivamente, i migliori frames
  • la qualità della montatura è importante, vibrazioni e backlash devono essere ridotte al minimo e la precisione dell'autoguida diventa fondamentale
Queste sono indicazioni di massima, il seeing può cambiare nel giro di pochi minuti, avere differenze a distanza di pochi chilometri, può essere previsto ma può avere una variabilità imprevedibile.
La luminosità degli astri visti dalla Terra in relazione alla vista al di fuori della nostra atmosfera. Il grafico indica tre situazioni del cielo notturno, da notare la proporzionalità delle attenuazioni in funzione della condizione atmosferica. In una notte molto limpida da 40 a 90° la situazione migliore.

Inquinamento luminoso

L'inquinamento luminoso di una data posizione geografica, a differenza del seeing, non  cambia mai, se alto è una spina fissa nel fianco dell'astrofilo.  L'Italia è una degli stati d'Europa con il più alto inquinamento luminoso,  sette italiani su dieci faticano a vedere le stelle, a occhio nudo, dalla propria abitazione. Fortunatamente il nostro territorio è ricco di zone rurali (collinari e montane) con cieli abbastanza scuri e la tecnologia viene in aiuto con filtri luce-artificiale sempre più efficaci. L'inquinamento luminoso rende difficile l'osservazione di molti oggetti celesti, e se il livello luminoso è elevato molti oggetti dello spazio profondo non sono scrutabili. La classificazione dell'inquinamento luminoso (Light pollution) è stata realizzata da John Bortle, dopo 50 anni di esperienza osservativa, la scala è suddivisa in 9 livelli a partire da 1, il cielo più scuro. In Italia abbiamo condizioni di cielo che vanno dal livello 3 al livello 9 della scala di Bortle, di seguito un link per conoscere il livello luminoso del vostro cielo: https://www.lightpollutionmap.info. L'utilizzo di un piccolo rifrattore (75-100 mm) con un filtri anti-inquinamento, a banda larga o stretta, permette buone osservazioni e anche buone fotografie in cieli molto luminosi. Nel caso di utilizzo di fotocamere sono da preferire le monocromatiche. Purtroppo l'illuminazione stradale con LED rende difficoltoso il filtraggio della luce parassita, in quanto i LED a differenza delle tradizionali lampade a vapori, hanno un'emissione che copre quasi tutta la banda della luce visibile.

La Bortle Dark Sky Scale è stata sviluppata da John Bortle "basata su quasi 50 anni di esperienza osservativa", per descrivere la quantità di inquinamento luminoso in un cielo notturno. È stata pubblicata per la prima volta in un articolo della rivista scientifica Sky &Telescope nel 2001. Per facilitare l'apprendimento e l'utilizzo della scala, sono stati adottati gli indicatori di luminosità del cielo di Bortle sotto forma di tabella (vedere immagine sopra). Seguendo l'iter valutativo di ogni singola colonna si arriva a determinare con una buona precisione la luminosità del proprio cielo (LP). Ai tempi di Charles Messier il cielo era tra Bortle 1 e 2, per questo l'astronomo è riuscito a trovare così tanti oggetti nel profondo cielo.