Saturno: osservazione
Da Sezione Pianeti UAI.
| (61 revisioni intermedie non mostrate.) | |||
| Riga 4: | Riga 4: | ||
Nell'ambito della Sezione Pianeti dell'Unione Astrofili Italiani si è consolidato negli anni un metodo di osservazione che consente il confronto e lo scambio dei risultati con i principali raggruppamenti analoghi di altri Paesi, garantendo così la consistenza e la correttezza del lavoro svolto. | Nell'ambito della Sezione Pianeti dell'Unione Astrofili Italiani si è consolidato negli anni un metodo di osservazione che consente il confronto e lo scambio dei risultati con i principali raggruppamenti analoghi di altri Paesi, garantendo così la consistenza e la correttezza del lavoro svolto. | ||
| - | Il diametro minimo dello strumento per un lavoro utile si può considerare, indicativamente, di circa 15 cm per i riflettori; tuttavia, specie per iniziare, un lavoro sull'immagine offerta da un piccolo telescopio è già interessante, consentendo di impratichirsi facilmente del metodo osservativo e di familiarizzare col pianeta. | + | Il diametro minimo dello strumento per un lavoro utile si può considerare, indicativamente, di circa 15 cm per i riflettori; tuttavia, specie per iniziare, un lavoro sull'immagine offerta da un piccolo telescopio è già interessante, consentendo di impratichirsi facilmente del metodo osservativo e di familiarizzare col pianeta. |
| - | + | La luminosità di Saturno per area di superficie, comunque, è solo 1/4 di quella di Giove; a differenza di quanto accade con altri pianeti, i grandi diametri (sopra i 20-25 cm.) risultano così favoriti anche in condizioni di seeing non ottimale, offrendo un'immagine più luminosa e in cui risulta più facile apprezzare le deboli differenze tonali delle strutture atmosferiche, intrinsecamente poco contrastate. Le stime visuali di intensità e colore, come pure l'acquisizione di un buon numero di frame se utilizziamo una webcam, diventano decisamente più semplici. | |
== Saturno al telescopio == | == Saturno al telescopio == | ||
| - | |||
| - | |||
| - | |||
| + | [[Immagine:20040407planetsolivb.jpg|frame|right|Dimensioni apparenti relative di Saturno, Giove, Venere e Marte. Nelle opposizioni perieliche, il diametro apparente di Marte può superare quello del globo di Saturno. Tiziano Olivetti, Bangkok, 7 aprile 2006]] Osservato con un medio telescopio amatoriale, Saturno apparirebbe simile ad un piccolo Giove se non fosse per il sistema degli anelli; le sue dimensioni apparenti non variano molto nel corso di un'apparizione, attestandosi mediamente attorno ai 16-18 secondi d'arco. Il suo periodo sinodico è pari a 378 giorni, il che significa che il pianeta torna in opposizione ogni anno con 13 giorni di ritardo rispetto all'opposizione precedente. Il fatto che il piano equatoriale del pianeta, sul quale giace il sistema degli anelli, sia inclinato di 27 gradi rispetto all'orbita, causa una variazione notevole dell'aspetto del pianeta da un'opposizione all'altra. Infatti, la posizione di Saturno e della Terra sulle rispettive orbite determinano l' "apertura" sotto la quale si mostrano gli anelli. Se questa varia poco nel corso di una singola apparizione, è invece soggetta a forti mutamenti col passare degli anni, man mano che il pianeta compie la sua rivoluzione intorno al sole. Nell'arco di metà del suo periodo siderale si passa da una situazione di invisibilità degli anelli (posti esattamente di taglio) alla massima apertura, e poi nuovamente all'invisibilità. Nella seconda metà dell'orbita il ciclo si ripete, mostrando però l' altra faccia degli anelli e l'altro emisfero del pianeta. Il parametro che meglio rappresenta questa variazione è la latitudine saturnocentrica del punto sub-terrestre (indicata solitamente con B), ovvero l' angolo compreso tra il piano equatoriale di Saturno e la linea congiungente il centro di Saturno con la Terra, misurato con valori positivi verso Nord. Questo valore si può anche definire come la latitudine di Saturno, dalla quale vedremmo la Terra transitare allo zenit. Quindi, quando si ha B = 0° gli anelli sono esattamente di taglio, mentre con B = -26° si e' nei pressi della massima apertura, con l'emisfero Sud rivolto verso la Terra. Il valore di B e' reperibile solitamente sugli Almanacchi e in alcuni software, di cui è sempre meglio testare l'affidabilità. | ||
| - | |||
| - | [[Immagine: | + | == Il globo == |
| + | [[Immagine:Satbande.jpg|frame|left|Il pianeta in visione equatoriale, con gli anelli "di taglio" e la [[Saturno: Nomenclatura| nomenclatura ]] utilizzata per il globo.]] | ||
| + | Il variare dell'inclinazione dell'equatore rispetto all'osservatore terrestre, impedisce di avere la visione dei due emisferi simultaneamente per la maggior parte della rivoluzione di Saturno attorno al Sole; solo con gli anelli vicini alla posizione di taglio è possibile osservare tutte le bande e le zone del pianeta. In queste condizioni è anche possibile apprezzare il notevole schiacciamento polare di Saturno: a causa della veloce rotazione e della bassa densità del globo, il diametro polare non misura infatti che 9/10 circa di quello equatoriale. Nelle posizioni intermedie gli anelli occultano una parte più o meno consistente di uno dei due emisferi. | ||
| - | + | Supponiamo ancora di osservare il pianeta sotto una certa inclinazione: sul globo, accanto agli anelli, si hanno le latitudini equatoriali, ove si osserva la Zona omonima, solitamente la parte più chiara dell'atmosfera. Al suo interno, a cavallo dell'equatore, può osservarsi una sottile Banda Equatoriale, sempre molto evanescente. Allontanandosi dall'equatore si incontra la prima banda scura, la Banda Equatoriale Nord (o Sud, a seconda dell'emisfero visibile). Talvolta si presenta suddivisa in due componenti, nord e sud, separate da una zona leggermente più chiara. Anche quando questo accade, tuttavia, può non apparire sdoppiata a tutte le longitudini con la stessa evidenza, e nei piccoli strumenti è sempre difficile separare le due componenti. Le bande e le zone a latitudini più elevate sono sempre assai elusive per un osservatore visuale, e richiedono già un'osservazione più attenta: può essere difficile vedere la Banda Temperata Nord o Sud, specialmente con strumenti medio-piccoli, mentre di solito sono alla portata di una webcam. Raramente accade che appaiano bande a latitudini ancora più elevate; ad esempio può accadere che le regioni polari presentino un contorno netto, delineato da una Banda Polare scura. All'interno della regione polare talvolta si vede una "Polar Cap" (calotta) scura e dai contorni netti, centrata sul polo. | |
| - | + | Sporadicamente, potrà capitare di osservare sul globo delle condensazioni scure nelle bande (DS), delle aree chiare (di solito molto evanescenti) in EZ, o dei piccoli ovali chiari dai contorni più definiti (WOS). La loro registrazione e tempestiva segnalazione, anche con strumenti amatoriali, riveste sempre un'eccezionale importanza per lo studio della dinamica dell'atmosfera di Saturno. Mentre per tutti gli anni '90 la regione più attiva è stata la EZ, a partire dal 2000 circa le WOS vengono rintracciate soprattutto a medie latitudini, in particolare in SIZ e in STrZ (vedi [[Saturno: Nomenclatura | nomenclatura).]] Questi dettagli, sempre difficili per dimensioni e contrasto, sono generalmente troppo elusivi per l'osservatore visuale e vengono riportati di solito nelle migliori immagini digitali. | |
| - | |||
| - | + | [[Immagine:20060318_1327_oliv_b.jpg|frame|center|WOS in STrZ. Tiziano Olivetti, Bangkok, 18 marzo 2006]] | |
| + | |||
| + | == Gli anelli == | ||
| + | |||
| + | Supponiamo ora di puntare Saturno con un telescopio da 15-20 cm di apertura in un periodo di buona visibilità degli anelli (B elevato): cosa ci si può aspettare di vedere? Gli anelli dovrebbero mostrare con grande evidenza la separazione in due sistemi principali (anelli A e B) solcati da una separazione scura, la divisione di Cassini, particolarmente ben visibile nelle anse. L' anello A, più esterno, appare solitamente più scuro, mentre la parte più brillante degli anelli è la metà esterna dell'anello B. In condizioni di seeing e trasparenza favorevoli, si può vedere, nelle anse, l'anello C, internamente al B. Solitamente l'anello C è più facilmente visibile nel tratto in cui si sovrappone al globo di Saturno, dove crea un segmento scuro, ma occorre non confonderlo con l'ombra degli anelli sul globo stesso, che, quando le condizioni geometriche ne consentono la visibilità, si viene a trovare nella stessa posizione. | ||
| + | [[Immagine:Satbandeincl.jpg|frame|right|[[Saturno: Nomenclatura | Nomenclatura]] del pianeta. La visione inclinata mostra l'emisfero Sud. L'emisfero opposto ha denominazioni analoghe.]] | ||
| + | Il globo di Saturno proietta sugli anelli un'ombra molto contrastata e ben visibile, che tende a ridursi e a scomparire nei giorni intorno all'opposizione, quando l'illuminazione del sole giunge dalla stessa direzione in cui si trova la Terra e quindi l'ombra risulta completamente occultata dal globo stesso. Frequentemente, molti osservatori notano sugli anelli, accanto all'ombra, una macchia brillante. Questa è stata battezzata "macchia di Terby" (TWS) dal nome del dilettante francese, Francois Terby, che la osservò la prima volta nel 1889; si tratta di un effetto di suggestione dell'osservatore indotto dal forte contrasto tra gli anelli chiari e l'ombra nera, che il cervello tende ad enfatizzare. Curiosamente, lo stesso effetto viene prodotto nelle immagini digitali dall'applicazione di filtri di contrasto come l'unsharp-masking, a testimonianza di come sia bene non dare mai per scontata l' "oggettività" di una fotografia o di un'immagine digitale. | ||
| + | Gli anelli possono poi presentare altri dettagli degni di nota, che tuttavia rientrano tra le caratteristiche di più difficile rilevamento, specialmente per strumenti che non superano i 20-25 cm di diametro. L' anello A ed il B non sono strutture omogenee e immutabili, perciò può capitare di vedere al loro interno dei minimi di intensità, sotto forma di divisioni supplementari più o meno contrastate; talvolta può trattarsi di semplici "gradini" di luminosità tra regioni diverse di un anello, che il cervello (o l'elaborazione digitale...) enfatizzano in vere e proprie divisioni. In passato è stato comunque possibile osservare dei minimi di intensità appena accennati all'interno dell'anello B e, in condizioni eccezionali, anche delle fini strutture paragonabili a sottili "solchi". Al centro dell'anello A viene frequentemente segnalato il minimo di Encke, che può essere considerato un dettaglio abbastanza facile per un medio telescopio quando gli anelli sono ben aperti e con un seeing almeno discreto. La sua larghezza e posizione sono comunque soggette a notevoli variazioni. Esso non va confuso con la divisione posta presso il bordo esterno dell'anello A, sfortunatamente battezzata con lo stesso nome nell'era spaziale (si veda la '''Nota''' nella pagina dedicata alla [[Saturno: Nomenclatura | nomenclatura]]). La sua osservazione richiede ''almeno'' un perfetto riflettore da 25 cm. con un'ostruzione minima, un seeing eccezionale ed una favorevole apertura degli anelli. | ||
| + | |||
| + | [[Immagine:Saturno 2003-2006.jpg|frame|right|Variazione apparente dell'inclinazione degli anelli di Saturno tra il 2003 e il 2006 (Gianluca Pompeo)]] | ||
| + | |||
| + | Una visione molto particolare del sistema di anelli si ha quando la Terra attraversa il piano degli stessi, che vengono quindi a trovarsi "di taglio" nei confronti dell'osservatore (vedere la tabella successiva). In queste condizioni, oltre a divenire facilmente osservabili alcuni satelliti che orbitano assai vicini al pianeta, spesso sono visibili delle minuscole condensazioni (piccoli punti o segmenti brillanti) negli anelli stessi. E' importante, in questi casi, annotarne la posizione, stimando la distanza dal globo, senza confondersi con gli eventuali satelliti presenti. La possibilità di continuare a vedere un sottilissimo anello fino a epoche molto vicine al giorno dell'attraversamento del piano equatoriale del pianeta dipende, in sostanza, dal diametro dello strumento, poichè si tratta di cercare di osservare una struttura dalla luminosità e dal contrasto sempre più bassi. | ||
| + | |||
| + | Si noti che in queste condizioni geometriche anche il Sole si trova assai prossimo al piano degli anelli, e può quindi accadere che questi rivolgano verso l'osservatore, seppur sotto un angolo estremamente stretto, la faccia in ombra. Tale configurazione pone in evidenza come punti o segmenti brillanti quelle regioni degli anelli che diffondono la luce meglio di quanto la riflettano: ovvero l'anello C e la Divisione di Cassini, che divengono luminosi e facilmente distinguibili. Al contrario dell'anello A e dell'anello B, l'anello C tende a diventare più luminoso man mano che l'apertura degli anelli diminuisce. Questo fenomeno trova spiegazione nella differente densità degli anelli stessi: mentre nell'affollato anello B i frammenti che lo compongono iniziano ad eclissarsi reciprocamente, nell'anello C, assai meno denso, essi si limitano a presentare all'osservatore un fronte più compatto (disegno in basso a sinistra). | ||
| + | |||
| + | [[Immagine:seeliger.jpg|left]] | ||
{| width="70%" border="1" bgcolor="#FFFBF0" | {| width="70%" border="1" bgcolor="#FFFBF0" | ||
|+ align="BOTTOM" |''<font size="2" face="Arial, Helvetica">Passaggi del Sole e della Terra nel piano degli anelli di Saturno</font>'' | |+ align="BOTTOM" |''<font size="2" face="Arial, Helvetica">Passaggi del Sole e della Terra nel piano degli anelli di Saturno</font>'' | ||
| Riga 56: | Riga 69: | ||
| <font size="2" face="Arial, Helvetica">2025 Maggio 6, da N a S</font> | | <font size="2" face="Arial, Helvetica">2025 Maggio 6, da N a S</font> | ||
|} | |} | ||
| - | |||
| - | |||
| - | |||
| - | |||
| - | |||
| - | |||
| - | |||
| - | |||
== Gli scopi dell'osservazione == | == Gli scopi dell'osservazione == | ||
| - | Nell'eseguire un'osservazione di Saturno | + | Naturalmente, l'attività di un astrofilo non ha bisogno di alcuna giustificazione che vada al di là del piacere e dell'appagamento personale. Per molti, tuttavia, questo non si esaurisce nell'emozione estetica che un pianeta come Saturno può offrire anche al semplice curioso, ma si alimenta del desiderio di migliorarsi, di comprendere ciò che si osserva, di approfondirne la conoscenza e perché no, di offrire un utile contributo. Nell'eseguire un'osservazione di Saturno che vada al di là della semplice esecuzione di un disegno, o della ripresa di un certo numero di frame, occorre dunque tener presente quali sono le finalità perseguite. Vediamo dunque di mettere a fuoco i principali motivi di interesse: |
| - | Vediamo dunque di mettere a fuoco | + | |
* Le bande e le zone che cingono il pianeta sono soggette a variazioni di latitudine e di intensità; anche il loro colore, seppur difficilmente definibile, può presentare tonalità variabili. | * Le bande e le zone che cingono il pianeta sono soggette a variazioni di latitudine e di intensità; anche il loro colore, seppur difficilmente definibile, può presentare tonalità variabili. | ||
| Riga 75: | Riga 79: | ||
* Gli anelli, che nel corso del tempo variano l'angolo sotto il quale si presentano, sono anch'essi soggetti a variazioni di intensità e talvolta alle manifestazioni peculiari già accennate. | * Gli anelli, che nel corso del tempo variano l'angolo sotto il quale si presentano, sono anch'essi soggetti a variazioni di intensità e talvolta alle manifestazioni peculiari già accennate. | ||
| - | + | * L'osservazione di dettagli transitori (WOS, DS ecc.) riveste una grande importanza nello studio della fisica e della meteorologia dell'atmosfera di Saturno, in particolare quando è possibile seguirne l'evoluzione. La semplice attività di monitoraggio continuativo del pianeta ha quindi un notevole valore. | |
| + | |||
| + | Come in altri casi, anche per Saturno le misure di posizione di bande e dettagli transitori vengono ormai eseguite quasi esclusivamente sulle immagini digitali; la bassa luminosità superficiale di Saturno si traduce però quasi sempre in immagini piuttosto "rumorose", che è perfettamente inutile elaborare oltremisura nel tentativo di estrarre pseudo-dettagli indistinguibili dal rumore di fondo. Da immagini trattate con cura si possono ricavare anche indicazioni interessanti sulle variazioni ''relative'' di colore ed intensità delle varie regioni del globo (misure assolute richiederebbero una calibrazione complessa che non viene mai eseguita in ambito amatoriale); ogni minima elaborazione che vada oltre la somma di immagini o la sottrazione di dark e frame - da considerare infatti come calibrazioni, non elaborazioni - introduce però variazioni arbitrarie di questi valori, la cui misura non ha più molto senso. Da qui l'importanza della disponibilità di buone osservazioni visuali, specie se corredate da accurate stime di colore e di intensità; in questo modo è possibile stabilire una continuità con le osservazioni storiche e verificare le indicazioni fornite dalle immagini digitali. Gli osservatori visuali dovrebbero quindi porre una particolare enfasi su questi aspetti, fermo restando che un disegno eseguito con cura aiuta ad identificare senza equivoci le regioni del pianeta cui si fa riferimento. Per ulteriori approfondimenti, rimandiamo alle pagine dedicate all'[[Saturno: tecniche visuali |osservazione visuale]] e all'[[Saturno: tecniche digitali |imaging]] di Saturno. | ||
[[Category: Pianeti]] | [[Category: Pianeti]] | ||
Versione corrente delle 11:21, 24 ago 2007
Indice |
Requisiti
Nell'ambito della Sezione Pianeti dell'Unione Astrofili Italiani si è consolidato negli anni un metodo di osservazione che consente il confronto e lo scambio dei risultati con i principali raggruppamenti analoghi di altri Paesi, garantendo così la consistenza e la correttezza del lavoro svolto.
Il diametro minimo dello strumento per un lavoro utile si può considerare, indicativamente, di circa 15 cm per i riflettori; tuttavia, specie per iniziare, un lavoro sull'immagine offerta da un piccolo telescopio è già interessante, consentendo di impratichirsi facilmente del metodo osservativo e di familiarizzare col pianeta.
La luminosità di Saturno per area di superficie, comunque, è solo 1/4 di quella di Giove; a differenza di quanto accade con altri pianeti, i grandi diametri (sopra i 20-25 cm.) risultano così favoriti anche in condizioni di seeing non ottimale, offrendo un'immagine più luminosa e in cui risulta più facile apprezzare le deboli differenze tonali delle strutture atmosferiche, intrinsecamente poco contrastate. Le stime visuali di intensità e colore, come pure l'acquisizione di un buon numero di frame se utilizziamo una webcam, diventano decisamente più semplici.
Saturno al telescopio
Il globo
Il variare dell'inclinazione dell'equatore rispetto all'osservatore terrestre, impedisce di avere la visione dei due emisferi simultaneamente per la maggior parte della rivoluzione di Saturno attorno al Sole; solo con gli anelli vicini alla posizione di taglio è possibile osservare tutte le bande e le zone del pianeta. In queste condizioni è anche possibile apprezzare il notevole schiacciamento polare di Saturno: a causa della veloce rotazione e della bassa densità del globo, il diametro polare non misura infatti che 9/10 circa di quello equatoriale. Nelle posizioni intermedie gli anelli occultano una parte più o meno consistente di uno dei due emisferi.
Supponiamo ancora di osservare il pianeta sotto una certa inclinazione: sul globo, accanto agli anelli, si hanno le latitudini equatoriali, ove si osserva la Zona omonima, solitamente la parte più chiara dell'atmosfera. Al suo interno, a cavallo dell'equatore, può osservarsi una sottile Banda Equatoriale, sempre molto evanescente. Allontanandosi dall'equatore si incontra la prima banda scura, la Banda Equatoriale Nord (o Sud, a seconda dell'emisfero visibile). Talvolta si presenta suddivisa in due componenti, nord e sud, separate da una zona leggermente più chiara. Anche quando questo accade, tuttavia, può non apparire sdoppiata a tutte le longitudini con la stessa evidenza, e nei piccoli strumenti è sempre difficile separare le due componenti. Le bande e le zone a latitudini più elevate sono sempre assai elusive per un osservatore visuale, e richiedono già un'osservazione più attenta: può essere difficile vedere la Banda Temperata Nord o Sud, specialmente con strumenti medio-piccoli, mentre di solito sono alla portata di una webcam. Raramente accade che appaiano bande a latitudini ancora più elevate; ad esempio può accadere che le regioni polari presentino un contorno netto, delineato da una Banda Polare scura. All'interno della regione polare talvolta si vede una "Polar Cap" (calotta) scura e dai contorni netti, centrata sul polo.
Sporadicamente, potrà capitare di osservare sul globo delle condensazioni scure nelle bande (DS), delle aree chiare (di solito molto evanescenti) in EZ, o dei piccoli ovali chiari dai contorni più definiti (WOS). La loro registrazione e tempestiva segnalazione, anche con strumenti amatoriali, riveste sempre un'eccezionale importanza per lo studio della dinamica dell'atmosfera di Saturno. Mentre per tutti gli anni '90 la regione più attiva è stata la EZ, a partire dal 2000 circa le WOS vengono rintracciate soprattutto a medie latitudini, in particolare in SIZ e in STrZ (vedi nomenclatura). Questi dettagli, sempre difficili per dimensioni e contrasto, sono generalmente troppo elusivi per l'osservatore visuale e vengono riportati di solito nelle migliori immagini digitali.
Gli anelli
Supponiamo ora di puntare Saturno con un telescopio da 15-20 cm di apertura in un periodo di buona visibilità degli anelli (B elevato): cosa ci si può aspettare di vedere? Gli anelli dovrebbero mostrare con grande evidenza la separazione in due sistemi principali (anelli A e B) solcati da una separazione scura, la divisione di Cassini, particolarmente ben visibile nelle anse. L' anello A, più esterno, appare solitamente più scuro, mentre la parte più brillante degli anelli è la metà esterna dell'anello B. In condizioni di seeing e trasparenza favorevoli, si può vedere, nelle anse, l'anello C, internamente al B. Solitamente l'anello C è più facilmente visibile nel tratto in cui si sovrappone al globo di Saturno, dove crea un segmento scuro, ma occorre non confonderlo con l'ombra degli anelli sul globo stesso, che, quando le condizioni geometriche ne consentono la visibilità, si viene a trovare nella stessa posizione.
Il globo di Saturno proietta sugli anelli un'ombra molto contrastata e ben visibile, che tende a ridursi e a scomparire nei giorni intorno all'opposizione, quando l'illuminazione del sole giunge dalla stessa direzione in cui si trova la Terra e quindi l'ombra risulta completamente occultata dal globo stesso. Frequentemente, molti osservatori notano sugli anelli, accanto all'ombra, una macchia brillante. Questa è stata battezzata "macchia di Terby" (TWS) dal nome del dilettante francese, Francois Terby, che la osservò la prima volta nel 1889; si tratta di un effetto di suggestione dell'osservatore indotto dal forte contrasto tra gli anelli chiari e l'ombra nera, che il cervello tende ad enfatizzare. Curiosamente, lo stesso effetto viene prodotto nelle immagini digitali dall'applicazione di filtri di contrasto come l'unsharp-masking, a testimonianza di come sia bene non dare mai per scontata l' "oggettività" di una fotografia o di un'immagine digitale. Gli anelli possono poi presentare altri dettagli degni di nota, che tuttavia rientrano tra le caratteristiche di più difficile rilevamento, specialmente per strumenti che non superano i 20-25 cm di diametro. L' anello A ed il B non sono strutture omogenee e immutabili, perciò può capitare di vedere al loro interno dei minimi di intensità, sotto forma di divisioni supplementari più o meno contrastate; talvolta può trattarsi di semplici "gradini" di luminosità tra regioni diverse di un anello, che il cervello (o l'elaborazione digitale...) enfatizzano in vere e proprie divisioni. In passato è stato comunque possibile osservare dei minimi di intensità appena accennati all'interno dell'anello B e, in condizioni eccezionali, anche delle fini strutture paragonabili a sottili "solchi". Al centro dell'anello A viene frequentemente segnalato il minimo di Encke, che può essere considerato un dettaglio abbastanza facile per un medio telescopio quando gli anelli sono ben aperti e con un seeing almeno discreto. La sua larghezza e posizione sono comunque soggette a notevoli variazioni. Esso non va confuso con la divisione posta presso il bordo esterno dell'anello A, sfortunatamente battezzata con lo stesso nome nell'era spaziale (si veda la Nota nella pagina dedicata alla nomenclatura). La sua osservazione richiede almeno un perfetto riflettore da 25 cm. con un'ostruzione minima, un seeing eccezionale ed una favorevole apertura degli anelli.
Una visione molto particolare del sistema di anelli si ha quando la Terra attraversa il piano degli stessi, che vengono quindi a trovarsi "di taglio" nei confronti dell'osservatore (vedere la tabella successiva). In queste condizioni, oltre a divenire facilmente osservabili alcuni satelliti che orbitano assai vicini al pianeta, spesso sono visibili delle minuscole condensazioni (piccoli punti o segmenti brillanti) negli anelli stessi. E' importante, in questi casi, annotarne la posizione, stimando la distanza dal globo, senza confondersi con gli eventuali satelliti presenti. La possibilità di continuare a vedere un sottilissimo anello fino a epoche molto vicine al giorno dell'attraversamento del piano equatoriale del pianeta dipende, in sostanza, dal diametro dello strumento, poichè si tratta di cercare di osservare una struttura dalla luminosità e dal contrasto sempre più bassi.
Si noti che in queste condizioni geometriche anche il Sole si trova assai prossimo al piano degli anelli, e può quindi accadere che questi rivolgano verso l'osservatore, seppur sotto un angolo estremamente stretto, la faccia in ombra. Tale configurazione pone in evidenza come punti o segmenti brillanti quelle regioni degli anelli che diffondono la luce meglio di quanto la riflettano: ovvero l'anello C e la Divisione di Cassini, che divengono luminosi e facilmente distinguibili. Al contrario dell'anello A e dell'anello B, l'anello C tende a diventare più luminoso man mano che l'apertura degli anelli diminuisce. Questo fenomeno trova spiegazione nella differente densità degli anelli stessi: mentre nell'affollato anello B i frammenti che lo compongono iniziano ad eclissarsi reciprocamente, nell'anello C, assai meno denso, essi si limitano a presentare all'osservatore un fronte più compatto (disegno in basso a sinistra).
|
Passaggi della Terra |
Passaggi del Sole |
| 1979 Ottobre 27, da S a N | |
| 1980 Marzo 12, da N a S | 1980 Marzo 3, da S a N |
| 1980 Luglio 23, da S a N | |
| 1995 Maggio 21, da N a S | |
| 1995 Agosto 11, da S a N | 1995 Novembre 19, da N a S |
| 1996 Febbraio 11, da N a S | |
| 2009 Settembre 4, da S a N | 2009 Agosto 10, da S a N |
| 2025 Marzo 23, da N a S | 2025 Maggio 6, da N a S |
Gli scopi dell'osservazione
Naturalmente, l'attività di un astrofilo non ha bisogno di alcuna giustificazione che vada al di là del piacere e dell'appagamento personale. Per molti, tuttavia, questo non si esaurisce nell'emozione estetica che un pianeta come Saturno può offrire anche al semplice curioso, ma si alimenta del desiderio di migliorarsi, di comprendere ciò che si osserva, di approfondirne la conoscenza e perché no, di offrire un utile contributo. Nell'eseguire un'osservazione di Saturno che vada al di là della semplice esecuzione di un disegno, o della ripresa di un certo numero di frame, occorre dunque tener presente quali sono le finalità perseguite. Vediamo dunque di mettere a fuoco i principali motivi di interesse:
- Le bande e le zone che cingono il pianeta sono soggette a variazioni di latitudine e di intensità; anche il loro colore, seppur difficilmente definibile, può presentare tonalità variabili.
- Gli anelli, che nel corso del tempo variano l'angolo sotto il quale si presentano, sono anch'essi soggetti a variazioni di intensità e talvolta alle manifestazioni peculiari già accennate.
- L'osservazione di dettagli transitori (WOS, DS ecc.) riveste una grande importanza nello studio della fisica e della meteorologia dell'atmosfera di Saturno, in particolare quando è possibile seguirne l'evoluzione. La semplice attività di monitoraggio continuativo del pianeta ha quindi un notevole valore.
Come in altri casi, anche per Saturno le misure di posizione di bande e dettagli transitori vengono ormai eseguite quasi esclusivamente sulle immagini digitali; la bassa luminosità superficiale di Saturno si traduce però quasi sempre in immagini piuttosto "rumorose", che è perfettamente inutile elaborare oltremisura nel tentativo di estrarre pseudo-dettagli indistinguibili dal rumore di fondo. Da immagini trattate con cura si possono ricavare anche indicazioni interessanti sulle variazioni relative di colore ed intensità delle varie regioni del globo (misure assolute richiederebbero una calibrazione complessa che non viene mai eseguita in ambito amatoriale); ogni minima elaborazione che vada oltre la somma di immagini o la sottrazione di dark e frame - da considerare infatti come calibrazioni, non elaborazioni - introduce però variazioni arbitrarie di questi valori, la cui misura non ha più molto senso. Da qui l'importanza della disponibilità di buone osservazioni visuali, specie se corredate da accurate stime di colore e di intensità; in questo modo è possibile stabilire una continuità con le osservazioni storiche e verificare le indicazioni fornite dalle immagini digitali. Gli osservatori visuali dovrebbero quindi porre una particolare enfasi su questi aspetti, fermo restando che un disegno eseguito con cura aiuta ad identificare senza equivoci le regioni del pianeta cui si fa riferimento. Per ulteriori approfondimenti, rimandiamo alle pagine dedicate all'osservazione visuale e all'imaging di Saturno.
