I filtri interferenziali a banda stretta (banda passante generalmente <10 nm) permettono di isolare regioni spettrali d'interesse particolare e di ottenere dati quantitativi d'altissima utilità.

Chi vuole compiere un passo in avanti decisivo nelle tecniche d'osservazione cometarie deve quindi prendere in considerazione questi filtri. Alcuni standard di riferimento sono stati definiti in occasione della campagna osservativa dell'International Halley Watch ma trovare oggi filtri con le specifiche richieste comporta una spesa non indifferente che va ben al di la delle possibilità medie degli astronomi dilettanti.

Fortunatamente esistono delle scelte interessanti: alcuni filtri prodotti dall'Edmund Scientific Co. hanno un costo accessibile e caratteristiche ottiche e di banda passante (10 nm) sufficienti per i nostri scopi.

I dati ottenibili sono d'altissimo interesse in quanto forniscono un'indicazione precisa sui diversi elementi (gas e polveri) non ottenibile in altro modo. Il principio è quello di ottenere un'immagine con un filtro centrato su di un'emissione gassosa ed un'altra con un filtro che isola il contributo del continuo (luce riflessa) in una regione spettrale adiacente.

Dopo una calibrazione opportuna, sottraendo il continuo dall'immagine centrata sull'emissione rimane il contributo luminoso dovuto al solo gas; è possibile quindi misurare con precisione l'abbondanza di quel gas.

Per le polveri il discorso è un po' più complesso: il loro studio, infatti, può essere effettuato con precisione solo se effettuato sulla coda, ben al di fuori della chioma.

L'uso di filtri a banda stretta non è sempre strettamente necessario, in molti casi un filtro a banda larga (ad es. V o R) è sufficiente; tuttavia in particolari condizioni geometriche d'osservazione, quando le code di polveri e gas appaiono sovrapposte, solo un filtro interferenziale consente di avere un'interpretazione univoca.

Questi filtri comportano un grande aumento del tempo d'esposizione (anche 100 volte rispetto alle riprese senza filtro per raggiungere lo stesso livello di fondo cielo) e quindi il loro utilizzo è limitato alle comete più luminose con pose molto lunghe, anche per un CCD.

Solo i CCD professionali retroilluminati dell'ultima generazione consentono di contenere i tempi di posa a livelli accettabili anche su oggetti deboli. Indicativamente per riprendere una cometa di mag. 7-8 con filtri interferenziali ed un telescopio amatoriale da 20 cm e camera CCD non professionale occorre un tempo di posa di circa 30-60 minuti.

Una camera con CCD retroilluminato può riuscire nella stessa impresa con pose al più di 10-15 minuti. Riprendere un'immagine relativa ad un'emissione gassosa importante (ad es. CO₂) è in ogni modo più semplice e richiede tempi di posa sensibilmente inferiori rispetto ad emissioni deboli o al continuo. Quindi il tempo di posa e la magnitudine limite cometaria raggiungibile dipendono anche da quanto intensa è l'emissione presa in esame.

In linea generale è sempre opportuno scegliere dei filtri che cadano il più vicino possibile alla zona di massima sensibilità del sensore, si avrà così un migliore rapporto tra segnale e rumore, tuttavia per emissioni particolarmente intense si può pensare di sconfinare anche in zone dove la sensibilità del CCD è minore.

Filtri standard IHW

Filtri alternativi Edmund Scientific Co.

I filtri Edmund hanno una trasmissione massima garantita di almeno il 40-45% (secondo la lunghezza d'onda). I codici si riferiscono ai filtri da 24.15 mm di diametro, il costo è di 86 $ l'uno + spese di spedizione (catalogo 1998).

Per il C₂ è stato selezionato un filtro leggermente diverso da quello IHW (ce n'è uno a 510 nm che lo approssima meglio); il motivo del cambiamento è che quello a 515 nm è perfettamente centrato sul picco d'emissione di questa molecola.

Tra i filtri Edmund ce n'è anche uno equivalente a quello IHW per il continuo nel violetto a 365 nm, mancando però il corrispondente per il CN ha poco significato utilizzarlo.

Il filtro per il Na è stato aggiunto ex novo non essendo contemplato nell'elenco precedente, però è da rilevare che il suo uso è limitato soprattutto a comete luminose osservate a piccole distanze dal Sole (r < 1 U.A.); gli ultimi due per l'H₂O+ e il continuo nel rosso non corrispondono a quelli IHW come lunghezza d'onda ma sono delle alternative perfettamente adatte allo scopo.

L'ideale è avere almeno una coppia di filtri: uno centrato su una emissione e l'altro sul continuo adiacente; dovendo a tutti i costi scegliere un solo filtro è preferibile orientarsi su uno per il continuo.

L'acquisizione delle immagini

Riteniamo opportuno riassumere la sequenza di procedure da eseguire durante una sessione osservativa; alcune di queste sono ovvie, ma per completezza le indicheremo ugualmente.

L'ordine d'esecuzione è puramente indicativo e ciascuno potrà poi eseguire le varie operazioni seguendo una diversa cronologia.

La preparazione dello strumento :

1) Stabilizzazione termica della camera
E' questa una fase importante perché avere una temperatura il più possibile costante è fondamentale per ottenere delle immagini utilizzabili per scopi fotometrici; il tempo necessario per raggiungere un equilibrio termico varia da caso a caso sia in funzione delle caratteristiche della camera CCD utilizzata, sia delle condizioni ambientali.
Orientativamente, dal momento dell'accensione sono generalmente necessari 15-30 minuti per raggiungere una sufficiente stabilità.
Più o meno lo stesso tempo è d'altra parte necessario al telescopio (ottiche e parti meccaniche) per raggiungere una situazione d'equilibrio termico, soprattutto se questo è stato portato all'esterno dall'interno di una abitazione.
Naturalmente sappiamo che maggiore è il raffreddamento della camera, migliori sono le sue prestazioni.
Bisogna però prestare attenzione che non si condensi umidità sul chip (che lo ricoprirebbe di uno strato ghiacciato in poco tempo) e che la finestra ottica non si appanni.
Se questo accade può compromettere l'esito della intera serata d'osservazione non essendo più possibile effettuare una correzione del flat field.
Se il livello dell'umidità ambientale è sopra il livello di guardia è senz'altro preferibile raffreddare meno la camera.; l'esperienza in questo caso è la migliore consigliera.
Anche l'appannamento delle ottiche compromette in uguale modo il risultato delle osservazioni. Un rimedio senz'altro consigliabile è di dotarsi di sistemi anti-appannamento (resistenze elettriche o sistemi di ventilazione), soprattutto utilizzando ottiche che abbiano elementi a rifrazione esposti (teleobiettivi, schmidt-cassegrain) e operando in condizioni d'elevata umidità.
Un buon paraluce è sempre indicato, soprattutto osservando al crepuscolo o in siti disturbati da inquinamento luminoso.

2) Messa a fuoco
La fase di messa a fuoco deve essere effettuata di preferenza dopo che il telescopio ha raggiunto l'equilibrio termico, in particolare in quegli strumenti che mostrano una sensibile dipendenza della messa a fuoco dalla temperatura.
Le tecniche utilizzate allo scopo sono molteplici: da quella della semplice osservazione delle stelle deboli (dimensione e quantità), all'uso di maschere con due fori da porre davanti all'obbiettivo.
Comodo è anche il metodo di puntare una stella luminosa e sovraesporre in modo da osservare distintamente l'effetto di blooming; l'allungamento della scia prodotta dal blooming raggiungerà la massima estensione quando siamo nella posizione migliore di fuoco.

3) Ripresa della cometa
Essendo le comete oggetti in movimento si dovrà operare seguendone con precisione il moto apparente o effettuando una sequenza d'esposizioni seguendo il moto siderale calcolate in modo che la cometa non risulti mossa.
Le singole esposizioni andranno poi allineate e sommate con la massima cura.
Data la difficoltà di guida sulle comete deboli generalmente si opterà per la seconda ipotesi.
La durata dell'esposizione dovrà essere calcolata in modo da non avvicinarsi al livello di saturazione e da conservare una certa dinamica.
Noto il valore del dark è possibile calcolare il tempo d'esposizione necessario perchè la camera raggiunga il livello di saturazione con la sola corrente di buio.
Questo valore ci permette di valutare il tempo di posa utile che orientativamente sarà al massimo intorno alla metà, o poco più, del tempo d'autosaturazione.
A questo va però aggiunto il segnale introdotto dal fondo cielo che in certe situazioni può essere non trascurabile.
Il problema della saturazione si presenta, in ogni caso, generalmente solo con oggetti particolarmente luminosi.
Sebbene già una singola esposizione possa essere sufficiente, se possibile è meglio ottenere più immagini da mediare o sommare, soprattutto se il rapporto segnale/rumore è basso.

4)Il dark
La ripresa del dark frame è sempre fondamentale.
In generale è meglio riprendere una sequenza d'immagini (ad otturatore chiuso e con lo stesso tempo d'esposizione utilizzato per la cometa) che andranno poi mediate.
La media dei dark va poi sottratta da ciascun'immagine.
Fondamentale è la stabilità termica della camera.
Se si verificano variazioni alternare le riprese nel modo seguente:
dark - cometa - dark - cometa - dark, ecc...

5) Il flat field
E' la correzione più delicata da fare.
Il primo requisito è che le condizioni strumentali rimangano rigorosamente costanti (messa a fuoco, orientamento del campo, posizione dell'eventuale filtro).
Anche in questo caso è bene riprendere alcune immagini di flat field da mediare, correggendole prima per il loro relativo dark frame.
Utilizzando diversi filtri è necessario riprendere immagini di flat field per ciascun filtro.
Le diverse immagini della cometa, già corrette per il dark, vanno poi divise per il flat field.
Come già accennato ottenere un buon flat field non è un'operazione banale; chi è dotato di uno strumento in postazione fissa può più facilmente equipaggiarsi con uno schermo o un diffusore illuminato in modo adatto.

6) La ripresa delle sequenze di confronto
Ad eccezione delle riprese a largo campo è generalmente difficile poter avere stelle di confronto nello stesso campo della cometa.
Per stelle di confronto s'intendono stelle di magnitudine nota di cui sia conosciuto il tipo spettrale e gli indici di colore.
In certi casi, ad es. operando con filtri interferenziali, necessitano stelle spettrofotometriche (alcune stelle di questo tipo sono riportate nella tabella pubblicata sul manuale IHW - primary equatorial flux standars), delle quali cioè è noto il flusso luminoso a tutte le lunghezze d'onda.
Se si confrontano alcuni cataloghi stellari è facile notare che a mano a mano che la luminosità delle stelle diminuisce aumentano le discordanze sulle magnitudini e sul tipo spettrale.
Selezionare una stella non è quindi un'operazione da prendere alla leggera, ogni catalogo ha pregi e difetti nonché errori.
Per stelle luminose uno dei più indicati è l'Arizona-Tonantzintla Catalog (pubblicato anche su Sky and Telescope) che però non dà una grande copertura del cielo; molto valido e con una numero si stelle di molto superiore è lo Yale Bright Star Catalog, una revisione dell'Harvard Revised Photometry Catalog.
Per osservazioni fotometriche generiche senza filtri, come pure per le osservazioni relative alle sole polveri (anche con filtri interferenziali) è preferibile utilizzare stelle di tipo solare (spettro G2V), per una eventuale fotometria in banda V è sufficiente evitare stelle con peculiarità nello spettro, regola d'altra parte da applicare sempre in tutti i casi.
Evitare anche stelle doppie in genere (anche larghe) che potrebbero non essere risolvibili sulle riprese CCD.
Per la fotometria relativa al gas effettuata con filtri interferenziali vanno usate stelle spettrofotometriche (generalmente di spettro B).
Uno dei vantaggi dati dai sensori CCD è che, essendo lineari nella risposta, permettono di utilizzare stelle di confronto luminose anche per misurare oggetti deboli.
Ogni oggetto dovrà essere ripreso con un tempo d'esposizione adeguato che potrà essere anche molto diverso: pochi secondi per la stella e alcuni minuti per la cometa.
La differenza nel tempo di posa sarà poi utilizzato per correggere la magnitudine della stella rendendola compatibile con l'immagine della cometa.
Per la procedura completa vedere l'articolo CCD Photometry of Comets, di H. Mikuz e B. Dintinjana, International Comet Quarterly, vol.

Formato dei files

Il formato standard utilizzato in astronomia è il FITS (estensione FTS o FIT) che permette di conservare tutta la dinamica dell'immagine (12 o 16 bit) e di avere incluse alcune informazioni (data, ora, oggetto, ecc.).

Si raccomanda quindi a tutti di adottare per le immagini finali questo formato. Spesso accade che oltre alle informazioni già contenute nei files sia necessario corredare un gruppo d'immagini con un testo che riporti maggiori dettagli (ad es. filtri, caratteristiche strumentali, nomi degli osservatori, ecc.).

Per redigere il testo, anziché potenti word processor, suggerisco di utilizzare banalmente l'editor del DOS, o in ogni caso di salvare il file in formato TXT.

I motivi di questa scelta sono molteplici: il file viene di dimensioni minime, non trasmette i virus delle macro di Windows, ed è sicuramente leggibile con qualunque programma di scrittura.

Programmi d'osservazione

A livello organizzativo e di scambio informazioni Internet è uno strumento eccezionalmente efficace largamente utilizzato da tempo a livello scientifico.

E' quindi inevitabile che proprio questo mezzo di collegamento possa diventare la spina dorsale di un programma osservativo tenendo in contatto costante tutti gli osservatori.

Una possibilità da non trascurare tra l'altro è quella di potere organizzare le serate d'osservazione in modo ottimale; in certi casi può essere fondamentale seguire un fenomeno con costanza nel tempo e difficilmente un osservatore singolo (o un solo gruppo) può riuscire nell'impresa.

Essendo non professionisti per la maggior parte di noi è difficile poter osservare a tempo pieno, se però vi è un costante contatto tra gli osservatori risulta abbastanza facile organizzarsi per garantire a turno la copertura di un certo numero di serate.

Salvo casi particolari più che alla quantità si dovrà puntare alla qualità delle osservazioni.

Potendo scegliere è meglio dedicare una sola notte all'osservazione con filtri interferenziali piuttosto che 10 notti effettuando riprese senza filtri.

Le comete sufficientemente luminose da poter essere osservate con filtri a banda stretta non sono molte nell'arco di un anno quindi mediamente l'impegno è limitato.

E' comunque opportuno quando possibile seguire anche oggetti più deboli con filtri a larga banda o anche senza filtri per effettuare un monitoraggio sulle comete osservabili.

La qualità della notte può anche risultare determinante nella scelta: se non vi sono motivi particolari ha poco senso osservare con cielo fosco o condizioni instabili.

Le notti più limpide e con buona trasparenza (a volte anche se c'è chiaro di Luna) sono senz'altro quelle da preferire. Osservazioni effettuate a meno di 30-40° d'altezza al di sopra dell'orizzonte richiedono di preferenza un cielo con buona trasparenza; importante in questi casi è misurare con precisione l'entità dell'estinzione atmosferica se le stelle di confronto e cometa si trovano ad una differente altezza.

Gennaio 1999