1° Forum di Astronomia Amatoriale Italiano

No. Se la SuBr di un oggetto è inferiore al fondo cielo vuol dire che l'oggetto è più scuro. Le nebulose oscure hanno valori di luminosità superficiale inferiori al fondo cielo. Le galassie devono necessariamente essere più luminose del fondo cielo.
Di quanto non so, magari solo di una frazione, però devono essere più luminose del fondo cielo.

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Marco Pierfranceschi,
autore dei libri:
- Il cielo ritrovato - guida pratica all'astronomia visuale (manuale)
- Breve guida all'astronomia amatoriale (vademecum)
- Ripensare le città (saggio)
- La Principessa Scimmia (fiaba/fantasy)
...nonché blogger (Mammifero Bipede, su Wordpress)

Le nebulose oscure sono meno luminose del fondo di stelle che hanno in background, e quindi risaltano rispetto ad esso. Tanto oscure non sempre lo sono, in quanto spesso nelle fotografie mostrano anche delle sfumature di colore. Però non so quale sia la loro luminosità superficiale...

Io comunque distinguerei fra "fondo cielo" inteso come luminosità di fondo che vediamo noi osservatori terrestri, da luoghi più o meno elevati e più o meno inquinati (e che possiamo misurare mediante l'SQM), e lo "sfondo", il background davanti a cui si trova una nebulosa oscura (o qualunque oggetto), che emergerebbe sicuramente meglio guardando dallo spazio esterno.

Premesso che in questo campo non ho certezze e potrei sbagliare, mi viene naturale pensare che i valori riportati nei cataloghi (in molti casi stimati o calcolati, o mangari ricavati in una certa banda), possano dare solo un'indicazione spannometrica circa la visibilità o meno di un oggetto, per almeno due motivi: (1) il profilo di luminosità non è costante, ed inoltre conta la dimensione dell'oggetto ed il contrasto con il background; (2) è molto difficile prevedere ciò che il nostro sistema di visione riuscirà a cogliere, tenendo conto di tutti questi fattori. E poi dipende anche dal colore dell'oggetto.
Questo è confermato dalla mia esperienza osservativa: molto spesso mi è capitato, inserendo nei miei piani osservativi oggetti di bassa luminosità superficiale, di ricavarne un'impressione osservativa tutto sommato poco dipendente dalla luminosità superficiale indicata nei cataloghi, e in generale mi sembra che la probabilità di sbagliare fosse tanto più alta quanto più la luminosità superficiale era bassa (nel senso di oggetti deboli).
I miei due cent...

UPDATE: buona parte di questo ragionamento è rimesso in discussione nel commento successivo. Non perdeteci troppo tempo

Non sono giunto a conclusioni concrete, aggiorno solo sullo stato delle mie riflessioni.

1) se un oggetto nebulare è brillante nelle foto, vuol dire che è più luminoso dello sfondo; di quanto si può discutere, magari anche pochissimo: la fotografia consente un rapporto segnale/rumore molto superiore all'occhio, quindi l'oggetto può essere anche di pochissimo più brillante dello sfondo

2) il valore letto dall'SQM non corrisponde alla luminosità di fondo cielo, ma alla luminosità di fondo più le stelle brillanti; osservando col telescopio le stelle brillanti vengono escluse dal campo, quindi non partecipano più alla brillanza 'locale' in prossimità dell'oggetto, mentre partecipano le stelle invisibili all'occhio, che in molte zone di cielo sono relativamente poche; in quelle zone

3) L'inquinamento luminoso, al contrario è un termine uniforme sull'intero cielo, quindi affligge anche il 'nero' in prossimità degli oggetti

4) il lettore SQM confonde i due termini, fondo cielo e IL: il FC rimane costante, solo l'IL varia da una lettura all'altra

5) questo spiega l'enorme differenza in termini di visibilità tra letture da 21,0 e letture da 22,0: mentre il FC (comprensivo di stelle brillanti) resta costante, l'IL progressivamente diminuisce

6) l'IL diminuisce di un fattore diverso da quello misurato: diminuisce in ragione della formula ΔIL = SQM - FC(complessivo), dove il fondo cielo complessivo misura sia le stelle brillanti che quelle debolissime -> FC(complessivo) = FCB(*) + FCI (**) (dove FCB >>FCI)

7) estendendo il punto 5), la riduzione di peso dell'IL tra 21,0 e 22,0 vale molto di più di una singola magnitudine, perché va 'normalizzata' rispetto ad un 'nero' privo di stelle deboli che non vale i 22,0 misurati dall'SQM ma molto di più (25,0?)

8 ) questo implica che ogni 0,1 punti di lettura SQM in prossimità del limite di 22,0 vale molto di più, in termini di guadagno segnale/rumore di quanto verrebbe da ritenere dalla semplice sottrazione tra la massima lettura SQM ed il valore letto in quel momento

9) la formula di cui al punto 6) può essere riletta nei seguenti termini: ΔIL + FCI = SQM - FCB, quindi man mano che il valore SQM letto si approssima a FCB (che vale 22,0~22,1) la somma ΔIL + FCI tende a zero, ma il salto di magnitudini non è 0,2 o 0,1, bensì dipende dal rapporto tra FCB e FCI, e può valere 2 o 3 magnitudini/arcsec2 (e dipende anche dalla zona di cielo osservata in relazione alla densità stellare).

Sarebbe interessante riuscire a quantificare tale differenza, ma non ci sono ancora arrivato (se non in via intuitiva).

(*) FCB = fondo cielo prodotto dalle stelle brillanti (quindi escludibile ingrandendo l'oggetto)
(**) FCI = fondo cielo prodotto dalle stelle 'invisibili', quelle che vengono viste solo dai bastoncelli, quindi il vero fondo cielo 'nero'

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Update: ho trovato questo -> http://www.bbastrodesigns.com/VisualDet ... ulator.htm
È un tool ideato da Mel Bartels per determinare la visibilità degli oggetti deep.

Inserendo questi dati:


Ottengo:


Il risultato è abbastanza congruo con quanto osservato: se cambio i valori del fondo cielo a SQM~20 l'oggetto smette di essere individuabile (detectable). In realtà i valori per la magnitudine integrata che ho trovato su diversi siti variano tra 9.12 e 10.5... 9.6 è quello indicato nel DB allegato al Taki Atlas ed è il valore che quadra meglio con le osservazioni. Anche la SuBr (qui OSB = object surface brightness), ricalcolata in mag/arcmin2, dà un valore di 14,8, più o meno coerente con quelli indicati (~15).

Il punto realmente interessante, però, è che la OSB sembra essere indicata non in assoluto, bensì in termini di differenza rispetto al fondo cielo.
Il che cambia, se non tutto il ragionamento fatto in precedenza, perlomeno una sua buona parte.

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Il ragionamento in generale va bene per oggetti diffusi omogenei, per oggetti invece tipo galassia di faccia, in cui ci sono differenti livelli di luminosità tra le parti, secondo me bisogna prendere la cosa con le pinze.
Metti M51, larga tot, spalmi la magnitudine sulla sua superficie, ma il nucleo è più luminoso delle braccia che sono più luminose delle parti tra le braccia. Non so se mi sono spiegato.

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De kappellatis non disputandum est

Stelle già dal tramonto ci confondono il cielo a frotte, nubi meticolose nell'insegnarti la notte
Telescopi: Reginato Supermaser 20", CPC11, pentax 75edhf su ms3.
Oculari: pentax xw, Nagler, Delos takahashi tpl 25, 18, 12.5, 9, zoom Svbony 3-8 e 8-20
Torretta binoculare maxbright 2 e televue binovue.

Ti sei spiegato benissimo, per questo Mel Bartels scrive 'detectable', che si può tradurre in 'percepibile'.
Percepibile non è visibile, che a sua volta non equivale a 'pienamente osservabile'.
Purtroppo a causa dell'inquinamento luminoso molti astrofili, soprattutto alle prime armi, si accontentano di 'percepire' gli oggetti, anziché vederli. Punti M51, vedi una macchietta (o due), quindi apri il forum e scrivi: "ho visto M51". Sbagliato. Hai visto l'ombra di M51.
Per vedere decentemente M51 serve un cielo da 21,5 (almeno), ma più probabilmente dico questo perché 21,5 è il massimo che posso permettermi. Se disponessi di 21,8 direi che anche 21,5 non è poi granché (insomma, a 21,5 le braccia si tirano fuori, gli addensamenti non tanto).

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Ciao Marco, ciao a tutti,

mi inserisco in questo interessante thread, essendomi posto anche io questioni simili a suo tempo.
Comincio dalla conversione da mag/arcmin2 a mag/arcsec2.
Naturalmente 1 primo d'arco quadrato equivale a (60")^2=3600 secondi d'arco quadrati. Ora, se un primo d'arco quadrato di un oggetto esteso ha una certa intensità luminosa, è chiaro che l'intensità luminosa (il flusso) emessa da un solo secondo d'arco quadrato sarà 1/3600 della prima. Convertiamo in magnitudini. Ricordando la formula base, per due flussi luminosi (f1,f2) in una certa banda:

m2-m1=-2,5 log10(f1/f2)

Nel nostro caso, il rapporto lo conosciamo e vale 3600. Facendo il calcolo risulta m2-m1=8,94, come detto anche qualche post sopra. Per passare dagli arcmin2 agli arcsec2 basta quindi aggiungere questo valore, e sottrarlo nel caso inverso.
Venendo al nocciolo della questione, a me risulta che (benché sia controintuitivo) una galassia che ha magnitudine superficiale minore del fondo cielo possa effettivamente essere percepita al telescopio, perché l'intensità luminosa che arriva a noi è, a rigore, la somma di quella della galassia (Ig) più quellà del fondo cielo (Is). Se si smanetta un po' con l'utile tool di Mel Bartels, si vede che è in effetti possibile oltrepassare la soglia di visibilità anche per oggetti con magnitudine superficiale minore di ms=21,9 mag/arcsec2 (quella standard del cielo buio). Vale la pena notare che a forza di parlare di fondo cielo, di background, eccetera, si rischia di dimenticare che è la galassia ad essere sullo sfondo, mentre il cielo è davanti.
Faccio un esempio. Per calcolare l'intensità luminosa di galassia e cielo (Ig+Is), ci piacerebbe sommare le magnitudini direttamente, ma la magnitudini sono logaritmiche e non lo possiamo fare. Allora con mg=22,3 (galassia più buia del fondo cielo) e ms=21,9, si convertono le magnitudini in flussi (si usa la formula precedente, risolvendo per f), e poi si ritorna alle magnitudini, trovando così per la nostra galassia una magnitudine superficiale di 21,2: molto sopra quindi il fondo cielo.
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In formule:
m= -2,5log10 ( [10^(-mg/2,5)]+ [10^(-ms/2,5)] )
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Purtroppo, non ho avuto tempo di esaminare la pagina di Bartels con l'attenzione che richiede (ma lo farò certamente in futuro). L'argomento del contrasto di soglia, la cui importanza fu messa in luce da Roger Clark nella sua opera fondamentale Visual astronomy of the deep sky, è stato affrontato da vari autori, che non sempre convergono sulle conclusioni. A testimonianza di quanto spinosa sia la materia, Clark stesso (e ciò gli fa onore), ha pubblicamente ammesso di aver sbagliato in alcune sue conclusioni originarie.
La sostanza del discorso penso tuttavia sia questa. Si stima il contrasto C come un rapporto segnale/rumore, dove il segnale è l'intensità luminosa che viene dalla galassia, al netto di quella del cielo, e il rumore è la luminosità del fondo cielo; in formule:

C= S/N= (Ig-Is)/Is

e, ciò fatto, lo si confronta con il valore del contrasto di soglia calcolato per l'oggetto, nelle condizioni osservative date. Se il contrasto dell'oggetto è sopra la soglia, è visibile; altrimenti, no. (Un inciso: nella sua pagina Mel parla di sommare le luminosità, piuttosto che sottrarle, cosa che non risulta dalle informazioni in mio possesso. Lascio il punto per il momento in sospeso).
Il discorso è, naturalmente, più complesso di questo. Bartels infatti considera che ci sono varie perdite di luce nello strumento, che si osserva con un occhio solo, eccetera. Inoltre, quello che è davvero delicato è dare un valore alla soglia di contrasto per un determinato oggetto sotto certe condizioni, cioè stabilire il limite oltre il quale la nostra galassia esce dal buio e diventa percepibile.
Al di là delle assunzioni alla base dei calcoli, e dei dettagli di questi ultimi, tutti gli autori consentono con una conclusione: il contrasto di soglia, comunque determinato, diminuisce con l'aumentare del diametro dello strumento, il che spiega la ricerca dei grossi specchi da parte dei visualisti deep-sky.
Mi sono forse dilungato troppo, spero comunque di aver contribuito a chiarire.

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http://www.vincenzodellavecchia.it