DISPERSIONE ATMOSFERICA

DISPERSIONE ATMOSFERICA

ATMOSFERICA La scintillazione delle stelle fisse, cioè la variazione rapida dell'intensità luminosa, come appare all'occhio, accompagnata da rapidi cambiamenti di colore, particolarmente quando esse sono prossime all'orizzonte, è un fenomeno osservato e studiato fin dai tempi antichi: Aristotele, Keplero, Newton, Arago, Babinet, Montigny, Donati, Respighi, Karl Exner e altri hanno trattato della causa di questo fenomeno. In tempi relativamente recenti si è trovato che ne sono causa la rifrazione e la dispersione atmosferica. Poiché l'indice di rifrazione varia con la lunghezza d'onda, le stelle devono apparire come spettri verticali di piccola estensione. Ma questo effetto non è grande: la differenza tra le rifrazioni del rosso (riga L) e del verde. azzurro (F) è circa 1/100 della rifrazione del giallo (D): sicché la distanza angolare tra le immagini rossa e verde-azzurra di una stella, alla distanza zenitale di 75°, è solamente 2″, 24. A distanze zenitali maggiori, specialmente se prossime a 90°, lo spettro di una stella, per effetto della dispersione atmosferica, è più esteso, fino a raggiungere circa 34″, e si osserva bene con un cannocchiale.

La teoria interferenziale della scintillazione cromatica delle stelle fisse, data da Arago nel 1840, e che rimase accreditata per molto tempo, fu poi criticata da parecchi scienziati, fra cui lord Rayleigh e Karl Exner. Oggi è accettata, almeno nelle sue linee fondamentali la teoria di C. V. Montigny (1854). Un fascetto di raggi stellari, penetrando nell'atmosfera, viene disperso in raggi di diversa lunghezza d'onda fra loro divergenti: onde, se giunge all'occhio dell'osservatore il rosso, non vi giunge il violetto, che, essendo più rifrangibile, andrà in basso: il raggio violetto che giunge all'occhio proviene da un altro fascetto di raggi stellari che penetra nell'atmosfera in un punto situato al disopra. Se si segue il percorso, a partire dall'occhio, dei due raggi suddetti, rosso e violetto, si riconosce che essi a mano a mano si discostano l'uno dall'altro, e ai limiti dell'atmosfera la distanza fra essi raggiunge 10 metri quando la stella è presso l'orizzonte.

Si trovano nell'atmosfera masse d'aria che hanno, rispetto all'aria circostante, diversa densità e perciò diversa rifrangibilità: i moti convettivi, il moto relativo di strati d'aria sovrapposti, rendono l'atmosfera otticamente eterogenea. Poiché la separazione dei raggi estremi cresce considerevolmente con il crescere della distanza zenitale delle stelle, una zona di aria perturbata può, a un dato istante, indebolire la luce rossa e rinforzare la violetta, o viceversa, onde risultano incessanti cambiamenti di colore. Per distanze zenitali inferiori a 50° la separazione dei raggi estremi essendo, in questo caso, di soli 5 cm. ai limiti dell'atmosfera, non si osserva scintillazione cromatica, ma solo variazione d' intensità luminosa.

La teoria di Montigny fu discussa dal Donati (Nuovo Cimento, 1855) che la confermò con esperimenti in laboratorio. Per lo studio della scintillazione furono ideati apparecchi, chiamati scintillometri, come quelli di Marius, Nicholson, Arago, Montigny, destinati a determinare il numero di variazioni d'intensità nell'unità di tempo e le successioni dei diversi colori.

Le indagini sistematiche più complete furono eseguite negli anni 1868-69, con uno spettroscopio, dal Respighi, direttore dell'Osservatorio del Campidoglio. Egli osservò che in condizioni atmosferiche normali lo spettro di una stella prossima all'orizzonte è attraversato da bande scure che passano dal rosso all'azzurro quando la stella è a occidente, nell'ordine inverso quando essa è a oriente. Secondo la teoria di Montigny la curva della radiazione più rifrangibile giace sopra quella della radiazione meno rifrangibile: perciò una piccola zona d'aria otticamente perturbata, partecipando al moto della Terra, con calma di vento, oscura i raggi di diverso colore nell'ordine di successione indicato dianzi, nei due casi. Il Pernter osserva che nelle regioni extratropicali, come ora è noto, soffia nelle grandi altitudini un forte vento occidentale, e lo spostamento delle bande scure può dipendere più dai venti prevalenti che dalla rotazione terrestre; lo spostamento delle bande scure potrà essere invertito nelle regioni tropicali, dove prevalgono venti orientali.

Un altro effetto della dispersione atmosferica è il raggio verde, di una bella tinta smeraldina, che appare per uno o due secondi, in condizioni favorevoli, quando il sole tramonta o sorge. Si credette dapprima che si trattasse di un effetto fisiologico, la comparsa dell'immagine complementare dopo la scomparsa del sole arrossato in vicinanza dell'orizzonte. Poi si è riconosciuto che questo fenomeno risulta dalla dispersione atmosferica normale, per cui, quando l'ultima porzione del disco solare si abbassa sotto l'orizzonte, la sua luce deve sparire nell'ordine di rifrangibilità: prima il rosso, meno rifrangibile, infine il verde-azzurro. Del violetto solamente una piccola porzione penetra negli strati inferiori, a causa dell'assorbimento selettivo dell'atmosfera. Lord Rayleigh iunior, da considerazioni teoriche e da esperimenti in laboratorio, adoperando un prisma con potere dispersivo uguale al valore normale all'orizzonte, ha dimostrato che il raggio verde è effetto dell'ordinaria dispersione atmosferica.

Tramonti seguiti dal raggio verde si osservano frequentemente da siti in cui concorrono condizioni atmosferiche favorevoli, come a Forio nell'Isola d'Ischia e nell'isola di Grenada (Piccole Antille).

Bibl.: U. M. Pernter e F. M. Exner, Meteor. Optik, 2ª ed., Vienna 1922 (con bibl.); L. Respighi, Sulla scintillaz. d. stelle, in Atti Acc. Pontif. Nuovi Lincei, XXI e XXII; Lord Rayleigh iun., in Proc. R. Soc., Londra 1930.