Seeing
Atmosférico

Turbulencia atmosférica y frentes de onda

El seeing es un término introducido por los astrónomos anglosajones y adoptado internacionalmente para describir el efecto distorsionador de la atmósfera terrestre sobre la luz que llega de los objetos celestes. Está causado por las turbulencias atmosféricas: masas de aire a diferentes temperaturas y densidades que se mezclan creando variaciones en el índice de refracción del aire.

Estas variaciones deforman los frentes de onda de la luz estelar antes de que lleguen al telescopio, produciendo que la imagen de una estrella —que debería ser un punto— aparezca como un disco borroso que tiembla y se mueve. Este disco se denomina disco de Airy deteriorado y su diámetro angular define el seeing de la noche.

Unidades de medida

El seeing se mide en segundos de arco (arcsec o "). Cuanto menor es el valor en arcsec, mejor es el seeing:

• < 0,5" → Seeing excepcional (solo en grandes observatorios de altitud)
• 0,5–1,0" → Seeing excelente
• 1,0–1,5" → Seeing muy bueno
• 1,5–2,5" → Seeing bueno a moderado (habitual en Albox en buenas noches)
• 2,5–4,0" → Seeing mediocre
• > 4,0" → Seeing pobre, noche no apta para alta resolución

Para la evaluación rápida y visual del seeing sin instrumentación específica, se utiliza la escala empírica de Antoniadi, diseñada por el astrónomo franco-griego Eugène Michel Antoniadi. Comprende cinco grados expresados en números romanos (I a V). El valor I corresponde al seeing perfecto y el V al pésimo.

Material necesario

Para realizar la medida se necesita un telescopio y una cámara CCD (webcam con chip CCD o cámara CCD astronómica). Con ese equipo se pueden obtener datos válidos para evaluar la calidad del cielo en una noche concreta.

La idea es apuntar a una estrella de magnitud 2 o 3, situada por encima de unos 50° de altura para reducir los efectos de la masa de aire. Una vez centrada la estrella, se ajusta el enfoque hasta lograr el peak máximo, es decir, el valor del píxel más brillante. Después se mide el perfil de la estrella con un programa que permita calcular el FWHM tanto en el eje X como en el Y.

Fórmula de escala

La resolución de la cámara en segundos de arco por píxel se calcula con la fórmula: r("/pix) = 206,265 · T(mm) / f(mm), donde T es el tamaño del píxel y f la distancia focal del telescopio. Para equipos de aficionado suele estar entre 2 y 4 "/pix.

Ejemplo práctico

En nuestro caso, las medidas realizadas el 27 de noviembre de 2005 a las 21:30 TU, con nubosidad alta delgada, dieron como resultado FWHMx = 3,5" y FWHMy = 3,7".

Si se toma el promedio, el seeing resultante es aproximadamente 3,6", lo que corresponde a una noche con turbulencia moderada, adecuada para observación visual general y fotografía de campo amplio, pero no para alta resolución planetaria.

¿Qué es una noche fotométrica?

Una noche fotométrica es aquella en que la atmósfera presenta la suficiente estabilidad y transparencia como para obtener medidas precisas de brillo estelar. Requiere transparencia superior al 95 %, ausencia de cirros o niebla alta, y seeing de Antoniadi I o II.

En Albox, el clima seco y mediterráneo del Valle del Almanzora favorece un elevado número de noches fotométricas al año, especialmente entre mayo y octubre.