L’atmosfera terrestre limita sensibilmente la radiazione celeste osservabile dal suolo, lasciando passare solamente alcune bande spettrali (dette finestre) della radiazione medesima: principalmente trattasi di quelle ottica e radio, mentre le rimanenti (gamma, x, ultravioletta ed infrarossa) vengono assorbite in modo consistente e possono essere compiutamente rivelate solo salendo ad alte quote o, ancor meglio, uscendo dall’atmosfera con le sonde spaziali.
L’atmosfera, inoltre, è fonte di altri “fastidi” per l’osservazione astronomica; l’agitazione termica e la turbolenza dell’aria causano continue e piccole variazioni irregolari nella direzione di un raggio luminoso che raggiunge l’obiettivo di un telescopio o l’occhio dell’osservatore.
Queste variazioni sono di diversa entità a seconda della lunghezza d’onda e causano il caratteristico scintillio delle stelle. Il fenomeno si presenta come un incessante e rapido cambiamento di posizione e colore dell’immagine puntiforme di una stella. L’effetto cromatico è causato dal fatto che la rifrazione atmosferica e l’assorbimento variano con il colore della luce.
L’immagine, inoltre, presenta anche variazioni di dimensioni passando da un aspetto puntiforme a quello di una macchiolina che produce un effetto di falsa pulsazione.
Le rapide oscillazioni, che l’occhio umano non fa in tempo a seguire, unite alle distorsioni, contribuiscono ad accrescere le dimensioni apparenti dell’immagine stellare, effetto questo messo ancor più in evidenza nelle riprese fotografiche.
Oscillazioni e distorsioni determinano la qualità dell’immagine, qualità che gli astronomi chiamano con il termine inglese di seeing (letteralmente capacità di vedere).
Un seeing buono si ha in presenza di un’immagine molto piccola, cattivo quando la stessa è più grande.
Il grado di seeing, solitamente, viene espresso con riferimento al diametro in secondi d’arco dell’immagine (in origine puntiforme). Orientativamente, si considera ottimo un seeing di 1”-2”, medio quello di 3”-4” e cattivo uno di 6”-7” ed oltre.
E’ evidente che la capacità di distinguere due punti vicinissimi tra di loro, come nel caso delle stelle doppie molto strette, dipende dal grado di seeing presente al momento dell’osservazione.
Ciò spiega perché i grandi telescopi, i cui costi di realizzazione e gestione sono molto elevati, vengano solitamente installati in zone desertiche o comunque laddove la turbolenza atmosferica è minore.
I quattro requisiti canonici per le postazioni degli osservatorii astronomici sono infatti:
1. maggior numero possibile di giorni e notti sereni;
2. favorevole regime di venti e di minima turbolenza atmosferica;
3. altitudine sufficientemente elevata, al di sopra degli strati atmosferici più densi in cui ristagnano vapore d’acqua, fumi e polveri di ogni genere;
4. maggiore distanza possibile dai centri abitati e dai conseguenti disturbi causati dall’illuminazione artificiale.