Una occultazione è essenzialmente una eclissi di un corpo celeste prodotta dal passaggio di un qualsiasi altro corpo celeste tra esso e l'osservatore.
Se nel linguaggio comune i termini "eclissi" e "occultazione" sono sinonimi, in quello astronomico è necessaria una definizione più stringente. La definizione ufficiale di occultazione è quella riportata nel testo normativo Explanatory Supplement to The Astronomical Almanac: l'occultazione è l'oscuramento di un corpo celeste da parte di un altro di maggiore diametro apparente: in modo speciale è il passaggio della Luna davanti a una stella o a un pianeta, oppure è la scomparsa di un satellite dietro al disco del suo primario. Se la principale sorgente di illuminazione di un corpo riflettente è interrotta dall'occultazione, il fenomeno è anche chiamato eclissi. L'occultazione del Sole da parte della Luna è una eclissi solare.P. Kenneth Seidelmann, Explanatory Supplement to The Astronomical Almanac, Mill Valley, California, University Science Books, 1992, p. 733
In astronomia si usa correntemente il termine occultazione quando il corpo celeste più vicino appare all'osservatore molto più grande di quello distante, che viene completamente nascosto per un tempo inversamente proporzionale alla velocità angolare e direttamente proporzionale al diametro e alla traiettoria del corpo occultante.
Si usa invece il termine transito quando l'oggetto più vicino appare all'osservatore molto più piccolo di quello distante e, prospetticamente, transitante sulla superficie di quello più distante per chi osserva. Ad esempio si parlerà di transito quando Mercurio oppure Venere sembreranno attraversare la superficie del disco solare.
Importanza scientifica Le occultazioni forniscono molte informazioni agli astronomi. Tra le applicazioni principali vi sono: la misurazione precisa delle orbite: conoscendo la posizione della stella occultata, dall'istante preciso dell'inizio o della fine dell'occultazione si può risalire alla posizione precisa in cielo del corpo occultante; la determinazione della forma del corpo occultante: nel caso dei pianetini e specialmente della Luna, l'istante dell'occultazione definisce di fatto il raggio apparente del corpo occultante. Misurando con cura le dimensioni dei pianetini e avendo a disposizione un valore attendibile di magnitudine assoluta H si ricava immediatamente anche una determinazione dell'albedo; la misura dei diametri delle stelle. L'idea di usare le occultazioni come "metro" per calcolarne i diametri la si deve a Arthur Eddington il quale, nel 1909, evidenziò che una occultazione altro non è che un fenomeno di diffrazione; ipotizzando di osservare lungo il filo di una lama rettilinea, egli calcolò le distanze dei massimi di luce e delle frange di interferenza. Le attuali curve di luce delle stelle che si ottengono durante le occultazioni, derivano proprio dall'idea originale di Eddington. La ricerca di stelle doppie spettroscopiche nella fascia zodiacale. La prima doppia spettroscopica scoperta col metodo delle occultazioni lunari avvenne il 22 ottobre 1899 da parte dell'astronomo C. W. Hough, il quale dal Dearborn Observatory di Evanston, nell'Illinois, scoprì la compagna di nona magnitudine della stella τ Tau utilizzando un telescopio rifrattore da 18,5 pollici. La notizia della scoperta fu data dal The New York Times in data 11 dicembre 1899. Le osservazioni dell'atmosfera del corpo occultante: se, per esempio, un pianeta occulta una stella, questa non scomparirà all'improvviso, ma diminuirà la sua luminosità in modo graduale; il fenomeno è registrabile per mezzo di fotometri ad alta velocità (analisi quantitativa). Utilizzando degli spettroscopi è anche possibile determinare la composizione chimica di quella atmosfera stellare (analisi qualitativa).
Affinità e differenze rispetto alle eclissi Una occultazione è simile sotto molti aspetti a una eclissi solare. Tuttavia i raggi di luce che ci provengono dalle stelle sono reciprocamente paralleli, quindi l'ombra proiettata dalla Luna durante una occultazione non è conica come nelle eclissi di Sole, bensì cilindrica con un diametro costante. Inoltre non sussiste una distinzione fra ombra e penombra. Siccome l'ombra della Luna prodotta dalla luce della stella è ampia quanto la Luna medesima (circa un quarto del diametro terrestre) ne consegue che una qualunque occultazione non può interessare, cioè non può essere osservata, da tutti i luoghi terrestri anche se in essi la Luna è al di sopra dell'orizzonte. Per quanto esposto se ne deduce che le occultazioni sono sempre ascrivibili fra i fenomeni topocentrici, cioè riferiti (o collegati) a una specifica località terrestre.
L'assenza di una atmosfera lunare fa sì che una stella scompaia o riappaia dietro al bordo lunare in modo brusco: gli eventuali "brillamenti" talora osservati al telescopio possono essere dovuti al particolare angolo (comunemente detto angolo di posizione PA, oppure angolo di intacco al bordo) che il vettore del moto lunare compie in direzione della stella. Tale stella potrebbe dapprima essere nascosta da un monte lunare, ed in seguito riapparire in una valle per una frazione di secondo e ciò causerebbe il “brillamento”. Altra causa dei suddetti "brillamenti" potrebbe consistere nel fatto che la stella è in realtà un sistema doppio, per cui è come se si assistesse a una occultazione multipla in una brevissima sequenza temporale.
La fascia, (detta anche corridoio d'ombra) entro la quale si può osservare una occultazione può essere larga molte centinaia di chilometri, mentre nel caso delle eclissi di Sole, la larghezza massima è sempre minore di 300 km, ma più sovente misura solo poche decine di chilometri e anche meno.
Profilo vero e profili teorici del bordo della Luna
A differenza delle eclissi solari, non esistono le occultazioni parziali: una occultazione è totale oppure radente. La definizione di occultazione radente è inscindibile dalla completa conoscenza del vero profilo della Luna il quale dipende da vari fattori fra i quali la librazione topocentrica che, in quanto tale, è valida solo per poche decine di metri all'intorno del punto di calcolo. Le carte che descrivono il profilo lunare sono miglioramenti di quelle dovute a Chester B. Watts pubblicate nel 1963: si tratta di una serie di 1800 carte che descrivono il lembo lunare con una accuratezza di circa 0,2".I miglioramenti delle Carte sono dovuti alle analisi di Morrison e Appleby. Dal momento che tali carte non rappresentano il vero profilo della Luna, se ne conclude che non esiste una definizione rigorosa di occultazione radente. Una definizione semplificata asserisce che in un dato luogo terrestre potrebbe esistere un istante t per il quale la minima distanza fra il centro di figura della Luna e la stella eguaglia il suo semidiametro angolare topocentrico.
Nella primavera del 2009 i responsabili della IOTA hanno reso noto che la missione spaziale SELENE ha permesso di ottenere misure delle asperità al bordo della Luna sensibilmente più accurate di quelle ottenibili per mezzo delle carte di Watts. I direttori scientifici della IOTA, Dave Herald e Mitsuru Soma, tramite l'omonima mailing list, hanno successivamente dichiarato che il nuovo database del profilo altimetrico del bordo lunare (reso accessibile nella prima settimana di novembre 2009Public release of Kaguya data 2 novembre 2009) consta esattamente di dati di punti. Inoltre tale nuovo profilo, dichiara Dave Herald, mette fine alla mancanza di copertura nella regione di Cassini, tipica dei dati di Watts, oltre a sanare varie discordanze nei dati delle altezze lunari. Testualmente: ( (Circolare IOTA diramata il giorno 11 novembre 2009, 14:55 CET).
L'intero gruppo di dati grezzi (cioè non elaborati per un uso immediato da parte di uno specifico software) di altimetria lunare ottenuto dalla missione SELENE, ha una dimensione di 1,56 GB ed è gratuitamente disponibile in internet collocato in un archivio ftp.SELenological and ENgineering Explorer Data Archive
La durata delle occultazioni La massima durata possibile della fase anulare di una eclissi solare non dovrebbe eccedere 12 minuti e 30 secondi (circa), mentre la totalità non dura oltre i 7 minuti. Le occultazioni lunari invece possono raggiungere e superare i 40 minuti dipendendo tale durata dalla velocità angolare della Luna. Per le occultazioni asteroidali la possibile durata varia da una frazione di secondo ad alcune decine di secondi e ciò è dovuto in parte alla velocità angolare dell'asteroide e in parte alle sue dimensioni angolari viste dal luogo di osservazione.
Peculiarità dei calcoli di previsione Il metodo di calcolo delle occultazioni lunari è il medesimo delle eclissi solari che fa uso del metodo rigoroso dovuto a Bessel, sebbene sia stato dimostrato come sia possibile ottenere risultati interessanti ricorrendo a metodi semplificati, più brevi e idonei a piccoli calcolatori o comunque quando non è necessaria l'applicazione delle Carte di Watts in formato digitale o dei più recenti profili altimetrici ottenuti con la missione spaziale SELENE.Sambo, Alberto. Un metodo di descrizione di una eclisse di Sole in un dato luogo. Giornale di Astronomia, 3, settembre 1985.
Sempre quando non è indispensabile tenere conto della cartografia lunare, le coordinate equatoriali della Luna possono prendersi con minore precisione. Tenuto conto che la velocità angolare media della Luna è approssimativamente di 0,55"s−1 e che le massime depressioni angolari, viste dalla Terra, valgono -3,20" mentre le massime altezze ammontano a +3,18"Questi valori estremi sono quelli desumibili dalle Carte di Watts. si evidenzia che la Luna impiega circa 12 secondi a percorrere l'intero dislivello. In genere gli almanacchi professionali forniscono i tempi arrotondati al decimo di minuto (ovvero 6 secondi) per una specifica località.
Per il calcolo delle occultazioni asteroidali assistiamo a un paradosso: da una parte è importante definire (ovvero conoscere l'entità degli scarti) sia i tempi e sia il tracciato del corridoio d'ombra sul planisfero terrestre con la massima precisione, mentre dall'altro si dispone di una non perfetta conoscenza degli elementi orbitali dei pianetini. In tale contrastante situazione il metodo di calcolo adottato nella pratica quotidiana consiste nel risolvere il problema in modo più informale rispetto al metodo rigoroso di Bessel, e cioè facendo affidamento su un numero sufficiente di partecipanti alle osservazioni, così da minimizzare le approssimazioni introdotte nei calcoli.I metodi di previsione delle occultazioni asteroidali e dei suoi reali limiti sulla superficie del globo terrestre sono descritti da Taylor in The Prediction of Occultation of Stars by Minor Planets, Journal of The British Astronomical Association, 65, 84- 1955. Questo è uno dei motivi per cui le occultazioni asteroidali sono fenomeni più aleatori da seguire ma di massimo interesse scientifico.
Requisiti di accuratezza nelle coordinate del sito osservativo La IOTA stabilisce i seguenti valori che devono essere soddisfatti nella determinazione delle coordinate del sito osservativo.Nugent, Richard (IOTA's Executive Secretary). Chasing the shadow: the IOTA Occultation Observer's Manual, 1994-2007, pag. 145 e seg. ISBN 978-0-615-29124-6.
Occultazioni totali: ±0,5" (±15 metri) Occultazioni radenti: ±0,3" (±10 metri) Occultazioni asteroidali: ±3" (± 100 metri) Eclissi di Sole: ±0,5" (±15 metri) Quote (elevations): ± 15 metri (quota vera misurata sul geoide)La IOTA, per questo dato, sconsiglia l'uso del GPS il quale fornisce una quota ellissoidica, mentre incoraggia l'uso di mappe cartografiche nelle quali le quote sono riferite al livello del mare medio e quindi di tipo geoidiche.