Introduzione

In questo articolo sono descritti i risultati delle osservazioni dell'eclisse totale di Sole dell'11 agosto 1999. Questa è stata la prima eclisse totale di Sole che si è riusciti ad osservare. In precedenza erano state osservate solo eclissi parziali; precisamente quelle del 30 maggio 1984, 10 maggio 1994 e 12 ottobre 1996.

Quella dell'11 agosto 99 è stata l'unica eclisse totale di Sole visibile dall'Europa da 38 anni a questa parte. L'eclisse precedente fu quella del 15 febbraio 1961, ben visibile dall'Italia centrale durante le prime ore del mattino. Per l'eclisse dell'11 agosto, l'ombra proiettata dalla Luna aveva un diametro di circa 100 km. L'ombra si è spostata da ovest verso est ad una velocità media di 1800 km/h, dall'Oceano Atlantico al Golfo del Bengala. L'eclisse è stata totale per l'Inghilterra sud occidentale, la Francia a nord di Parigi, il Belgio meridionale, il Lussemburgo, la Germania meridionale, l'Austria centrale, l'Ungheria centro meridionale, la Romania meridionale, la Bulgaria nord orientale, Turchia, Siria, Iraq, Iran, Pakistan e India. La durata massima della totalità è stata di 2 minuti e 23 secondi in Romania. Il vecchio continente è stato attraversato in pieno dalla fascia della totalità. Solo il 3 settembre 2081 si verificherà un'eclisse totale di Sole visibile di nuovo dall'Europa centrale. In questa occasione l'Italia sarà più fortunata perché la fascia di totalità comprenderà la Lombardia, il Veneto, il Trentino Alto Adige e il Friuli Venezia Giulia. Fino a quella data solo la Spagna sarà interessata da tre eclissi totali: nel 2026, 2027 e 2053.

La copertura nuvolosa ha rappresentato un ostacolo non indifferente per gli osservatori europei. Le nubi hanno ostacolato le osservazioni in Inghilterra, Francia e Germania. Dall'Austria l'eclisse è stata osservata fra le nubi. Solo nella zona attorno a Graz le schiarite erano sufficientemente ampie da non impensierire più di tanto. Il cielo dell'Ungheria invece era in gran parte sereno. Le osservazioni sono state compiute proprio dall'Ungheria centromeridionale. Le immagini del satellite Meteosat per le 12:30 TU dell'11 agosto confermano questo quadro. Oltre ai paesi già citati corpi nuvolosi erano presenti sulla Croazia e sulla Bosnia. La Romania occidentale era interessata da un fronte perturbato in rapido spostamento verso est. La Turchia era completamente sgombra dalle nubi.

Fig.1 – Situazione meteorologica il 10 agosto 1999 alle 12 TU. L'immagine è nella banda del visibile. È evidente il fronte perturbato sull'Austria in movimento verso est.

Fig.2 – Situazione meteo il giorno dell'eclisse alle 12:30 TU nella banda del visibile.L'Ungheria appare relativamente sgombra dalle nubi mentre il centro Europa è coperto. Ben visibile il fronte nuvoloso sulla Romania occidentale.
 

Il luogo di osservazione

Data la precaria situazione meteorologica si è reso necessario un lungo viaggio attraverso Austria ed Ungheria per sfuggire alle nubi. Nel complesso sono stati percorsi 2 600 km in pochi giorni, ma ne è valsa la pena: l'osservazione dell'eclisse è avvenuta in condizioni ideali. Oltre a me gli altri componenti del gruppo erano (in ordine alfabetico): Claudia Amerio (Genova), Gabriele Vanin (Feltre) e Stefano Sello (Parma). Il nostro luogo di osservazione era un piccolo prato di stoppie della pianura ungherese alle porte di Harta, a 1600 metri dalla sponda orientale del Danubio che qui misura 600 metri da una sponda all'altra. Il sito è posto a circa 13.4 km ad est e 9.6 km a nord di Paks. Le coordinate geografiche del luogo sono 46.69° N, 19.04° E, quota di circa 120 metri SLM. Il cielo si è mantenuto sereno durante tutta l'eclisse, erano visibili dei cumuli bianchi a circa 20° di altezza sull'orizzonte su tutti i 360° di azimut, specie in direzione nord-ovest verso il lago Balaton.

Fig.3 – Aspetto del cielo visibile dal luogo di osservazione in Ungheria. Il Sole si trovava nella costellazione del Leone ad un'altezza di 58.6° sull'orizzonte ed un azimut di 183.2°. In basso a sinistra è visibile il pianeta Venere, mentre a destra si trova Mercurio. L'ammasso aperto M44 si trovava circa a metà strada fra il Sole e Mercurio. Sono riportate le stelle fino alla magnitudine 7. La mappa è stata ottenuta con il programma "Hallo northern sky".
 

Descrizione dell'attrezzatura

Qui di seguito sono elencati gli strumenti impiegati nell'osservazione dell'eclisse. Non si è potuto portare un telescopio a causa dello spazio limitato a disposizione. D'altra parte l'intervallo della totalità era talmente breve che non conveniva concentrarsi su troppi obiettivi diversi. È senz'altro consigliabile porsi obiettivi limitati ma ragionevolmente perseguibili. Ecco l'attrezzatura utilizzata:

1-Binocolo 8X30 tipo ZCF, dotato di due filtri di "Astrosolar" autocostruiti. Questo binocolo è stato utilizzato per l'osservazione visuale delle fasi parziali e della totalità (senza filtri). Il binocolo, di costruzione Russa, è caratterizzato da una buona correzione del campo visivo, anche ai bordi. Il peso ridotto e l'ampio campo di vista (circa 8°), l'hanno fatto preferire al 10X50 di peso triplo, campo di 5° e correzione al bordo lievemente inferiore.

2-Barometro elettronico della Oregon scientific, mod. BA-888 in grado di determinare temperatura (in °C), pressione (in mbar) e umidità relativa (in percentuale). Il campionamento della temperatura avviene ogni 9 secondi con una precisione di ± 0.25 °C, anche quello dell'umidità relativa avviene ogni 9 secondi con un'incertezza di ± 0.5 unità. Il campionamento della pressione avviene invece ogni 15 minuti con un'incertezza di ± 0.5 mbar.

3-Macchina fotografica reflex (Petri GX1), dotata dell'obiettivo standard da 50 millimetri e di scatto flessibile con blocco per la posa B. Questa fotocamera è stata utilizzata per la fotografia delle ombre volanti e per le riprese a grande campo dei dintorni del Sole durante la totalità.

4-Treppiede fotografico Panagor (mod. vpt-37) dotato di blocco dei movimenti in altezza e azimut e in grado di reggere contemporaneamente binocolo e macchina fotografica. Nonostante il basso ingrandimento del binocolo, sorreggerlo a mano non sarebbe stata una buona idea. Il lieve tremore delle mani (specie in occasione di un'eclisse come questa) avrebbe senz'altro cancellato i dettagli più fini della corona solare. Con il binocolo montato sul treppiede l'osservazione si è rivelata molto comoda e le immagini erano estremamente dettagliate.

5-Macchina fotografica automatica (sostenuta a mano) per le foto al paesaggio e al comportamento animale durante le fasi parziali.

6-Schermo di stoffa bianca delle dimensioni di circa 1.5X0.7 metri per il rilevamento delle ombre a bande (gentilmente fornito da Vanin).

La configurazione operativa era la seguente: binocolo montato sul treppiede, stazione meteorologica a 100 centimetri dal suolo attaccata al perno centrale del treppiede. La stazione era protetta dalla radiazione solare diretta per mezzo di uno schermo formato da due strati di fazzoletti di carta di colore bianco. La schermatura della stazione non era strettamente necessaria perché i sensori sono interni, si è solo voluto evitare un surriscaldamento dell'involucro esterno (di colore piuttosto scuro). Inutile dire che la temperatura misurata è quella cinetica dell'aria. Al barometro non è stata applicata la correzione per la quota. È stata misurata la pressione atmosferica locale, non quella riferita al livello del mare. La GX1 era sostenuta a mano durante il monitoraggio delle ombre volanti, fissata al treppiede assieme al binocolo durante le riprese a largo campo del Sole eclissato.

Le osservazioni

Ecco un elenco sintetico delle osservazioni compiute:

1-Osservazione delle fasi parziali. Rilevamento del primo contatto avvenuto alle 09:28:24± 0.5 s TU, e del quarto contatto avvenuto alle 12:15:59± 0.5 s TU. I tempi sono stati rilevati con un orologio digitale da polso, sincronizzato con un orologio radio-controllato il giorno prima della partenza (domenica 8 agosto). Naturalmente è stato tenuto conto della deriva positiva, di circa 0.4 s/die, per correggere gli istanti rilevati. Durante la fase di ingresso della Luna sul disco solare sono stati registrati i tempi di occultazione delle macchie principali presenti sulla fotosfera.

Fig.4 – Tempi di occultazione delle macchie solari presenti sulla fotosfera da parte del disco lunare durante la fase di ingresso. I tempi sono stati rilevati usando un binocolo 8X30 e corrispondono alla completa scomparsa della macchia. I punti cardinali indicati sono quelli terrestri, non quelli solari.

2-Misura di temperatura, umidità e pressione dell'aria per tutta la durata dell'eclisse. Più avanti saranno esposti in dettaglio i risultati.

3-Osservazione visuale e fotografica delle ombre a bande (più note come ombre volanti) circa uno-due minuti prima del secondo contatto. Un'osservazione analoga, compiuta subito dopo il terzo contatto, ha dato esito negativo.

4-Osservazione di Venere ad occhio nudo durante la totalità. Il pianeta era ben visibile a sud-est del Sole. Non si è cercato Mercurio a causa del tempo limitato a disposizione.

5-Osservazione visuale della corona solare. Al binocolo erano visibili i raggi polari a PA 30° e 210°. Visibili anche i pennacchi coronali a latitudini equatoriali. La corona, di aspetto simmetrico, occupava gran parte del campo di vista del binocolo che è di 8°. Una stima ragionevole per il diametro della corona è di 7-8°. Durante l'osservazione della corona erano visibili 8 protuberanze per lo più poste nell'emisfero sud del Sole. Il loro colore era rosso vivo. Una protuberanza posta a PA circa 260° era staccata dal bordo solare e fluttuava sopra la cromosfera. La visione al binocolo era estremamente dettagliata, non ho mai visto nessuna foto del Sole eclissato che potesse reggere il confronto. Da qui deriva che, purtroppo, le fotografie sono solo un "ectoplasma" della "vera" immagine osservabile.

Fig.5 – L'anello di diamante qualche istante prima del secondo contatto. Sono già visibili le protuberanze solari al bordo ovest del Sole, in particolare quella sospesa al di sopra della cromosfera.Il nord è in alto, l'ovest a destra. Foto di Claudia Amerio, teleobiettivo da 210 mm con duplicatore di focale, diaframma aperto ad F/11, pellicola invertibile da 200 ISO.

6-Comportamento animale. Nel sito osservativo non erano presenti animali domestici. Tuttavia circa mezz'ora prima del secondo contatto due grosse lepri ungheresi si sono avvicinate, saltellando, fino a qualche decina di metri dalla postazione per poi fuggire fra i campi di pannocchie. Qualche minuto prima della comparsa delle lepri uno stormo di volatili si era alzato in volo verso nord. Difficile dire se comportamenti del genere sono all'ordine del giorno o se sono stati causati dall'eclisse. Comunque sia entrambe le scene sono state fotografate. Fra il terzo e il quarto contatto le zanzare del Danubio si sono fatte "sentire", mentre erano assenti nella prima metà dell'eclisse.

Vediamo in maggiore dettaglio le osservazioni delle ombre a bande e quelle meteorologiche.

Le ombre a bande

Come abbiamo già anticipato, per l'osservazione delle ombre a bande è stato steso sul terreno un piccolo lenzuolo bianco rettangolare di circa 1.5X0.7 metri. Il lenzuolo era orientato con il lato maggiore lungo la direzione est-ovest. Circa 1-2 minuti prima del secondo contatto (quando la radiazione solare è diminuita in maniera drastica) sul lenzuolo sono comparse delle ombre tondeggianti, in qualche modo di aspetto analogo a quelle che proietta la radiazione solare quando passa attraverso il fogliame di un albero. Il diametro delle ombre tondeggianti andava da 5 a 10 centimetri di diametro. Dopo circa una decina di secondi le macchie si sono trasformate in bande alternativamente chiare e scure dello spessore di circa 5 centimetri e in rapido moto da ovest verso est (nella stessa direzione di avanzamento dell'ombra lunare). Le bande sembravano presentarsi a gruppi. La velocità sul terreno si può stimare in circa 1 m/s. L'intensità delle ombre era piuttosto marcata, non è assolutamente stato un fenomeno evanescente, come è riportato spesso in letteratura. Le ombre sono scomparse (o meglio: svanite) quando il livello di luminosità ha raggiunto valori molto bassi per l'approssimarsi del secondo contatto.

Fig.6 - Disegno molto schematico del fenomeno a cui si è assistito: la trasformazione da chiazze ad ombre a bande circa 1 minuto prima del secondo contatto. Il disegno non è in scala.

Le ombre a bande non sono state osservate dopo la fine del terzo contatto, nonostante un'accurata osservazione del lenzuolo bianco. Il fenomeno non è stato simmetrico. Purtroppo le foto scattate alle ombre a banda risultano prive di dettagli.

A causa della fugagità del fenomeno gli studi sulle ombre volanti hanno segnato il passo per parecchio tempo, sono solo poco più di 10 anni che è stata formulata una teoria quantitativa in grado di spiegare il fenomeno (Codona, 1986). In sintesi il fenomeno delle bande è causato dalle fluttuazioni di densità della turbolenta atmosfera terrestre, che rifrange e focalizza al suolo la radiazione della "falce solare" poco prima(dopo) il secondo(terzo) contatto. Meccanismi simili erano già stati proposti negli anni'50, ma non era stata fatta nessuna teoria quantitativa. Come tali le ombre a banda sono generate da un meccanismo fisico qualitativamente simile di quello responsabile della scintillazione delle stelle. Lo strato turbolento che genera le bande si colloca, in genere, ad una quota al di sotto dei due km dalla superficie terrestre. Ora è comprensibile come mai il fenomeno possa essere non simmetrico: tutto dipende dalla turbolenza atmosferica. In passato è stato suggerito che le ombre a banda fossero il risultato della diffrazione della radiazione solare da parte del bordo lunare, tuttavia questa teoria non riesce a spiegare la spaziatura delle bande e la loro bassa velocità (dell'ordine del metro al secondo) in confronto con quella dell'ombra della Luna (dell'ordine del centinaio di metri al secondo). Se le bande fossero provocate dalla diffrazione le due velocità dovrebbero essere uguali. Anche la mancanza di simmetria del fenomeno è un problema per la teoria della diffrazione. Misure effettuate con fotometri hanno mostrato che lo spettro di Fourier delle bande è simile a quello della scintillazione atmosferica (Marschall et al., 1980), questa è una prova determinante in favore della teoria atmosferica. Da quanto detto segue che le ombre volanti non possono generarsi se il corpo celeste che subisce l'eclisse è privo di atmosfera. Ad esempio mi aspetto che sulla Luna l'ombra della Terra durante le eclissi di Sole lunari non sia preceduta e seguita dalle ombre a banda. Sulla fisica delle ombre volanti è in preparazione un articolo di rassegna che fa il punto su questo interessante fenomeno.

Le osservazioni meteorologiche

Le condizioni meteorologiche del luogo di osservazione si sono rivelate ottimali. Il cielo era sereno, con nubi biancastre relativamente basse sull'orizzonte (per lo più cumuli). Verso sud-est era visibile la coda della perturbazione che ci aveva raggiunto durante le prime ore del mattino. Solo qualche debole nube sfilacciata è riuscita a raggiungere il Sole prima della totalità ma erano immediatamente dissolte dalla radiazione solare. Nessuna nube durante la totalità. Il vento era una brezza leggera (velocità massima compresa fra 6 e 11 km/h) alternata da lunghe pause. Alle 9:30 TU il vento spirava da sud-ovest, alle 10:20 TU la direzione è cambiata con vento da nord-ovest. Dopo una pausa il vento ha ricominciato a spirare alle 10:45 TU, sempre da nord-ovest. Durante la totalità il vento è cessato, per riprendere durante la fase di uscita del disco lunare. Alle 11:40 TU il vento spirava ancora da nord-ovest.

Le osservazioni meteorologiche hanno rappresentato una parte importante delle misure effettuate. Sono stati monitorati gli andamenti di temperatura (T), umidità relativa (Ur) e pressione locale (P) in funzione del tempo. Nelle figure che seguono sono riportati i risultati ottenuti. La temperatura è diminuita di 8.5 gradi (da 31 °C a 22.5 °C), raggiungendo il valore minimo 12 minuti dopo la fase centrale, verificatasi alle 10:51 TU. Nella prima mezz'ora dopo il primo contatto la temperatura è salita di circa un grado per poi scendere regolarmente fino al raggiungimento del minimo. È possibile che questo "picco" sia dovuto ad una fluttuazione locale della temperatura, non dipendente dall'eclisse. L'umidità relativa è aumentata di 31 punti percentuali (dal 47 al 78%), raggiungendo il massimo 17 minuti dopo la fase centrale. Nel complesso le curve dell'umidità e della temperatura sono speculari, il motivo è il seguente. Al diminuire della temperatura T diminuisce la tensione di vapore P_sat (pressione esercitata dal vapor d'acqua saturo), perché è una funzione monotona crescente di T. Se la pressione parziale del vapore d'acqua, resta più o meno la stessa allora l'umidità relativa, data dal rapporto fra le due pressioni, aumenta. Questo è il motivo per cui le due curve sono speculari. La curva dell'umidità non è stata modificata dalla consueta variazione giornaliera (massimo all'alba e minimo fra le 13 e le 15 locali), perché l'eclisse si è verificato a cavallo del mezzogiorno locale in cui la variazione è più lenta.

La pressione atmosferica locale invece non ha subito variazioni di rilievo, mantenendosi sempre sui 1005 mbar. Il fatto che P=cost, mentre T è variabile implica che il processo termodinamico cui è soggetta l’atmosfera durante un’eclisse non è di tipo adiabatico (a scambio di calore nullo), al contrario i processi di scambio di calore devono essere importanti. Infatti se così non fosse, la condizione di adiabaticità T/Pa =cost, per P costante darebbe T costante, che è in contrasto con quello che si è osservato.

Fig.7 – Andamento della temperatura, in °C, in funzione del tempo. Il valore minimo è stato registrato circa 12 minuti dopo la fase di massima eclisse.

Fig.8 – Variazione dell’umidità relativa dell'aria (espressa in percentuale) in funzione del tempo. Il massimo è stato raggiunto circa 17 minuti dopo la fase di massima eclisse.

Fig.9 – Misura della pressione locale in funzione del tempo. Come si può vedere non sono state registrate variazioni significative di P durante l'eclisse.

Dalle misure effettuate è possibile ricavare il numero di molecole per unità di volume sia dei gas atmosferici (principalmente O₂ e N₂) che dell'acqua (H₂O) in funzione del tempo. Infatti la pressione locale è dovuta al contributo della pressione dei gas atmosferici e del vapore d'acqua, quindi si può scrivere:

Usando il modello del gas perfetto si ha:

Dove K =1.38x10^-23 j K^-1 è la costante di Boltzmann, mentre T è la temperatura assoluta in gradi Kelvin (non centigradi). Nella (2) compaiono le due quantità incognite che ci interessano. Per risolvere il problema è necessaria un'altra equazione. Possiamo usare la definizione di umidità relativa (in percentuale):

Dove P_sat è la tensione di vapore dell’acqua, dipendente dalla sola temperatura T. Se nella (3) si sostituisce l’equazione dei gas perfetti per il solo vapore acqueo si trova

Ora manca solo la dipendenza esplicita di P_sat dalla temperatura, ricavabile dai dati sperimentali. Come abbiamo già detto P_sat(T) è una funzione monotona crescente di T. L'andamento della curva è di tipo parabolico, tuttavia per l'intervallo fra 20 °C e 30 °C la relazione è lineare, del tipo

Nella formula precedente T è in gradi Kelvin, K e P_sat in Pascal, Pa (vale la relazione 1 mbar=100 Pa). Nell’intervallo 295-303 K le costanti valgono a=199.3 Pa/K e b=-56207 Pa. Il coefficiente di correlazione della (5) vale 0.998. Sostituendo la (5) nella (4) si trova il numero di molecole d'acqua in funzione di U_r e T; visto che queste grandezze dipendono dal tempo anche  n_H2O dipenderà dal tempo. Infine, sostituendo la (4) nella (2), si trova n_gas in funzione del tempo. In definitiva le equazioni cercate sono le seguenti:

Da queste formule risulta che all'inizio dell'eclisse (09:28 TU) n_gas=2.36x10²⁵ m^-3, mentre  n_H2O=4.82x10²³, cioè solo il 2% delle particelle dell'aria era costituito da vapore d'acqua (i valori tipici vanno dallo 0.1 al 2.8%). Questa percentuale non è variata di molto durante l'eclisse. Gli andamenti del numero di particelle in funzione del tempo si trovano esposti nella figura che segue.

Fig.10 – Numero di particelle per unità di volume dei gas atmosferici e del vapore acqueo in funzione del tempo. Il numero di particelle è normalizzato all'unità per l'inizio delle misure, poco prima del primo contatto. Si tenga presente che il numero di particelle di gas è circa 50 volte superiore a quello delle particelle di vapore acqueo.

Come si vede il numero di molecole dei gas atmosferici, ossigeno ed azoto, varia relativamente poco, con una curva regolare e simmetrica dotata di un solo massimo raggiunto circa 20 minuti dopo la fase centrale dell'eclisse. L'aumento del numero di particelle implica un apporto di materia dalle regioni circostanti l'ombra della Luna, seguita da una fase di riflusso. È il flusso e riflusso dei gas atmosferici che da origine al vento osservato.

Al contrario dei gas atmosferici, il numero di molecole d'acqua ha compiuto delle continue oscillazioni, raggiungendo il valore massimo circa 50 minuti dopo la totalità. Notevole il calo repentino dopo il massimo. Probabilmente le oscillazioni della concentrazione del vapore acqueo sono dovute alle fluttuazioni di U_r e T nella (6). La stessa cosa non si verifica per la (7) perché il numero di molecole di gas è molto maggiore del numero di molecole di acqua e il secondo termine dell'equazione non influisce molto sul primo (che ha solo T come variabile). Resta comunque il trend generale di aumento del numero di molecole d'acqua. L'analisi degli errori mostra che l'incertezza sui punti della curva dei gas atmosferici è dell'ordine dello 0.5%, mentre quella sui punti della curva del vapore acqueo è dell'ordine del 3%. Questi errori relativi non cancellano l'andamento generale delle due curve, che restano significative.

BIBLIOGRAFIA

J.L. Codona, The scintillation theory of eclipse shadow bands, Astronomy and Astrophysics, Vol.164, p.415-427, 1986.

F. Di Franco, Come si prevede il tempo, Mursia, Milano 1987.

E. Fermi, Termodinamica, Bollati Boringhieri, Torino 1988.

L.A. Marschall, R. Mahon, R.C. Henry, Observations of shadow bands at the total solar eclipse of 16 February 1980, Applied Optics, Vol.23, p.4390-4393, 1984.

J.R. Taylor, Introduzione all’analisi degli errori, Zanichelli, Bologna 1986.

G. Vanin, Le eclissi, Mondadori, Milano 1999.

G. Visconti, L’atmosfera, Garzanti, Milano 1989.

O. Vittori, L’atmosfera del pianeta Terra, Zanichelli, Bologna 1992.

APPENDICE

Qui di seguito sono riportate le tabelle con i dati numerici utilizzati nei calcoli.
 

Tempo (TU)	Temperatura T, (°C)	Umidità relativa Ur, (%)	Pressione P, (mbar)	N
09:28	29.5	51	1005	1
09:33	29.5	52	1005	2
09:38	30.0	47	1005	3
09:43	31.0	49	1005	4
09:48	31.0	48	1005	5
09:53	31.0	49	1005	6
09:58	30.5	47	1005	7
10:03	30.0	49	1005	8
10:08	29.5	49	1005	9
10:13	29.0	51	1005	10
10:18	28.5	55	1005	11
10:23	28.0	55	1005	12
10:28	27.0	60	1005	13
10:33	26.5	59	1005	14
10:38	26.0	63	1005	15
10:43	25.0	64	1005	16
10:48	24.0	68	1005	17
10:53	23.5	74	1005	18
10:58	23.0	76	1005	19
11:03	22.5	78	1005	20
11:08	22.5	79	1005	21
11:13	23.0	79	1005	22
11:18	23.5	77	1005	23
11:23	24.0	73	1005	24
11:28	25.0	69	1005	25
11:33	26.0	68	1005	26
11:38	26.5	63	1005	27
11:43	27.0	62	1005	28
11:48	27.5	57	1005	29
11:53	27.5	57	1005	30
11:58	28.0	57	1005	31
12:03	28.5	54	1005	32
12:08	29.0	52	1005	33
12:13	30.0	48	1005	34
12:18	30.5	46	1005	35
12:23	30.0	46	1005	36

Tabella – Dati numerici di temperatura, umidità e pressione misurati nel sito di osservazione.
 
 

Temperatura T, (K)	Temperatura T, (°C)	Pressione Psat, Pascal
295	22	2640
296	23	2810
297	24	2980
298	25	3170
299	26	3360
300	27	3560
301	28	3780
302	29	4000
303	30	4240

Tabella – Tensione di saturazione dell’acqua in funzione della temperatura nell’intervallo fra 22 e 30 °C.