L'OSSERVAZIONE DEL SOLE

Quando si conduce un’osservazione visuale due sono essenzialmente i metodi usati per ottenere un’immagine visibile del Sole:

1. osservazione diretta: l’osservatore guarda direttamente dentro all’oculare, previa interposizione di un filtro solare. L'osservazione diretta viene principalmente utilizzata nel conteggio di gruppi e macchie

2. proiezione dell’oculare (da applicarsi solo con rifrattori e aperture inferiori a 60 mm o aperture maggiori ma diaframmate a 60 mm): questo tipo di osservazione rappresenta il metodo migliore per chi vuole determinare con ottima precisione la posizione eliografica di macchie o di altri fenomeni rilevabili sulla superficie del Sole. L’immagine che si forma all’oculare del rifrattore non filtrato viene raccolta su un piano mantenuto perpendicolare all’asse ottico e parallelo al piano focale dell’oculare stesso onde evitare deformazioni dell’immagine. La superficie su cui si forma l’immagine è nel caso più semplice costituita da uno schermo direttamente montato, tramite un opportuno sistema di fissaggio, sul telescopio. Un tempo queto accessorio era fornito di serie alla maggior parte dei rifrattori, oggi lo schermo per proiezione è in genere costruito dal singolo appassionato. Per questo tipo di osservazione e' richiesta una montatura equatoriale, orietata il piu' correttamente possibile e con il moto orario in A.R.; inoltre l'oculare deve essere di tipo non cementato per evitare che il calore danneggi le lenti scaldando la colla e la focale dell'oculare deve permettere la visione completa del Sole. Le caratteristiche osservate devono essere riportate su un disco solare del diametro di 139 mm, misura tale da dare una scala di 10,000 km per millimetro rispetto alle dimensioni reali del Sole. La corretta registrazione dell’osservazione deve anche riportare il tipo di strumento usato, le coordinate del sito di osservazione, l’ora in UT, la data, il seeing e la trasparenza dell’atmosfera (presenza o meno di foschia), nonchè una tabella riassuntiva delle caratteristiche osservate.

I due metodi hanno vantaggi e svantaggi: nel primo caso l’osservazione è più comoda, adatta ad ogni configurazione ottica; l’immagine è più contrastata, dettagliata, stabile e luminosa, ma nel caso si intenda riprodurre con un disegno le caratteristiche osservate, è facile compiere errori di posizione. Nel secondo caso sarebbe opportuno proiettare l’immagine in un locale scuro o al di sotto di un telo, in modo da avere un contrasto sufficiente; l’immagine, inoltre, tende ad avere pochi dettagli, ma risulta molto facile posizionare sul foglio di proiezione le caratteristiche visibili sulla fotosfera.  E’ infatti sufficiente riportare la posizione delle formazioni più significative con una matita mediomorbida e con un tocco leggero, onde evitare di mettere in vibrazione tutto il dispositivo. Si completa poi l'osservazione direttamente all’oculare  in modo da poter riportare i dettagli minuti delle caratteristiche (RICORDARSI di togliere l'eventuale diaframma e  METTERE IL FILTRO).

Un altri metodo per la rilevazione della posizionie delle macchie solari è descritto sul sito del Gruppo Sole Ricerche Solari Italia nella sezione dedicata all'osservazione amatoriale dove viene descritto come effettuare le misure tramite un oculare con reticolo utilizzando l'osservazione diretta.

Per il calcolo matematico delle coordinate delle macchie solari, nota la loro posizione sul disco solare rilevata con i disegni come sopra descritto,  fare riferimento al manuale di sezione richiedendolo al coordinatore di sezione, oppure utilizzare i dischi di Stonyhurst (richiedibili al webmaster) che sono dei fogli traslucidi dello stesso diametro del disegno e su cui sono disegnate le coordinate solari per diversi valori di Bo (la latitudine eliografica del centro del disco del Sole e che varia da da +/- 0° a 7°).

I valori di Bo, Lo e Po necessari al calcolo/rilevazione delle coordinate delle macchie solari possono essere ricavati dall'ALMANACCO-UAI o da programmi che generano le effemeridi solari reperibili su Internet.

 

DETERMINAZIONE DEI PUNTI CARDINALI SUL SOLE

All’inizio dell’osservazione è opportuno determinare la posizione esatta del lembo W del Sole lasciando che l’astro derivi nel campo inquadrato a moto orario spento; infatti a causa della rotazione terrestre l'immagine del Sole si muove nell'oculare seguendo l'andamento Est-> Ovest della   Terra. Il bordo Ovest sarà il primo a sparire. Per determinare il Nord e il Sud basterà muovere lo strumento verso il Nord nel cielo mentre osserviamo il movimento del Sole; il bordo Sud sarà il primo a sparire.

 

COSA OSSERVARE SUL SOLE

Risulta evidente che dall'osservazione giornaliera del Sole sarà possibile notare rotazione ed evoluzione dei gruppi.

Un problema affrontato dai neofiti sta nel rilevamento di piccole e deboli macchie, soprattutto se localizzati ai bordi o all'interno di facole brillanti.

Oltre al conteggio di macchie e gruppi l'osservatore dovrebbe stare all'erta anche riguardo a:

FACOLE : sono zone luminose visibili presso i bordi del Sole e che spesso precedono la comparsa di una regione attiva.

GRANULAZIONE : ogni volta che si osserva il Sole con un seeing ottimo è possibile notare un'innumerevole distesa di granuli su tutta la superficie aventi un diametro variabile tra 1.5 e 1.9 secondi d'arco (1100 - 1400 Km). Questi granuli sono più facilmente visibili al centro del Sole in quanto l'opacità ffotosferica ai bordi ne impedisce l'osservabilità in questa zona.

EFFETTO WILSON : esso consiste nel fatto che la penombra delle macchie appare simmetrica se viene osservata al centro del disco, mentre quando, in seguito alla rotazione del Sole, la macchia viene a trovarsi vicino al bordo, può succederte che la parte di penombra più vicina al centro del disco appaia sempre più ridotta o addirittura scompaia.

PONTI DI LUCE : sono intrusioni fotosferiche simili alle facole che si realizzano nell’ambito delle ombre o delle penombre: essi cambiano rapidamente forma e dimensioni nel corso di anche solo poche ore. Essi giocano un importante ruolo nell’evoluzione morfologica delle macchie.

 

LA CLASSIFICAZIONE DEI GRUPPI

Le singole macchie e i gruppi in cui sono raccolte vanno, nel corso del tempo, soggette ad una evoluzione. Vari modi di classificazione vengono proposti, sulla base di caratteristiche morfologiche o di comportamenti magnetici.

Il metodo di Waldemeir è di comune uso tra gli astrofili per la sua immediatezza di impiego. Quando la classificazione non sia univocamente determinabile, può essere necessario seguire l’evoluzione del gruppo nel tempo per stabilirne la classe di appartenenza in funzione del tempo.

Questo metodo di classificazione è stato proposto nel 1938 da Max Waldmeier: si basa su 9 livelli, identificati da lettere seguiti dal numero di macchie che costituiscono il gruppo:

A. una singola macchia o un gruppo di macchie prive di penombra, senza struttura bipolare

B. gruppo di macchie prive di penombra, con struttura bipolare

C. gruppo bipolare, la cui macchia principale è circondata da penombra

D. gruppo bipolare, la cui macchia principale è circondata da penombra, con una struttura semplice. La lunghezza complessiva del gruppo è inferiore a 10°

E. gruppo bipolare, le cui due macchie principali sono circondate da penombra e con una struttura complessa. Tra le due macchie principali sono presenti numerose macchie di piccole dimensioni. La lunghezza del gruppo è di almeno 10°

F. gruppo complesso di grandi dimensioni, ampio almeno 15°

H. macchia unipolare, con penombra, dal diametro superiore a 2.5°

 

N.B. : Per ulteriori informazioni sulle metodologie osservative consultare il manuale di sezione richiedibile presso il responsabile di sezione.