Guide - Manuale Osservativo

Seeing e granulazione

Il seeing nella classificazione internazionale

Il seeing (significa visione) definisce la condizione di visibilità dell’immagine dove risulta decisiva la qualità della stessa in rapporto alla turbolenza atmosferica. Per completare e ampliare le informazioni sulla qualità osservativa, di seguito segnaliamo le scale di valutazione che sono usate a livello internazionale.

La valutazione del seeing viene fatta tenendo conto di due parametri ben precisi:

  • Sharpness - S (nitidezza)
  • Quietness - Q (calma, quiete)

Lo sharpness tiene conto dello stato del cielo al momento dell’osservazione e può essere identificato con il nostro S1 (umidità trasparenza), mentre il quietness indica lo stato di turbolenza atmosferica.
La valutazione del seeing in base a questi due parametri, risulta molto efficace per chi osserva il sole e i pianeti, che vengono entrambi classificati in sei classi.

Tabella 1 - scala Sharpness
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S 1 La superficie solare risulta molto ben definita, così come i fini dettagli sul suo lembo; è ben visibile la granulazione fotosferica.
S 2 La superficie del sole si presenta leggermente confusa, la granulazione fotosferica a volte è visibile, altre volte è mal definita.
S 3 Scompaiono le piccole macchie e non è più visibile la granulazione.
S 4 I contorni delle macchie più grandi sono confusi.
S 5 I gruppi caratteristici appaiono molto confusi, non essendo più visibili le piccole macchie intermedie, che sono la caratteristica principale dei gruppi estesi, ne risulta quindi una valutazione estremamente difficile sia per le caratteristiche di gruppo, che nel conteggio delle macchie. In queste condizioni dello stato del cielo, noi consigliamo di non effettuare l’osservazione.
S 6 Si vedono solo le macchie più estese anche all’interno della penombra- Unitamente ad S5, in queste condizioni, sconsigliamo l’osservazione perchè in tali condizioni di visibilità, le visioni dei gruppi e delle macchie, risulteranno incomplete di quei dettagli fini che ne completano la loro forma e dimensione.

I valori di quietness vengono considerati in cinque classi:

Tabella 2 - scala Quietness
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Q 1 Il bordo del sole appare stabile nel tempo.
Q 2 Ogni tanto appaiono piccoli disturbi sul bordo solare, generalmente sono di breve durata.
Q 3 Il bordo del sole è mediamente disturbato e continuo nel tempo.
Q 4 Il bordo del sole si presenta molto vibrato.
Q 5 Vi sono vibrazioni molto intense del bordo solare, tanto d’apparire ondeggiante. Anche per questo caso, come nel Q 4, ai fini di una corretta valutazione, sconsigliamo di effettuare l’osservazione, in quanto inattendibile.

Ora per completezza d’informazione daremo un cenno su altre tre scale, atte alla classificazione del seeing, ovvero le scale: dell’Antoniadi, Texerau e di Pickering. La valutazione del seeing secondo la scala dell’Antoniadi, consiste nel dare un numero (espresso in cifre romane) in base alla qualità dell’immagine stimata visualmente, dove risulta molto adatta per descrivere dettagli solari e planetari:

Tabella 3 - scala Antoniadi
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I Visibilità perfetta, ben visibili i piccoli dettagli nei gruppi.
II Momenti di visibilità perfetta, alternata a piccoli tremolii.
III Tremolio dell’immagine abbastanza pronunciato tanto da non poter disegnare i fini dettagli eventualmente presenti nei gruppi.
IV Visibilità dell’immagine scadente, con persistenti tremolii della stessa, con seria difficoltà nel disegno dei gruppi presenti.
V Visibilità dell’immagine estremamente scadente, poco attendibile ai fini di una precisa valutazione dell’attività presente sul sole.

Ribaltata rispetto alla precedente, vi è la scala ideata da J. Texerau, dove anch’essa si esprime con i numeri romani, questa però si riferisce all’aspetto del disco di Airy (disco di diffrazione).

Tabella 4 - scala Texerau
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V Immagine perfetta ed immobile, massimo potere separatore del telescopio, su dettagli molto fini e vicini tra di loro.
IV Leggere ondulazioni. Il bordo solare appare leggermente tremolante.
III Si nota una deformazione del disco centrale di diffrazione, mentre sulla superficie solare si vedono ancora bene i gruppi nella loro struttura, ma si ha un certo grado di difficoltà nel rilevare le piccole macchie eventualmente presenti all’interno degli stessi.
II L’anello di diffrazione presenta il disco centrale frantumato e i bordi del sole sono disturbati da intensi tremolii, tanto che i gruppi più estesi si presentano sfocati.
I Forte ribollimento delle immagini stellari, nell’osservazione della superficie solare non sono più distinguibili le strutture delle penombre e delle facole.

Ma la scala più completa è senz’altro quella ideata da W. Pickering. Questa è basata sugli indici dell’anello di diffrazione delle immagini stellari osservate mediante un rifrattore da 130 mm di diametro. In questa scala il seeing che va da 1 a 3 è considerato pessimo, da 4 a 5 mediocre, da 6 a 7 buono, infine da 8 a 10 eccellente.

Tabella 5 - scala Pickering
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1 Si ha un’immagine doppia del terzo anello di diffrazione.
2 Immagine a tratti doppia del diametro del terzo anello.
3 Qui l’immagine ha più o meno il diametro del terzo anello.
4 Disco appena visibile; archi di anelli visibili su stelle luminose.
5 Ora il disco è sempre visibile, gli archi degli anelli di diffrazione sono quasi sempre presenti su stelle brillanti.
6 Il disco è ben visibile, brevi archi percepibili continuamente.
7 Il disco, talvolta appare ben definito.
8 Disco centrale molto ben definito, anelli completi ma in movimento.
9 Disco centrale ben dettagliato, anello interno fermo, anelli esterni fermi a tratti.
10 Tutti e tre gli anelli appaiono fermi attorno al disco centrale.

Per aiutarci meglio nella giusta determinazione del seeing, segnaliamo un sistema molto efficace per la sua valutazione partendo dal presupposto di determinare questo valore esprimendo in secondi d’arco i minimi particolari distinguibili sulla fotosfera.
Per esempio: si può dire che se in un certo giorno in cui si è effettuata l’osservazione solare il seeing è stato di 2.5, vuol dire che la turbolenza atmosferica è stata in grado di permettere la visione di dettagli fino a 2.5” (secondi d’arco).

A rigore di logica, il seeing è misurato dal diametro medio in secondi d’arco, della macchiolina che costituisce l’immagine di una stella vista attraverso l’obbiettivo di uno strumento. La turbolenza atmosferica fa si che espanda l’immagine della stella su un’area, che nella maggior parte dei casi è assai più grande del disco di diffrazione (disco di Airy), ottenuto da un obbiettivo di media o grande apertura. Quindi, a meno di non usare strumenti di diametro inferiore ad una ventina di centimetri, sarà sempre e solo la turbolenza atmosferica a limitare il potere risolutivo, per quanto ottima possa essere la qualità dell’obbiettivo usato.

Le stelle si osservano meglio quando sono alte sull’orizzonte, perchè l’atmosfera risulta più trasparente dal momento che i raggi luminosi compiono un minor tragitto per attraversarla con conseguente diminuzione del tremolio dell’immagine che in prossimità dell’orizzonte è sempre molto forte a causa del forte irraggiamento degli strati bassi dell’atmosfera.
Invece per gli osservatori del sole, non sempre lo si può veder meglio quando si trova alto sull’orizzonte, molte volte lo si osserva meglio durante le ore di primo mattino quando l’astro si alza abbastanza per togliersi dalle brume dell’orizzonte, ma non troppo da riscaldare molto l’aria.
Nella maggior parte del territorio italiano, le stagioni migliori per l’osservazione solare sono la tarda estate, l’autunno e molte volte anche l’inverno. Le giornate di fine agosto, sino a novembre inoltrato, sono quelle che offrono le migliori immagini dei particolari fini presenti sulla fotosfera, molto rare da trovare in primavera e prima estate.
In piena estate, specialmente per chi osserva in città, capita sovente di effettuare le osservazioni con un seeing decisamente mediocre, provocato da correnti ascensionali di aria calda proveniente dall’asfalto e dalle abitazioni della città, riscaldate dai raggi solari. Invece in inverno si possono avere giornate molto tranquille sotto il profilo del seeing, specialmente in quelle mattinate in cui vi è un po’ di foschia, che non compromette la visibilità del sole ma è indice di stabilità atmosferica.

Quindi, nella classificazione della nostra sezione, risulta evidente che ai fini di una corretta valutazione dell’attività giornaliera presente sul disco solare, saranno inattendibili quelle osservazioni effettuate con un valore di S 1 vicino a 7-8, oppure con un valore di S 2 vicino a 5, in quanto con tali condizioni di visibilità o turbolenza, le visioni dei gruppi e delle macchie, risulteranno incomplete di quei dettagli fini che completano le loro caratteristiche di classe.
Per chi si accingerà ad osservare il sole per la prima volta, non sarà semplice dare valori corretti della trasparenza atmosferica e di seeing. Per la trasparenza dell’atmosfera un aiuto può essere dato dalla semplice osservazione dei dettagli del paesaggio in lontananza, essi risulteranno più chiaramente visibili, quanto più sarà trasparente l’atmosfera del luogo.
Per riuscire a stimare con precisione il seeing e osservare i fini dettagli presenti sulla superficie fotosferica si possono usare oculari di diversa lunghezza focale. Forzando gli ingrandimenti, senza pregiudicare l’immagine, riusciremo ad osservare più dettagli e avremo senza dubbio una migliore qualità osservativa.

Una malizia che il neofita può adottare nell’osservazione quotidiana del sole è quella del metodo della visione obliqua, ottimo anche per la visione notturna di oggetti deboli. Il metodo consiste nel far cadere il particolare dell’immagine che c’interessa, nella regione più sensibile della retina, che non coincide con quella di massima risoluzione.
Per percepire ottimamente i piccoli dettagli presenti nella fotosfera, è necessario guardare di lato, diciamo in modo storto, con un angolo di circa 15°. Però l’osservatore non dovrà osservare solamente da un lato del particolare ma ruotargli intorno, perchè la parte più sensibile della retina, raccoglie l’immagine quando l’occhio sinistro è ruotato verso destra, viceversa quello destro è ruotato verso sinistra. È incredibile come con questo metodo si possano percepire dettagli che sono al limite delle possibilità dello strumento, che altrimenti sfuggirebbero ad una osservazione normale.

L’osservatore non deve guardare fissamente a lungo un particolare dettaglio della superficie solare, ma spaziare lo sguardo su tutto il campo dell’immagine, concentrando l’attenzione nei momenti di maggior calma atmosferica, disegnando prima i particolari facilmente visibili poi aggiungendo i più delicati che l’atmosfera lascia scorgere con molta fatica e per breve tempo. Per apprezzare meglio il contrasto sui dettagli, troviamo estremamente utile spaziare con l’occhio tutto il campo, a destra e a sinistra, sopra e sotto, tenendo al centro l’immagine del disco solare.
Vi segnaliamo che i piccoli particolari si distinguono con maggior difficoltà se l’immagine del sole si muove nel campo del telescopio, come succede a tutti coloro che usano un rifrattore con un tripiede altazimutale, tutto questo si spiega con la necessità che ha l’occhio di compiere continui spostamenti per rendere al meglio.

Concludendo, sarà utile se non addirittura necessario, fare un lungo periodo di rodaggio prima di mandare le schede al responsabile di sezione. Questo periodo permette all’osservatore d’imparare a disegnare con estrema precisione ciò che osserva sul sole, e poter stimare correttamente la quantità dei gruppi e delle macchie presenti sulla superficie fotosferica. Dunque, quando si tratterà di spedire le schede al responsabile di sezione, è meglio mandare poche osservazioni ma buone che molte mediocri. Operando in questo modo si otterranno dati attendibili ai fini di una corretta valutazione sia della scheda osservativa personale che nel risultato finale di tutto il gruppo della sezione di appartenenza.

La granulazione

Ogni qualvolta si osserva il sole in condizioni ottimali di seeing, anche attraverso un piccolo telescopio, è possibile notare un’innumerevole distesa di zone chiare rotondeggianti contornate da anelli più scuri su tutta la superficie solare. Queste componenti chiamati granuli, uniti formano una struttura denominata granulazione, facile da notare solamente quando ci si avvicina al centro del disco solare, in quanto l’opacità fotosferica ai bordi ne impedisce l’osservazione. I granuli presentano un diametro che al massimo raggiungono i 3.500 Km, con una vita di circa 10 minuti. Questi granuli hanno la funzione d’irradiare il calore del sole nello spazio.

Granulazione e macchie sulla fotosfera
Granulazione e macchie sulla fotosfera

L’energia prodotta nel core solare viene trasferita radiativamente verso gli strati sub-fotosferici, che a causa della minore densità del plasma e i suoi moti convettivi viene spinta attraverso i granuli che si alzano verso la cromofera formando le spiculae.
Quando un campo magnetico viene a turbare una zona ristretta di granulazione, penetrando nei strati fotosferici, allora si ha la nascita di un poro, il primo stadio evolutivo di una macchia.
In questo primo stadio la fotosfera, nella regione della nascita del poro, cambia completamente la struttura della granulazione in aree molto frastagliate e irregolari formando macchie con penombre e zone facolari brillanti molto estese.

Queste aree brillanti rivestono notevole importanza nell’esatta determinazione del numero di Wolf, di conseguenza è molto importante eseguire una corretta valutazione delle zone facolari sempre presenti attorno ai gruppi e macchie singole. Appaiono come zone più chiare rispetto al resto della fotosfera e sono visibili in luce bianca solo nei pressi del bordo solare. Quando si presentano al bordo est della fotosfera prelude l’apparizione di una RA anche senza la visione di una macchia o gruppo maculare. Per un’esatta stima di queste zone, bisogna determinare sia il numero che la classe d’appartenenza che saranno evidenziate nel prossimo capitolo sulle facole