Manuale osservativo

« Scelta dello strumento e suo utilizzo   : :   Osservazione e catalogazione delle facole e delle macchie »

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 simile al nostro S1 (umidità, trasparenza), mentre il quietness indica lo stato di turbolenza atmosferica (S2).
La valutazione del seeing in base a questi due parametri risulta molto efficace per chi osserva il sole e i pianeti. Entrambi  vengono classificati in sei classi.

Tabella 1 – scala Sharpness
Indice Descrizione
S 1 La superficie solare risulta molto ben definita, così come i fini dettagli sul suo lembo. E’ 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 sia per il conteggio delle macchie. Nelle condizioni indicate 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. Come per S5 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
Indice Descrizione
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. Osservazione sconsigliata.
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.

Ora, per completezza d’informazione, daremo un cenno su altre tre scale di valutazione per la classificazione del seeing: 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; molto adatta per descrivere dettagli solari e planetari.

Tabella 3 – scala Antoniadi
Indice Descrizione
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. Difficoltà nel disegnare i fini dettagli eventualmente presenti nei gruppi.
IV Visibilità dell’immagine scadente con persistenti tremolii e seria difficoltà nel disegno dei gruppi presenti.
V Visibilità dell’immagine estremamente scadente. Osservazione poco attendibile per una precisa valutazione dell’attività presente sul sole.

Con numerazione rovesciata rispetto alla precedente vi è la scala ideata da J. Texerau che adotta la valutazione in riferimento all’aspetto del disco di Airy (disco di diffrazione).

Tabella 4 – scala Texerau
Indice Descrizione
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. Sulla superficie solare si vedono ancora bene i gruppi nella loro struttura ma si inizia ad avere delle difficoltà nel rilevare le piccole macchie eventualmente presenti al loro interno.
II L’anello di diffrazione presenta il disco centrale frantumato. I bordi del sole sono disturbati da intensi tremolii mentre 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
Indice Descrizione
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 e gli 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 che si esprime con un valore di riferimento in secondi d’arco sui particolari distinguibili sulla fotosfera.

Esempio: se in un giorno si effettua l’osservazione solare riscontrando un seeing 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 del disco centrale che costituisce l’immagine di una stella vista attraverso l’obbiettivo di uno strumento. La turbolenza atmosferica espande 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 di 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 nell’atmosfera più sottile e trasparente la luce stellare compie un minore tragitto per attraversarla con conseguente diminuzione del tremolio dell’immagine che, in prossimità dell’orizzonte, è sempre molto intenso a causa del forte irraggiamento degli strati bassi dell’atmosfera.

Di contro, osservando il sole vicino allo zenit non sempre si ottiene una visione accettabile; molto spesso lo si osserva meglio nelle prime ore del mattino, quando l’astro si alza abbastanza per superare le brume che rasentano l’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 il periodo invernale, in cui possono verificarsi 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. In piena estate invece, 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.

Quindi, per una giusta classificazione, risulta evidente che,  per raggiungere 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, e 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.
Chi si accingerà ad osservare il sole per la prima volta troverà delle difficoltà nel dare valori corretti alla trasparenza atmosferica e al 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 la qualità l’immagine, riusciremo ad osservare più dettagli e otterremo senza dubbio un report migliore.

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 ci 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, mentre quello destro è ruotato verso sinistra. È incredibile come con questo metodo si possano percepire dettagli che sono al limite delle possibilità strumentali 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 e aggiungendo poi 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 della visione per percepire i particolari più minuti sulla fotosfera solare.

La granulazione

Ogni qualvolta si osserva il sole in condizioni ottimali di seeing, anche attraverso un piccolo telescopio, è possibile notare, su tutta la superfice solare, un’innumerevole distesa di zone chiare rotondeggianti contornate da anelli più scuri. 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 3500 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 cromosfera 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 anticipano 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.

« Scelta dello strumento e suo utilizzo   : :   Osservazione e catalogazione delle facole e delle macchie »