Metodo pratico dell’osservazione solare

Prima d’iniziare a descrivere le metodologie in uso presso gli osservatori solari, è di estrema importanza ricordarsi quanto descritto precedentemente.
Quindi prima d’iniziare un’osservazione solare raccomandiamo vivamente di tenere ben impresso nella vostra mente quanto è scritto qui sotto.

NON SI FA MAI ABBASTANZA PER LA PROPRIA SICUREZZA. SII MOLTO PRUDENTE

Dopo questa doverosa esortazione, passiamo alla descrizione dei filtri maggiormente usati nelle tecniche osservative.

Osservazione solare attraverso i filtri a tutta apertura

Questi filtri sono costruiti in vetro e in Mylar (un film di buona qualità ottica); quelli in vetro sono ricoperti da uno strato metallico che blocca le radiazioni nocive del sole (raggi ultravioletti e infrarossi) riducendone anche la luminosità.

Filtri in Mylar

I filtri in Mylar producono un’immagine tendente al blu in quanto il film che compone il filtro blocca la radiazione vicino all’infrarosso più di un filtro in vetro. Il Mylar riduce la radiazione emessa tra lo 0,1 a 0,01 del totale.
È molto utile nel rilevare i White Light Flare (WLF - brillamenti in luce bianca) e facole, perchè tali fenomeni tendono ad emettere la luce più verso il blu dello spettro.

Questo filtro rispetto a quello in vetro ha due difetti:
. E’ molto delicato e si deve usare estrema cautela nel montaggio sul porta-filtro. . Il filtro in Mylar, rispetto al vetro, ha la limitazione di non andare oltre il potere risolutivo di + 2” d’arco, risoluzione limitante rispetto all’apertura di uno strumento ottico.

Filtri in vetro

I filtri in vetro spesso producono un’immagine di color giallo-arancio. Osservare in questo settore dello spettro solare è vantaggioso in quanto l’occhio umano è più sensibile nel percepire i dettagli più minuti delle fotosfera solare. Inoltre, questi filtri sono molto più duraturi di quelli in Mylar perchè il rivestimento metallico usato ICONEL, che viene applicato direttamente sul vetro, li rende più resistenti anche se non li salva da probabili rotture se usati non correttamente. Per ridurre al minimo questi rischi è opportuno stabilizzare il filtro esponendolo al sole per alcuni minuti prima di applicarlo sul porta-filtro.

ATTENZIONE: un’esposizione superiore ai 15 minuti, specialmente durante i mesi estivi, può risultare deleteria per un filtro montato strettamente sull’obbiettivo che, per effetto della dilatazione termica, potrebbe incrinarsi o addirittura rompersi con tutte le conseguenze letali per l’occhio dell’osservatore che possiamo facilmente immaginare! Vi è comunque un semplice rimedio per ovviare a tutto ciò.
E’ sufficiente munirsi di un filtro montato su una ghiera porta-filtro avente un diametro leggermente superiore al diametro del barilotto che contiene la lente dello strumento, dopo di che basterà incollare (sempre sul barilotto) un nastro di stoffa (tipo velcro), di tanti giri, sino a raggiungere un diametro di poco superiore a quello della ghiera porta-filtro.
Basterà una leggera pressione sulla ghiera per collocare perfettamente il filtro a tutta apertura. La fettuccia di stoffa adattata in questo modo avrà la duplice funzione di evitare la caduta del filtro dal barilotto, e lo spessore della stessa permetterà al filtro di dilatarsi senza il pericolo di rottura.

Oltre ai filtri sopra descritti ci pare utile menzionare le caratteristiche di un particolare filtro, geniale trovata di un astrofilo di Catania: il signor Gaetano Battaglia.

Si tratta di un filtro polarizzatore che ha il pregio di adattarsi velocemente sia alla quantità della luce che giunge all’oculare sia alle condizioni di trasparenza dell’atmosfera.

Filtro polarizzatore

Questo filtro risulta costituito da due dischetti ottenuti da un foglio di polaroid color neutro, facilmente reperibile nei negozi di ottica, e da un filtro rosso in vetro che si posiziona tra il prisma di Herschel e i due polaroid come ulteriore protezione dal calore residuo che il prisma non è stato in grado di eliminare (Figure 1).

Filtro polarizzatore ideato e costruito da Gaetano Battaglia
Figure 1. Filtro polarizzatore ideato e costruito da Gaetano Battaglia

Un dischetto del film va collocato nel barilotto del prisma in maniera solidale sopra il filtro rosso di vetro alloggiato sul piano del prisma stesso. Dopo aver eliminato il vetrino di un normale porta-filtro, sì inserisce e sì fissa il secondo dischetto nel porta-filtro, che verrà poi avvitato al barilotto porta oculare.

Durante l’uso, l’oculare deve essere libero di ruotare in entrambi i sensi svitando la vite di blocco, permettendo così un aumento o una diminuzione della luce. Si ruoterà l’oculare portando il disco solare ad una forte diminuzione della sua luminosità dovuta alla polarizzazione d’incrocio di un polaroid rispetto all’altro che è rimasto immobile in quanto solidale con il corpo del prisma. Si troverà così una posizione dell’oculare che permetterà l’ottimale passaggio della luce per una osservazione riposante.
Per una ulteriore precauzione, sarà bene attendere l’avvenuto l’oscuramento della luce nel campo oculare prima di iniziare l’osservazione. Il costruttore di questo filtro, con un piccolo strumento da 5 cm di diametro e 60 cm di focale, è riuscito ad intravedere la granulazione solare nella parte centrale e più bassa del disco fotosferico, nonché un’immagine nitida e dettagliata delle macchie, penombre e facole.
Questo filtro andrà molto meglio su strumenti di diametro maggiore, rispetto a quello usato dall’autore.

Concludiamo con alcuni importanti consigli sull’uso di alcuni filtri.

L’astrofilo non deve mai utilizzare i filtri dati in dotazione di piccoli ed economici strumenti. E’ meglio rivolgersi sempre a un buon negozio di ottica per acquistare quelli di comprovata qualità. È stata provata la pericolosità di questi gadget’s che possono trasmettere alte quantità di radiazioni infrarosse ed ultraviolette, oppure (peggio ancora) rompersi senza preavviso, inviando un bruciante flash di luce nell’occhio dell’incauto osservatore.
I vetri da saldatore n° 14 sono soddisfacenti solamente per l’osservazione non strumentale, ovvero da usarsi quando si tratta di osservare le macchie visibili ad occhio nudo o nelle eclissi solari. Infatti questo materiale è molto sensibile alla rottura se utilizzato sull’oculare senza la previa adozione di un opportuno prefiltro; nel contempo esso non è utilizzabile come filtro a tutta apertura, in quanto la sua superficie non è otticamente uniforme.
Non abbiamo inserito la presentazione del filtro interferenziale in Hα perché è stato associato alla parte del manuale sui fenomeni fisici solari, sui programmi di osservazione, statistica e classificazione adottati a livello europeo e mondiale.
Ora, i prossimi argomenti c’introdurranno alla metodologia pratica per la compilazione di una scheda per l’osservazione del sole con tutte le informazioni tecniche e matematiche utili ad una compilazione corretta, dando così un valore scientifico ai report che saranno utili per visualizzare compiutamente l’attività solare.

Orientamento dell’immagine

Immagini congruenti ed incongruenti

La congruenza di un’immagine è come l’immagine che noi vediamo, essa coincide con l’oggetto osservato. Un’immagine risulterà congruente o meno, a seconda della configurazione ottica utilizzata e della tecnica che adotteremo per osservare l’immagine.

Chiariamo il tutto con un esempio: se osserviamo ad occhio nudo da una certa distanza una chiesa, avente un campanile alla sua destra, l’immagine che risulterà sarà congruente o reale, (Figure 2).

Congruenza di un’immagine
Figure 2. Congruenza di un’immagine; A: Reale - B: Congruente - C: Incongruente

Ora, se osserviamo la stessa scena attraverso un semplice cercatore, senza nessun tipo di prisma raddrizzatore, la chiesa ed il campanile risulteranno sottosopra. L’immagine sarà ancora congruente perché il campanile rimane nella stessa posizione relativamente alla chiesa, ossia alla sua destra (Figure 2 B).
Ora inseriamo al cercatore un prisma raddrizzatore, poi riguardiamo il soggetto. In questo caso l’immagine sarà incongruente perché la chiesa risulta sempre sottosopra ed il campanile sarà alla sua sinistra (Figure 2 C).
Se guardiamo lo stesso soggetto attraverso un binocolo a prismi, rivedremo l’immagine raddrizzata e congruente. Ciò è dovuto alla speciale configurazione ottica del prisma, il quale ruota l’immagine per quattro volte, facendo in modo che si ottenga un’immagine reale e congruente.

Un riflettore newton produce immagini congruenti in quanto si hanno due riflessioni, una sullo specchio primario e l’altra sul secondario. Un rifrattore avente un prisma di Herschel o altro tipo di raddrizzatore produrrà un’immagine incongruente in quanto si avrà una sola riflessione.

Determinazione dei punti cardinali solari

Come determinare la direzione di un’immagine solare

Sia che si proietti l’immagine solare o la si osservi direttamente, è molto facile assegnare un’errata direzione del suo moto.
A causa della rotazione terrestre l’immagine del sole si muoverà sempre, attraverso il campo dell’oculare, seguendo l’andamento est-ovest della Terra.
Conseguentemente se noi fermiamo l’inseguimento dello strumento, permettendo così all’immagine di scivolare nel campo dell’oculare, il bordo ovest sparirà per primo. Per determinare il nord ed il sud muoveremo lo strumento verso il nord del cielo, mentre contemporaneamente osserveremo il movimento dell’immagine solare; il bordo sud del disco sarà il primo a sparire.
Dopo aver determinato i punti cardinali solari, risulta evidente una sostanziale differenza con i punti cardinali terrestri. Infatti, mentre quest’ultimi se visti in senso orario sono definiti N-E-S-O (rotazione verso est), quelli solari presentano i punti est-ovest invertiti, aventi quindi la sequenza N-O-S-E (rotazione verso ovest). I punti est ed ovest sono assegnati da come si osservano da terra. Sul sole il bordo ovest è considerato dominante, in quanto,se visto da terra, il nostro astro sorge da est per poi tramontare ad ovest, per questo si è deciso di assegnare la rotazione: Est to West.

Direzione di un’immagine vista direttamente

La localizzazione della direzione dell’immagine è molto simile a quanto appena descritto, l’unica differenza è che, rispetto all’immagine proiettata, risulta ruotata di 180°.
È consigliabile utilizzare un oculare che consenta la visione dell’intero disco solare e che sia munito di un reticolo. Si consiglia l’uso di un oculare di tipo positivo (Kellner) altrimenti le linee del reticolo non potranno essere messe a fuoco, poi, per determinare la posizione est-ovest, basterà far muovere parallelamente sul filo stesso una macchia o gruppo situato sempre nei pressi del centro solare. Al termine dell’operazione, per determinare le coordinate polari, è utile usare un oculare di migliore risoluzione e correzione del campo (tipo ortoscopico), con la stessa focale compatibile con l’apertura dello strumento (visione completa del disco solare nel campo dell’obbiettivo).

Direzione di un’immagine proiettata

Dopo aver sistemato la scheda osservativa n° 1 della sezione sullo schermo ([scheda_osservativa_1]), e proiettata l’immagine del sole perfettamente all’interno del disco, si sceglierà una macchia singola o significativa all’interno di un gruppo ben visibile nei pressi del bordo solare, sempre nell’emisfero est di Lo (Longitudine del meridiano centrale), riportando la corretta posizione che sigleremo con la lettera A (Figure 3). Chi usa il moto orario ferma l’inseguimento seguendo l’andamento della macchia di riferimento. Dopo diversi secondi la macchia A si sarà spostata nella scheda in una nuova posizione che sarà precisata con il punto B, opportunamente cerchiato a matita da una linea continua molto leggera per differenziarlo da possibili macchie isolate. La retta congiungente i due punti A-B rappresenterà l’andamento Est-Ovest delle coordinate terrestri.

Campo oculare corretto e coordinate provvisorie nord-sud.
Figure 3. Campo oculare corretto e coordinate provvisorie nord-sud

Nella costruzione della proiezione giornaliera è molto importante ed utile riportare la posizione delle macchie singole e dei gruppi, presenti sulla fotosfera solare, prima di segnare la traccia A-B delle coordinate terrestri, evitando così una possibile e fastidiosa sovrapposizione dei punti di riferimento maculari con il punto B e la linea di collegamento delle coordinate.
Prima di proseguire nell’esposizione delle metodologie osservative è conveniente precisare i motivi della scelta nell’usare una macchia di riferimento nel settore est della fotosfera solare. Le ragioni sono essenzialmente di carattere pratico e di precisione, e sono in relazione all’ampiezza della distanza tra la posizione della macchia A ed il punto di riferimento B, che deve essere almeno di un raggio solare, per sfruttare al massimo l’area corretta dell’oculare.
Nella figura 2 è schematizzata la riproduzione e la visualizzazione delle soluzioni da cui si può capire rapidamente l’utilità di usare al massimo le possibilità ottiche dell’oculare, unitamente al vantaggio conseguente nella scelta della macchia di riferimento più ad est, ottenendo una maggiore distanza tra i punti A-B che aumenterà sensibilmente la precisione delle coordinate solari.
Nella figura in oggetto con W, si vuole indicare il settore non corretto a causa della curvatura di campo. Dopo queste semplici precisazioni proseguiremo l’operazione tracciando una retta parallela ad A-B, passante per il centro del cerchio (retta E-O) ed una perpendicolare alla linea nord-sud nel cielo (retta N-S), per la posizione del sole al momento dell’osservazione (Figure 3).

Preciso orientamento dell’immagine

Tramite un almanacco astronomico dobbiamo acquisire i dati seguenti:

P – Angolo di posizione dell’estremità nord dell’asse di rotazione del sole, misurato positivamente verso est, a partire dal punto Nord del disco solare. E’ l’angolo che la proiezione dell’asse sul disco apparente forma con la direzione prestabilita.

Bo – Latitudine eliografica del centro del disco solare. Questa inclinazione è pari all’angolo che il raggio diretto dal centro del disco solare verso la terra forma con l’equatore solare. Un valore negativo indica che il polo nord solare è inclinato lontano dalla terra (polo nord non visibile) di una quantità pari a Bo, e positivo se inclinato verso la terra (polo nord visibile).

Lo – Longitudine del meridiano centrale solare a ore 00 UT per la data voluta.

Orientamento dell’equatore e dell’immagine
Figure 4. Orientamento dell’immagine

Un esempio: assumiamo la data del 5 ottobre 1994 e troveremo i seguenti valori:

P = +26° 19’
Bo = +6° 52’

Per completare l’orientamento dell’immagine, si ruoterà il nord di un angolo pari a p (verso est se positivo o verso ovest se negativo, come in Figure 4 e Figure 6 C) e si traccerà la retta Nv-Sv fig. 4 (N1-S1, Figure 6 C) passante per il centro del disco, dove la retta perpendicolare a questa: Ev-Ov (Figure 4) indicherà l’equatore solare (Figure 6 D), che andrà corretto di un valore Bo (verso sud se positivo Figure 4, verso nord se negativo Figure 6 D) ottenendo così la corretta rappresentazione dell’equatore solare (Figure 4 e Figure 6 F).
La distanza d dal centro del disco rappresenterà il valore di Bo; risulta chiaro che in una fase di minimo dell’attività, ovvero quando i gruppi tendono a migrare verso l’equatore, è molto facile assegnare un’errata collocazione degli stessi.
In Figure 4, se il gruppo preso in considerazione è quello contrassegnato dalla lettera X, in un primo momento può facilmente essere assegnato all’emisfero sud, ma poi, con le dovute correzioni di P e Bo, vedremo come questo in realtà sia localizzato nell’emisfero nord.
Al termine di tutte le procedure, i tracciati delle coordinate solari saranno evidenziati all’esterno del cerchio solare della scheda e si cancelleranno le linee, punti o altri simboli di riferimento ora non più utili, avendo cura di lasciare all’interno del disco della scheda solo la riproduzione grafica della fotosfera solare. Nella Figure 5 sono evidenziati i casi limite delle posizioni Bo dell’asse solare durante l’anno, come da sequenza:

Figure 5 sinistra = visibilità polo sud ( Bo negativo )

Figure 5 centro = visibilità nulla per entrambi i poli ( Bo nullo )

Figure 5 destra = massima visibilità polo nord ( Bo positivo )

Visibilità dei poli
Figure 5. Visibilità dei poli
Questa sequenza illustra come determinare la precisa direzione dell’equatore solare con l’uso di un rifrattore.
Figure 6. Orientamento dell’equatore - La sequenza illustra come determinare la precisa direzione del disco solare e identificare l’equatore solare secondo i passi descritti nel testo.

Determinazione del movimento proprio delle macchie

Lo studio del movimento proprio delle macchie è un’altra interessante opzione per chi si avvicina alla osservazione del sole. Sia le macchie individuali sia i loro gruppi possono avere uno spostamento, tanto in latitudine che in longitudine, indipendentemente dallo spostamento apparente dovuto alla rotazione solare. Il fatto che la superficie del sole abbia una rotazione differenziale (più veloce all’equatore minore ai poli) dà luogo a movimenti differenti delle macchie, tanto più avvertibili a seconda della loro posizione in latitudine, secondo i seguenti valori approssimativi.

Table 1. Periodo di rotazione in giorni
Latitudine Rotazione effettiva Vista da terra

25.03

26.87

10°

25.19

27.06

20°

25.65

27.59

30°

26.39

28.45

40°

27.37

29.65

È bene sapere che questi periodi sinodici variano leggermente durante l’anno, in quanto la terra non viaggia con velocità uniforme nella sua orbita ellittica intorno al sole.
Mentre i primi quattro valori hanno una buona approssimazione, l’ultimo può risultare incerto per il piccolo numero di gruppi e macchie che compaiono a quella latitudine.
La figura 9 mostra la rotazione alle varie latitudini, assumendo che ogni macchia si trovi al meridiano del sole in un preciso istante, per ogni 10° di latitudine.

Movimento apparente in longitudine delle macchie alle varie latitudini
Figure 7. Movimento apparente in longitudine delle macchie alle varie latitudini

Come si può vedere dalla figura stessa, ogni macchia si sposta verso ovest dal moto apparente del sole, con una velocità media che è data dalla posizione in latitudine. Dopo una rotazione le macchie si troverebbero nelle posizioni indicate dalla seconda figura.

Più volte si è cercato di rappresentare con formule la dipendenza della velocità di rotazione delle macchie dalla latitudine eliografica. Ne sono state elaborate molte dai diversi osservatori con la stessa formula di calcolo, cioè con un termine fisso ed un altro variabile dipendente dalla latitudine come se il sole ruotasse come un corpo solido. Nel risultato doveva emergere una costante uguale a tutte le latitudini, che non è stata trovata. Il motivo è che i moti propri dei gruppi maculari che si evidenziano in latitudine hanno variazioni insignificanti, mentre gli spostamenti in longitudine sono molto più sensibili sia in accelerazione alla loro nascita, sia in rallentamento nella loro fase finale.

L’analisi dei moti propri delle macchie implica l’annotazione con grande precisione delle loro posizioni, il che obbliga l’utilizzo di riproduzioni grafiche di buona qualità; l’ideale sarebbe l’uso della fotografia e per gli astrofili più esperti l’uso del CCD.

Il calcolo della posizione di una qualsiasi macchia in una determinata zona del disco solare risulta più facile quando la stessa si trova nella zona centrale del disco, dove l’effetto di prospettiva risulta nulla; ma quando le macchie sono vicine ai bordi, la superficie apparente che occupano non corrisponde alla realtà, quindi in questo lavoro di calcolo delle posizioni si deve tenere conto della correzione dell’angolo θ.

Se θ è l’angolo della macchia quando questa è al centro del disco solare (θ varia da 0° per una macchia situata al centro del disco solare, fino a 90° per una situata al bordo) la correlazione è data dalla formula seguente:

\(SR = \frac{SA}{cos{θ}}\)

dove SR è la superficie reale e SA è la superficie apparente.

Questa formula deve impiegarsi ogni qualvolta si debbano calcolare le dimensioni reali di una macchia, filamento, ecc. Nella periodicità undecennale del ciclo inizialmente i gruppi si spostano lentamente da latitudini ±50° a latitudini prossime all’equatore al suo termine.

Da osservazioni giornaliere sistematiche e durevoli nel tempo possiamo notare che le macchie si formano soltanto in due zone parallele intorno all’equatore limitate fra ± 1° alla fine di un ciclo, ± 50° all’inizio di un nuovo ciclo e ± 20° al massimo dell’attività.

Dopo il minimo di attività le macchie del nuovo ciclo appaiono generalmente intorno ai ± 30°/50° prima che siano scomparse quelle del vecchio ciclo.

Questa contemporaneità causa nel diagramma una sovrapposizione dei gruppi di fine ciclo con quelli del nuovo. Questa contemporaneità è ben rappresentata nel notissimo diagramma Farfalla visibile in Figure 8.

Diagramma a Farfalla. Archivio della Sezione Sole. Dati NOAA MSFC.
Figure 8. Diagramma a Farfalla. Archivio della Sezione Sole. Dati NOAA MSFC.

Il diagramma a farfalla mostra chiaramente il ripetersi di questa periodicità del ciclo in cui è visibile la differente durata e sviluppo in latitudine dei gruppi maculari.

Le regolari e metodiche osservazioni delle macchie presenti sulla fotosfera permettono la realizzazione di questo diagramma, riportando la latitudine dei gruppi con l’ausilio delle mascherine munite di coordinate eliografiche visibili in figura 11 e in Appendice.

Uso delle mascherine per l’orientamento dell’immagine

Il posizionamento delle macchie sopra una scheda solare si realizza su di uno schermo, riportando le macchie che appaiono per proiezione.
Questo lavoro verrà eseguito tutti i giorni successivi, per determinare il valore R di Wolf (è l’indice giornaliero dell’attività) con una semplice annotazione, orientando la scheda in una forma più o meno approssimata.

Mascherine per il calcolo delle coordinate eliografiche. Per la riproduzione usare la mascherine in appendice.
Figure 9. Mascherine per il calcolo delle coordinate eliografiche. Per la riproduzione usare la mascherine in appendice

Il lavoro più impegnativo consiste nella determinazione delle superfici calcolo delle grandezze reali, identificazione di gruppi multipolari, analisi dei loro movimenti, ecc…. che dovranno servire per le medie nel calcolo dell’attività solare e dalla posizione dei gruppi attraverso un sistema di coordinate cartesiane o coordinate polari.

Come abbiamo detto in precedenza, il calcolo può venire agevolato utilizzando le mascherine della figura 11 (Appendice). Con questo ottimo sistema si potrà avere una lettura immediata delle coordinate eliografiche. La precisione di queste mascherine in un area di 60° di raggio attorno al centro del disco solare può essere raggiunta in 0.5° se l’orientamento delle stesse risulta corretto. Le otto mascherine segnalate contengono una rete di coordinate eliografiche, con i meridiani di 10° in 10° e paralleli di 5° in 5°.

Le differenze che si notano tra di loro mostrano la variazione d’inclinazione della latitudine eliografica durante il corso dell’anno (Bo). Queste si usano diritte o rovesciate, in accordo con la numerazione su di esse riportata. La collezione completa è composta di 8 figure. La freccetta posta sul lato destro indica la posizione dell’equatore solare.

Table 2. Calendario delle mascherine per le coordinate eliografiche. Date aggiornate al 2019
Data B0 Mascherina n°

1 gennaio

-3

11

10 gennaio

-4

12

20 gennaio

-5

13

1 febbraio

-6

14

20 febbraio

-7

15

22 marzo

-7

15

10 aprile

-6

14

22 aprile

-5

13

3 maggio

-4

12

12 maggio

-3

11

21 maggio

-2

10

29 maggio

-1

9

7 giugno

0

1

15 giugno

1

2

23 giugno

2

3

2 luglio

3

4

12 luglio

4

5

22 luglio

5

6

4 agosto

6

7

23 agosto

7

8

24 settembre

7

8

13 ottobre

6

7

25 ottobre

5

6

5 novembre

4

5

14 novembre

3

4

22 novembre

2

3

30 novembre

1

2

8 dicembre

0

1

16 dicembre

-1

9

24 dicembre

-2

10

Nella Table 2 figurano i numeri delle mascherine che si debbono usare in una certa data dell’anno; nelle date intermedie si dovranno usare le mascherine più vicine alla data richiesta. Le date sono aggiornate al 2019. Naturalmente se il valore B0 è negativo, si rovescia la mascherina che indica il segno meno.

Sapendo che il diametro del sole è di circa 1.392 Gm (Gigametri), è stato inserito sulla scheda osservativa un disco di 139 mm, ottenendo così un rapporto scalare di 1/10000 Km.

Le mascherine riportate in appendice possono essere fotocopiate su fogli di plastica trasparenti, ampliandole al diametro del disco disegnato sulla scheda osservativa, oppure, per coloro che amano fare fotografie, adattandole al diametro delle foto o alle immagini di un CCD.

Si proietterà l’immagine su uno schermo trasparente; vista dal retro l’immagine avrà un orientamento come se si dovesse osservare il sole con la semplice vista dell’occhio, con il nord eliografico che coincide con il nord celeste e l’est eliografico nella direzione dell’orizzonte est. Se invece guardiamo l’immagine dal lato della luce incidente, ovvero quello che si vede realmente sullo schermo del rifrattore, vedremo l’immagine orientata come in figura 12, che è il caso che a noi interessa.

Immagine proiettata del sole come si presenta sullo schermo di un rifrattore equatoriale
Figure 10. Immagine proiettata del sole come si presenta sullo schermo di un rifrattore equatoriale

La posizione dell’asse nord-sud solare coincide con il meridiano solamente nei giorni 5 gennaio e 7 luglio. Questo asse ha un’oscillazione che arriva ad un valore massimo di 26° 26” verso ovest il 10/12 di ottobre, e di 26° 26” verso est il 6/8 di aprile.

Il valore di 26° 26” è il risultato delle combinazioni dell’inclinazione dell’asse solare 7° 25” con quello della terra, 23° 27” sopra il piano dell’eclittica, che unita alla rotazione della terra intorno al sole, varia visualmente l’orientazione dell’asse solare.

Per la corretta disposizione della mascherina (Figure 11) sopra lo schermo di proiezione, si deve marcare su di questa la linea nord-sud, che si determina muovendo il rifrattore lungo l’asse della declinazione.

Angolo di posizione per l’orientamento delle mascherine con l’inclinazione dell’asse solare
Figure 11. Angolo di posizione per l’orientamento delle mascherine con l’inclinazione dell’asse solare

Nel centro di questa linea si marcheranno 27° verso ovest e 27° verso est; dopo di che s’inclinerà la mascherina relativa al giorno in cui si osserva di tanti gradi secondo i valori descritti in tabella 2 (angolo p), sapendo che il segno + nella direzione dell’asse nord-est, e segno– la direzione dell’asse nord-ovest.

La soluzione pratica per un sistema di facile applicazione sarà a discrezione di ogni singolo osservatore. Se la mascherina risulterà ben orientata, le macchie seguiranno il medesimo parallelo nell’arco dell’intero giorno.

Angolo _ρ_ per l’esatto orientamento delle mascherine
Figure 12. Angolo ρ per l’esatto orientamento delle mascherine

I prossimi capitoli saranno relativi al calcolo delle posizioni di gruppi e delle macchie, sia con il metodo matematico che con il metodo del disco di Porter.

Determinare matematicamente la posizione di un gruppo o macchia

Esiste la possibilità di determinare la posizione eliografica di qualsiasi fenomeno visibile sulla fotosfera solare attraverso l’uso di queste due metodologie. La posizione eliografica di un gruppo o macchia può essere determinata per via matematica attraverso il disegno effettuato durante l’osservazione diretta. L’accuratezza del risultato raramente uguaglierà quella ottenibile attraverso una tecnica grafica quale il metodo del disco di Porter, piuttosto che fotografica o per proiezione. Se si vuole utilizzare questo metodo, qualsiasi fenomeno solare dovrà essere disegnato con grande accuratezza sulla scheda, prima d’iniziare la procedura di orientamento. Ora vediamo questi due metodi.

In entrambe le procedure è sufficiente utilizzare una calcolatrice scientifica, sapendo che l’utilizzo di queste procedure presuppone l’esecuzione di un disegno che visualizzi tutti i fenomeni osservati sul disco solare. Se il disegno è fatto con grande accuratezza, la precisione dei due metodi è dell’ordine di qualche grado che risulterà ovviamente più accurata se il disegno sarà eseguito attraverso la tecnica della proiezione, o analizzando immagini fotografiche della superficie solare. Anche la tecnica dell’osservazione diretta può essere utilizzata, ma senza dubbio la precisione ottenibile è di gran lunga inferiore a causa del difficile posizionamento esatto sulla scheda dei fenomeni solari presenti nella fotosfera, della grande variabilità dell’asse solare e dell’ora osservativa (vedere figure 25, 26, 27 capitolo “Compilazione della scheda 1 UAI).

Un aiuto a tale metodo consiste nell’utilizzare un oculare munito di reticolo, che consente una facile determinazione dei punti cardinali solari e una buona approssimazione nella localizzazione delle fenomenologie solari. A disegno completato, occorrerà segnalare tutte le coordinate esterne al disco solare. Non si deve riportare nessuna linea all’interno del disco per non rovinare tutto il lavoro osservativo fatto. Come primo passo (figura 14) misuriamo la distanza esistente tra la macchia o gruppo e il centro del disco disegnato; se questo è bipolare si sceglie il punto medio della macchia principale, che sarà con molta probabilità la più longeva. Chiameremo questo valore: r

Coordinate necessarie per il calcolo della posizione di un gruppo con il metodo matematico
Figure 13. Coordinate necessarie per il calcolo della posizione di un gruppo con il metodo matematico

Per il nostri calcoli sono necessari ulteriori dati, alcuni sono ricavabili nell’almanacco UAI come di seguito riportato:

B0 = latitudine eliografica del centro del disco solare ad ore 00 di TU.
L0 = longitudine eliografica del centro del disco solare ad ore 00 di TU.
phi (ϕ) =  rappresenta l’angolo misurato secondo il senso di rotazione n-e-s-o, tra il polo nord dell’asse di rotazione solare (Nv) e la retta congiungente il centro del disco con il centro della macchia o gruppo considerati (vedi Figure 13). Il valore Nv s’intende già corretto del valore P, rappresentante dell’angolo di posizione.
Rho (ρ) = angolo eliocentrico.
l = distanza della macchia o gruppo, dal meridiano centrale.
R = raggio del cerchio su cui abbiamo eseguito il disegno.
r = distanza tra la macchia centro del gruppo ed il centro del disco solare.
UT = ora dell’osservazione in TU (Tempo Universale). Per l’Italia ci sarà da sottrarre la differenza in longitudine del sito osservativo e l’eventuale ora legale (vedere la tabella 3 con le coordinate delle principali città italiane).

Il disegno in Figure 13 serve a chiarire alcuni dei dati sopra citati.

Con tutti i dati in nostro possesso, siamo in grado di eseguire i calcoli necessari a determinare la posizione eliografica. Ora calcoliamo il valore dell’angolo eliocentrico (ρ) con la seguente formula:

\(\rho = arcsin{\frac{r}{R}}\).

Dove R è il raggio del cerchio tracciato.

Tramite questo valore ora siamo in grado di determinare la latitudine eliografica (b) con la formula seguente:

\(b = \arcsin(\cos(ρ)\sin(b_o)+\sin(ρ)\cos(B_o)\cos(\phi))\)

dove φ è l’angolo misurato tra il polo nord dell’asse di rotazione solare (Nv) e la linea disegnata a partire dall’origine (asse Nv), verso il centro della macchia. Il valore di φ varia a seconda dei quadrati, seguendo le regole trigonometriche nel modo seguente:

Valore di φ
Figure 14. Valore di φ

Se il valore b è negativo, significa che la macchia o gruppo in questione sono posizionati nell’emisfero solare sud.

Per determinare la longitudine della macchia-gruppo, si calcola prima il valore di l, che rappresenta la distanza della macchia-gruppo dal meridiano centrale:

\(l = \arcsin(\sin(\phi))\frac{\sin(p)}{\cos(8b)}\).

Il valore Lo, precedentemente letto sull’almanacco, deve essere corretto per l’ora in cui viene effettuata l’osservazione. (Lo decresce di circa 13° 20’ al giorno). Di conseguenza se l’osservazione è avvenuta ad una determinata ora in UT, il valore di correzione z sarà:

\(z = 13.20 * (ore * 60) + \frac{min}{1440}\)

Il valore di 13° 20’ è la media giornaliera dello spostamento fotosferico solare che nell’arco dell’anno varia tra i 13° 16’ di dicembre ai 13° 24’ di giugno, con valori intermedi variabili di un secondo d’arco ogni 20.1 – 20.4 giorni. La variazione dello spostamento è causata dall’orbita ellittica che la terra compie nella sua rivoluzione attorno al sole. La longitudine eliografica Le della macchia-gruppo sarà così calcolata:

\(Le = Lo – 1 – z\)

apportando la correzione per Lo

\(Le = Lo – 1\)

senza correzione per Lo.

Qualora il valore di 1 risultasse negativo, si userà la regola algebrica \(Lo - (-1) - z \rightarrow Lo + 1 - z\);

se invece è negativo il valore di Lo, aggiungiamo il valore 360°, per ottenere il corrispettivo positivo (es: Le = -10°; Le = -10° + 360° = 350°).

Ordinate delle principali città italiane
Figure 15. Ordinate delle principali città italiane

Metodo con il disco di Porter

Il metodo si basa sull’ausilio di un disco ideato dall’inglese G. Porter nel 1943. Il disco di Porter è un dispositivo che, se utilizzato con cura, è in grado di fornire una precisione dell’ordine di 1-2 gradi, nel computo della posizione eliografica di un qualsiasi fenomeno presente sulla superficie solare. L’uso di questa tecnica è abbastanza semplice e utilizza solamente alcune operazioni aritmetiche, per le poche riduzioni richieste.

Innanzitutto dobbiamo fotocopiare su di un foglio di plastica trasparente il disco presente in figura 15 e nell’appendice. Dovrà avere lo stesso diametro del cerchio su cui faremo l’osservazione, come abbiamo già segnalato (139 mm). Dopo aver eseguito il disegno, determiniamo la direzione del sole con i conseguenti suoi punti cardinali, ricordandoci di annotare il tempo medio dell’osservazione in UT. Ad osservazione terminata, sovrapponiamo al disegno il disco di Porter.

Disco di Porter
Figure 16. Disco di Porter

Se il valore di p è negativo, il disco di Porter va ruotato da nord verso ovest, mentre per valori positivi, va ruotato da nord verso est.

Il disco di Porter è diviso in 20 parti per ogni asse (ogni tacca vale 0.1) e tali divisioni dovranno essere utilizzate per misurare i valori di x (lungo l’asse est-ovest) e di y (lungo l’asse nord-sud) dei fenomeni solari scelti, con l’accuratezza di due decimi per divisione.

Inoltre il disco risulta diviso in una serie di cerchi concentrici interrotti, stampati a 1/10 del raggio solare l’uno dall’altro, cominciando da 0.2 raggi solari. Questi verranno utilizzati per stabilire il valore di d che è la distanza tra la macchia, gruppo o altra caratteristica solare e il centro del disco. Quando misuriamo la posizione di un gruppo bipolare usiamo il centro della macchia principale, come abbiamo usato nella tecnica precedente, altrimenti possiamo usare il centro di una macchia unipolare o di altre caratteristiche. Applichiamo la seguente regola relativamente al segno da attribuire ai valori di x e y.

  • I valori di “x” saranno positivi dal centro verso ovest e negativi dal centro verso est.

  • I valori di “y” saranno positivi dal centro verso nord e negativi dal centro verso sud.

Dati rilevabili dal disco:

x – distanza della macchia-gruppo lungo l’asse delle ascisse
y – distanza della macchia-gruppo lungo l’asse delle ordinate
d – distanza tra il centro del disco e la macchia-gruppo

I valori di Bo, Lo, ora e data, sono da tenere in considerazione per i calcoli che seguiranno. La latitudine eliografica sarà data dalla formula:

\(\sin(b) = y + \text{valore di correzione}\)

Il valore di correzione sarà ottenuto per interpolazione dei dati della seguente Figure 17.

Valori correzione
Figure 17. Valori correzione

Qualora il valore di Bo fosse negativo, anche il valore di correzione avrà lo stesso segno, quindi bisogna stare molto attenti nel risolvere l’equazione.

Questa tabella è differente ma più precisa rispetto a quella presentata a suo tempo da Porter. È stata modificata da Gontran Eleizalde nel 1993, per ottenere un andamento più lineare e quindi con i migliori risultati.

Il calcolo della longitudine eliografica sarà dato dalla formula:

\(\sin = x\frac{1}{cos(b)}\)

Esempi di calcolo

Metodo Matematico

Data: 2 apr 1994
UT: 13.45
Lo = 7°85
p = –26°21
Bo = –6°5
r = 30 mm + R = 69.5 mm
fi = 32°

\(\rho=\arcsin(\frac{r}{R})=25.57\)

\(b=\arcsin(\cos(\rho)\sin(Bo)+\sin(\rho)\cos(Bo)\cos(\phi))=15°13\)

b = 15°13 è una latitudine eliografica positiva, quindi il gruppo è situato a nord

\(l=\arcsin(\sin(\phi)\sin(\frac{\rho}{\cos(b)})=13°72\)

\(z=13.2\frac{( h * 60) + min}{1440}=7°55\)

\(Le=Lo–z–l=–13°42=–13°42+360°=346°58\)

Metodo di Porter

Data: 2 apr 1994
UT: 13.45
Lo = 7°85
p = –26°21
Bo = –6°5
x = –0.25
y = +0.35
d = 0.45
corr = –0.10

\(b=\arcsin(y + corr)=14°47\)

\(l=\arcsin(x\frac{1}{\cos(b)})=-14°96\)

\(z=13.2\frac{60h + min}{1440}=7°55\)

\(Le=Lo–x+l=–14°66=–14°66+360°=345°34\)

Calcolo metodo matematico e di Porter
Figure 18. Calcolo metodo matematico e di Porter

Anche in questa tecnica il valore di Lo ricavato dagli almanacchi dovrà essere corretto per tenere conto dell’ora in cui abbiamo effettuato l’osservazione. Il valore z sarà quindi calcolato come nel metodo precedente:

\(z=13.18\frac{(\text{ore}*60)+\text{min}}{1440}\)

Di conseguenza la longitudine eliografica (Le) sarà:

\(Le=Lo–1\)

Questa formula è diversa da quella usata nel metodo matematico, ma ciò è dovuto esclusivamente alla tecnica adottata. Vediamo ora un esempio pratico dei due metodi appena descritti applicati alla figura 16.

Il gruppo che prenderemo in considerazione è contrassegnato dalla lettera A. Provate ora a titolo d’esempio a calcolare con i metodi descritti, la posizione del gruppo B.

Qui sotto vi è la soluzione con entrambi i metodi.

Soluzione con entrambi i metodi
Figure 19. Soluzione con entrambi i metodi

Osservazione delle macchie e ed altri fenomeni solari

Nei capitoli precedenti abbiamo trattato argomenti di metodi atti all’acquisizione di precise cognizioni per la determinazione delle coordinate eliografiche. Ora dovremo introdurre argomenti specifici atti alla compilazione pratica di una scheda solare. Prima di proseguire nella trattazione di questi argomenti, ancora una volta rammentiamo che: l’astrofilo non deve mai tentare questo tipo di osservazioni finchè non avrà letto e compreso tutta la parte inerente ai metodi osservativi e schemi ottici. Si possono avere seri danneggiamenti agli occhi, qualora le semplici precauzioni spiegate precedentemente non saranno osservate.

Anche se siamo ripetitivi e noiosi ci è sembrato doveroso rammentarvi quanto appena esposto. L’osservazione del sole è costituita dalle seguenti operazioni:

  • Messa in stazione dello strumento

  • Puntamento e centratura del sole

  • Esecuzione del disegno

  • Determinazione dei punti cardinali solari

All’inizio bisognerà prestare attenzione al cercatore del telescopio, se possibile sarà meglio rimuoverlo o almeno coprirlo, onde evitare eventuali e pericolosi abbagliamenti. Inoltre non ci scorderemo mai di rammentarvi che sarebbe consigliabile posizionare lo strumento in un sito abbastanza ombreggiato, sia che si scelga il metodo per proiezione che quello diretto, in modo da permettere alla pupilla di dilatarsi il più possibile per consentirle una maggiore acuità visiva. Infatti i primi dieci minuti di osservazione sono il minimo necessario perché la pupilla si adatti al rilevamento di dettagli deboli presenti sulla superficie solare.

Le fasi relative alla messa in stazione degli strumenti, puntamento, centratura del disco solare e l’esecuzione del disegno, saranno ampiamente trattate nei capitoli che seguiranno. Sono poche le aree dell’astronomia osservativa che consentono lo stesso identico potenziale di risultati ottenuti con la metodica osservazione del sole. Infatti, le continue registrazioni dell’enigmatico fenomeno delle macchie solari da parte di astronomi e anche astrofili sono un importante anello di congiunzione col passato nello studio a lungo termine dell’attività solare.

L’osservazione solare non richiede sofisticati e costosi equipaggiamenti, ma tanta volontà e costanza nel conteggio delle macchie; inoltre questo lavoro fornisce una delle poche opportunità all’astrofilo, nel contribuire significativamente ai dati della comunità scientifica internazionale. Oltre al conteggio di macchie e gruppi, nonché delle loro caratteristiche peculiari, l’osservatore assiduo può rilevare altri importanti fenomeni come: facole, granulazione, protuberanze, (solo con coronografo e filtro H-α) ponti di luce, brillamenti in luce bianca, effetto Wilson, Legge di Joy, Legge di Spörer, eclissi.

Giunti a questo punto, non ci rimarrà altro che approfondire gli argomenti relativi alle pratiche metodologiche di osservazione e la registrazione dei dati sulle apposite schede di lavoro.

Metodologia d’osservazione e compilazione di una scheda solare

Nella trattazione di questi specifici argomenti, segnaliamo due importanti associazioni di astrofili a livello internazionale, che saranno inserite in dettaglio nel capitolo di appendice:  Solar Observation Group SONNE (tedesco), L’Agrupacio Astronómica de Sabadell (spagnola). Naturalmente noi seguiremo le metodologie dell’associazione italiana: L’Unione Astrofili Italiani (UAI). Fondata nel 1964 dal socio Dr. Luigi Baldinelli, conta ora più di un migliaio di soci, di cui almeno la metà sono osservatori attivi. Strutturalmente questa associazione si compone di ben quindici sezioni di ricerca, tutte ben coadiuvate dai responsabili di sezione:

I Programmi Nazionali di Ricerca sono: Sole e spaceweather, Luna, Occultazioni, Meteore, Pianeti, Asteroidi, Comete, Stelle Variabili, Cielo Profondo, Quadranti solari, Astrocultura, Radioastronomia, Spettroscopia, Strumentazione e Pianeti extra solari.

Concludiamo e prepariamoci a compiere tutte le procedure per la nostra prima osservazione!!!

Dopo aver analizzato le proprietà intrinseche degli strumenti più in uso tra gli astrofili, siamo giunti alla conclusione che il top per l’osservazione solare è il classico rifrattore da 6 cm di diametro e con una focale variabile tra i 70/90 cm, il tutto supportato da una montatura equatoriale alla tedesca. Lo strumento è provvisto di un piatto per poter appoggiare su di esso la relativa scheda (fig. 18) e di un prisma zenitale che, ribaltando l’immagine di 90°, ci permette di osservare comodamente il sole in luce bianca. L’oculare usato è un ortoscopico da 12.5 mm, da cui otteniamo 56 o 72 X a seconda delle due focali sopra menzionate; lo stesso dovrà essere munito di filtro in vetro con rivestimento metallico Iconel in caso di osservazione diretta o usare un filtro a tutta apertura. Il rifrattore pronto per l’osservazione è come quello illustrato in Figure 20.

È chiaro che l’astrofilo sarà libero di usare lo strumento che desidera, ma, usando telescopi diversi da quelli che abbiamo indicato, si troverà di fronte ad un problema di non facile soluzione, quando si tratterà di posizionare i gruppi di macchie e disegnarli con esattezza sulla scheda osservativa.

Rifrattore pronto per la proiezione del sole sulla scheda
Figure 20. Rifrattore pronto per la proiezione del sole sulla scheda

I motivi essenziali che ci hanno indotti a prevalere nella scelta di questo tipo di strumento sono tre:

  1. Il rifrattore, con annesso prisma zenitale rovesciato, proprio per le loro caratteristiche ottiche combinate tra di esse, darà esattamente un’immagine raddrizzata dei gruppi che appaiono in luce bianca, come li vedremmo se li osservassimo direttamente con i nostri occhi. Avendo un riflettore newtoniano, si avrà una certa difficoltà di applicazione del piatto su cui appoggiare la scheda e, una volta superata questa difficoltà, saremo impossibilitati ad applicare il prisma zenitale, in quanto il fuoco (contrariamente al rifrattore) cadrà all’interno dello stesso e non riusciremo ad eseguire la proiezione.

  2. Il diametro di 5-6 cm è quello ottimale per l’osservazione di questa stella molto luminosa e, usando il filtro solare, meglio se a tutta apertura, non ci sarà nessun rischio per l’occhio dell’osservatore. Con aperture maggiori a quelle appena citate, visto l’enorme calore prodotto al fuoco dello strumento è tassativo usare un filtro a tutta apertura, evitando la rottura del filtro e di conseguenza un irreparabile danno all’occhio.

  3. La montatura equatoriale (specialmente quella tedesca) è la più idonea per questo tipo di osservazioni, infatti essa permette d’inseguire il sole senza dover effettuare continuamente le opportune correzioni in entrambi gli assi.

Posizionamento ed allineamento di un telescopio equatoriale

Il posizionamento e l’allineamento di un telescopio equatoriale è uguale al puntamento notturno di una stella, infatti il sole altro non è che la stella a noi più vicina. Un metodo veloce per allineare lo strumento è il seguente: una volta posizionato il cavalletto dello strumento, lo si metterà in bolla con l’ausilio di una piccola livella (quelle di plastica vendute nei negozi di ferramenta), agendo sulle gambe telescopiche del treppiede, quindi allentando le viti che tengono fermo l’asse di declinazione del telescopio, si aggiusterà lo stesso facendo coincidere il punto fisso inciso sulla tacca corrispondente alla latitudine del luogo di osservazione.

Giunti a questo punto, si allenterà la vite di fermo del blocco equatoriale e ruotando lo stesso si dirigerà lo strumento verso il nord, aiutandosi eventualmente con una bussola.

Nel sistema tradizionale il puntamento dovrebbe avvenire come per le stelle, facendo coincidere il centro del disco solare con il crocicchio del cercatore, al cui l’oculare precedentemente sarà stato avvitato un filtro solare. Se il cercatore è ben allineato con lo strumento, l’astro apparirà ben centrato nell’obbiettivo.

Un metodo per puntare velocemente lo strumento senza l’uso del cercatore è quello che di solito adottano gli astrofili un poco più esperti. Togliendo il tappo che copre l’obbiettivo del telescopio (sempre con strumenti di aperture massime di 6 cm o diaframmare sempre a 6 cm se di aperture maggiori), rivolgete lo stesso in direzione del sole, poi, tenendo in mano un cartoncino posto lontano dall’oculare, con l’altra mano si orienterà lo strumento sino a quando l’ombra del tubo proiettata sul cartoncino si riduca ad un cerchio. Diventando più esperti, il cartoncino risulterà superfluo, in quanto vi basterà l’ombra dello strumento proiettata sull’avambraccio o sulla mano che orienta il rifrattore vedere la metodologia più completa nel capitolo – Telescopi, oculari e ottica – Il cercatore figura 36).

Ora lo strumento in postazione può essere pronto per l’osservazione solare. Abbiamo detto che può essere pronto in quanto il più delle volte il telescopio non risulta perfettamente allineato con il nord vero; ciò si verifica frequentemente quando non si dispone di una postazione fissa adatta all’osservazione.

Ricerca del nord vero mediante l’ausilio di una scheda solare

Predisponendo la scheda sul piatto del telescopio, con il metodo della proiezione mediante prisma e relativo oculare, si farà coincidere l’immagine del disco solare con il disco disegnato sulla scheda, sia agendo sulle manopole di entrambi gli assi dello strumento, sia abbassando o alzando il piatto dove è posta la scheda, sino ad avere i due dischi dello stesso diametro.

Si noterà subito il movimento veloce dell’immagine del sole riflessa sulla scheda, il che ci costringerà ad agire sulla manopola che comanda il moto orario, in modo da riportare indietro l’immagine, facendo coincidere nuovamente le immagini dei due dischi. Se l’asse polare del telescopio non è perfettamente allineato con il nord, ogni volta in cui si dovrà far coincidere i due dischi, si potranno notare due tipi di sfasamento dell’immagine del disco solare, con il disco della scheda.

Tutto questo è dovuto a due situazioni differenti d’errore, e precisamente:

  • Asse polare del telescopio posto tra il nord e l’est

  • Asse polare del telescopio posto tra il nord e l’ovest

Le due configurazioni d’errore sono rappresentate in Figure 21.

A questo punto bisognerà sbloccare la manopola o allentare la vite del blocco equatoriale, e poi si ruoterà lo stesso in azimut nei due versi a seconda del tipo di disallineamento. Si ruoterà il gruppo equatoriale nel senso antiorario, se l’asse polare dello strumento sarà tra il nord e l’est, in senso orario se l’asse sarà tra il nord e l’ovest.

Questo espediente è ottimo per un veloce allineamento di un equatoriale in tutti quei casi in cui si sia costretti ad osservare in mezzo ad un prato, o in posti diversi dal sito abituale d’osservazione e quindi ci si trovi nella necessità di mettere in stazione lo strumento senza aver precisi punti di riferimento per la ricerca del nord vero.

Sfasamento dell’immagine del disco solare
Figure 21. Sfasamento dell’immagine del disco solare, asse polare tra il nord e l’est Asse polare tra il nord e l’ovest

Compilazione della scheda UAI

La scheda osservativa è adottata internazionalmente dalla Unione Astrofili Italiani (UAI), salvo modifiche future da parte dell’associazione stessa (Figure 24). Si presenta divisa in settori e va possibilmente compilata in tutte le sue parti, rispettando un codice internazionale prestabilito.

Come abbiamo già segnalato precedentemente, il disco riportato sulla scheda ha un diametro di 139 mm, che sono equivalenti a 1.392 Gm che rappresenta il diametro del sole con un rapporto scalare di 1/10000. Adottando il sistema metrico decimale, un millimetro del disco solare disegnato in scheda è equivalente a circa 10 000 Km sul sole. Ora prepariamoci a compilare la scheda per poi verificarla a lavoro finito.

Occorre sapere che, quando si disegnerà con il metodo dell’osservazione diretta all’oculare, si dovrà girare la scheda con il nord verso l’osservatore, perché al fuoco del rifrattore l’immagine risulta capovolta (Figure 22). Con una matita a punta molto fine e con mina semidura (ottime sono le matite portamine tipo Pentel con mine da 0.5 mm e durezza F 3) si posizionano e si disegnano con estrema precisione tutti i gruppi visibili in quel momento.

Per aumentare il contrasto, eliminando così molte delle luci parassite provenienti dall’ambiente circostante, attorno al piatto porta-scheda si può costruire una scatola in robusto cartoncino nero opaco, o ancora meglio in compensato molto leggero verniciato sempre con una vernice nera opaca. Inoltre bisogna eliminare la luce diretta del sole nella zona dell’oculare: ciò è possibile con un semplice cartoncino nero opaco di dimensioni opportune che si inserirà tra il tubo strumentale e il prisma porta oculare. Con questi due semplici espedienti si riuscirà ad eliminare oltre il 70% della luce parassita proveniente dall’esterno, vedere Figure 22 e Figure 23.

La tecnica del disegno è semplice, ma non per questo facile (specialmente per tutti coloro che sono alle prime armi), e si può dividere in due tempi:

Il primo tempo serve per riportare sul disco della scheda, durante la proiezione in luce bianca, le posizioni più precise possibili di tutti i gruppi e le macchie più estese e caratteristiche di ogni gruppo, fissandole con leggeri punti di matita. Nel secondo, quando sulla scheda avremo disegnato la posizione corretta dei vari gruppi presenti sul sole, gireremo la scheda con il nord verso il rifrattore e passeremo al lavoro di rifinitura mediante l’osservazione diretta girando il prisma zenitale verso l’alto. Inserendo l’oculare con il filtro, aggiungiamo le piccole e minute macchie che non si vedevano durante la proiezione iniziale

Camera oscura antiriflesso
Figure 22. Camera oscura antiriflesso

Nel lavoro di inserimento delle macchie sia medie che minute è molto utile usare una lente a basso ingrandimento che permette di disegnare sulla scheda le caratteristiche maculari rispettandone la posizione e soprattutto la dimensione del gruppo.

Le macchie più grandi potranno essere immediatamente tracciate, ingrossando leggermente il punto corrispondente alla loro posizione precedentemente disegnata, riportandone la forma (ombra rotonda, spigolosa, asimmetrica ecc.) e disegnandovi attorno con un tratto leggero e continuo le dimensioni molto variabili della penombra. A tale scopo risulta molto utile identificare angoli e forme geometriche per conservare intatte le distanze relative fra le differenti formazioni di gruppi e immaginare le macchie come vertici di triangoli, rettangoli o altre figure, valutando e stimando come la distanza fra di loro possa essere doppia o tripla, rispetto a quella di un’altra coppia, oppure come i gruppi possano essere sulle congiungenti di altre formazioni.

Tali operazioni, che al neofita inizialmente potranno sembrare complicate, una volta acquisita la necessaria esperienza, saranno di facile ed immediata realizzazione.

Osservando con l’oculare è possibile sfruttare il metodo della camera chiara, ovvero eseguire una comoda osservazione tenendo ambedue gli occhi aperti. L’immagine del sole generalmente viene osservata appoggiando l’occhio destro all’oculare, mentre l’occhio sinistro deve rimanere chiuso per non essere disturbato dalla residua luce nella zona di osservazione. Con lo schermo nero inserito, una volta posto l’occhio destro all’oculare, la visuale relativa all’occhio sinistro, non disturbata dalla luce diretta del sole, e per effetto dell’illusione ottica, andrà ad inserirsi sull’immagine del sole vista con l’occhio destro. Praticamente si avrà la netta sensazione di osservare il sole con un binocolo, ovvero come se usassimo entrambi gli occhi. Tale espediente risulta utile perchè consente all’occhio una vista riposata e anche il rispetto delle proporzioni delle formazioni maculari, avendo una profondità di campo tale che con un solo occhio non si può ottenere. Inoltre, fatto non secondario, si può osservare il sole al telescopio per parecchio tempo senza affaticare la vista.

Tecnica della camera chiara (particolare).
Figure 23. Tecnica della camera chiara (particolare)

Rammentiamo pure che la tecnica della camera chiara risulta ottima anche per le osservazioni notturne, nell’individuazione di oggetti deboli.

Il tempo di osservazione, se possibile, dovrà essere almeno di un’ora, nei periodi di massima attività maculare, per rilevare tutti i fini dettagli eventualmente presenti sulla superficie solare. L’orario osservativo non è vincolante e può essere effettuato in qualsiasi ora della giornata. Il disegno così ottenuto dovrà rappresentare il più fedelmente possibile la visione reale dell’immagine del disco solare all’obbiettivo del telescopio, così come è apparsa ai nostri occhi. Il disegno ottenuto mediante l’osservazione potrà essere perfezionato ripassando i gruppi caratteristici con inchiostro di china, per una duratura conservazione del disegno stesso. Andranno molto bene le penne tipo Rapidograph in china, con punte di 0.1, 0.2, 0.3 mm per ripassare le immagini delle ombre ed una matita a punta molto fine per le penombre.

Vicino ad ogni formazione andrà posto un numero di riconoscimento atto ad identificare un gruppo in modo da poter seguire la sua evoluzione nei giorni successivi. Non vi è nessuna direttiva precisa per il sistema di numerazione dei gruppi, l’importante che la numerazione sia progressiva fino al termine dell’anno per poi ripartire nell’anno successivo. La numerazione deve essere sempre uguale per tutto il tempo di presenza sulla fotosfera di ogni gruppo o macchia singola. Se il gruppo è molto longevo, ritornando visibile nella rotazione successiva, prenderà un nuovo numero.

Disegnato sulla scheda n. 1 tutto quello che abbiamo rilevato sul disco solare, ora si tratterà di compilare la parte descrittiva della stessa, per renderla completa in tutti i dati osservativi del giorno (Figure 24).

Scheda solare giornaliera della Sezione Sole U.A.I. Scheda N.1
Figure 24. Scheda solare giornaliera della Sezione Sole U.A.I. Scheda N.1

Nella parte superiore della scheda n. 1 (Figure 24) troviamo:

  • UAI: È il nome dell’associazione di appartenenza

  • Sezione Sole: È la sezione di lavoro

  • Scheda N°: Si mette il numero progressivo di scheda

  • Osservatore: Cognome e nome di chi osserva

  • Sito: Città, paese o altro luogo d’osservazione

  • Lat. N.: Latitudine del luogo d’osservazione

  • Long. E.: Longitudine del luogo d’osservazione. Per calcolare latitudine e longitudine del luogo, basta recarsi nel comune di appartenenza, dove vi farete rilasciare la fotocopia della mappa relativa al luogo di osservazione. Nella tabella 3 troviamo le coordinate delle città di provincia italiane.

  • K: Coefficiente di correzione relativo all’apertura dello strumento. Questo coefficiente tiene conto dell’apertura dello strumento usato, nonché della sua lunghezza focale. Decresce in funzione del maggiore diametro del telescopio (Figure 25).

Diagramma delle variazioni del fattore K strumentale
Figure 25. Diagramma delle variazioni del fattore K strumentale

La costante K è nata insieme all’ideatore della formula relativa al calcolo del valore R (indice di attività solare) Rudolf Wolf. Questi diede valore pari ad 1 allo strumento in suo possesso, ovvero al rifrattore da 8 cm di diametro, con una lunghezza focale di 1 metro. Successivamente i valori K per gli altri strumenti sono stati calcolati in funzione delle caratteristiche dello strumento usato. Chi utilizzerà come strumento un riflettore avente pari caratteristiche a quello appena riferito sopra, dovrà considerare un altro valore K di partenza in quanto questo tipo di strumento risulta penalizzato rispetto al rifrattore, per via dell’ostruzione dello specchietto secondario. Se si osserva con un riflettore da 9 cm di diametro, il valore del suo K sarà molto vicino al rifrattore da 8 cm. Al giorno d’oggi questa tabella di riferimento non viene quasi più considerata. Molte sezioni di ricerca non introducono più il coefficiente di partenza, assegnando valore 1 ad ogni tipo di strumento usato.

S1 Indica lo stato di trasparenza e limpidezza del cielo, nonché la qualità delle immagini in relazione alle condizioni atmosferiche. Si riporta il numero corrispondente. I valori di correzione S1 vanno aggiunti alla costante K relativa all’apertura dello strumento quando più avanti calcoleremo il valore del numero di Wolf.

  • 1 Sereno + 0.00 riportare il numero corrispondente

  • 2 Sereno foschia + 0.01

  • 3 Sereno poca foschia + 0.02

  • 4 Sereno molta foschia + 0.03

  • 5 Sereno con nebbia + 0.04

  • 6 Velato + 0.05 Spariscono le macchie minute all’interno della penombra.

  • 7 Velato 1 + 0.15 Si notano solo le piccole macchie fuori della penombra, le minute spariscono.

  • 8 Velato 2 + 0.35 Si distinguono solamente le macchie medie e grandi.

  • 9 Velato 3 + 0.45 Si vedono solamente le macchie più grandi. Risulta evidente che con condizioni di trasparenza, partendo dal valore 6 di S1, la scheda risulterà poco attendibile ai fini di una corretta valutazione anche se viene inserito il suo fattore di correzione.

S2 Indica le condizioni di turbolenza dell’atmosfera (seeing) e anche in questo caso come per S1, i valori di correzione andranno aggiunti al valore K finale, relativa all’apertura dello strumento per il calcolo del di Wolf.

  • Seeing 1 + 0.01 riportare il numero corrispondente.

  • Seeing 2 + 0.03

  • Seeing 3 + 0.05

  • Seeing 4 + 0.07

  • Seeing 5 + 0.09 Con questi valori la scheda risulterà poco attendibile.

  • Seeing 6 + 0.11 Con questi valori la scheda risulterà poco attendibile.

Il seeing (significa visione) definisce la condizione di visibilità dell’immagine dove risulta decisiva la qualità della stessa in rapporto alla turbolenza atmosferica. Un sistema molto efficace per la valutazione esatta del seeing parte dal presupposto di determinare questo valore esprimendo in secondi d’arco i minimi particolari distinguibili. 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).

  • OMO Ora media dell’osservazione (in TU).

  • TU Tempo universale è riferito all’ora del meridiano di Greenwich; essendo noi a est come posizione geografica, bisognerà togliere un’ora all’ora di osservazione (due se si è in regime di ora legale).

  • TEMP °C Equivale alla temperatura media al momento dell’osservazione. Il termometro va posto (possibilmente) su di una colonnina ad un metro dal suolo e lontana dai muri del fabbricato, sempre a nord, per avere un valore corretto della temperatura.

  • STRUMENTO Specificare se rifrattore, riflettore o catadiottrico.

  • D Diametro dell’obbiettivo espresso in mm.

  • F Lunghezza focale dello strumento sempre espressa in mm.

  • X Valore dell’ingrandimento ottenuto.

  • DFR Specificare se si usa uno strumento diaframmato; in tal caso indicare il diametro del diaframma espresso in mm.

  • OSS. DIR. DIS. Osservazione diretta con disegno. La si effettua usando solamente l’oculare ricostruendo la situazione fotosferica con il disegno. È similare all’osservazione diretta ma senza disegno, con la possibilità della classificazione dei gruppi se il disegno è ottimo.

  • OSS. COMPLETA Osservazione completa. Si esegue l’osservazione nella maniera classica, cioè proiettando il disco solare sulla scheda, segnando posizione ed ampiezza dei gruppi e riportando le caratteristiche maculari più minute mediante l’osservazione diretta all’oculare. È come l’osservazione diretta, più il calcolo delle coordinate eliografiche e classificazione dei gruppi.

  • OSS. FOTOGRAFICA Se si eseguono fotografie, bisogna segnalare il sistema focale usato (Focale equivalente), il tipo di CCD, di pellicola e di esposizione, unitamente alla quantità di file o negativi che sono in allegato alla scheda segnalando l’ora di esecuzione sempre in TU.

  • FILTRO Tipo di filtro usato. Descrivere anche la sua collocazione, se su obbiettivo o sull’oculare. Segnare anche la sua densità in percentuale: 40% – 60% – 80%.

  • PRISMI D–E   Segnalare se si fanno uso di prismi diagonali oppure erettori. Il prisma erettore o di Porro è quello che raddrizza l’immagine. E’ inserito nei comuni binocoli (vedere capitolo “I telescopi”).

  • OSS. FACOLE Segnalare se si sono osservate formazioni di facole; per i più esperti, catalogarle disegnandone la forma e l’ampiezza.

L’osservazione delle strutture di questo fenomeno dell’attività solare ha moltissima importanza per lo studio delle caratteristiche dei gruppi (capitolo “Classificazione dei gruppi maculari”).

  • NG Numero dei gruppi presenti in quel dato giorno. Una macchia singola conta come gruppo.

  • GN Numero dei gruppi presenti nell’emisfero nord

  • GS Numero dei gruppi presenti nell’emisfero sud

  • NM Numero delle macchie contate singolarmente

  • MN Numero delle macchie presenti nell’emisfero nord

  • MS Numero delle macchie presenti nell’emisfero sud

  • R Numero relativo di Wolf come da formula: R = (K + S1 + S2) * (NG * 10 + NM) (vedere capitolo relativo al Calcolo della formula)

  • VON Conteggio delle macchie visibili ad occhio nudo

  • ROT. N° Segnare il numero di rotazione. E’ in riferimento alla rotazione proposta da Carrington, quando iniziò il conteggio il 9 novembre 1853, con numerazione progressiva. La rotazione sinodica del sole è stata calcolata di 27.2753 giorni. Ma il sole non ha una rotazione come corpo solido, quindi il valore non sempre risulta perfetto e periodicamente viene controllato. I numeri di rotazione si trovano facilmente consultando un almanacco astronomico.

  • P. ANG. Angolo di posizione: è la posizione angolare dell’asse solare, rispetto alla sua perpendicolare; positivo con il movimento del suo asse a destra (Est), negativo se il movimento è a sinistra (Ovest), con escursione di 26° 26’ (Figure 26). Per il valore giornaliero consultare l’almanacco della rivista Astronomia dell’UAI.

Angolo di posizione
Figure 26. Angolo di posizione

Osservando il sole per un certo periodo di tempo, si noterà che il movimento delle macchie cambia, perchè l’orbita terrestre giace su di un piano differente rispetto all’equatore solare, formando un angolo che oscilla verso est e verso ovest rispetto all’asse solare nord-sud. L’asse appare verticale il 5 gennaio e 7 luglio con rispettiva visione dei poli sud e nord, mentre il 7 marzo e 9 settembre i due poli sono alla loro massima inclinazione, sempre con rispettiva visione dei poli sud e nord. Infine l’8 dicembre e 7 giugno la terra attraversa il piano dell’equatore solare. Entrambi i poli non sono visibili (Figure 27).

Spostamento dell’asse solare durante l’anno (da Il Sole di G. Godoli). Le date sono aggiornate al 2019
Figure 27. Spostamento dell’asse solare durante l’anno (da Il Sole di G. Godoli). Le date sono aggiornate al 2019

La posizione dell’asse solare inoltre varia anche durante il giorno rendendo ancora più complicato capire l’esatta direzione dell’equatore solare e l’assegnazione delle coordinate dei gruppi (Figure 28).

Escursione delle coordinate solari durante il giorno con un rifrattore e un prisma zenitale.
Figure 28. Escursione delle coordinate solari durante il giorno con un rifrattore e un prisma zenitale
Posizione del sole durante le varie ore della giornata e dell’asse polare rispetto allo zenit
Figure 29. Posizione del sole durante le varie ore della giornata e dell’asse polare rispetto allo zenit

Ancora una volta ricordiamo che si ha un’immagine raddrizzata in un rifrattore dotato di prisma zenitale rivolto verso il basso, mentre, se per comodità osservativa si fa ruotare lo stesso verso l’alto, si otterrà un’immagine speculare, con Z sempre allo zenit ma l’ovest diventerà E (est). Contrariamente a quanto avviene per la terra, dove la destra geografica è l’est, per il sole è l’esatto contrario, in quanto la sua destra rispetto all’osservatore è quella che tramonta prima (Figure 29).

A questo punto non ci rimane altro che spiegare gli ultimi due simboli presenti nella scheda osservativa e precisamente:

  • Questo quadratino posto a destra in fondo alla pagina va barrato ogni qualvolta si deve dare comunicazione al responsabile di sezione, riportando sul retro della scheda particolari fenomeni avvenuti durante l’osservazione.

  • assi con Z Questo simbolo sta a significare l’esatto orientamento dell’immagine, dove Z significa lo zenit rispetto al polo nord solare.

Le coordinate est e ovest saranno inserite a seconda del tipo di strumento usato. La freccia equatoriale segnalerà O (ovest) se lo strumento è un riflettore o rifrattore con un prisma erettore, mentre sarà E (est) se rifrattore con l’uso di un prisma zenitale.

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. Operando in questo modo si otterranno dati attendibili ai fini di una corretta valutazione della scheda osservativa personale. Come conseguenza il risultato finale di tutto il gruppo della sezione di appartenenza sarà ottimale.

Vi è anche una seconda scheda (Figure 30) in uso tra gli astrofili della UAI, che riporta i dati mensili delle osservazioni effettuate che sono salvati su una key, mediante un semplice programma in MS-DOS che ogni osservatore riceverà o avrà ricevuto a suo tempo. Gli stessi dati riassuntivi possono essere inviati tramite E-mail al responsabile di sezione.

La scheda che vedete riprodotta nella figura 28 è stata introdotta dall’attuale responsabile di sezione Luciano Piovan, entrato in carica nel 1989. Da pochi mesi è stata variata e semplificata per una compilazione veloce eliminando varie voci non utili alla metodologia osservativa attuale e alla riduzione dati della sezione.

Scheda mensile della sezione Sole dell’UAI
Figure 30. Scheda mensile della sezione Sole dell’UAI
  • UAI È il nome dell’associazione di appartenenza

  • SEZIONE SOLE È la sezione di lavoro

  • OSSERVATORE Cognome e nome di chi osserva

  • STRUMENTO Specificare se rifrattore, riflettore o catadiottrico

  • D mm Diametro dell’obbiettivo espresso in mm

  • F mm Lunghezza focale dello strumento, sempre espressa in mm

  • OSS. DIR. Osservazione diretta. Eseguire l’osservazione all’oculare effettuando il conteggio dei gruppi e delle macchie senza eseguire il disegno.

  • OSS. PER PR. Osservazione per proiezione. Si proietta il disco solare su uno schermo bianco. Nel caso sia stata effettuata una osservazione sulla scheda giornaliera completa di disegno con il conteggio delle macchie, bisogna barrare entrambi i cerchietti.

  • G Dall’alto verso il basso sono scritti i numeri dei giorni in successione

  • OMO Ora media dell’osservazione in TU

  • S1 Costante di correzione relativa allo stato del cielo

  • S2 Costante di correzione relativa alla turbolenza atmosferica

  • K Costante di correzione relativa all’apertura dello strumento

  • NG Numero totale dei gruppi

  • GN Numero dei gruppi presenti nell’emisfero nord

  • GS Numero dei gruppi presenti nell’emisfero sud

  • NM Numero delle macchie contate singolarmente

  • MN Numero delle macchie presenti nell’emisfero nord

  • MS Numero delle macchie presenti nell’emisfero sud

  • R Valore giornaliero del numero di Wolf

  • VON Segnalare le macchie visibili ad occhio nudo (usando sempre il filtro solare).

  • MEDIA MENSILE Media mensile dei valori di ogni colonna

  • G Numero dei giorni osservati

  • ANNOTAZIONI SUL RETRO Segnalare se si sono osservati fenomeni insoliti

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