Associazione Astrofili Trentini
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Notiziario n. 17 - Estate 1999


L'osservazione amatoriale del Sole

di Michele Bortolotti (Associazione Astrofili Trentini)


Questo è, come vedremo, il periodo migliore per chi si vuole avvicinare all'osservazione del Sole.

A differenza delle altre stelle che ci appaiono sempre come oggetti puntiformi, il Sole, data la sua vicinanza ci permette di scorgere alcuni particolari della superficie; lo studio di quest astro, nonostante sia spesso sottovalutato dagli astrofili, è quindi estremamente importante non solo per scoprire le interazioni con il nostro pianeta, ma anche per poter estendere alle altre stelle i risultati ottenuti e svelare così alcuni misteri dell'universo in cui viviamo.

L'osservazione del Sole offre alcuni vantaggi rispetto alla normale attività degli astrofili: la possibilità di osservare di giorno senza perdere preziose ore di sonno, avere a disposizione un oggetto di studio che non teme l'inquinamento luminoso che sempre più affligge le nostre città, ed infine, ma non meno importante, non necessita di costosi strumenti di grandi dimensioni.


Tecniche e strumenti di osservazione

Per questo tipo di osservazione basta infatti un piccolo telescopio di 60 mm di diametro. Come sappiamo, infatti, il diametro influisce sulla quantità di luce che il telescopio riesce a catturare; nel caso del Sole non si avrà quindi la necessità di ricorrere a strumenti di grande apertura, quanto piuttosto quello opposto di ridurre la luminosità dell'astro.

PER EVITARE DANNI IRREPARABILI ALLA VISTA NON SI DEVE MAI OSSERVARE DIRETTAMENTE IL SOLE SENZA FILTRI !!!

Il telescopio (o il binocolo) è infatti uno strumento che amplifica la luce, per cui anche un'osservazione diretta del Sole di una frazione di secondo può causare cecità permanente. Bastano però alcune precauzioni per permetterci di osservare la nostra stella in sicurezza.

In commercio esistono diversi tipi di filtri solari:

Figura 1Se non si dispone di un filtro adeguato è possibile utilizzare il metodo della proiezione che consiste nel proiettare l'immagine del disco solare su uno schermo bianco (figura 1). Questo metodo, avendo l'accortezza di tappare il cercatore, è molto sicuro e permette di disegnare su foglio i particolari della superficie solare, ma offre una risoluzione minore rispetto all'osservazione diretta.

Per quanto riguarda il tipo di strumento i rifrattori sono certamente da preferire in quanto presentano un maggior contrasto e una minor turbolenza interna rispetto ai riflettori. Per ottenere un'immagine ben definita è consigliabile osservare il sole al mattino e lontano dagli edifici dove si possono formare turbolenze di aria calda che degradano notevolmente l'immagine.

Prima di descrivere quello che è possibile osservare con le tecniche appena descritte vediamo alcune caratteristiche della nostra stella.


Struttura del Sole

Il Sole è un corpo gassoso composto prevalentemente da idrogeno ed elio. Vi possiamo riconoscere un nucleo interno di circa 150.000 Km di raggio al cui interno la densità della materia e la temperatura (circa 15 milioni di gradi) sono talmente elevate da consentire l'innesco di reazioni di fusione nucleare che producono l'enorme energia che fa risplendere il Sole.

Attorno al nucleo abbiamo la zona radioattiva (così detta perché l'energia emessa dal nucleo vi si propaga per radiazione) circondata a sua volta da una zona convettiva in cui l'energia si propaga attraverso celle convettive, cioè attraverso correnti calde che salgono verso la superficie e correnti fredde che ridiscendono verso il centro.

Siamo così giunti ad una distanza di circa 700.000 Km dal centro della nostra stella, raggiungendo la fotosfera. Come abbiamo detto il Sole è un corpo gassoso, per cui sarebbe improprio parlare di superficie, ma tale viene definita la fotosfera, dato che è la zona più interna che possiamo scorgere, poiché è qui che parte dell'energia viene trasformata in fotoni che rendono invisibili gli strati sottostanti.

Anche il Sole possiede "un'atmosfera" costituita dalla cromosfera e dalla corona. Quest'ultima si estende fino a 100 raggi solari, pari alla metà della distanza Terra Sole. Cromosfera e Corona non sono normalmente visibili essendo di gran lunga meno luminose rispetto alla fotosfera, ma si possono osservare chiaramente durante le eclissi totali, quando la luna maschera la luminosità della fotosfera.

Si potrebbero riempire centinaia di pagine descrivendo le strutture del Sole, ma in questa sede ci concentreremo sui fenomeni legati alla fotosfera essendo questi facilmente osservabili con un piccolo strumento.


L'osservazione della fotosfera

Appena si pone l'occhio all'oculare si nota che la fotosfera non appare uniforme.

Innanzitutto possiamo osservare che il Sole appare più luminoso al centro rispetto al bordo. L'oscuramento del bordo, particolarmente evidente in fotografia, è dovuto al fatto che in questa regione si osservano per effetto prospettico gli strati più alti e più freddi della fotosfera.

Sul disco solare si possono poi osservare delle zone più scure di forma rotondeggiante: le macchie solari. Le macchie furono osservate ancor prima dell'invenzione del telescopio, essendo l'unica struttura della fotosfera che in particolari condizioni (Sole al tramonto o leggermente velato) risulta visibile anche ad occhio nudo. La reale natura di questa struttura rimase ignota per molto tempo, tanto che fino al 1610, quando Galileo le poté osservare adottando la tecnica della proiezione, si riteneva fossero dovute ad effetti dell'atmosfera terrestre o a illusioni ottiche. Nemmeno dopo l'osservazione telescopica si volle ammettere la correlazione tra macchie e Sole: per non violare il pregiudizio aristotelico di un mondo celeste immutabile e incorruttibile si attribuì il fenomeno delle macchie al transito sul disco solare di ipotetici pianeti interni all'orbita di Mercurio.

Figura 2In realtà le macchie solari sono zone più fredde rispetto al resto della fotosfera (4600 gradi contro i 6000 della fotosfera); questa differenza di temperatura fa sì che per contrasto le macchie ci appaiano scure, ma se potessimo osservarle singolarmente ci apparirebbero anch'esse brillanti. L'abbassamento di temperatura che si registra in prossimità di queste regioni è dovuto ad intensissimi campi magnetici che perturbano le particelle energetiche emesse dal Sole.

Osservando le macchie al telescopio possiamo notare che esse sono composte di due parti: l'ombra, più scura, posta al centro della struttura e circondata da una raggiera chiamata penombra di colore più chiaro. Ombra e penombra ricoprono una superficie di diametro compreso tra i 7.000 e i 50.000 Km. Solitamente le macchie non sono isolate, ma radunate in gruppi più o meno numerosi (figura 2).

Se estendiamo la nostra osservazione a più giorni possiamo osservare che esse si muovono lungo il disco solare rivelando la rotazione della nostra stella. Per compiere questo tipo di osservazione è necessario definire dei punti di riferimento sul disco solare; questi si ottiengono lasciando scorrere l'immagine del Sole nell'oculare: la direzione seguita dalle macchie determinerà in prima approssimazione la congiungente Est Ovest e di conseguenza la perpendicolare ad essa passante per il centro ci permetterà di identificare i poli Nord e Sud. Eseguita questa operazione potremo osservare che le macchie prossime all'equatore compiono una rotazione in un tempo minore rispetto a quelle di latitudine più elevata; questo fatto dimostra la rotazione differenziata dell'astro che è tipica di un corpo gassoso.

Oltre a muoversi sul disco solare le macchie cambiano forma e dimensioni giorno per giorno seguendo un ciclo di vita che le porta dalla nascita all'estinzione. Il ciclo inizia con la formazione di una piccolissima macchia priva di penombra detta poro.

Il poro si evolve rapidamente ingrandendosi e sviluppando la penombra. Dopo alcuni giorni poco più ad est si sviluppano altre piccole macchie; si ha così la formazione di un gruppo costituito da macchie di tipo p (le prime nate) e di tipo f (le ultime nate). Il gruppo cresce di dimensione e sviluppa nuove macchie poste tra le p e le f che nel frattempo tendono ad allontanarsi. Il gruppo raggiunge la massima estensione attorno al decimo giorno quando inizia il periodo di decadenza caratterizzato dalla riduzione e dalla scomparsa delle macchie centrali e dal riavvicinamento delle macchie p ed f, finché rimarrà solamente una piccola macchia priva di penombra (la macchia di tipo f) che verrà riassorbita dalla fotosfera.

Quello appena descritto è un ciclo di vita ideale che non sempre viene concluso: molte macchie non superano lo stadio di pori, altre si presentano isolate, altre ancora svaniscono dopo pochi giorni; la loro vita è quindi variabile e può andare dalle poche ore fino ad alcuni mesi.

Figura 3

Se osserviamo per più giorni il disco solare ci accorgiamo che le macchie sono variabili non solo per forma e dimensione, ma anche per numerosità; avremo quindi giorni in cui si possono scorgere chiaramente numerosi gruppi ed altri in cui la fotosfera apparirà completamente sgombra. Come abbiamo visto le macchie sono causate dall'attività magnetica della nostra stella, per cui può essere interessante considerare il numero di macchie come indice di attività del Sole. Un indice di questo tipo è stato introdotto nel 1848 da R. Wolf e da allora è diventato lo standard per la misurazione dell'attività solare. Il numero relativo di Wolf è dato dalla formula R=k(10g+f), dove f indica il numero di macchie singole, g il numero di gruppi e k è un fattore che dipende dallo strumento utilizzato e dalle condizioni atmosferiche e dell'osservatore; per ottenere un valore di k attendibile basta confrontare per alcuni giorni i valori da noi ottenuti con quelli ufficiali. Analizzando i valori di questo indice nel lungo periodo si nota un andamento ciclico di circa 11 anni (figura 3). Come si è detto all'inizio dell'articolo questo è un ottimo momento per osservare il Sole, dato che l'ultimo minimo si è avuto all'inizio del 1996 (con diversi mesi di fotosfera completamente priva di macchie), mentre il massimo è previsto per il 2000. Siamo quindi in un periodo di risveglio dell'attività che ci dà modo di seguire sin dall'inizio l'evolversi dei fenomeni fotosferici.

Figura 4Il ciclo undecennale non influenza solo il numero di macchie, ma anche la loro posizione rispetto all'equatore: all'inizio del ciclo le macchie si concentreranno ad una latitudine prossima ai 40 gradi per scendere ai 5 gradi nei periodo di massimo (le macchie non si presentano mai al di fuori di questa fascia). Riportando su grafico la latitudine rispetto al tempo si otterrà così una diagramma di forma particolare chiamato diagramma a farfalla (figura 4).

Come già detto il Sole è generoso verso gli strumenti di piccola apertura, con i quali è permessa l'osservazione di un'altra struttura superficiale: le facole fotosferiche. Le facole fotosferiche sono regioni della fotosfera più calde rispetto al resto della superficie, per cui ci appaiono più chiare (figura 5); esse sono osservabili più facilmente nei pressi del bordo del disco solare a causa dell'oscuramento che ne aumenta il contrasto.

Figura 5Le facole hanno parecchie caratteristiche in comune con le macchie: anch'esse si trovano associate a campi magnetici (di minor entità che permettono un incremento di efficienza della fotosfera), seguono il ciclo undecennale e si spostano verso le regioni equatoriali nei periodi di massimo; occuperanno quindi le stesse aree di fotosfera occupate dalle macchie.

A differenza delle macchie solari le facole fotosferiche hanno un'estensione più vasta (10 miliardi di chilometri quadrati) ed una vita tre volte più lunga; esse compaiono all'incirca tre giorni prima della formazione della macchia (possono quindi essere utilizzate come indizio di formazione di un nuovo gruppo) ed evolvono seguendo gli spostamenti delle macchie, allungandosi sempre più in longitudine e distorcendosi a causa della rotazione differenziale dell'astro per poi dissolversi molto lentamente. Esistono dei particolari tipi di facole che si trovano oltre il confine dei 40 gradi di latitudine, le così dette facole fotosferiche polari; queste, ovviamente non associate a macchie, non superano solitamente i tremila chilometri di diametro ed hanno una vita compresa tra i pochi minuti e qualche giorno. A differenze delle altre facole quelle polari si comportano in maniera opposta rispetto al ciclo solare, con frequenza ed intensità massima nei periodi di minimo e minima nei periodi di massimo.

In condizioni di seeing particolarmente favorevole è possibile scorgere la granulazione fotosferica (figura 6).

Figura 6Essa è caratterizzata da poligoni irregolari del diametro di soli 1000 chilometri intervallati da zone più scure che si ritiene rappresentino a livello di fotosfera l'emergere delle celle convettive: i granelli più chiari rappresenterebbero la materia più calda che giunge in superficie, mentre le zone più scure indicherebbero le regioni in cui la materia raffreddatasi si reimmerge verso il centro della stella. La vita di ciascun granello è molto breve, nell'ordine dei pochi minuti.

L'osservazione della granulazione è resa molto difficoltosa a causa della turbolenza atmosferica che non ci permette di scorgere particolari così minuti, per cui, a livello professionale è svolta servendosi di strumenti posti su satelliti o palloni sonda. La granulazione fu osservata per la prima volta nel 1748 da James Short che la battezzò con il nome ancor oggi usato di "grani di riso".

Il fenomeno più raro ed impressionante a cui possiamo assistere durante l'osservazione della fotosfera è il brillamento. I brillamenti consistono in un riscaldamento temporaneo e localizzato della fotosfera che può sprigionare un'energia pari ad un decimo dell'energia totale emessa dal Sole. Come abbiamo detto questo è un evento molto raro da osservare a livello fotosferico, dato che è un fenomeno solitamente associato all'atmosfera solare (cromosfera e corona), per cui solo i brillamenti più intensi riusciranno a coinvolgere anche la fotosfera. Un brillamento ha una vita di pochi minuti, ma in questo breve lasso di tempo riesce ad emettere un elevatissimo numero di particelle energetiche che, una volta raggiunta la Terra, interagendo con l'atmosfera, possono causare intense tempeste magnetiche che si manifestano con aurore a bassa latitudine, disturbi nelle comunicazioni radio e danni ai satelliti.

Abbiamo così terminato l'analisi dei fenomeni fotosferici visibili in luce bianca per mezzo di un modesto strumento.

Se qualcuno fosse interessato a seguire "dal vivo" l'evoluzione dell'attività solare è possibile farlo partecipando ai programmi di osservazione previsti dalla sezione Sole dell' UAI (Unione Astrofili Italiani) o analizzando direttamente le immagini della nostra stella registrate dalla torre solare dell'osservatorio Mount Wilson o i dati della sonda SOHO, entrambi aggiornati quotidianamente e facilmente reperibili in internet; ricordiamo comunque che il miglior modo per compiere osservazioni di carattere astronomico è quello di confrontarsi direttamente con altri osservatori, per cui vi invitiamo a contattare l'Associazione Astrofili Trentini per un reciproco scambio di consigli ed esperienze.


Per chi volesse approfondire gli argomenti trattati suggeriamo i seguenti testi disponibili presso la biblioteca dell'Associazione:

nonché i due classici:


Michele Bortolotti nasce a Trento nel 1974. Studente universitario, dedica il tempo libero all'astronomia occupandosi in particolare di attività solare e meteoriti.


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