OSSERVAZIONI SOLARI
Modi, tecniche e
strumenti
D. Castellano
Unione Astrofili Napoletani
- Introduzione
L’osservazione del Sole è un’attività che l’uomo svolge
dai tempi di Galileo Galilei, da quando lo scienziato italiano puntò per la
prima volta il suo cannocchiale verso la nostra stella. Fu lui che per primo
scoprì le famose macchie solari, chiamate così per via della loro forma
irregolare.
Nel corso degli anni il nostro Sole è stato l’osservato
speciale da parte di astronomi ed astrofisici, da quando si scoprì che tutte le
stelle del firmamento non erano altro che “soli” lontani. Ecco allora che
diventa cruciale lo studio di come funziona la nostra stella per capire come
funzionano le stelle della nostra Galassia. È grazie al Sole che noi oggi conosciamo
come funzionano le stelle, ma è anche merito delle altre stelle per cui oggi
possiamo conoscere come morirà il nostro Sole.
Sebbene il Sole sia solo una delle miliardi di stelle che
formano la nostra Galassia nessuno la confonderebbe con altre, dato il legame
che esiste tra il Sole e la nostra vita. Questa familiarità con il Sole ci
potrebbe far dimenticare la sua vera natura e cioè quella di essere una stella
(anzi l’unica) alla nostra portata per essere osservata e studiata.
Il Sole, infatti, è l’unica stella di cui possiamo vederne
la superficie, anche la stella più vicina (Proxima Centauri) è talmente lontana
da non poterci permettere di vedere alcun dettaglio superficiale. La relativa
vicinanza a questa stella, infatti, permette di osservare la superficie anche
con banali strumenti e vedere i fenomeni che vi avvengono, proprio come fece
Galileo Galilei.
- L’osservazione amatoriale
Fino a qualche anno fa e per tutto il secolo scorso
l’osservazione solare amatoriale consisteva esclusivamente nel vedere la
fotosfera del Sole, la più volte detta superficie solare, pur sapendo però che
il Sole è una sfera di gas e plasma a cui è difficile attribuire una superficie
di separazione netta con lo spazio vuoto in cui esso è immerso a differenza
della Terra.
Solo negli ultimi anni il mercato delle osservazioni
solari si è arricchito di nuove tecniche e di nuovi strumenti che ci permettono
di osservare non solo la già citata fotosfera ma anche la cromosfera, la vera e
propria atmosfera solare dove avvengono violenti fenomeni come le protuberanze
solari, enormi jet di materia espulsi dal Sole verso lo spazio esterno. Queste
osservazioni in cromosfera prevedono l’uso di strumenti atti solamente a questo
tipo di osservazioni a differenza della comune osservazione fotosferica per cui
basta un normale telescopio ed un opportuno filtro solare.
In entrambi i tipi di osservazione dobbiamo
necessariamente ridurre la quantità di luce che raggiunge il nostro occhio, per
far questo dobbiamo utilizzare opportuni filtri. Ricordiamo inoltre che L’OSSERVAZIONE DEL SOLE AD OCCHIO NUDO O
ATTRAVERSO UN TELESCOPIO SENZA PROTEZIONE CAUSA DANNI IRREPARABILI ALLA VISTA.
Distinguiamo quindi i due tipi di osservazione e vediamone
le tecniche e gli strumenti utilizzati più nel dettaglio.
- Osservazione fotosferica (luce bianca)
L’osservazione fotosferica del Sole, anche detta in luce
bianca, può essere fatta con qualsiasi tipo di strumento, il più indicato è un
rifrattore con un diametro minimo di 6 cm. Il rifrattore permette la proiezione
dell’immagine del Sole su di uno schermo in modo da poter disegnare comodamente
la posizione delle macchie e offre immagini più “stabili” rispetto ad altri
schemi ottici. Questo metodo appena descritto è quello che si utilizzava nel
passato, non disponendo di adeguati filtri per schermare l’intensa radiazione
solare, si proiettava l’immagine del Sole su di uno schermo opaco.
Figura 1. Il metodo della proiezione con un telescopio
rifrattore
È la tecnica più sicura perché non prevede che l’osservatore
guardi direttamente nello strumento, bensì osserva un pezzo di carta su cui è
focalizzata l’immagine del Sole. È anche molto più precisa della normale
osservazione all’oculare perché permette di disegnare la posizione delle
macchie solari con estrema esattezza rispetto al disco intero.
L’altra tecnica osservativa consiste nell’applicare un
opportuno filtro al nostro telescopio e di osservare il disco solare mediante
il comunissimo oculare, cioè svolgere la normale attività osservativa guardando
attraverso il telescopio.
Per ridurre a livelli sopportabili l'enorme quantità di
luce che viene convogliata da un telescopio puntato sul Sole verso il nostro
occhio, dobbiamo utilizzare dei filtri che possono essere di diversi tipi sia
per materiali utilizzati che per tipologie.
Un filtro è un qualcosa che si interpone lungo il cammino
ottico della luce e che deve schermare la radiazione solare che giunge sul
nostro occhio. Un semplice schema di come lavori un filtro è descritto in
figura:
Figura 2. Schema di funzionamento di un filtro
Questi filtri devono necessariamente bloccare le
radiazioni UV per le quali si ha un’accelerazione dei processi di
invecchiamento dei livelli esterni dell'occhio (favorendo patologie come la
cataratta) e le radiazioni IR che
portano alla "cottura" delle cellule recettrici della retina. Il
risultato è la temporanea o totale perdita della vista. La retina, infatti, è
priva di nervi recettori del dolore.
Il mercato offre svariati filtri per le osservazioni
solari, di diverso materiale e di diversa tipologia che possiamo distinguere in
filtri che si applicano all’oculare e filtri a tutta apertura. Premettiamo che
i filtri a tutta apertura sono i più indicati e i più sicuri per motivi che
esponiamo di seguito.
3.1 Filtri
all’oculare
Sono dei filtri che si basano sul principio
dell’assorbimento, assorbendo quindi le lunghezze d’onda indesiderate e facendo
passare invece quelle a cui siamo interessati. L'immagine data da questi filtri
è ben contrastata e può rivaleggiare con quella ottenuta con filtri a tutta
apertura. Il problema di questi filtri sta nel fatto che essi devono dissipare
tutto il calore delle radiazioni che vengono concentrate dall'obiettivo verso
il fuoco; l'enorme sforzo che sono chiamati a sopportare li rende molto
sensibili a rotture improvvise senza che l'osservatore abbia modo di rendersene
conto prima. Un improvviso TACK! e l'occhio dell'osservatore viene inondato
dall'intera radiazione solare concentrata dal telescopio sulla retina. I danni in questo caso possono essere gravi e
permanenti.
Figura 3. Filtri
all’oculare
3.2 Filtri a tutta apertura
Sono l'alternativa al metodo della
proiezione, sono filtri da porre sull'obiettivo del telescopio come se fossero
il tappo del telescopio stesso. Ve ne sono di due tipi in vetro e in materiale
plastico trattato. Questi ultimi sono in genere costituiti da una pellicola
plastica ricoperta con un sottile strato di alluminio o di cromo che attenua il
passaggio della radiazione visibile e blocchi i raggi UV ed IR oppure in vetro.
In commercio ve ne sono di due tipi: il mylar e l’astrosolar. Il mylar
restituisce un’immagine brillante tendente al blu mentre l’atrosolar
restituisce un immagine bianca, neutra, della fotosfera solare.
Figura 4. Filtri costruiti con la pellicola di Astrosolar
Figura 5. Filtro solare in vetro a tutta apertura
L’immagine del Sole che
restituiscono i filtri in Astrosolar è del tutto neutra, priva di un colore
dominate, il disco del Sole assume l’aspetto di una sfera bianca. I dettagli
visibili con questo filtro sono le macchie solari quelle regioni più scure
distinte in due zone, l’ombra e la penombra, si osservano poi le facole regioni
più chiare della fotosfera solare e qualche volta anche la granulazione solare.
Figura 6. Una macchia solare, la zona più scura è l’ombra,
la zona più chiara è la penombra
3.3 E quali assolutamente da evitare!
L'elenco dei filtri di fortuna è
molto lunga, ne riportiamo alcuni che sono assolutamente da evitare:
I negativi fotografici con immagini su di essi, come le lastre radiografiche,
vetri anneriti alla fiamma di una candela, filtri neutri fotografici o filtri
polarizzatori, i vetri da saldatore. I
CD-ROM o i Floppy disk privati del loro involucro esterno non sono utilizzabili
come filtri sicuri e l'immagine resa è piuttosto priva di dettagli. Sono ancor
più dannosi se accoppiati con un telescopio o strumento ottico equivalente.
- Osservazione cromosferica (luce H-alpha)
L’osservazione cromosferica è l’osservazione
dell’atmosfera solare, sede di violenti fenomeni legati all’attività della
nostra stella, come le protuberanze. Quando osserviamo la cromosfera spesso si
dice che stiamo osservando il “Sole vivo” cioè siamo in grado di osservare i
mutamenti dei fenomeni solari in tempo reale, come la formazione di una
protuberanza ad arco o l’evoluzione di un filamento. Questo tipo di
osservazione è anche detta osservazione monocromatica, cioè stiamo osservando
la cromosfera solare ad una sola lunghezza d’onda a differenza
dell’osservazione fotosferica effettuata su tutto lo spettro visibile. Questa
lunghezza d’onda è quella dell’idrogeno ionizzato una volta e prende il nome di
H-a, e si colloca a 656,28 nm, nel
pieno rosso dello spettro.
La luce di una stella (quale è il nostro Sole) ha una
firma inconfondibile dipendente dagli elementi di cui è composta. Quando si
osserva lo spettro di questa sorgente si notano delle righe scure (dette linee
di assorbimento) dovute a processi fisici di filtraggio della radiazione
continua prodotta nel nucleo ad opera dei diversi strati gassosi che
costituiscono la stella.
L’H-a è la lunghezza d’onda più
importante dell’emissione dell’idrogeno, altre righe di assorbimento nello
spettro solare sono dovute all’intervento di altri elementi chimici.
Figura 7. Lo spettro solare e le sue righe di assorbimento
L’osservazione del Sole in luce H-a restituisce tutti i particolari dell’atmosfera
solare, spiccano le protuberanze solari, enormi jet di materia che si staccano
dalla fotosfera, la granulazione solare è evidentissima, le facole
cromosferiche e i filamenti.
Figura 8. La
cromosfera solare fotografata con un telescopio H-a
- Come funziona un filtro H-a
Gli strumenti che ci consentono di osservare il Sole alla
lunghezza d’onda dell’H-a sono i filtri interferenziali,
cioè filtri (solari) che utilizzano il principio dell’interferometria dei raggi
luminosi. Nella costruzione dei filtri interferenziali si utilizza un
interferometro di Fabry-Perot, ovvero una cavità ottica formata da due strati
altamente riflettenti e non assorbenti (ad esempio due specchi) separati da uno
spazio vuoto (gap) tale che le due superfici riflettenti siano quanto più parallele
l’una all’altra. Questa struttura è detta “etalon”.
Figura 8. Il principio dell’interferenza multipla in un
interferometro Fabry-Perot
Come prima cosa bisogna schermare le radiazioni non
visibili del Sole che sono nocive all’occhio, vale a dire l’UV e l’IR con un
apposito filtro di tipo passa banda che prende il nome di filtro di reiezione
(ERF).
Figura 7. Filtro di reiezione di tipo passa-banda, scherma
l’UV e l’IR
Il principio fisico del funzionamento del filtro
interferenziale è semplice, si fa incidere un fascio di luce bianca (spettro
visibile), ottenuta mediante il filtro di reiezione, nell’etalon, di tutta la
radiazione visibile in ingresso sopravvivono solo alcune lunghezze d’onda a
causa dell’interferenza.
Figura 8. La
struttura frontale che incorpora il filtro di reiezione (ERF) e l’etalon
La maggior parte dell’energia verrà riflessa dagli
elementi riflettenti e se
il gap tra questi ultimi ha uno spessore
esattamente uguale a un multiplo della metà della lunghezza d'onda della luce incidente,
quest’ultima attraverserà totalmente il sistema giungendo all’oculare. Il
concetto è formulato matematicamente dalla seguente equazione che regola il
funzionamento di un interferometro di tipo Fabry-Perot:
con m=1, 2, 3 …
dove d è la distanza fra le superfici riflettenti, n è
l’indice di rifrazione del mezzo (gap) che si trova tra le due superfici stesse,
l è la lunghezza d’onda ed m un numero intero.
I filtri sono progettati in modo tale che questo picco di
trasmissione si verifichi in corrispondenza di una delle righe significative
dello spettro, come ad esempio quella dell'H-a. Così facendo all’oculare giunge un treno di picchi prodotti
dall’etalon (dipendente dai numeri interi m
della formula precedente) centrati sulla lunghezza d’onda prescelta. Sapendo
che la lunghezza d’onda dell’H-a è di 656,28
nm e conoscendo n, l’indice di
rifrazione del gap si ricava a che distanza d
devono stare le due superfici riflettenti:
con m=1, 2, 3 …
Figura 9. Treno di
picchi prodotti per interferenza dall’etalon
Bisogna ora eseguire l’ultima operazione, tagliare i
picchi di trasmissione generati dall’etalon, lasciandone passare uno solo,
quello centrato alla lunghezza d’onda di 656,28 nm grazie ad un filtro di
bloccaggio (BF).
Figura 10. Filtro di
bloccaggio e sua curva di trasmissione