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La missione spaziale Dawn

INTRODUZIONE

Che non si smetta mai di imparare vale anche in astronomia! Ed è proprio la curiosità di saperne di più che ha portato alla nascita della missione spaziale Dawn, che aiuterà gli astronomi ad approfondire le conoscenze della remota epoca durante cui si formarono Sole e pianeti, l’alba del sistema solare: “Dawn” è un parola inglese che significa proprio “alba”. E ciò avverrà esaminando le proprietà geofisiche di due asteroidi di Fascia Principale, 1 Cerere (o Ceres) e 4 Vesta: per questo motivo Dawn sarà la prima sonda spaziale ad orbitare attorno a due oggetti di Fascia Principale nel corso della stessa missione. Dawn è il nono progetto del Discovery Program della NASA, che ha l’intento di esplorare il Sistema Solare tramite missioni “low cost”, in modo da abbattere il più possibile i costi di sviluppo e missione.

Il logo della missione Dawn

Il logo della missione Dawn

CHI SONO VESTA E CERERE? GLI OBIETTIVI SCIENTIFICI DELLA MISSIONE

Prima di procedere con la descrizione della missione Dawn, dei suoi obiettivi scientifici e della struttura della navicella stessa, è opportuno spiegare che tipo di oggetti sono Cerere e Vesta e la storia della loro scoperta.

Si tratta di due asteroidi di Fascia Principale, una regione del Sistema Solare compresa fra le orbite di Marte e di Giove, a una distanza dal Sole tra 2 UA e 3,3 UA; 1 unità astronomica = 1 UA è la distanza media Terra­-Sole, pari a circa 150 milioni di chilometri. Il termine “asteroide”, di origine greca, significa “simile ad una stella”: ed è proprio così, simile ad una stella, cioè puntiforme, che ci appare un asteroide quando lo osserviamo attraverso un piccolo telescopio, per cui non riusciamo a distinguerne dettagli superficiali, esattamente come accade per le stelle più lontane del Sole.

La scoperta del primo asteroide, 1 Cerere, non arrivò grazie ad una ricerca dedicata, ma avvenne quasi per caso, come ci racconta il francese Camille Flammarion, nel suo libro “Astronomie Populaire” del 1880:

“Il primo giorno del nostro secolo, il primo gennaio 1801, un italiano, l’astronomo [Giuseppe] Piazzi, invaghito delle bellezze del cielo, osservava a Palermo le piccole stelle della costellazione del Toro e ne registrava con tutta esattezza le posizioni, allorchè gliene venne avvertita una che non aveva mai veduta. La sera appresso, il 2 gennaio, puntò di nuovo il suo cannocchiale sulla stessa plaga del cielo, e notò che la stella non era più nel punto in cui l’aveva vista la sera prima ed aveva retrogradato di 4’. Essa continuò a retrogradare fino a 12, poi si fermò, e si mosse in seguito in linea diretta, vale a dire, da ovest a est. Che cosa era quella stella mobile? L’idea che potesse essere un pianeta non si affacciò subito alla mente dell’osservatore, e la scambiò per una cometa, alla stessa guisa di William Herschel quando nel 1781 scoperse Urano: il sistema planetario pareva completamente conosciuto nei suoi membri essenziali; aggiungere ai vecchi un pianeta nuovo sarebbe stata cosa di alta importanza, laddove l’aggiungere una o più comete non poteva essere cosa di gran conseguenza.”.

Soltanto qualche tempo dopo Giuseppe Piazzi si rese conto che poteva trattarsi del “pianeta mancante”: un ipotetico pianeta orbitante tra Marte e Giove. L’esistenza di tale pianeta era già stata prevista dagli astronomo tedeschi Johann Titius e Johann Elert Bode, che suddivisero la distanza tra il Sole e Saturno, allora il più lontano pianeta allora conosciuto, in 100 parti o unità: così Mercurio veniva a trovarsi a quattro parti dal Sole, Venere a 7 (4+3), la Terra a 10 (4+6) e Marte a 16 (4+12). Titius e Bode notarono che ogni volta che il secondo numero in parentesi raddoppia si individuava un pianeta fino ad arrivare a Saturno, con l’unica eccezione di 28 (4+24), cui non corrispondeva alcun pianeta (la cosiddetta legge di Titius­Bode). Oggi, grazie a telescopi più potenti, sappiamo che quel pianeta mancante ipotizzato da Titius e Bode è l’asteroide 1 Cerere, scoperto proprio da Piazzi l’ 1 gennaio 1801.

Si ritiene che, 4,6 miliardi di anni fa, agli albori del Sistema Solare, la forza di gravità di Giove abbia impedito la formazione di un unico pianeta tra le orbite di Marte e di Giove, lasciando invece al suo posto una cintura di detriti, quella che noi oggi conosciamo come fascia principale degli asteroidi. Le successive collisioni tra questi oggetti celesti ne hanno prodotto la frantumazione e aumentato il numero, e complesse dinamiche hanno prodotto lo spostamento di alcuni frammenti dalla fascia principale degli asteroidi ad altre zone del sistema solare.

A sinistra, Cerere ripreso dal telescopio spaziale Hubble nel 2004; a destra un'immagine di Vesta ripresa dalla sonda Dawn nel luglio 2011

A sinistra, Cerere ripreso dal telescopio spaziale Hubble nel 2004; a destra un’immagine di Vesta ripresa dalla sonda Dawn nel luglio 2011

Vesta e Cerere sono i due asteroidi più massicci, e sono molto più grossi degli altri asteroidi visitati da navicelle spaziali. Entrambi sono sopravvissuti pressoché intatti alle numerose collisioni con altri corpi celesti tipiche del turbolento passato del sistema solare, e mantengono ancora tracce delle condizioni fisiche e chimiche che c’erano durante le prime fasi di formazione dei pianeti. Alcune delle loro caratteristichesono elencate nella seguente tabella:

tabNote: perielio = punto dell’orbita di un asteroide più vicino al Sole

afelio = punto dell’orbita di un asteroide più lontano dal Sole

inclinazione = angolo tra il piano dell’orbita di un asteroide e il piano dell’orbita terrestre

Vesta sembra essere un corpo secco, indifferenziato, con tracce di flussi di lava a base di  pirosseni. Le osservazioni telescopiche rivelano variazioni mineralogiche attraverso la sua superficie. Sembra che sul Polo Sud ci sia un enorme cratere da impatto di 460 km di diametro, a riprova dell’importante ruolo giocato dagli impatti tra corpi celesti durante la
formazione del sistema solare. Il confronto degli spettri di riflessione suggerisce che le meteoriti acondritiche conosciute come HED (costituite perlopiù da minerali come howardite, eucrite e diogenite, da cui l’acronimo HED che ne identifica il tipo) siano frammenti di Vesta. Tramite analisi di laboratorio delle meteoriti HED si potrebbero quindi migliorare le conoscenze relative a struttura ed evoluzione di Vesta.

Ceres, o Cerere, l’oggetto più grande della fascia degli asteroidi, appena più lontano dal Sole di Vesta, è molto diverso. Non rivela il ricco spettro di riflessione tipico di Vesta, e ad esso non è associato alcun meteorite. Alcune osservazioni nelle microonde sono state interpretate come indizio del fatto che possa essere ricoperto di un materiale tipo argilla, che indicherebbe che l’acqua ha avuto una certa rilevanza nella storia di Cerere. A dimostrazione di questa conclusione c’è la scoperta di possibili tracce di minerali idrati. L’evidenza di una fuga di gruppi OH (ossidrile) dal polo nord è in buon accordo con un modello secondo cui una calotta polare durante l’inverno è soggetta ad infiltrazioni sub­ superficiali d’acqua, che poi ghiaccerebbe e infine si scioglierebbe in parte durante l’estate. Il ghiaccio d’acqua, nelle zone che non sono mai illuminate dal Sole, potrebbe essersi preservato all’interno di Cerere per un periodo pari all’età del sistema solare. Una curiosità: se un astronauta si avventurasse su Cerere, peserebbe leggermente meno di un terzo del suo peso sulla Terra.

Le profonde differenze nella geologia di questi due pianetini ne rendono lo studio comparato piuttosto avvincente. Per cercare di fornire una spiegazione di tali diversità, occorreranno misure molto accurate di vari parametri come densità, orientazione dell’asse di rotazione, misure del campo gravitazionale e della composizione chimico­mineralogica dei due asteroidi. Naturalmente non mancheranno la mappatura e la ripresa di immagini ad alta risoluzione delle superfici di Ceres e Vesta.

PROFILO DI MISSIONE

La missione spaziale Dawn è iniziata il 27 settembre 2007 col lancio dalla piattaforma 17­ B della Air Force Station di Cape Canaveral, Florida, alle ore 7.34 locali (le 13.34 italiane) a bordo di un vettore Delta II­Heavy, il più potente della classe Delta II, caratterizzato da tre stadi e nove booster (razzi) a combustibile solido.

Il lancio

Il lancio

Dopo l’assist gravitazionale di Marte il 17 febbraio 2009, la sonda ha iniziato la lunga cavalcata interplanetaria che l’ha portata ad inserirsi in orbita attorno a Vesta nel luglio 2011. Dopo aver seguito per un anno Vesta, la sonda partirà per Cerere a luglio 2012 dove arriverà nel 2015. Attualmente Dawn si trova poco distante da Vesta, come si può vedere nel diagramma qui sotto:

diagQuesto altro diagramma invece fornisce un colpo d’occhio delle tappe passate e future della missione:

552784main_trajectory_new-fullLA NAVICELLA SPAZIALE

La struttura esterna è praticamente un cubo di materiale composito e alluminio con lato di 2,36 m (circa la lunghezza di una grossa motocicletta), se i pannelli solari sono piegati, come in fase di lancio; se invece i pannelli solari sono dispiegati, la sonda raggiunge la lunghezza di 19,7 m. Una delle caratteristiche più interessanti di Dawn è quella di essere costituita da
parecchie parti “riciclate” da altre missioni spaziali, al fine di mantenere i costi di sviluppo e progettazione contenuti, come accennato nell’introduzione: ciò significa che i componenti di Dawn sono nuovi, ma il loro progetto in realtà è stato già sviluppato per precedenti missioni spaziali, quando addirittura non si siano utilizzati direttamente i loro modelli di qualifica (Qualification Model, QM): un modello di qualifica è una copia perfettamente identica del satellite che poi svolgerà effettivamente la missione spaziale, o di parte di esso (elettronica, struttura, propulsori…). A differenza del satellite vero e proprio, il modello di qualifica serve soltanto per effettuare tutti i test a terra, come prove funzionali e ambientali e le prove di sollecitazione termica e meccanica. Il QM può sostituire il satellite vero e proprio dopo un opportuno ricondizionamento reso necessario dallo stress indotto dalle prove di qualifica. In questo modo, quando si tratta di scegliere gli apparati da installare a bordo di Dawn, si ha la certezza di trovare pezzi già ben collaudati e di cui si conoscono in modo approfondito pregi e difetti: è quello che nel gergo aerospaziale si definisce “avere componenti on the shelf, già pronti sullo scaffale”. Alcuni componenti e apparati “on the shelf” presenti su Dawn sono i seguenti:

  • Il sistema di comunicazione navicella­Terra (Telecom), ridondato due volte, opera nella banda X sia in trasmissione sia in ricezione. E’ basato sullo Small Deep Space Transponder, testato sulla missione Deep Space 1 e usato nella maggioranza delle missioni NASA oltre l’orbita lunare sin dai tempi del Mars Odissey. Il cuore di questo apparato è costituito da una coppia di Travelling Wave Tubes (abbreviato in TWT), o Tubi ad onda viaggiante da 100 W di potenza: si tratta di un dispositivo elettronico usato per generare onde radio o microonde di elevata potenza, ampliandone la frequenza. Del sistema di comunicazione fanno parte anche un’antenna fissa ad alto guadagno (High Gain Antenna, HGA) da 1,52 m di diametro e tre antenne a basso guadagno; ­
  • Sistema di controllo d’assetto già collaudato sui satelliti Orbview TOPEX/Poseidon per oceanografia e Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) per astronomia nel lontano ultravioletto;
  • ­ Sistema di controllo dei propulsorii con due set di sei motori da 0,9 N già usati sul satellite indiano per telecomunicazioni Indostar; ­
  • Software di volo basato su quello dei satelliti per applicazioni commerciali Orbview;
  • Propulsori ionici, basati sul progetto di quelli testati sulla missione Deep Space 1.

Di seguito, sono raffigurate due viste di Dawn: la prima è una veduta globale della sonda in cui si notano i due grandi pannelli solari, che insieme coprono una lunghezza di quasi 20 m e sono in grado di produrre più di 10 kW di potenza elettrica alla distanza Terra­-Sole e più di 1 kW alla massima distanza, corrispondente a quella di Ceres:

d1Nella seconda illustrazione si vede più in dettaglio la disposizione di strumenti e apparati di Dawn con la relativa legenda degli acronimi usati:

d2CSS – Coarse Sun Sensors

FC – Framing Camera

GRaND – Gamma Ray and Neutron Detector

HGA – High Gain Antenna

IPS Thrusters – Ion Propulsion Thrusters

LGA – Low Gain Antenna

RCS Thrusters – Reaction Control System Thrusters

VIR – Visible and Infrared Mapping Spectrometer

Fonti: http://dawn.jpl.nasa.gov/

           http://www.nasa.gov/mission_pages/dawn/main/#.VAsrOSXSJ_o

Un interessante progetto di monitoraggio dell’inquinamento luminoso

A questi link trovate notizie di un interessante progetto per monitorare  l’ormai dilagante inquinamento luminoso: partirà nella notte tra il 21 ed il 22 aprile 2012, in occasione della giornata mondiale della Terra: chi vuole può partecipare scattando alcune foto del cielo notturno secondo le modalità indicate nei siti stessi, che poi confluiranno man mano in un vasto database che sarà d’aiuto per tracciare diverse mappe sull’inquinamento luminoso. Nel video viene spiegato in modo molto chiaro come procedere per la ripresa delle immagini e la determinazione della luminosità del cielo.

http://www.eanweb.com/2011/il-progetto-atra-noctis/

http://www.eanweb.com/2011/stimare-luminosita-cielo-notturno/

http://www.cristianfattinnanzi.it/

Un’introduzione all’osservazione del Sole

…tra i non addetti ai lavori ritengo che sia proprio questa la rappresentazione tipica dell’appassionato di astronomia: su per le montagne a sfidare il freddo notturno alla ricerca di cieli stellati incontaminati e di meraviglie celesti….in realtà, anche di giorno si possono compiere osservazioni astronomiche!!! E che cosa si osserva di giorno…il Sole magari? Eh sì, si tratta proprio della nostra stella. Ed è proprio ad essa che è dedicato il mio articolo, che ho accettato volentieri di scrivere per il sito web di Salvatore Albano dopo uno scambio di email. Riporto di seguito l’articolo, che potete scaricare anche qui in versione pdf.


UN’INTRODUZIONE ALL’OSSERVAZIONE DEL SOLE

CHI SONO?

Mi chiamo Giovanna e sono un’astrofila torinese. Per chi non lo sapesse, col termine “astrofilo” si intende qualsiasi persona appassionata di astronomia.
Questa scienza mi ha sempre affascinato: ricordo ancora la cometa Hale-Bopp, un’autentica meraviglia che transitò nei nostri cieli nell’ormai lontano aprile 1997: un binocolo Zeiss 10×40 la mostrava in tutto il suo splendore.
Dal gennaio 2004 ho iniziato a fare sul serio acquistando un telescopio newtoniano 200 f/5 Skywatcher: da allora il virus dell’astronomia si è impadronito di me e non se ne è mai più andato. Certo, i primi tempi non sono stati facili, perchè il puntamento di un cannone da 1 m di lunghezza e 20 cm di diametro era piuttosto arduo: aiuto, tutte quelle stelle nel cercatore…qual’è quella giusta?!?????!!!!? E soprattutto, perchè non riesco neanche a trovare la Luna?!? Aaah, ecco perchè: disgraziata di una Giovanna, hai dimenticato di togliere il tappo del cercatore, che tra l’altro era pure disallineato rispetto allo strumento principale…
E una volta, con un’amica che vive in un paesino della Valle Varaita, abbiamo osservato dal terrazzo di casa sua “tanti cosi belli”, che col senno di poi abbiamo scoperto essere gli ammassi globulari della costellazione del Sagittario.
Adesso le cose vanno decisamente meglio, perchè riesco a trovare facilmente gli oggetti che mi interessano: ammassi stellari, nebulose, galassie…

E tra i non addetti ai lavori ritengo che sia proprio questa la rappresentazione tipica dell’appassionato di astronomia: su per le montagne a sfidare il freddo notturno alla ricerca di cieli stellati incontaminati e di meraviglie celesti….in realtà, anche di giorno si possono compiere osservazioni astronomiche!!! E che cosa si osserva di giorno…il Sole magari? Eh sì, si tratta proprio della nostra stella. Ed è proprio ad essa che è dedicato il mio articolo, che ho accettato volentieri di scrivere per il sito web di Salvatore Albano dopo uno scambio di email.
Con questo articolo non intendo essere esauriente, ma giusto offrire una piccola introduzione allo studio e all’osservazione solari, sperando che curiosi ed appassionati da 0 a 100 anni trovino qualche spunto interessante o motivo di curiosità. Prima di passare alle tecniche osservative da me adottate, ritengo opportuna una breve descrizione di struttura e funzionamento del Sole.

CHE COSA E’ E COME FUNZIONA IL SOLE
Il Sole è in assoluto la stella più vicina a noi: la sua distanza media dal pianeta Terra è pari a 1 UA (unità astronomica), pari a 150 milioni di chilometri.
Col suo diametro di 1400000 km potrebbe contenere al suo interno, allineati uno dopo l’altro, 109 pianeti come la Terra. La sua massa è pari a circa 333000 volte la massa del nostro pianeta e costituisce più del 99% della massa dell’intero Sistema Solare. La sua accelerazione di gravità è 28 volte quella terrestre: ciò significa che una persona che sulla Terra pesa 70 kg, sul Sole peserebbe la bellezza di 1960 kg!
Il Sole si è formato assieme al resto del Sistema Solare circa 4,6 miliardi di anni fa in seguito alla contrazione della zona centrale di un’enorme nube di gas e polveri dovuta alla forza di gravità; a causa delle elevate pressioni, temperature e densità raggiunte nel centro della nube, hanno potuto avere origine le reazioni termonucleari di trasformazione di idrogeno in elio che tuttora sostentano il Sole.
Il Sole è caratterizzato da una struttura a strati che ricorda un po’ quella di una cipolla (Figura 1):

struttura sole

Figura 1: Struttura del Sole

Partendo dal centro e andando verso l’esterno troviamo i seguenti strati (con R indicherò nel seguito il raggio solare):

Nucleo – dal centro fino a 0,2 R circa: racchiude circa la metà della massa della nostra stella. E’ la zona in cui avvengono le reazioni di fusione termonucleare che trasformano l’idrogeno in elio, tramite cui il Sole produce l’energia e il calore che poi giungono sulla Terra. Per darvi un’idea delle energie in gioco, pensate che ogni secondo vengono trasformate in elio milioni di tonnellate di idrogeno, alla temperatura di circa 15 milioni di gradi (e noi che ci lamentiamo d’estate per il caldo quando abbiamo una quarantina di gradi…) e ad una pressione pari a 2,477×10 11 volte quella presente sul nostro pianeta; questo processo va avanti da più di 4 miliardi di anni e continuerà per circa altri 5.

Zona radiativa – tra 0,2 R e 0,7 R circa: è l’involucro gassoso attraverso cui viene liberata verso l’esterno l’energia prodotta nel nucleo sotto forma di raggi gamma; questi fotoni altamente energetici vengono emessi e riassorbiti in continuazione a causa dell’alta densità del plasma con cui si scontrano; prima di lasciare definitivamente la zona radiativa, un fotone gamma può impiegare anche centinaia di migliaia di anni.

Zona convettiva – tra 0,7 R e 1 R circa: l’energia in arrivo dalla zona radiativa viene trasportata verso la fotosfera (la superficie visibile del Sole) attraverso moti convettivi di gigantesche masse di plasma, il cui moto ricorda un po’ quello delle correnti che nascono in una pentola d’acqua in ebollizione. Queste enormi masse gassose creano delle celle di convezione, o granuli, che risalgono fino alla fotosfera; il loro insieme è chiamato granulazione.

Fotosfera – distanza dal centro circa 1 R: è la superficie visibile del Sole che irradia quasi tutta la luce solare ed ha una temperatura di circa 6000 gradi. Ad essa è dovuto il colore giallo della nostra stella. Il suo aspetto granuloso è dovuto a gigantesche bolle di gas molto caldi che affiorano dalla sottostante zona convettiva. I granuli (detti anche “grani di riso”) durano pochi minuti, ma il loro movimento complessivo rende la fotosfera simile ad una superficie in ebollizione. Oltre alla granulazione, sulla fotosfera si possono scorgere diversi dettagli: i più noti sono senz’altro le macchie solari, che consistono di una zona centrale scura detta ombra e di una zona più chiara, la penombra, che circonda la prima. Le macchie seguono un ciclo undecennale in cui il loro numero varia da un valore massimo ad un valore minimo. Man mano che il ciclo prosegue le macchie solari diventano più numerose; dopo essere apparse prima ad alte latitudini, si spostano man mano verso l’equatore. Le macchie variano considerevolmente per dimensione, forma e complessità. Nel 1769 l’astronomo scozzese Alexander Wilson notò che le macchie più grandi, osservate ai bordi del Sole, apparivano come un “piattino”: affermò quindi che esse erano depressioni sulla superficie solare. In realtà oggi sappiamo che non si tratta di vere e proprie depressioni sulla fotosfera, ma di un’illusione dovuta al fatto che il gas nel campo magnetico sopra la macchia è molto tenue e trasparente, per cui è possibile vedere a maggiore profondità nella fotosfera. Le facole sono zone filamentose un po’ più luminose della fotosfera circostante; solitamente si trovano attorno o nei pressi delle macchie, ma può capitare che siano
isolate e senza macchie al loro interno, se non c’è un campo magnetico sufficientemente forte per permettere la formazione di una macchia.

Cromosfera – tra 1 R e 1,02 R circa: si tratta di uno strato di gas molto rarefatto e di colore rosso-rosato, visibile alla lunghezza d’onda di 656,3 nm, corrispondente all’emissione nella riga H-alfa dell’idrogeno. Benchè questa lunghezza d’onda cada all’interno della banda della luce visibile, è parecchio difficile da osservare perchè è “affogata” nell’intensa
luminosità della fotosfera. Nonostante ciò, con appositi strumenti, è possibile scorgere diversi dettagli, come le protuberanze, che appaiono come fiamme rosseggianti sul bordo del disco solare: esse sono enormi getti di gas la cui forma segue le linee di forza del campo magnetico. Le protuberanze più grosse e spettacolari possono raggiungere dimensioni paragonabili a quelle del Sole stesso, ma mediamente le loro dimensioni si aggirano sulle migliaia di chilometri; hanno durate variabili da alcuni minuti a qualche mese e piccole variazioni del loro aspetto si possono apprezzare già nel giro di poche ore. Se le protuberanze sono visibili all’interno del disco solare, esse prendono il nome difilamenti e appaiono come delle sottili linee irregolari di una colorazione rosso cupo, più scuro rispetto al rosso acceso della cromosfera. Le spicole appaiono come piccole protuberanze sottili sul bordo solare; mediamente hanno altezze di circa 7500 km e una larghezza di 800 km. Un’altra manifestazione dell’attività solare cromosferica è il brillamento o flare solare: si tratta di una violentissima emissione di energia (pari a milioni di volte l’energia consumata dall’umanità in un anno!) localizzata su una zona estesa un centesimo dell’intera superficie solare. Durante un brillamento si assiste all’emissione di radiazione su tutto lo spettro elettromagnetico e all’improvviso aumento di luminosità della zona interessata dall’evento.

Corona – distanze maggiori di 1,02 R: è la parte più esterna dell’atmosfera solare; visibile soltanto durante un’eclisse totale di Sole oppure tramite appositi strumenti, i coronografi, montati sulle sonde spaziali come un alone perlaceo-biancastro. Il gas che la compone è molto rarefatto. Oltre la corona il Sole emette nello spazio un flusso continuo di particelle elettricamente cariche, specialmente protoni ed elettroni, detto vento solare. Esso a volte interagisce con l’atmosfera terrestre generando spettacolari aurore polari.

STRUMENTI E TECNICHE PER L’OSSERVAZIONE DEL SOLE
Innanzitutto una raccomandazione di capitale importanza:
MAI OSSERVARE IL SOLE AD OCCHIO NUDO O CON STRUMENTI NON OPPORTUNAMENTE SCHERMATI!!!!!!! Così facendo, RISCHIATE DANNI PERMANENTI ALLA VISTA!!!
Detto questo, l’osservazione sicura del Sole è possibile. Esistono diversi metodi per raggiungere tale scopo; di seguito vi racconterò quelli da me usati e come si svolge una mia tipica sessione osservativa solare.
Luce bianca
Di solito inizio ad osservare in luce bianca, vale a dire la luce visibile che possiamo vedere coi nostri occhi, la cui lunghezza d’onda è compresa tra 390 nm e 780 nm. In questo range di lunghezze d’onda è possibile osservare la fotosfera. Il mio setup per questo tipo di osservazione (Figura 2) si compone di un telescopio newtoniano 200 f/5 su cui è applicato un filtro solare Astrosolar, il tutto su montatura HEQ5 motorizzata in entrambi gli assi.
Uso questi due oculari:
focale 28 mm , campo apparente 56 gradi per avere 35X;
focale 5 mm, campo apparente 45 gradi per avere 200X.

Figura 2: Telescopio Newton 200 f/5 + filtro Astrosolar

Figura 2: Telescopio Newton 200 f/5 + filtro Astrosolar

Ho anche una lente di Barlow 2x per raddoppiare la focale del telescopio principale e quindi gli ingrandimenti, ma la uso raramente perchè spesso di giorno il seeing non è dei migliori e al posto del Sole vedo una immagine ribollente; per i non addetti ai lavori, col termine “seeing” si cerca di indicare l’entità della turbolenza atmosferica: seeing buono vuol dire che l’immagine di ciò che stiamo osservando attraverso il telescopio, nel nostro caso il Sole, è stabile e c’è poca turbolenza atmosferica; seeing medio, discreto, sufficiente, scarso indicano man mano condizioni in cui l’immagine peggiora sempre di più a causa dell’aumento della turbolenza atmosferica; l’effetto è simile a quello che vediamo quando fa caldo sui tettucci delle macchine: sopra di essi l’aria ribolle a causa del calore che sale dalla macchina stessa e ciò che vediamo attraverso questo strato d’aria sembra tremolare. Prima di iniziare effettivamente l’osservazione, seguo questa procedura:

1) Tolgo del tutto il cercatore: è inutile! Per puntare il Sole infatti muovo il telescopio finchè la sua ombra sul terreno diventa la più corta possibile. Quando ciò accade, vuol dire che il tubo del telescopio è orientato esattamente nella direzione del Sole e il Sole stesso viene inquadrato nel campo visivo (Figura 3).

Figura 3: Puntamento

Figura 3: Puntamento

Se proprio non volete togliere il cercatore, abbiate l’accortezza di lasciare gli appositi tappi sulle sue lenti: eviterete che la luce solare venga focalizzata in modo pericoloso sul vostro braccio o sui vestiti che accidentalmente vengano investiti dal fascio luminoso che attraversa il cercatore.

2) Prima di applicare il filtro Astrosolar all’obiettivo del telescopio, inserisco un elastico attorno all’obiettivo stesso, in modo che questo piccolo spessore impedisca cadute accidentali del filtro durante l’osservazione con conseguente pericolo per gli occhi e danni al filtro stesso (Figura 4).

Figura 4: Sistema anticaduta del filtro (elastico giallo)

Figura 4: Sistema anticaduta del filtro (elastico giallo)

3) Per risolvere il problema dei fastidiosi riflessi della luce solare da parte delle vitine di focheggiatore e portaoculari ho preparato una serie di fascette cilindriche di cartoncino bianco fissate con nastro adesivo. Queste fascette sono grandi come le vitine stesse e le ricoprono (Figura 5). Questa piccola innovazione è recente, ma vi assicuro che funziona.

Figura 5: Eliminare i fastidiosi riflessi delle vitine

Figura 5: Eliminare i fastidiosi riflessi delle vitine

Finite queste operazioni, per prima cosa annoto sul quaderno delle osservazioni luogo, data, ora in Tempo Universale e ingrandimenti; per avere una visione globale del Sole e delle eventuali macchie principali scelgo i 35x. Segue schizzo a matita a mano libera di ciò che vedo (l’unica cosa che disegno col compasso è il cerchio che rappresenta il disco solare); per i dettagli più fini devo avere parecchia pazienza a causa della loro evanescenza. Per verificare che effettivamente si tratti di dettagli del Sole, muovo il telescopio coi moti micrometrici: se i presunti dettagli si spostano col Sole, allora gli appartengono, altrimenti devo tristemente constatare che si tratta di ben più terrestri granelli di polvere…
Ripeto lo stesso procedimento a 200x; in questo caso cerco di disegnare più in dettaglio igruppi di macchie più grossi, designandoli con lettere, es. gruppo A, gruppo B…che poi richiamo nel disegno fatto a 35x. Se il seeing lo consente mi spingo fino a 400x.
Usualmente disegno le macchie con un’ombra nera e una penombra grigia, cioè come mi appaiono all’oculare, mentre le facole, a causa della loro elevata evanescenza e del basso contrasto rispetto al resto della fotosfera, sono rappresentate da una macchia bianca racchiusa entro un bordo grigio chiaro disegnato sempre a matita, calcando appena.
Conto le macchie che vedo a 200x e annoto il loro numero sul quaderno delle osservazioni; conto anche i gruppi.
Questi due numeri mi servono per calcolare il numero di Wolf, che dà un’idea dell’andamento dell’attività solare; esso è dato dalla classica formula

W = k(10g+m) in cui

k= fattore di correzione dipendente da apertura del telescopio, trasparenza dell’atmosfera, turbolenza atmosferica (=seeing)
g=numero di gruppi di macchie
m=numero di macchie
Per determinare il k ho fatto riferimento a questo articolo presente sul sito UAI: http://sole.uai.it/Calcolo_Wolf.htm
Un articolo simile si può trovare qui: http://www.castfvg.it/sistsola/pianeti/sistsol1.htm
Oltre a queste informazioni, inserisco sempre anche una nota sul seeing.

H-alfa
Questa lunghezza d’onda corrisponde all’emissione del Sole alla lunghezza d’onda di 656,3 nm, corrispondente all’emissione nella riga dell’ idrogeno alfa (H-alfa).
La strumentazione usata è questa (Figura 6):
-Telescopio Lunt LS 35, diametro 35 mm e lunghezza focale 400 mm;
-oculare zoom -Tecnosky con focali comprese tra 21,5 mm e 7,2 mm (che mi danno ingrandimenti tra 18,6X e 55X)
il tutto montato sul treppiede fotografico T1 RP Optix.
Nota alla Figura 6: non è vero che gli astrofili sono dei solitari…spesso godo di ottima compagnia durante le mie osservazioni, come potete vedere!

Figura 6: Strumentazione per l' H-alfa

Figura 6: Strumentazione per l’ H-alfa

Anche per l’H-alfa ho cura di annotare gli ingrandimenti usati, la data e l’ora di osservazione e il seeing; in questo caso, mi trovo particolarmente bene ad osservare a 18,6X e 40X: col primo potere do una rapida occhiata per individuare i dettagli principali sul disco del Sole ed eventuali grosse protuberanze (e al momento non mi è ancora capitato di vedere una di quelle protuberanze gigantesche, comparabili con le dimensioni del Sole stesso…). Mi spingo anche a 55X, ma sovente, a causa del seeing, non riesco a cogliere molti più dettagli rispetto a quelli che vedo agli ingrandimenti minori e in più l’immagine del Sole rischia di non star tutta nel campo visivo. Disegno poi, sempre a mano libera tranne il cerchio che rappresenta il disco solare per cui uso il compasso, uno schizzo. In questo caso usualmente inizio dalle protuberanze sul bordo che disegno con una matita rossa; i filamenti invece sono disegnati con una matita grigia. In corrispondenza delle
macchie solari e delle facole in luce bianca, spesso sono visibili le facole cromosferiche, che ho deciso di rappresentare con una matita arancione. Per rendere il bel colore rosso carico della cromosfera, uso un pennarello rosso; certo, ci sarebbero ancora parecchi dettagli minuti, come le lievi sfumature di colore della cromosfera stessa, ma diventerebbe troppo lungo e complicato rappresentarli, per cui sono costretta a semplificare.
Nella Figura 7, per curiosità, ho scelto di inserire uno dei miei report osservativi, risalente al 26 aprile 2011:

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Figura 7: Report osservativo del 26 aprile 2011

CONCLUSIONI
Qualcuno potrebbe chiedersi perchè io mi ostini a voler disegnare il Sole, anziché fotografarlo. I motivi sono essenzialmente questi:

  1. Secondo me il disegno allena i nostri occhi ad osservare meglio: nello sforzo di rendere
    ciò che vediamo attraverso il telescopio nel miglior modo possibile, siamo costretti a
    passare un tempo maggiore con l’occhio attaccato all’oculare e quindi riusciamo a
    scorgere più dettagli e più dettagli minuti. Fatto tesoro di ciò che osserviamo durante una
    sessione qualsiasi, durante quella successiva avremo più facilità a ritrovare i dettagli,
    proprio perchè sappiamo cosa aspettarci, avendolo memorizzato dalla volta precedente.
    Per esperienza diretta, posso dire che è quello che è capitato a me: i primi tempi che
    osservavo il Sole in luce bianca, nel 2005, riuscivo a malapena a vedere le macchie più
    grosse: non sto scherzando! Poi pian piano il mio occhio si è abituato a questo tipo di
    osservazioni, perchè man mano sapevo che tipo di strutture, di dettagli solari avrei potuto
    aspettarmi.
    E lo stesso mi sta accadendo per l’osservazione in H-alfa: ho acquistato questo strumento
    alla fine del 2010, per cui riesco a scorgere dei dettagli, ma sicuramente non tutti quelli
    che potrei, perchè i miei occhi non sono ancora completamente abituati a questo (per me
    nuovo!) tipo di osservazione.
  2. Non so se avrei pazienza per applicarmi nella fotografia solare e nella ripresa di
    sequenze video: il divertimento nel scorgere in prima persona quella macchiolina
    infinitesimale o quella protuberanza pressochè invisibile secondo me è impareggiabile,
    perchè dà quel senso di soddisfazione che prova ogni astrofilo nel riuscire ad osservare
    dettagli sempre più difficili. Con le varie fotocamere, webcam e similari secondo me si
    perdono un po’ di quella soddisfazione: tanto ci sono loro che fanno tutto…e se poi le
    batterie si scaricano, come la mettiamo?!?

Concludo (e stavolta finisco veramente!) con l’augurio tradizionale degli astrofili:

Cieli sereni a tutti! E buone osservazioni.