La presente lettera e' dedicata, inevitabilmente, ai risultati preliminari
della nostra spedizione caraibica ad Antigua per la grande eclisse dello
scorso 26 Febbraio. Dopo Messico'91 e Bolivia'94 siamo stati ancora fortunati:
il tempo, dopo molti patemi, e' diventato infatti splendido proprio nelle
ore pomeridiane a cavallo dell'eclisse!
Ma, archiviata l'eclisse, ci stiamo ormai preparando per un altro avvenimento
che e' poco definire di portata storica: verra' a Tradate, per una conferenza
pubblica, nientemeno che HALTON ARP (visita la pagina che racconta
la vita di Arp, oppure la
relazione della conferenza), uno degli scienziati americani piu' famosi
e controversi di questo secolo.
Arp sara' a Tradate la sera di lunedi' 18 Maggio per una conferenza
nella quale lui stesso ci ha anticipato sensazionali novita' dalle sue
ultime ricerche sulla natura dei quasar (sarebbero espulsi da nuclei galattici
attivi) e sull'origine dell'Universo. Il nostro sforzo finaziario per regalare
a Tradate questa storica serata e' stato enorme. Per questo vogliamo la
mobilitazione di tutti i nostri soci (e non): il Cinema NUOVO di Tradate/Abbiate
G. (600 posti) deve essere letteralmente stracolmo la sera del 18 Maggio.
Il Sole durante l'eclisse del 26 febbraio 1998
29 Febbraio'98: alle 9 della mattina sia gia' sulla baia di Nelson,
all'estremo sud dell'isola caraibica di Antigua dove era fissato il nostro
punto di osservazione.
Effettuato l'allineamento a Nord dell'asse polare degli strumenti (che,
contemporaneamente era stato inclinato dei 17° equivalenti alla latitudine
locale) avevamo in ciascun fotogramma un disco solare con l'asse di rotazione
inclinato di 21° rispetto alla verticale e rivolto verso Terra dalla
parte del Polo Sud. Questo che diciamo e' molto importante e deriva dal
fatto che l'orbita terrestre giace su un piano differente dal piano dell'equatore
solare: per questo motivo l'asse solare appare variare di continuo la sua
inclinazione nel corso dell'anno. Piu' di preciso l'asse solare appare
verticale il 5 Gennaio e il 7 Luglio (risulto' cosi' assai facile, l'11
luglio 1991 in Messico, accorgersi che il dipolo magnetico tracciato dalla
corona era inclinato di oltre 70° rispetto all'asse vero di rotazione
del Sole). Per contro il 7 Marzo e l'11 Ottobre l'inclinazione raggiunge
il massimo valore orientale ed occidentale (il 3 Novembre ì'94,
in Bolivia, l'asse solare era inclinato di 24° in senso antiorario
rispetto al Nord geografico). Aggiungiamo che nella prima meta' dell'anno
e' visibile il polo Sud Solare, mentre a partire da luglio diviene visibile
il polo Nord.
Per lo studio della posizione ed intensita' del campo magnetico generale
del Sole e' essenziale, dunque, tenere in considerazione tutta una serie
di normali parametri geometrici. Inoltre e' la condizione magnetica
del Sole nel momento dell'eclisse a determinare le configurazioni della
cromosfera (leggi: protuberanze rosse), ed i sottili dettagli della corona.
Da questo punto di vista, ad Antigua, e' bastato dare un'occhiata al Sole
prima che cominciasse l'eclisse per rendersi conto che l'attivita' era
estremamente ridotta: erano presenti due soli gruppi dipolari di (piccole)
macchie, uno a Nord ed uno a Sud dell'equatore. Nessun gruppo era invece
presente sul bordo Est od Ovest: un vero peccato che il grosso gruppo di
macchie della settimana precedente fosse ormai tramontato. Insomma, in
questa situazione c'era da aspettarsi che le eventuali protuberanze fossero
esigue in numero ma, soprattutto, in dimensioni. In effetti la previsione
si e' rivelata quasi azzeccata: sull'ampio arco (circa 100°) di cromosfera
rossa perfettamente visibile pochi istanti prima della totalita' le protuberanze
erano piuttosto numerose (ne abbiamo contato una decina nelle nostre immagini
migliori) anche se veramente minuscole. Unica eccezione una lingua rossa
ad uncino di 30.000 Km che e' rimasta visibile per tutta la totalita'.
Per contro, la corteccia cromosferica in uscita era praticamente 'piatta'.
Per quanto riguarda invece la corona vera e propria, ne abbiamo realizzato
ottime immagini con una tecnica ormai ben sperimentata: reflex al fuoco
diretto di un telescopio con focale di 1 metro (f/10), pellicola da 200
ASA (ma con quella trasparenza la 100 ASA sarebbe stato piu' che sufficiente)
e pose in salita da 1/1000 a 2 secondi prima in salita e poi in discesa.
Nelle pose piu' brevii (da 1/8 ad 1/30 sec) le strutture del dipolo magnetico
coronale sono meravigliosamente dettagliate sia al Nord che al Sud. Nelle
pose piu' lunghe (fino a 2 sec) i baffi equatoriali non superavano i due
diametri solari: come noto queste strutture costituiscono il cosiddetto
NEUTRAL SHEET, ossia la regione in cui si accostano, senza toccarsi, le
linee di forza dei due emisferi magnetici opposti del Sole.
Figura 1 Elaborazione della somma di due immagini riprese alle 14.32. Elaborazione
con gradiente rotazionale di 4° effettuata da Lorenzo Comolli
tramite QMiPS32 v.1.8. Imagini riprese dal dott. Cesare Guaita. Se vuoi vedere la sequenza completa delle immagini riprese durante
l'eclisse, visita la pagina dell'eclisse
del 26 febbraio 1998. Sono disponibili 16 immagini e un filmato. Immagine più grande: 38
Kb
Le immagini migliori sono state digitalizzate e poi sommate elettronicamente.
Questa (non) semplice operazione ha permesso a Lorenzo Comolli di ottenere
un primo netto incremento dei delicatissimi contrasti originali. Poi, le
stesse immagini, sottoposte all'algoritmo di Larson e Sekanina si sono
quasi per magia trasformate, mostrando le strutture del dipolo magnetico
solare in maniera quasi tridimensionale. Potenza dei moderni sistemi di
elaborazione delle immagini che ci hanno permesso questa volta, molto meglio
che in Bolivia, di calcolare il disassamento attuale dell'asse magnetico
solare rispetto all'asse di rotazione. In Messico, nel 1991, l'asse magnetico
era quasi adagiato sull'equatore del Sole. Adesso, a distanza di 6,5 anni
possiamo stimare che il disassamento netto si e' ridotto a meno di 10°.
L'effetto e
vistoso ma ben noto: l'asse magnetico del Sole, infatti,non e' fisso
ma ruota in sincronia col procedere del ciclo solare.
Oltre che digitalizzare immagini tradizionali, R. Crippa ha ottenuto
sensazionali immagini digitali direttamente con un CCD applicato ad un
teleobiettivo da 400 mm. Un primo esempio dell'elaborazione di queste immagini
viene riportato alla fine di questa lettera nella rubrica CCD News.
Ombre volanti in diretta!
Roberto Cogliati con la sua telecamera nuova di zecca e' riuscito a
realizzare uno scoop sensazionale: ha infatti filmato (forse per la prima
volta al mondo!) le misteriose e impalpabili OMBRE VOLANTI che spesso accompagnano
le eclissi ma che nessuno riesce mai a documentare oggettivamente. Nel
filmato si distingue una serie di increspature parallele larghe 2-3cm e
separate di una decina di cm, che si formano e si dileguano continuamente,
spostandosi a circa 0,5 metri/sec. Inizialmente sono deboli e confuse.
Quando, pero', mancano pochi secondi alla totalita' e la luce ambiente
si va velocemente attenuando, le 'ombre' appaiono molto meglio organizzate,
la loro distanza diminuisce e la loro visibilita' migliora improvvisamente.
Chiaro che, ad Antigua, si devono essere accumulate parecchie circostanze
nel contempo favorevoli. Ecco una prima indagine in proposito.
L'unica foto nota di ombre volanti risale alla lontana eclisse del
7 Marzo 1970. In quell'occasione il Rev. S.E.Hastillo riprese con una pellicola
TRI X e con pose di 1/250sec la parete di legno della sua casa in Nord
Carolina per poi stampare i relativi negativi su carta ad altissimo contrasto:
come risultato, tutta la parete apparve solcata da bande scure larghe 2-3
cm, distanziate 10-15 cm e inclinate di 45° rispetto alla verticale.
Si arriva quindi all'eclisse indiana del 16 Febbraio 1980 (appartenente
allo stesso Saros 130 dell'eclisse di Antigua), quando un gruppo di ricercatori
dell'Universita' della Pensylvania guidati da L.Marchall realizzarono,
delle ombre volanti, la prima registrazione fotoelettrica raccogliendo
i segnali di 4 rivelatori fotoelettrici ultrasensibili disposti disposti
a 20 cm di distanza ed accesi per 8 secondi a partire da 20 secondi prima
della totalita': in queste condizioni fu possibile finalmente quantizzare
sia l'intensita' delle singole bande (2% rispetto alla luce ambiente) sia
la loro persistenza media (circa 1/2 sec, ovvero un tempo insufficiente
all'attraversamento di due rivelatori successivi).
L'unica trattazione teorica completa del fneomeno fu pubblicata su Astronomy
and Astrophysics solo nel 1987 da L Codona, un giovane ricercatore che
a quei tempi, presso i Bell Telephone laboratories, stava costruendo una
teoria matematica relativa alla propagazione dei fenomeni ondosi in una
mezzo turbolento. Codona approccio' il problema delle 'ombre volanti' partendo
da un'osservazione sperimentale fondamentale (e, fino ad allora in parte
trascurata): quella secondo cui il fenomeno sembrava verificarsi piu' facilmente
con maggiore era la turbolenza atmosferico e/o con minore ra l'altezza
nel cielo del Sole eclissato. Piu' speci-ficamente Codona ebbe l'intuizione
che alla base delle ombre volanti ci fosse il passaggio della luce dell'ultima
falce solare visibile attraverso (a causa delle turbolenze incontrate)
piu' percorsi leggermente diversi prima di arrivare al suolo. Ecco allora
che due raggi possono raggiungere il suolo leggermente sfasati in frequenza,
con la conseguente formazione di bande di interferenza chare e scure. Siccome
il processo e' dinamico (la Luna si muove, le turbolenze atmosferiche cambiano
di continuo)) queste bande di inteferenza non sono statiche ma in continuo
movimento: per questo vengono chiamate 'ombre volanti'. Abbiamo filmato
dunque le ombre volanti ad Antigua perche', verosimilmente, sul percorso
dell'eclisse, l'atmosfera doveva essere particolarmente turbolenta. Le
prove, dirette ed indirette, sono molteplici. Una di esse era l'incertezza
stessa del clima che, causa una veloce perturbazione sui Caraibi, per poco
non ci giocava il peggiore degli scherzi...Una testimonianza reale e' invece
stata il controllo sistematico della pressione allestito da P.Ardizio nell'ambito
di una serie di esperimenti iniziatosi gia' nel lontano luglio 1991 in
Messico. Di questo e degli altri esperimenti metereologici parleremo piu'
dettagliatamente tra poco. Per adesso ci basta ricordare che, indipendentemente
dall'effetto dell'eclisse, la pressione (1004 millibar alle 13 locali)
e' stata uno dei parametri che piu' ha continuato ad ascillare durante
il pomeriggio del 26 Febbraio ad Antigua..
Clima ed eclisse
Grazie al paziente lavoro di P.Ardizio e' dall'eclisse dell'11 luglio'91
in Messico che ci stiamo accorgendo come il passaggio del cono d'ombra
della luna sulla superficie terrestre produce un microclima complesso e
bizzarro.Cominciamo con le misure di temperatura
sulle quali le opinioni tra un osservatore e l'altro sono sempre molto
discordanti. Sia in Messico nel luglio 91 che in Bolivia nel Novembre'94,
con un'apposita termocoppia tenuta in ombra a mezzo metro dal suolo era
stato misurato un calo massimo di temperatura di circa 2-3°C. Queste
misure rimangono inconfutabili ma, forse, il contributo effettivo dell'eclisse
venne inficiato da condizioni locali di fortissimo vento.
Ad Antigua, invece con un vento non superiore ai 5,5 Km/h, l'influenza
sulle misure termiche deve considerarsi minima. Sta di fatto che, questa
volta, abbiamo effettuato due tipi di rilevazioni: una in ombra a mezzo
metro dal suolo ed una al suolo in luce solare. I risultati sconfessano
le mostre misure precedenti: pochi minuti dopo la totalita' abbiamo di
fatto misurato un abbassamento massimo in ombra di 5,8°C (da
31,2°C a 25,4°C) ed un abbassamento in luce solare addirittura
di 8,3°C (da 39,9° a 31,6°C).
Questo netto abbassamento di temperatura trova pieno conforto nelle
misure di umidita'% e pressione.
Prima che l'eclisse cominciasse l'umidita' era molto bassa (attorno al
50%). Poi, con il procedere dell'eclisse l'umidita' e' progressivamente
salita fino al 76%, per poi ridiscendere dopo la totalita'.
Molto interessante, dal nostro punto di vista, anche l'andamento della
pressione. Ne abbiamo gia' menzionato le continue oscillazioni legate alla
turbolenza atmosferica. Qui vogliamo aggingere che, per la prima volta,
abbiamo la prova che la pressione ha 'sentito' in maniera chiara la totalita':
lo dimostra la diminuzione progressiva di ben 5 millibar (da 10004 a 999)
con successiva risalita alla fine della totalita'.
Ma la misura ambientale piu' 'coinvolgente' di un'eclisse rimane l'abbassamenrto
globale della luminosita' ambiente. Come gia' in Messico, P.Ardizio
ha utilizzato per questa misura un pannello solare di 60 cmq con uscita
in Volt. In effetti l'eclisse messicana ci sembro' piuttosto chiara: il
calo di luminosita', infatti, non ando' oltre l'80% (il doppio della Luna
piena). Allora attribuimmo questo fatto alla eccezionale estensione della
corona del Sole in forte attivita'. Ad Antigua, con il Sole in fase di
minimo, ci aspettavamo di conseguenza un'eclisse molto piu' scura. In realta',
l'eclisse caraibica non e' stata molto buia. Fatte infatti alcune opportune
tarature, la risposta del nostro strumento si e' fissata ancora una
volta su un calo di luminosita' di quasi l'80%.
Siamo dunque costretti ad ammettere (in via del tutto preliminare
in quanto disponiamo di due sole misure a confronto) che un abbassamento
di luce di circa l'80% sia tipico di qualunque eclisse e sia per esempio
collegato alla sempre notevole luminosita' della corona interna.
Come si vede, dunque, dopo l'osservazione di tre eclissi, i problemi
aperti rimangono parecchi Siamo pero' fiduciosi di poterli risolvere nei
prossimi anni. Ci siamo infatti imposti un programma di indagine decennale
che, iniziatosi nel 1991 in Messico (col Sole in periodo di massima attivita),
proseguira' con l'eclisse europea dell' 11 Agosto 1999: allora il Sole
sara' tornato in buona attivita' e noi potremo dire di aver coperto quasi
un intero ciclo di attivita' solare, quindi di aver raccolto dati di sicura
rilevanza statistica.
Avevamo già provato in Bolivia nel 1996, dove avevamo portato un
CCD Sbig ST6 a 3100 mt. di quota; ad esso era applicato un teleobiettico
Olympus da 135 mm. di focale: le immagini risultanti erano, allora, le
prime mai ottenute con un CCD durante una totalità e definivano
la corona interna meglio di quanto fosse possibile con la comune pellicola
fotografica. Avevamo però visto che c' erano alcuni problemi da
rimuovere per ottenere il massimo dettaglio da questo tipo di ripresa durante
le eclissi successive.
I miglioramenti che dovevamo perseguire nell' attrezzatura dovevano
essere indirizzati ad una ricerca di un otturatore più rapido e
preciso, all' uso di un chip con l' antiblooming, con pixel più
piccoli e quadrati, ed una elettronica a più basso rumore; la nostra
scelta per questa eclisse è così caduta su una camera HiSIS22
che è equipaggiata da un chip Kodak KAF400 ed un otturatore Uniblitz
capace di raggiugere pose di un millesimo di secondo.
La messa a fuoco, fattore molto importante per la buona riuscita delle
immagini, va determinata almeno in una delle notti osservative prima del
giorno dell' eclisse. Non sempre è esattamente equivalente a quella
per il Sole; questo è dovuto a molti fattori tra i quali il trasporto,
la distanza del sole (differente da quelle delle stelle), la temperatura
diurna che dilata diversamente i materiali.
L' osservazione delle quattro eclissi, di cui abbiamo detto, ci ha
permesso di fare uno studio sulle modalità del cambiamento di posizione
dell' asse magnetico generale del Sole: abbiamo costatato come ci sia stata
una rotazione oraria molto veloce del polo Nord magnetico dal 1991 al 1994
che si è poi rallentata per stazionare attorno al polo Nord geografico
solare per alcuni anni.
Il sistema operativo che avevamo previsto per la ripresa della fase
di totalità con il CCD era composto da:
un teleobiettivo Canon da 300 mm, f/2.8;
una camera Ccd Hi-SIS22 con chip Kodak KAF-0400 con pixel quadrati da
9 micrometri;
tempi di integrazione di 1/1000 e di 1/100 di secondo.
La scelta di questi tempi di integrazione è stata azzeccata: dove
c' erano protuberanze e la corona interna era più luminosa, l' immagine
è risultata saturata con l' esposizione di 1/100! Per fortuna il
nostro timore ci aveva fatto pensare anche all' esposizione 10 volte inferiore:
con questa tutto è perfetto e nessun pixel è saturato.
L' immagine originale è qui a lato e mostra solo qualche dettaglio
in più di quelli che vi sono nelle fotografie: l' elaborazione ha
però permesso di scoprire una miriade di piccoli filamenti e di
formazioni coronali che seguono l' andamento del campo magnetico del Sole.
In sede di elaborazione abbiamo agito con tre differenti metodi, ma
l' applicazione del gradiente rotazionale di Larson-Sekanina ha dato i
migliori risultati per aumento di contrasto e per visibilità dei
più minuti dettagli. La difficoltà maggiore è forse
stata il trovare il centro del Sole, ovvero il punto attorno a cui applicare
la rotazione richiesta da questo algoritmo. Dell' immagine migliore, abbiamo
poi montato in filmato i gradienti con rotazioni successive da 1 a 25 gradi:
la sua osservazione è letteralmente affascinante; è possibile
studiarvi le parti ed i dettagli più sottili, poi, man mano, le
caratteristiche più larghe e più diffuse della corona: ne
avete un assaggio nelle immagini che corredano questo articolo.
