Individuazione delle coordinate in un oggetto astronomico N N S LUNA N S MART S TRRA
Mars Profiler.htm
VST ST
Coordinate del Sole e della Terra nella osservazione diretta N N Sole visto dall alto e dalla terra. Rotazione da a Terra visto dall alto e dal lato illuminato. Rotazione da a La rotazione è nello stesso verso, antiorario, sia per la terra che per il sole.
Relazione fra le coordinate del Sole e della Terra nell osservazione nel Sistema Sole Terra secondo le definizioni precedenti. Nella proiezione la macchia solare si sposta nel tempo(giorni) da verso del sole. N Nella proiezione durante l arco diurno con blocco del moto orario il punto del sole sparisce per primo. Percorso diurno del sole da verso della terra visto dalla terra. telescopio Proiezione non invertita del sole N
Convenzione corrente fra le coordinate del Sole e della Terra per l osservazione del Sole nel Sistema Sole Terra. Nella proiezione la macchia solare si sposta nel tempo(giorni) da verso del sole. N Nella proiezione durante l arco diurno con blocco del moto orario il punto del sole sparisce per primo. Percorso diurno del sole da verso della terra visto dalla terra. telescopio Proiezione non invertita del sole N
CRDINAT LIGRAFICH Il Sole non presenta zone o punti di riferimento fissi. Non è possibile, dunque, rappresentare sulla sua superficie una rete di coordinate fisse come la latitudine e la longitudine per individuarne una località. Tuttavia è necessario introdurre delle grandezze specifiche da cui si può risalire alla localizzazione delle zone o punti ove si verificano fenomeni caratteristici del sole ( macchie solari, gruppi di macchie, facole, campi magnetici, brillamenti, protuberanze ecc.). Queste grandezze sono il risultato di elaborazioni di dati ricavati dalla osservazione del sole nel corso dei secoli da astronomi,matematici e scienziati: Bo latitudine eliografica del centro del disco solare; Lo longitudine eliografica del meridiano centrale apparente del sole a 00 UT alla data richiesta; P angolo di posizione del termine nord dell asse di rotazione del sole; D il diametro apparente del sole. L analisi della Rotazione del Sole e di Come Visto dalla Terra durante l anno è alla base della elaborazione dei suddetti parametri.
RTAZIN DL SL L unico apparente movimento del Sole è mostrato dalla osservazione delle macchie solari che percorrono la superficie solare indicando un movimento di Rotazione quatoriale. Thomas Harriot (1560 1621; astronomo,matematico, etnografo e traduttore) fu probabilmente il primo ad osservare col telescopio le macchie solari che annotò con disegni nel suo quaderno di appunti datati 8 dicembre 1610. Johann(es) Fabricius (1587 1616) osservò sistematicamente le macchie solari per alcuni mesi ed annotò il loro movimento attraverso il disco solare. Questo può essere considerato la prima evidenza osservativa della rotazione solare. Christopher Scheiner ( 1573 1650; fisico ed astronomo) fu il primo che misurò la velocità della rotazione equatoriale del sole e notò che questa è più lenta verso le alte latitudini, cioè verso i poli. Per cui egli è considerato lo scopritore della Rotazione Differenziale.
Samuel Heinrich Schwabe (1789 1875 astronomo tedesco) è ricordato per aver introdotto la possibilità della periodicità della ricorrenza delle macchie solari, da lui stimata in 10 anni. Periodicità che diede luogo alla denominazione di ciclo dell attività delle macchie solari. Dedicatosi alla osservazione solare per la ricerca di un nuovo pianeta, chiamato Vulcano, posto fra Mercurio ed il sole, segui per 17 anni ( dal 1826 al 1843) l attività della macchie solari sulla superficie del sole sperando di intravedere fra loro l ombra del pianeta. Seguendo ed annotando lo spostamento e la evoluzione delle macchie arrivò a quella conclusione e pubblicò tutto su un articolo " Solar bservations during 1843. L articolo attrasse l attenzione di Rudolf Wolf il quale iniziò una regolare osservazione delle macchie solari.
Friederich Wilhelm Gustav Spörer (1823 1895 astronomo tedesco) è ricordato per i sui studi sulle macchie solari e sui relativi cicli. Definì la legge di variazione della latitudine delle macchie durante il ciclo che è chiamata la legge di Gustav Spörer ( Spörer s law). Gustav Spörer perfezionò l osservazione di Carrington dello spostamento delle macchie verso l equatore del sole durante il ciclo. All inizio del ciclo le macchie appaiono ad una latitudine solare intorno a 30 45 e tendono verso le latitudini sempre più basse col proseguire del ciclo, fino ad un valore medio di 15 verso il massimo. La latitudine continua ad abbassarsi fino ad un valore di 7 con cui il ciclo corrente si estingue, mentre compaiono altre nuove macchie alle alte latitudini con cui inizia il nuovo ciclo. Questo è rappresentato da un detto Diagramma a Farfalla (Butterfly diagram).
Richard Christopher Carrington (1826 1875, astronomo inglese) perfezionò la conoscenza della rotazione del Sole osservando principalmente il movimento delle macchie solari alle basse latitudini ed introducendo, quindi, molti elementi, parametri e grandezze che caratterizzano la rotazione del Sole. Suoi contemporanei contribuirono alla conoscenza ed alla definizione delle varie apparenze sulla superficie del sole ed alla definizione della rotazione di questo. Rotazione solare siderale: ( 1850) calcolò il periodo di questa rotazione pari, mediamente, a 25,38 giorni, misurata con riferimento alle stelle fisse. Il valore indicato della rotazione è riferito alle zone equatoriali, poiché esiste una rotazione siderale differenziale variabile con la latitudine eliografica. Rotazione solare sinodica: il periodo di questa rotazione è pari, mediamente nell anno, a 27,2753 giorni e rappresenta il periodo di rotazione apparente del sole come visto dalla terra. Il suo maggiore valore rispetto al valore siderale è dovuto al fatto che la terra ruota attorno al sole nello stesso verso in cui ruota il sole intorno al suo asse. Poiché l orbita è ellittica questo periodo varia durante l anno, così come varia la velocità di rivoluzione della terra attorno al sole. Il valore indicato della rotazione è riferito alle zone equatoriali, poiché esiste una rotazione sinodica differenziale variabile con la latitudine eliografica. Carrington trovò anche che esiste una relazione matematica fra rotazione siderale e sinodica. Rsiderale = Rsinodica/(1+Rsinodica/365,25)
Rotazione solare differenziale: il sole non è un corpo solido ma è costituito da una massa gassosa di plasma essendo totalmente ionizzata. Al pari, dunque, di una massa gassosa o liquida che ruota, la velocità di rotazione non è costante in tutta la sua estensione nel verso della latitudine. La velocità di rotazione diminuisce con l aumentare della distanza dalla zone equatoriali. Questo fenomeno è conosciuto come Velocità Differenziale. Questo fenomeno si manifesta in tutte le stelle, nelle protostelle, nelle galassie, nelle nebulose, nei dischi di accrescimento, nei pianeti gassosi giganti del sistema solare (Giove, Saturno,Urano e Nettuno) e nel Sole. Differential Rotation.doc
Carrington rotation: è questo sistema di coordinate di riferimento relative alla superficie del sole che permette di individuare, seguire e comparare la localizzazione di eventi sulla superficie del sole (macchie solari singole e gruppi, facole, protuberanze, brillamenti ed altro) nel tempo e la loro evoluzione. basato sulla assunzione che il valore della rotazione sinodale media di 27,2753 giorni nella zona equatoriale sia costante. Con questa sistema viene individuato il valore della longitudine del meridiano centrale apparente del sole da cui in ogni istante è possibile determinare la longitudine della localizzazione di qualunque evento e seguire nel tempo la sua evoluzione. Questa coordinata è indicata con Lo ed è chiamata Longitudine del Meridiano Centrale A ciascuna completa rotazione sinodale (360 ) viene attribuito un numero detto Carrington CR che prosegue nel tempo iniziando la numerazione Rotation Number, CRN, o semplicemente CR dal 9 Novembre 1853. A_L_P SLAR SCTIN Carrington Rotation Commencement Dates.htm
La fase di Lo viene considerata quella indicata nel Astronomic Almanac pari a 349,03 valutata alle ore 00.00 UT del 1 Gennaio 1995. Si può quindi valutare la longitudine di Lo in qualunque tempo dell anno usando la seguente formula, essendo il risultato modulo 360 : Lo = 349,03 (360 X / 27,2753) ove X è il tempo trascorso dalla data del 1 Gennaio 1995. La longitudine Lo diminuisce colla rotazione del sole. N L o Lo α Grafico della variazione di Lo nell arco di un anno S L o = Lo α
Carrington rotation start and stop times Ciascuna rotazione sinodale media di 27,2753 giorni viene definita nell arco dell anno da una data e ora di inizio (start) e da una data ed ora di fine (stop); su questa base viene numerata in sequenza la CRN. MTF PM Data by Carrington Rotation.htm Dopo ogni rotazione, quindi dopo un giro di 360, si vedranno riapparire sulla superficie del sole le stesse macchie o gruppi di macchie o altri fenomeni nella stessa posizione della rotazione precedente, anche se modificate per naturale evoluzione o leggermente spostate a destra o a sinistra nel lungo periodo di tempo. Si deve pensare che, a causa dell orbita ellittica della terra, il valore della rotazione sinodale non è costante e questo comporta nel lungo periodo di tempo la non coincidenza della fase iniziale e finale della longitudine Lo all inizio della nuova rotazione sinodale.
IL SL CM VIST DA TRRA M D S G Vista del disco solare relativa a Bo e P durante l orbita della Terra L asse del sole è inclinato di 7,25 sul piano dell eclittica per cui, nel corso dell orbita della terra attorno al sole, questo viene visto come mostrato in figura. La zona equatoriale e tutta la superficie del sole relativamente alla latitudine, dunque, mostra inclinazione rispetto al piano dell eclittica da 7,25 a +7,25 come mostrato nella seguente animazione. Questa inclinazione è Bo, la latitudine eliografica del centro del sole. I valori massimi e minimi raggiunti da Bo nel corso dell anno sono: Bo= + 7,25 il 7 settembre; Bo= 7,25 il 7 marzo. Bo= 0 il 7 dicembre ed il 7 giugno dasl_stonyhurst.mov
Poiché il valore di Bo rappresenta l inclinazione del piano equatoriale del sole come visto dalla Terra esso è anche l indicazione della visibilità o no del polo nord dell asse di rotazione del sole. Un valore positivo per Bo indica, quindi, che è visibile il polo nord dell asse( non è visibile il polo sud) e il valore negativo indica che il polo sud dell asse è visibile ( non è visibile il polo nord).. Il parametro P può assumere valori compresi fra: 26,28 in data 6 aprile 0 in data 5 gennaio e 6 luglio +26,28 in data 10 ottobre Un valore positivo indica che l asse di rotazione è spostato ad st del polo nord N apparente del disco solare; un valore negativo indica lo spostamento verso vest. Il parametro D può assumere valori compresi fra: 32 35 in data 1 gennaio (maggiore vicinanza del sole alla terra) 31 30,8 in data 10 luglio (maggior e lontananza del sole dalla ter r a)
Nella seguente animazione si può osservare come si presenta il sole visto dalla Terra durante il corso dell orbita relativamente a Bo, P, D sunyear2[1].gif Sono anche riportati nella tabella seguente i valori delle effemeridi per l anno 2008 ed i grafici relativamente ai parametri indicati Bo, P, D. A_L_P SLAR SCTIN Solar phemeris for 2008.htm Bo P D
SSRVAZIN DL SL Allo scopo di rappresentare l aspetto della superficie del sole con tutti i suoi fenomeni e la evoluzione di questi nel tempo, si rende necessario eseguire periodicamente l osservazione e realizzare un disegno della superficie. Vi sono diversi metodi che si possono usare per questo scopo: 1. sservazione diretta attraverso l oculare; 2. sservazione a fuoco diretto attraverso macchina fotografica o CCD o Web Camera; 3. sservazione attraverso proiezione da oculare su opportuno schermo. Le osservazioni dirette del tipo 1. devono essere sempre eseguite posizionando filtri sull obiettivo soprattutto per telescopi superiori a 70 mm o sull oculare se di diametro inferiore a 60mm. Non è però consigliabile usare filtri sull oculare a meno che non n si faccia uso di diaframma. Questa osservazione è utile per riportare sul disegno, ottenuto colla proiezione da oculare, dettagli più piccoli.e significativi ( non distinguibili con la proiezione; piccole macchie solari e facole, penombre, ombre e ponti di luce nelle macchie solari, lineamenti di protuberanze, brillamenti)..
Le osservazioni di tipo 2. sono molto semplici e comode da eseguire e possono essere direttamente trattate con mezzi informatici. Può essere necessario, in questo caso, diaframmare notevolmente l obiettivo o usare dei filtri sull obiettivo. Le osservazioni del tipo 3. danno come risultato l immagine del disco solare proiettato attraverso l oculare del telescopio su uno schermo. Nelle osservazioni dirette del tipo 1. e 2. per determinare i punti cardinali del sole riferiti alla terra è necessario utilizzare dei reticoli luminosi che sono inseriti nell oculare ( oculare di tipo positivo) o in strumenti ottici interposti fra telescopio e strumento rilevatore (machina fotografica o CCD o Web Camera). Con questi strumenti il reticolo viene messo a fuoco. Anche nelle osservazione di tipo 3. si può utilizzare il reticolo, ma generalmente viene utilizzata una procedura particolare. Le strutture utilizzate per la proiezione sono quelle indicate nella figura che segue, ed esse sono scatole con un fondo piano e normale all asse della scatola. Le scatole sono chiuse da pareti laterali oscure per aumentare il contrasto nella immagine proiettata. La scatola viene agganciata al corpo del telescopio allineandola con l asse di questo in modo che il piano al fondo della scatola sia perpendicolare all asse. Sul piano in fondo alla scatola si pone un foglio di carta bianco e vuoto ove è disegnata una circonferenza che rappresenta il disco del sole.
La procedura è la seguente: 1 dopo aver fissato la scatola al telescopio assicurasi che questo sia a livello e correttamente orientato al punto cardinale nord della terra; 2 si inserisce l oculare e si toglie la copertura sull obiettivo del telescopio; 3 l immagine del disco del sole proiettata appare sul foglio di carta; si regola il fuoco e la distanza in modo che i bordi del sole appaiano ben netti e coincidenti con la circonferenza; 4 si sovrappone sul foglio bianco un altro foglio con disegnato un disco di raggio uguale alla circonferenza e contenente una serie di linee orizzontali e verticali perpendicolari fra di loro; 5 si blocca il movimento di inseguimento automatico del telescopio dopo aver centrato una macchia solare su una delle linee orizzontali, e si verifica che il suo movimento di slittamento sia sulla linea o parallelamente alla linea. Per ottenere questo si ruota la scatola opportunamente; 6 ottenuto questo, la linea orizzontale e passante per il centro della circonferenza rappresenta la linea di direzione st vest e la linea perpendicolare passante per il centro la linea di direzione Nord Sud; questi punti cardinali sono quelli terrestri riferiti alla vista del sole dalla terra; 7 si toglie il foglio contenente le linee, si attiva l inseguimento automatico, si centra l immagine del sole entro il cerchio del foglio bianco rimasto e si procede a disegnare su questo tutti le tracce visibili sulla superficie del sole; 8 Finita la osservazione ed il disegno si ritira il foglio su cui si riportano: la data, l ora UT, le caratteristiche del telescopio e dell oculare, il diametro del foglio bianco, le coordinate del luogo di osservazione, il seeing del giorno.
figura
Convenzione corrente fra le coordinate del Sole e della Terra per l osservazione del Sole nel Sistema Sole Terra. Nella proiezione la macchia solare si sposta nel tempo(giorni) da verso del sole. N Nella proiezione durante l arco diurno con blocco del moto orario il punto del sole sparisce per primo. Percorso diurno del sole da verso della terra visto dalla terra. telescopio Proiezione non invertita del sole N
LABRAZIN Lo scopo finale è quello di seguire periodicamente la evoluzione dei fenomeni che si verificano ed appaiono sulla superficie solare. 1. La prima elaborazione consiste nel trovare le coordinate eliografiche delle tracce di questi fenomeni evidenziati sul disegno. 2. Successivamente si passa allo studio dei fenomeni osservati mettendoli in relazione alla fisica del sole. 3. Segue una relazione corredata coi disegni eseguiti. 4. Infine, se si è in contatto col gruppo sole del UAI o con altri gruppi nazionali ed internazionali, si rendono noti loro i risultati delle ricerche portate a termine.
CRDINAT LIGRAFICH Una volta ottenuto il disegno dalla osservazione per proiezione e corredato con tutti i particolari possibili, dalla tabella di un almanacco delle effemeridi del sole, in funzione della data dell osservazione, si ricavano i parametri: Bo, Lo, P, D Da questi valori si costruisce la figura completa e reale del sole come indicato nel disegno seguente. A_L_P SLAR SCTIN Solar phemeris for 2008.htm Bo
A questo punto si possono seguire tre metodi per calcolare le coordinate eliografiche: 1. Metodo matematico ( con o senza il disco di Porter) 2. Metodo grafico 3. Metodo software Non viene trattato il metodo matematico di cui esiste traccia operativa nel manuale del Gruppo Sole dell UAI.
Metodo Grafico Questo metodo fa uso di opportuni dischi, detti Stonyhurst Disk, graduati con una rete di meridiani e paralleli in funzione del parametro Bo e distanziati di 10. Il disco scelto, in base a Bo ed al diametro, che deve coincidere con il cerchio del disegno ottenuto dalla proiezione, è riportato su un foglio trasparente e viene posto sopra il disegno adattandosi e coprendolo completamente. Si fa ruotare il disco allineando il meridiano centrale di un angolo P rispetto al punto cardinale N del disegno (se positivo verso st, se negativo verso vest). Infine si ricavano direttamente le coordinate eliografiche con riferimento alla rete di meridiani e paralleli. La latitudine viene letta direttamente, mentre per la longitudine si legge lo spostamento α della traccia in esame dal meridiano centrale apparente e, conoscendo il valore Lo, si calcola la longitudine vera. Se lo spostamento si trova a destra (verso vest) del meridiano centrale, esso è positivo, se a sinistra (verso st) è negativo. La longitudine sarà: L= Lo + α N L o α L S
Stonyhurst Disk Metodo grafico L= Lo + α L o α L
Metodo Software Questo metodo è basato su programmi software per mezzo dei quali è possibile: 1. Simulare le effemeridi del sole nell arco dell anno; 2. laborare i disegni ricavati dalla proiezione da oculare o da macchina fotografica o da CCD o da Web Camera per ottenere le coordinate eliografiche delle tracce dei fenomeni solari; 3. Creare immagini della superficie del sole con tutte le caratteristiche proprie. Il pacchetto software è costituito da tre programmi: 1. Helio v3.2 2. HelioViewer1.0 3. HelioCreator1.0 http://www.petermeadows.com/html/software.html I tre programmi saranno descritti operando direttamente su di loro. Helio v3.2\heliov32\helio32.exe HelioViewer1.0\HelioViewer10\HelioViewer.exe HelioCreator1.0\HelioCreator10\HelioCreator.exe Questi programmi sono stati elaborati, prodotti e resi disponibili su internet da Peter Meadows. quindi possibile scaricarli gratuitamente dal seguente sito
SH: sservazione del Sole
sservazione del Sole con Telescopio