L’eclissi totale di Sole del 12 agosto 2026 è appena passata, ed è già tempo di bilanci. L’eclissi era visibile come totale dalla Spagna: è stata la seconda eclissi dopo quella dell’11 agosto 1999 ad attraversare l’Europa. Il team della spedizione VENTO era composto da Albino Carbognani dell’INAF-OAS di Bologna e da Gabriele Umbriaco, Alessio Taranto e Thimea Armenio dell’Università di Bologna — quest’ultima fresca di laurea con una tesi magistrale sui vulcanoidi (relatore Umbriaco, correlatore Carbognani). VENTO è l’acronimo di Vulcanoid Eclipse Near-sun Test Observations: si è trattato di una spedizione dedicata ai test sulla strumentazione utilizzabile per la ricerca dei Vulcanoidi, gli ipotetici asteroidi in orbita fra Mercurio e il Sole.

L’osservazione è stata condotta a 1,75 km dalla linea della centralità (che passava a qualche decina di km a sud della città di Burgos, nel nord-est della Spagna, a circa 240 km a nord di Madrid), da un campo eolico (Lat. 42,245° N, Long. 4,012° W, h=918 m s.l.m.) che, essendo un punto sopraelevato rispetto alle zone circostanti, mostrava un orizzonte praticamente piatto, una condizione essenziale per l’osservazione della fase della totalità, avvenuta con il Sole a circa 8° di altezza sull’orizzonte. I tempi UTC dell’eclissi, calcolati con il software Eclipse Orchestrator per questo punto, sono: C1 17:33:32; C2 18:28:38; max 18:29:32; C3 18:30:23; C4 19:22:03; con un’altezza del Sole iniziale di 18,6° che sono scesi a 8,3° nella fase del massimo, mentre la fase C4 non è stata osservabile perché il Sole è tramontato alle 19:21:19 UTC. Il 12 agosto 2026, il giorno fatidico, il cielo era sereno e senza vento; l’unico neo è stato la scarsa trasparenza dovuta a particelle di fumo e polvere in sospensione nell’aria.

I vulcanoidi

Al momento non conosciamo nessun vulcanoide, anche se ci sono diversi asteroidi che si avvicinano a pochi milioni di km dalla nostra stella, come la coppia 2021 PH27 e 2025 GN1 o (3200) Phaethon, il progenitore dello sciame delle Geminidi. Questi asteroidi, al perielio, arrivano a circa 20 milioni di km dal Sole sperimentando temperature superficiali dell’ordine di 750 °C, proprio all’interno della zona stabile dei vulcanoidi, compresa grosso modo fra 13,5 e 31,5 milioni di km dal Sole. Il principale problema dei vulcanoidi è che si trovano in una zona molto vicina alla nostra stella; di conseguenza, non possono essere cercati o osservati quando il cielo è buio. Quanti dei lettori hanno mai visto Mercurio? Pochi, perché è un pianeta sempre immerso nelle luci dell’alba o del tramonto: non è mai osservabile in piena notte, come Marte, Giove o Saturno. Eppure Mercurio può allontanarsi angolarmente dal Sole di circa 18°, mentre un vulcanoide può arrivare al massimo a 11°: una situazione molto difficile per la rilevazione telescopica dal suolo. Per questo motivo si cercano i vulcanoidi durante le eclissi totali di Sole, perché la Luna fa da schermo alla luce solare e il cielo diurno diventa molto più scuro del normale, come accade circa mezz’ora dopo il tramonto del Sole.

Non siamo sicuri che i vulcanoidi esistano, ma è ragionevole ipotizzarlo: i pianeti terrestri si sono aggregati a partire dai planetesimi e la presenza di Mercurio indica che il processo di aggregazione si è verificato anche nelle vicinanze del Sole. Inoltre, Mercurio ha un nucleo di ferro sproporzionatamente grande rispetto al suo mantello, poiché si è formato in una zona ad alta temperatura della nebulosa protoplanetaria. Per questo motivo è ragionevole supporre che materiali con alto punto di fusione, principalmente leghe di ferro-nichel e minerali refrattari ricchi di calcio e alluminio, si siano aggregati anche più vicino, fino a formare corpi solidi in grado di resistere alle condizioni di calore e radiazioni estreme delle orbite infra-mercuriali. Per gli asteroidi ad alta densità, l’effetto Yarkovsky, ossia la variazione del raggio orbitale dovuta all’assorbimento e alla riemissione della luce solare, è inferiore rispetto a quello degli asteroidi rocciosi; pertanto potrebbero sopravvivere su orbite stabili per miliardi di anni pur essendo così vicini al Sole. Questo quadro sarebbe coerente con il fatto che, mano a mano che ci si avvicina al Sole, gli asteroidi di tipo C, quelli più primitivi e ricchi di sostanze volatili, sono in numero inferiore rispetto agli S, tipicamente rocciosi, perché i C sono più facilmente disgregati dal calore solare.

Le sonde delle missioni solari non sono state progettate per la ricerca dei vulcanoidi e hanno permesso di escludere l’esistenza solo degli asteroidi più grandi. Ad esempio, SOHO/Lasco C3 ha permesso di escludere la presenza di corpi fra 40 e 100 km di diametro, STEREO/HI-1 ha permesso di escludere la presenza di asteroidi con diametro superiore a circa 6 km; mentre la Messenger ha permesso di escludere la presenza di asteroidi più grandi di 6-10 km. Non ci sono informazioni sui vulcanoidi più piccoli, dell’ordine di 1 km di diametro, che possono ancora sopravvivere per miliardi di anni nell’ambiente infra-mercuriale e che, secondo alcune stime, dovrebbero essere dell’ordine di un centinaio. Per un’osservazione ideale a “caccia” di vulcanoidi servono strumenti di grande diametro (bisogna arrivare almeno alla magnitudine +13 con tempi di posa brevi per non saturare) e di corta lunghezza focale, in modo da massimizzare il campo di vista: più è grande e meglio è, perché non sappiamo dove siano, anche se dovrebbero essere sull’eclittica, con piani orbitali inclinati entro 15°. Inoltre vanno usate camere CMOS dotate di sensori di grandi dimensioni e sensibili all’infrarosso vicino: in questo modo si osserva in una regione dello spettro dove i vulcanoidi sono più facili da rilevare perché si taglia la luce blu-violetta del Sole, che viene diffusa in modo efficace dalle molecole dell’atmosfera terrestre. Per un approfondimento si rimanda all’articolo “Esistono i vulcanoidi“, pubblicato su questo stesso blog alla vigilia dell’eclissi dell’8 aprile 2024 visibile dagli Stati Uniti.

La strumentazione e la logistica

Fra la strumentazione utilizzata per i vulcanoidi c’era un teleobiettivo Samyang da 135 mm di focale e 67 mm di diametro, dotato di un filtro interferenziale del tipo minus-violet per eliminare la parte blu-violetta dello spettro, abbinato a una camera CMOS ZWO 183 MM in grado di offrire un campo di vista di 5,5° x 3,7°, e una camera Backer-Schmidt da 200 mm di diametro e 600 mm di focale, abbinata a un’altra camera CMOS, la QHY600, in grado di fornire un campo di 3,4° x 2,3°. Lo scopo era ottenere la magnitudine limite raggiungibile puntando due zone sull’eclittica, distanti circa 10° dal Sole: la regione dei vulcanoidi; per una coincidenza fortuita, questa zona si trovava prospetticamente molto vicina alla stella Regolo, l’alfa della costellazione del Leone. Avevamo anche uno SQM-L per determinare il valore del background del cielo sia nella regione dei vulcanoidi sia in prossimità di Arturo e Vega, diventate visibili durante la totalità, oltre a una serie di telescopi e fotocamere per la ripresa astrofotografica della cromosfera, delle protuberanze e della corona solare. La strumentazione ha una provenienza eterogenea: in parte era nostra, in parte è stata fornita dall’INAF-OAS di Bologna, dall’Università di Bologna e dall’Università di Padova.

Naturalmente, una spedizione complessa come quella richiesta per l’osservazione di un’eclissi totale non si improvvisa, e la logistica è un fattore critico, soprattutto per la necessità di trasportare una grande quantità di strumentazione. Per questo motivo, una cassa contenente il “grosso” degli strumenti (circa 170 kg) era stata spedita in anticipo a Burgos, così il team di VENTO ha potuto viaggiare in aereo con un bagaglio minimo. Una volta sul posto, il noleggio di un van è stato essenziale per l’esplorazione in autonomia dei possibili siti osservativi individuati “a tavolino”, che dovevano avere sia l’orizzonte piatto sia essere lontani dalla folla: l’osservazione di un’eclissi è sempre delicata e richiede la massima concentrazione, per questo meno confusione c’è intorno e meglio è. È stata essenziale la prova generale del setup osservativo il giorno prima dell’eclissi, per prendere confidenza “sul campo” con gli strumenti con cui si avrà a che fare il giorno dopo.

Risultati preliminari

Le prime immagini analizzate sono state quelle riprese con l’ASI 183 MM abbinata al teleobiettivo. Per ottenere l’immagine finale da cui determinare la magnitudine limite è stato necessario un procedimento in più passaggi. Le 389 immagini FITS ottenute avevano tutti tempi di posa di 0,27 s e sono state corrette con il master dark e il master flat ottenuti subito dopo la fine dell’eclissi. Su 389, solo le prime 317 immagini non erano saturate, quindi sono state analizzate solo queste ultime. Le immagini sono state mediate con allineamento manuale sulla stella più luminosa del campo di vista: in questo modo è aumentato il SNR e sono risultate visibili diverse stelle. Tuttavia, l’immagine media era attraversata da un fascio di luce diagonale, probabilmente un riflesso della luce solare, e il plate solve con Astrometry si è rivelato difficile. Per questo motivo è stato creato un super-flat artificiale usando un filtro mediano sulla stessa immagine, poi è bastato dividere l’immagine media per il super-flat per avere un background uniforme con diverse stelle ben visibili. A questo punto il blind plate solve con Astrometry è andato a buon fine. Il centro dell’immagine ha coordinate RA=10h 00m 14,086s, DEC=+10° 26′ 52,898″ e la stella più luminosa è la 31 Leo, mentre la seconda più luminosa è la nu Leo. Nell’immagine finale, usando un software per la detection, sono visibili stelle oltre la mag +10, il che vuol dire, considerando che l’airmass era di 5,2 e che l’assorbimento per via di fumo e polveri era stimabile in circa 0,5 mag/airmass, che allo zenit si arrivava alla mag 10 + 5,2 x 0,5 = +12,6 e con un cielo più scuro,come sarà nell’eclissi del 2 agosto 2027, si potrà arrivare alla mag +13/+14 con lo stesso setup. Il che fa ben sperare per la ricerca di eventuali Vulcanoidi, e non è da escludere un upgrade della strumentazione.

Dalle singole immagini riprese nella zona dei vulcanoidi è stato possibile misurare il valore medio del pixel per ottenere il plot dell’intensità in ADU in funzione del tempo di ripresa, per vedere come cambia la luminosità di fondo cielo, vedi figura seguente. La luminosità ha un minimo nel momento del massimo, ma poi risale anche durante la totalità, non c’è una fase piatta e, dopo C3, la salita è quasi verticale fino ad arrivare alla saturazione.

Astrofotografia dell’eclissi

A parte la ripresa della zona dei Vulcanoidi, l’eclissi spagnola è stata spettacolare: durante la totalità, per un certo periodo, è rimasta visibile a occhio nudo una grande protuberanza di colore rosso, il Sole era talmente basso sull’orizzonte che, per effetto psicologico, appariva enorme e la corona era giallastra a causa dell’assorbimento atmosferico. Bello l’effetto “anello di diamante”, che si verifica un attimo prima o subito dopo la fase della totalità: si crea quando l’ultimo raggio di sole filtra attraverso i monti e le valli della Luna brillando come una gemma, mentre la corona solare forma il cerchio dell’anello.L’immagine centrale sottostante cattura un momento di transizione fondamentale (in prossimità del secondo contatto dell’eclissi totale), quando l’abbagliante fotosfera è interamente occultata dal disco lunare. Questo consente di osservare i fenomeni della bassa atmosfera solare normalmente invisibili a occhio nudo. Il sottile arco di colore rosso che borda il lembo solare è la cromosfera (dall’antico greco chrôma, “colore”), uno strato di gas, con una temperatura di circa 10.000 K, situato tra la fotosfera (a 6000 K) e la corona solare (a 1.000.000 K). Sul bordo sinistro è chiaramente visibile una protuberanza solare, ben strutturata, che si erge al di sopra del disco.

Unendo con il software Siril tutte le immagini riprese per immortalare la corona a diverse distanze dal Sole e correggendo la temperatura di colore per compensare l’arrossamento atmosferico così da restituire alla corona il suo reale colore biancastro, si ottiene una visione più completa dell’atmosfera esterna, calda e rarefatta, della nostra stella. Siamo nell’anno successivo al massimo del ciclo solare numero 25 e la corona si mostra estremamente complessa e ricca di strutture, con innumerevoli pennacchi (streamers), mentre a sud si osservano i raggi polari dovuti all’interazione tra il plasma coronale ad alta temperatura e la geometria delle linee di campo magnetico “aperte”, da cui origina il vento solare veloce.

Il procedimento per la corona solare full-view

Vediamo qualche dettaglio in più su come è stata ottenuta l’immagine full-view della corona solare. La corona non può essere immortalata in un’unica immagine, perché la sua luminosità diminuisce man mano che ci si allontana dal disco solare. Per questo motivo, un tempo di posa adatto alla ripresa della corona più interna non mostrerà quella esterna, mentre un tempo di posa più lungo, adatto alla ripresa della corona esterna, porterà alla saturazione di quella interna. Questo è il motivo per cui si effettuano riprese della corona con tempi progressivamente più lunghi, per poi “fondere” insieme le immagini ottenute: l’immagine finale avrà il meglio di ciascuna immagine e si potrà avere una visione completa della corona solare. L’alternativa è adottare un filtro ad assorbimento variabile, più denso al centro e meno verso il bordo, così da riprendere contemporaneamente l’intera corona con un unico tempo di posa in un’unica immagine. Nel nostro caso avevamo una serie di immagini in formato raw di Canon (CR2), riprese con tempi di esposizione crescenti, ottenute sotto il controllo del software Eclipse Orchestrator.

Il primo passo è stato aprire le immagini raw con il software RawTherapee, correggere la temperatura di colore in modo da ottenere la corona bianca anziché arancione per via dell’assorbimento atmosferico e, infine, salvare le immagini corrette in formato TIFF. La conversione in TIFF ha consentito l’utilizzo del software Siril per convertire la sequenza di immagini in FITS. Per inciso, Siril è un software per l’elaborazione di immagini astronomiche, progettato per la riduzione del rumore e il miglioramento del rapporto segnale/rumore di un’immagine ottenuta da acquisizioni multiple. Siril è in grado di allineare, sovrapporre e migliorare immagini provenienti da vari formati di file, inclusi i file di sequenze di immagini (video e SER).

La sequenza di FITS della corona è stata quindi allineata usando come riferimento l’intero disco della Luna e, sempre con Siril, è bastato eseguire lo stacking semplice di tutte le immagini per ottenere l’immagine composta della corona, senza zone sature. Infine, per aumentare la visibilità dei dettagli della corona, è stato applicato il filtro wavelet di Siril, uno strumento molto efficace per fare l’unsharp masking a diverse scale spaziali contemporaneamente. A questo punto, salvata l’immagine FITS finale, è stata convertita in jpg per la pubblicazione.