Il primo programma osservativo che ha impegnato i membri del gruppo fin dai primi anni di attività, è stato quello in luce bianca che consiste nella rilevazione dell'attività solare attraverso l'osservazione e la registrazione delle macchie solari. L'osservazione del Sole in questo programma viene effettuata attraverso l'ausilio dei più svariati telescopi, opportunamente schermati mediante l'utilizzo di filtri solari. I dati rilevati, vengono trascritti su apposite schede osservative. Un esempio di scheda è qui scaricabile, in formato PDF. I dati da riportare sono i seguenti:
| Mese | Mese ed Anno cui si riferisce il tabulato |
| Nome/Cognome | Nome e Cognome dell'osservatore |
| Strumento | Tipo di Strumento |
| Diametro | Diametro dello strumento se viene utilizzato un filtro sull'obiettivo dovrà essere indicato il diametro diaframmato |
| Filtro | Tipo di filtro utilizzato |
| Località di Osservazione | Locazione del sito osservativo |
| Ora | L'ora di osservazione in TU un ora in meno rispetto all'ora locale; due se in regime di ora legale) |
| GR | Gruppi visibili sulla fotosfera |
| SPOT | Macchie visibili sulla fotosfera |
| R | Numero di Wolf |
| GN | Gruppi presenti nell'emisfero Nord |
| GS | Gruppi presenti nell'emisfero Sud |
| RN | Numero di Wolf relativo alle macchie ed ai gruppi comparsi nel solo emisfero solare Nord |
I dati giornalieri vengono poi raccolti si opportuni moduli e inviati mensilmente al coordinatore osservativo che si preoccuperà di redigere le medie mensili, successivamente pubblicate su questo sito. Esempi di questi moduli sono qui scaricabili:
Tabulato
in formato PDF
Tabulato
in formato EXCEL 97
Tabulato
in formato EXCEL 4.0
Tabulato
in formato EXCEL 3.0
Un breve compendio dove si cerca di spiegare con poche parole, come identificare e classificare correttamente i gruppi, è scaricabile in formato PDF (150kb).
Per ulteriori informazioni, ed aderire a questo programma osservativo, contattare il coordinatore.
L’osservazione della cromosfera nella riga “alpha” dell’idrogeno (a 6562.8 Angstrom) richiede l’impiego di filtri interferenziali a bande particolarmente strette, tipicamente tra 6.0 e 0.3 Ang, consentendo la visione dettagliata dei fenomeni al lembo solare (per le bande superiori indicativamente a 1.0 Ang) e di quelli sul disco (per le bande inferiori). I fenomeni rilevabili, in taluni casi estremamente dinamici, sono protuberanze quiescenti (QRF) e attive (ARF), filamenti quiescenti e dinamici, spicole, facole cromosferiche, aree attive caratterizzate sia da strutture analoghe a quelle rilevabili in luce integrale (macule, penumbre, facole) sia a quelle tipicamente osservabili a livello cromosferico (filamenti, brillamenti etc), brillamenti correlati e non ad aree attive, fenomeni di inversione magnetica. Con il 2006 il GsRSI intende avviare, in collaborazione con i maggiori gruppi di studio internazionali, un programma osservativo sistematico allo scopo di monitorare, sul lungo periodo, le variazioni decennali dei livelli di attività magnetica solare, analogamente a quanto già svolto da anni in luce integrale, ossia a livello fotosferico. Sommariamente il programma osservativo consiste nel conteggio delle strutture rilevate al lembo solare ossia delle protuberanze sia di tipo quiescente che di tipo attivo, e ricavandone indici tipici di attività (H e Rp) come più approfonditamente esposto nel documento PDF allegato. Un ulteriore sviluppo del programma cosiste nel monitoraggio sistematico dei fenomeni transienti quali i brillamenti (flares in inglese), spesso collegati a emissioni di materia coronale e cromosferica (CME). L’attività osservativa viene svolta principalmente con tecniche visuali ma non vengono considerate meno efficaci tecniche fotografiche, particolarmente con l’uso di sensori digitali (web cam e camere ccd). E' stato inoltre preparato un documento PDF (700kb), che illustra nel dettaglio il programma, comunque, per maggiori dettagli sui programmi o per adesioni si prega di contattare il coordinatore.
Per poter registrare i cambiamenti causati da brillamenti solari su un segnale VLF, si ha la necessità di eseguire un monitoraggio continuo per buona parte della giornata, che inizia con il sorgere del Sole, fino al suo tramonto.
Per cercare di capire l'andamento del segnale radio nell'arco della giornata, vogliamo brevemente spiegare la ionosfera e la sua struttura. La ionosfera è una struttura dell'alta atmosfera, ben rappresentata dalla figura seguente.
Come possiamo vedere esistono diverse regioni o strati (layer) che compongono la ionosfera stessa. Durante il giorno la bassa densità di ionizzazione (circa 1000 elettroni/cm3) dello strato D non è sufficiente a riflettere le onde radio, che così attraversano lo strato stesso e sono riflesse dagli strati più ionizzati E e F. La presenza dello strato D parzialmente ionizzato però fa si che lo stato venga parzialmente attenuato. Nella notte in assenza di radiazione solare, lo strato D sparisce e le onde vengono riflesse unitamente dagli strati E e F.
Quando avviene un brillamento supponiamo di giorno, lo strato D, viene altamente ionizzato. Ora le onde radio VLF, invece di attraversarlo, vengono da questo riflesse. Il segnale d'onda aumenta per due motivi:
Il grafico che si ottiene in una giornata di Sole quieto, è di seguito rappresentato:
In esso possiamo notare come verso le ore 07:10UT, il segnale ha un brusco calo dovuto al ripresentarsi dello strato D legato al sorgere del Sole. La sua comparsa come detto poc'anzi, attenua il segnale radio. Questo effetto è chiamato "sunrise-effect" e precede appunto il sorgere del Sole. Un andamento analogo lo rileviamo verso il tramonto del Sole. Questo effetto contrariamente al precedente, è denominato "sunset-effect". Il segnale nell'arco della giornata, coperta dal transito solare, ha l'andamento a "schiena di mulo", con il massimo di riflettività verso le ore centrali della giornata, quando il Sole appunto risulta più alto sull'orizzonte.
Qualora avvenisse un brillamento, nelle ore centrali della giornata, il grafico assumerebbe il seguente andamento:
Sul grafico risulta evidente il guizzo del segnale, che rappresenta appunto il brillamento generato sulla superficie solare. Nell'esempio di cui sopra, il brillamento è avvenuto verso le ore 0915UT. Il brillamento aumenta in modo repentino la ionizzazione dello strato D, con conseguente aumento della sua reflettività.
Il grafico analogo è riconducibile in minima parte, a quello ottenuto dal satellite GOES8-10, che proponiamo di seguito, rilevato nella stessa giornata. Diciamo in minima parte, in quanto questo grafico copre 3 giorni mentre noi solamente alcune ore.
Il brillamento da noi osservato è stato classificato C9, e risulta indicato dalla freccia. Proprio per il motivo che in diverse parti del mondo, per via della rotazione terrestre, il Sole sorge e tramonta ad orari diversi, viene chiesto dai centri di ricerca, di estendere questa rete il più possibile a livello mondiale, al fine di limitare le finestre temporali dove non compaiono osservazioni.
Attraverso questo tipo di osservazioni, sono stati rilevati in ore notturne, anche alcuni dei rari GRB (acronimo di Gamma Ray Burst), ossia esplosioni di raggi Gamma.
Per ulteriori informazioni, ed aderire a questo programma osservativo, contattare il coordinatore, o visitare il sito dello IARA_Group, dove vengono inoltre riportate indicazioni più specifiche comprendenti anche la strumentazione necessaria a portare avanti questo tipo di ricerca.