Sole Sporco

In collaborazione con Sabrina Masiero

Questo è un articolo scritto a quattro mani, da me e Sabrina Masiero. Dopo la proficua collaborazione del pesce d’aprile (vedi STEREO Serendipity: scoperto pianeta gemello) abbiamo deciso di unire le nostre conoscenze per questo post e per altri interessanti articoli che abbiamo in mente per offrire ai nostri lettori solo il meglio del meglio. Spero che lo apprezzerete.



Traveling Sunspots (Feb 7 – 20, 2011)  Credit: NASA SDO

Credit: Il Poliedrico

Le prime note sulle macchie solari si devono – come spesso è accaduto nell’antichità – agli acuti osservatori cinesi, i quali annotavano diligentemente i fenomeni celesti osservati ad occhio nudo già nei secoli prima di Cristo, probabilmente sfruttando condizioni particolarmente favorevoli che si possono avere solo all’alba o al tramonto.

Anche se macchie solari particolarmente grandi furono notate diverse volte nella storia 1in Europa le prime osservazioni documentate risalgono intorno al primo decennio del XVII secolo, con varie dispute inutili sulla scoperta tra Galileo Galilei e altri osservatori europei. Prima di Galileo le macchie solari venivano spiegate come ombre del transito di pianeti sul Sole, nel Vecchio Continente parlare di macchie sul Sole era considerata opera di blasfemia che andava contro i dettami della Chiesa e contro gli insegnamenti dei padri della cosmologia ufficiale Tolomeo e Aristotele.
Fu infatti l’astronomo pisano che nel 1612 riuscì a dare una spiegazione corretta al fenomeno indicandole come macchie sulla superficie del Sole e misurando il periodo di rotazione della stella, appena in tempo che questa cadesse nel primo dei periodi di quiescenza documentati dell’era moderna: il minimo di Maunder (1645-1715).Se la scoperta del cannocchiale per usi astronomici avesse tardato di soli cinquanta anni, probabilmente una delle scoperte astrofisiche più importanti dell’era moderna sarebbe stata rimandata di cento.

Il numero di Wolf

Il numero di Wolf è una grandezza che misura il numero di macchie solari e dei gruppi di macchie solari presenti sulla superficie del Sole.
Il relativo numero di macchie solari R è calcolata utilizzando la formula (raccolti come un indice giornaliero di attività delle macchie solari):

R = k(10g + s) \,

dove

  • s è il numero di punti individuali,
  • g è il numero di gruppi di macchie solari
  • k è un fattore che varia con la posizione e la strumentazione (anche conosciuto come il fattore osservatorio o la riduzione del personale coefficiente K ).

Fu infatti nel XIX secolo  che l’attenzione degli astronomi per il Sole permise importanti e significative scoperte: la spettroscopia della luce solare permise la scoperta della parte termica del continuum elettromagnetico, come il continuo monitoraggio delle macchie solari permise la scoperta del ciclo undecennale del Sole ad opera dell’astronomo tedesco Heinrich Schwabe e della codificazione del metodo di conteggio di queste da parte dell’astronomo svizzero Rudolf Wolf che completò le ricerche di Schwabe.

Nel 1769 l’astronomo scozzese Alexander Wilson scoprì che le macchie solari sono depressioni sulla superficie del Sole che ora sappiamo essere profonde anche 1000 chilometri anche se osservazioni e ricerche  più recenti spiegano tali depressioni   con la maggiore trasparenza del materiale posto rispetto alla fotosfera 2.

Dai Lavori di Schwabe  e di Wolf si arrivò nel 1861 ai lavori di Carrington eSpörer che scoprirono la relazione che lega lo spostamento della latitudine di apparizione sulla superficie solare delle macchie solari durante un ciclo, aprendo così la strada all’attuale modello interpretativo del fenomeno.

Le macchie solari appaiono sulla fotosfera come piccoli “pori” rotondi di 2″- 4″ di diametro (1500-3000 km) o come gruppi imponenti di dimensioni angolari fino a 5′-6′ (200 000-250 000 km) tali quindi da poter essere percepite ad occhio nudo.

diagramma a farfalla di Spörer

diagramma a farfalla di Spörer

Visivamente le macchie solari si formano di solito da minuscoli pori che tendono a svilupparsi fino a formare delle vere e proprie macchie composte da una regione centrale, chiamata ombra, che appare nera sullo sfondo luminoso della fotosfera. In realtà, la regione centrale della macchia è molto luminosa anche se meno brillante dello sfondo su cui si osserva perchè la temperatura è inferiore, dell’ordine dei 4000 K, rispetto ai 5700 K del resto della fotosfera. L’ombra è circondata da una zona detta di penombra e, qualche volta, attorno alla penombra appare come un anello brillante, 2-3 volte più luminoso della fotosfera.

Sul Sole possiamo osservare macchie isolate, anche di grandi dimensioni, ma per lo più esse tendono a raccogliersi a gruppi, che comprendono anche decine di macchie grandi e piccole associate fra loro che tendono a mostrare due centri di addensamento, uno che precede e l’altro che lo segue nel verso della rotazione solare. Spesso si formano attorno altre macchie, che eventualmente si fondono insieme, fino a formare grossi gruppi, con penombra comune, con punti luminosi che si estendono da una macchia all’altra. I gruppi di macchie tendono ad assumere formale ovale, con gli assi maggiori leggermente inclinati rispetto alla direzione Est-Ovest in modo che la macchia di testa sia più vicina all’equatore solare di quella di coda. L’angolo di inclinazione dipende dalla latitudine e può raggiungere i 20° a latitudini di 30-35 gradi eliocentrici.

Lo sviluppo di un gruppo di macchie, partendo dalla macchia di origine, può durare per un tempo superiore all’intera rotazione solare. Il gruppo, che partecipa alla rotazione, scompare quindi al lembo ovest, per riapparire, dopo 13 giorni e mezzo al lembo est. Nel momento di massimo sviluppo un gruppo di macchie può avere diametro fino a 100 000 km o più.

Raggiunto il massimo, fra il 12° e il 16° giorno, il gruppo di macchie comincia a dissolversi. Lentamente le macchie scompaiono, finché, dopo un periodo di 40-50 giorni, restano soltanto una o due minuscole macchioline (una delle quali è la macchia di testa), da cui poi, col passare del tempo, si origina un nuovo gruppo.

Le macchie solari sono sedi di intensi moti convettivi, con struttura vorticosa. In altri termini, gas solari salgono a spirale dall’interno della macchia, con velocità di alcuni chilometri al secondo, espandendosi e quindi raffreddandosi. La diminuzione di temperatura dei gas comporta una minore luminosità della macchia.

Macchie solari durante l’eclissi di Sole del 4/1/2011   Credit: Il Poliedrico

La più grande macchia solare osservata si ebbe nel 1858 con un diametro di 200 000 chilometri, lunga cioè 18 volte il diametro della Terra. Una macchia di diametro superiore a 40 000 chilometri può essere osservata a occhio nudo (ovviamente con le adeguate protezioni contro l’abbagliante luce solare che potrebbe danneggiare irreparabilmente l’occhio3)
Le macchie si spostano di moto proprio, sulla superficie del Sole. In genere, in un gruppo, la macchia di testa tende a muoversi in avanti, nel verso della rotazione, e quella di coda all’indietro. Il gruppo quindi diverge e si allarga. Quando il moto divergente si interrompe, il gruppo di macchie si scioglie.
Le macchie solari sono zone di intensi campi magnetici. L’intensità del campo magnetico, che ha direzione ortogonale al piano su cui si proietta la macchia, può variare tra un minimo di 100 Gauss e un massimo di circa 4000 Gauss.

Ora  sappiamo che la vera natura delle macchie solari  è dovuta alla rotazione differenziale del Sole, più veloce all’equatore e più lenta ai poli, che provoca l’attorcigliamento localizzato di correnti convettive e del loro campo magnetico. Questi tubi di plasma si isolano dal resto delle correnti convettive sottostanti la fotosfera e impediscono che il trasporto energetico generale li riscaldi, per questo sono più fredde.
Quando emergono in superficie, come viene mostrato dal filmato – che ricorda la polvere di cacao che emerge dalla schiuma di un cappuccino, si possono vedere gli archi di materia magnetizzata, i vortici magnetici del plasma talmente attorcigliati che alla fine si possono rompere liberando energia equivalente a migliaia di bombe nucleari: i magnifici brillamenti solari.

Umberto Genovese & Sabrina Masiero

Note:

  1. Una fu notata nel marzo dell’anno 807 da un monaco benedettino che la scambiò per il transito del pianeta Mercurio e un’altra fu vista alla morte di Carlo Magno nell’813 dC.
  2. The Wilson effect and Sunspot structure, Astrophysical Journal, vol. 142, p.773
  3. Molti grandi scienziati e astronomi  come Galileo e Newton ebbero la vista offesa per aver avuto la temerarietà di osservare direttamente il Sole, Galileo finì la sua vita ad Arcetri, Firenze, con il solo profumo del vino e privo dei colori della sua terra, mentre Newton si costrinse a rimanere chiuso in una stanza buia per giorni, per recuperare la vista dalle immagini fantasma che studiava.
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Umberto Genovese

Autodidatta in tutto - o quasi, e curioso di tutto - o quasi. L'astronomia è una delle sue più grandi passioni. Purtroppo una malattia invalidante che lo ha colpito da adulto limita i suoi propositi ma non frena il suo spirito e la sua curiosità. Ha creato il Blog Il Poliedrico nel 2010 e successivamente il Progetto Drake (un polo di aggregazione di informazioni, articoli e link sulla celebre equazione di Frank Drake e proposto al l 4° Congresso IAA (International Academy of Astronautics) “Cercando tracce di vita nell’Universo” (2012, San Marino)) e collabora saltuariamente con varie riviste di astronomia. Definisce sé stesso "Cercatore".

Sabrina Masiero

PhD in Astronomy, Department of Physics and Astronomy at University of Padova (Italy) and INAF-Astronomical Observatory, Padova. Project GAPS (Global Architecture of Planetary Systems) with HARPS-N@TNG, INAF-Padova Observatory and Fundacion Galileo Galilei (FGG)-Telescopio Nazionale Galileo (TNG), La Palma, Canary Islands (Spain).

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