Astrofotografia

Sole

Il Sole (dal latino Sol) è la stella madre del sistema solare, attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali, i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio, che forma il mezzo interplanetario. La massa del Sole, che ammonta a circa 2 × 1030 kg, rappresenta da sola il 99,8% della massa complessiva del sistema solare.

Protuberanze 01_11_2013 10_56_45 h 08 56 45 UT

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  1. Il Sole

    Le macchie solari e il ciclo undecennale del sole

    Difficoltà:  2

    3.1  Le macchie solari

    Se osservate il Sole con un telescopio o con un binocolo (ovviamente munito di appositi filtri per proteggere la vista), noterete che la nostra stella presenta alcuni “punti scuri”, detti macchie solari.
    Fig.1: la Regione Attiva 9393, uno dei più grandi gruppi di macchie solari degli ultimi anni.
    Si tratta di aree che appaiono più scure rispetto alla fotosfera perché, rispetto a quest’ultima, hanno una temperatura inferiore. Le macchie solari infatti sono brillanti (intensità luminonsa pari a circa il 32% della fotosfera, 80% nelle zone di penombra), ma per contrasto con le zone circostanti appaiono di colore nero. Hanno una temperatura di circa 4000°C, rispetto ai 5700°C della fotosfera.
    Sono di dimensioni variabili (da 7.000 a 50.000 Km di diametro) e talvolta sono visibili amnche ad occhio nudo (sempre che, naturalmente, ci si protegga la vista con appositi filtri). Sono originate dall’intenso campo magnetico del Sole, che in alcuni punti impedisce la risalita dei gas e del calore dall’interno della stella, provocando così la formazione di regioni più fredde, e quindi più scure.

    3.2  Formazione ed evoluzione delle macchie

    Tutto ha inizio quando, in una zona della fotosfera, si forma una regione scura di qualche migliaio di chilometri (detta “poro”); in genere esse scompaiono nel giro di qualche ora, mentre in alcuni casi cominciano ad espandersi gradatamente. Quando intorno ad esse si può notare una zona di penombra (seppur molto debole), possiamo parlare di macchia. La vita media di una macchia singola è di qualche giorno; generalmente però esse nascono a coppia o a gruppi, e in tal caso possono avere una vita di qualche settimana. Alcuni gruppi di macchie possono essere particolarmente longevi, e durare per mesi.
    Le macchie solari seguono il movimento di rotazione del Sole e in passato hanno aiutato gli astronomi a calcolare la sua velocità di rotazione. Una macchia solare infatti impiega 13,5 giorni per attraversare la faccia visibile del Sole, e rimane nascosta per altri 13,5 nella faccia nascosta. Quindi, se essa è ancora “in vita”, ritornerà nel punto di partenza dopo 27 giorni (che corrisponde al periodo di rotazione sinodica – non a quello siderale – dato che anche la Terra si sposta in tale periodo). Questo ovviamente vale per le macchie che si trovano ad una longitudine solare media di 45°; infatti, come detto nell’articolo precedente, la rotazione del Sole è differenziale, aumentando dai poli verso l’equatore.

    Fig.2: l’evoluzione della Regione Attiva 9393. Le macchie solari seguono il movimento di rotazione del Sole e cambiano forma e dimensioni con il passare dei giorni.

    3.3  Il numero Relativo

    Quale indice della presenza e della quantità di macchie solari, si assume il numero relativo R, secondo la seguente formula:

    R= k(10G + F)

    dove k è un fattore di correzione che dipende dall’apertura del telescopio, dalla turbolenza atmosferica, ecc; G indica il numero dei gruppi di macchie; F è il numero totale di macchie che si possono vedere in tutti i gruppi. Anche una sola macchia viene calcolata come un gruppo; ne consegue che dopo lo 0 (nessuna macchia visibile) fa seguito l’11 ((10×1)+1).
    Gli ideatori di questo sisatema sono i due astronomi svizzeri Wolf e Wolfer (difatti il numero relativo viene chiamato anche numero di Wolf, ed essere rappresentato dalla lettera W anziché R). Per Wolf, che disponeva di un cannocchiale di 75 centimetri di diametro, il fattore k era uguale a 1.

    3.4  Il ciclo solare

    I numeri relativi vengono determinati su un lungo periodo di tempo (generalmente ogni mese o ogni anno); calcolandoli nel corso degli anni, è stato scoperto che la quantità di macchie solari oscilla, seguendo un ciclo regolare di 11,07 anni. Ciò vuol dire che ogni 11 anni circa, la quantità di macchie presenti raggiunge un massimo (“massimo solare”, vedi figura x). Il numero di macchie però varia da massimo a massimo; ad esempio nel 1816 il numero relativo era pari a 48,7, mentre nel 1957 il numero R era 201,3 (si è trattato del massimo più alto tra quelli finora conosciuti, vedi Fig. 3).

    Fig.3: il numero di macchie solari varia molto nel corso di ogni ciclo solare e da un massimo all’altro. Si noti come il picco di massima intensità si ripeta ogni 11 anni.

    Durante il minimo il Sole è senza traccia di macchie anche per molte settimane, mentre all’epoca del massimo si possono osservare da 10 a 20 gruppi di macchie sulla sua superficie.
    Generalmente i passaggi dal minimo al massimo avvengono tanto più velocemente quanto più quest’ultimo sarà alto. L’ultimo massimo si è verificato nel 2002, quindi il prossimo ricorrerrà nel 2013.

    Data di pubblicazione: 6 Luglio 2003

    Prossimo articolo: Particolarità delle macchie solari

    Altervista astronomia

  2. Ogni 11 anni circa il Sole subisce un mutamento nella sua attività. E’ il noto ciclo undecennale di Schwabe, nel quale si alterna una fase di massimo solare e una fase di minimo. Durante il massimo solare e in prossimità dello stesso, il Sole appare punteggiato da numerose regioni attive lungo la fotosfera che, periodicamente, danno luogo a brillamenti ed espulsioni di massa coronale nello spazio. Talvolta dirette anche verso il nostro pianeta e oltre. Tuttavia, i suoi tempi sono tutt’altro che precisi. Gli esseri umani monitorano regolarmente il ciclo di Schwabe dal lontano XVII secolo, periodo nel quale si è notata una netta flessibilità: il ciclo più protendersi anche sino a 14 anni e invertirsi solo dopo 9, rendendo difficili le previsioni deterministiche. E inoltre, perché le macchie compaiono solo a latitudini inferiori a circa 30 gradi sia nell’emisfero nord che quello sud del Sole? E qual è il meccanismo che produce l’inversione della loro polarità in occasione del passaggio da un ciclo al successivo? Ora, i ricercatori del National Center for Atmospheric Research, hanno scoperto piccoli punti luminosi nell’atmosfera della nostra stella che ci permettono di osservare la costante del materiale all’interno del Sole. Questa caratteristica fornisce un nuovo modo di guardare l’evoluzione e il movimento dei campi magnetici. Storicamente, sin dalle prime osservazioni di Galileo, le macchie solari hanno rappresentano l’unico modo per capire i meccanismi interni del Sole e dei suoi cicli. Un set di dati che si perde nei secoli. Negli ultimi decenni, rendendosi conto che le macchie solari sono aree di campi magnetici intensi, i ricercatori sono stati anche in grado di includere osservazioni di misure magnetiche del sole da più di 90 milioni di miglia di distanza. Ma i processi che sviluppano le macchie solari non sono ben compresi e, molto meno, le leggi che governano la loro migrazione e ciò che spinge il loro movimento. Nel corso di un ciclo solare, le macchie solari tendono a migrare progressivamente verso basse latitudini, muovendosi verso l’equatore. La teoria prevalente è che due grandi anelli simmetrici di materiale in ciascun emisfero solare, agendo come enormi nastri trasportatori, le spazzano dai poli all’equatore, dove affondano più in profondità e poi si fanno strada costantemente indietro ai poli. La teoria suggerisce, inoltre, che le macchie solari si muovono in sintonia con questo flusso; ma c’è molto che rimane sconosciuto. Ad esempio, perché i tempi del ciclo sono così variabili? A partire dal 2010 il team ha iniziato il monitoraggio delle dimensioni delle diverse aree magneticamente equilibrate sul Sole, cioè, zone dove ci sono un numero uguale di campi magnetici uscenti ed entranti rispetto alla superficie. Oltre a individuare strutture già note, i ricercatori ne hanno trovato di più grandi, che possono arrivare ad estensioni pari al diametro di Giove. Ulteriori indagini basate sulle riprese della corona solare realizzate dalla sonda NASA Solar Dynamics Observatory (SDO) hanno evidenziato che in prossimità dei vertici di queste ampie aree appaiono, specie nella banda dei raggi X e dell’estremo ultravioletto, dei ‘punti luminosi’. Il passo successivo è stato quello di provare a ricostruire i moti di queste macchie brillanti, recuperando informazioni dagli archivi della storica missione SOHO e della più recente SDO. Ciò che è emerso è la presenza, in ciascun emisfero, di diverse bande composte da questi punti luminosi che nel tempo si muovono verso l’equatore solare, seguendo lo stesso andamento delle macchie solari. Queste bande, una volta formatesi a latitudini relativamente alte e ciascuna con polarità opposta rispetto alla precedente, scendono costantemente verso l’equatore. In tale configurazione, speculare tra i due emisferi, le linee del campo magnetico che connettono bande magnetiche contigue e di segno opposto sono relativamente brevi e ordinate, con la conseguenza di produrre un basso numero di macchie e di riflesso una limitata attività. Con il trascorrere del tempo, quando in prossimità dell’equatore bande di polarità opposta provenienti dai due emisferi si avvicinano e vengono in contatto, si annullano a vicenda e scompaiono. Quelle che rimangono si trovano tra loro più lontane e le linee di campo magnetico che le connettono sono molto più lunghe. Una configurazione che consente così una crescita più rapida delle macchie solari, l’aumento del loro numero e, di conseguenza, dell’attività solare. Il ciclo che intercorre tra la formazione delle bande, il loro arrivo in prossimità dell’equatore e poi loro scomparsa è stato misurato avere una durata media di 19 anni, ma può variare tra 16 e 21 anni. Per gli autori dello studio è proprio questo intervallo temporale che definisce correttamente l’intero arco del ciclo solare. La crescita dura così a lungo, però, perché il processo di generazione di un nuovo gruppo di polarità opposta ha già iniziato ad alte latitudini. Quando quella nuova comincia ad apparire, il complesso collegamento a quattro bande ricomincia e il numero di macchie solari inizia a diminuire sulle bande basse latitudini. In questo scenario, è il ciclo della banda magnetica che definisce veramente l’intero ciclo solare. “Così, il ciclo solare di 11 anni può essere visto come la sovrapposizione tra due cicli molto più lunghi“, ha detto Robert Leamon, co-autore dello studio alla State University di Bozeman e della NASA a Washington. Il nuovo modello concettuale fornisce anche una spiegazione del perché le macchie solari sono intrappolati sotto i 30 gradi e il motivo per cui bruscamente cambino segno. Questo lavoro prevede che il Sole rientri nel minimo solare nella seconda metà del 2017, con le macchie solari del ciclo successivo che dovrebbero apparire verso la fine del 2019. Nel frattempo, a prescindere dal fatto che la nuova ipotesi fornita da McIntosh e dei suoi colleghi sia corretta, tali modelli avanzati ci dicono di più sulle altre stelle, portando ad una migliore comprensione dell’attività magnetica di corpi più esotici e lontani del nostro universo.

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