L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
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La fotosfera

DI ALESSANDRO GUATTERI

La fotosfera

 

Al di sotto della cromosfera, con i suoi 15.000 Km di spessore, avanguardia dell’alta atmosfera solare rappresentata dalla più vasta e strutturata corona, si trova uno sottile strato di plasma, di soli 400 Km di spessore, che costituisce la separazione tra interno ed esterno della stella Sole: la fotosfera.
La temperatura in questa zona, che costituisce lo strato visibile ai nostri occhi in luce bianca, è dell’ordine di 6.000 gradi centigradi (circa 6x103 K) con una pressione di 10-8 atmosfere ed una densità di 8x10-8 g/cm3. La distanza dal centro è di 696.000 Km. 
La luce che ci proviene dal Sole, s'origina proprio in questo straterello in cui, a differenza delle regioni interne, l’opacità tende a zero e quindi i fotoni possono sfuggire nello spazio.
Naturalmente la sorgente dell’energia rilasciata non è nella fotosfera, ma risiede nelle reazioni nucleari che si sviluppano nel nucleo dove si producono i fotoni gamma ad alta energia, che a causa dei continui assorbimenti e remissioni che debbono subire nella materia opaca dell’interno solare, impiegano qualcosa come 11.000 anni per giungere in superficie.
Questo lunghissimo cammino fa perdere energia ai fotoni gamma e li trasforma in luce visibile, che emerge in fotosfera e che noi vediamo 8,3 minuti dopo, quando ha percorso la distanza Sole-Terra.
In fotosfera si possono osservare tre tipi di fenomeni caratteristici: la granulazione, le macchie solari e le facole fotosferiche.

Granulazione

 

 LA GRANULAZIONE 

 
La granulazione è dovuta ai moti convettivi presenti nello strato fotosferico. Si presenta in forma di granuli luminosi, solitamente tondeggianti od esagonali, e sono sezioni delle correnti convettive presenti con dimensioni dell’ordine di circa 700 Km ed una temperatura da 100 a 200 gradi superiore a quella circostante. I granuli compaiono e si dissolvono con una vita media di 9 minuti; sono particolarmente evidenti nei periodi di minimo dell’attività solare, e rappresentano la sommità delle “celle di convezione” sottostanti la fotosfera che trasportano in modo turbolento l’energia verso l’alto, dalle regioni più interne del Sole, esattamente come le bolle che si notano nell'acqua portata allo stato di ebollizione in una pentola. 
Le zone intergranulari più scure, rappresentano regioni di plasma più freddo, che scende verso l’interno. Si stima che ad ogni istante siano presenti almeno 4 milioni di granuli sulla superficie del Sole. Esistono in ogni modo anche dei moti turbolenti su scala più ampia, che danno origine alla cosiddetta supergranulazione.

Supergranulazione Crediti SOHO

Nella fotografia, a sinistra, ripresa dalla sonda SOHO con lo strumento SOI/MDI l'immagine consente di apprezzare la configurazione dinamica della supergranulazione solare. I colori non indicano l'intensità dell'emissione luminosa, ma la velocità in avvicinamento (i colori scuri) o in allontanamento (quelli chiari). Ai bordi il campo di velocità è ben definito, perché quello che lo strumento registra è la velocità di scorrimento orizzontale della materia emersa in fotosfera, mentre al centro del disco la situazione è più confusa: la componente della velocità nella direzione dell'osservatore terrestre è infatti molto prossima a 0. 
E’ possibile studiare l’evoluzione della granulazione, ed è affascinante osservare questo ribollimento della fotosfera che mostra i moti dinamici cui è soggetto il gas. 
 
METALLICITA'  E GRANULAZIONE: Attraverso la granulazione è possibile dedurre molte caratteristiche di una stella, quali gravità superficiale, temperatura, raggio e metallicità (abbondanza di elementi più pesanti di elio e idrogeno), sebbene il ruolo della metallicità sia nettamente più complesso da scoprire. Uno studio pubblicato in anteprima su arXiv a firma di E.Corsaro di INAF ha evidenziato, a luglio 2017, i risultati sulla granulazione e la metallicità di 60 giganti rosse appartenenti a stessi ammassi stellari (NGC 6791, 6819 e 6811), in modo da omogeneizzare composizione chimica (e appunto metallicità) e età.  Quattro anni di osservazione di Kepler unitamente a survey spettroscopica di Apogee e alle evidenti oscillazioni in grado di calcolare al meglio la gravità superficiale hanno consentito di isolare in maniera abbastanza precisa il ruolo giocato dalla metallicità. Proprio la metallicità sembra avere un ruolo decisamente preponderante tra tutte le altre grandezze in gioco: all'aumentare della metallicità aumenta l'ampiezza del segnale della granulazione e diminuisce la frequenza, a indicare un rallentamento nella granulazione stessa. Altro risultato mostra come i risultati non dipendano dall'età stellare, legando la granulazione esclusivamente alle condizioni atmosferiche e non a quelle interne. 

 

 


LE MACCHIE SOLARI

 
Le macchie solari , osservabili nella lunghezza d’onda del visibile, e quindi anche attraverso un filtro per schermarne la fortissima e pericolosissima luce, sono punti o macchie scure sul disco del Sole e sono costituite da una zona oscura centrale con una temperatura di 4.600 K (inferiore dunque ai 6.000 K della fotosfera, chiamata “ombra” circondata da una regione più chiara, detta “penombra”, di luminosità intermedia fra ombra e fotosfera, che presenta una struttura di filamenti a raggiera chiamati “fibrille”. 
La macchia solare è dunque una zona tranquilla rispetto alla fotosfera turbolenta, perché l’intenso campo magnetico ad essa associato inibisce la convezione della sottostante zona convettiva.
Il gruppo di macchie ripreso il 7 aprile 1947 da Monte Wilson e Monte Palomar


Le dimensioni di una macchia singola possono raggiungere i 10.000 Km (quasi un diametro Terrestre), ma un gruppo, un aggregato di macchie, può arrivare fino ad oltre 100.000 Km d'estensione; da 50.000 Km in su sono osservabili anche ad occhio nudo, specialmente nei periodi di massima attività solare, sempre attraverso un filtro od un vetro oscurato come quello delle maschere da saldatore: L’unità di misura di estensione dei gruppi di macchie solari in fotosfera è il milionesimo di emisfero solare (1 mesv = 3 milioni di Km quadrati).
La fotografia, al lato (sinistra) con il sottostante particolare del gruppo di classe F, è stata ripresa il 7 Aprile 1947 dagli Osservatori di Monte Wilson e Monte Palomar e rappresenta il più grande gruppo mai registrato in fotosfera e denominato Greenwich 1488603.
Le macchie sono relativamente immobili rispetto alla fotosfera e prendono parte alla rotazione solare.


Misure spettroscopiche basate sull’effetto Zeeman confermano l’esistenza in esse d'intensi campi magnetici (da un centesimo, fino a diversi decimi di Tesla, in altre parole, da qualche centinaio a più di 10.000 volte il campo magnetico della Terra), la cui intensità è correlata con l’area.
Significa che le macchie solari sono le sezioni di un tubo di flusso magnetico emergente in fotosfera dalle zone sottostanti.
I forti campi magnetici tendono a sopprimere i moti convettivi, impedendo al gas di muoversi perpendicolarmente alle linee di forza: il gas caldo ascendente non può fluire orizzontalmente per poi ridiscendere, una volta raffreddatosi, e completare il ciclo convettivo. Le macchie sono regioni relativamente calme nella fotosfera turbolenta, proprio perché la convezione è inibita. Mancando la convezione, il trasporto dell’energia avviene per radiazione ed è quindi meno efficace; per questo la macchia appare oscura. Il flusso emesso dalla macchia è circa il 40% di quello emesso dalla fotosfera.
Essendo dunque legate ai flussi e campi magnetici, la presenza delle macchie solari, il loro numero e la quantità media sulla fotosfera, rappresenta uno degli indicatori diretti, in quanto facilmente visibili, dell’attività solare in un determinato periodo.
Le zone delle macchie solari, ognuna a sé stante, hanno poi una loro evoluzione: la nascita della macchia, suo sviluppo con la formazione di una seconda macchia di polarità opposta alla precedente (ricordiamoci sempre che sono generate da campi magnetici sottostanti) ed altre, più o meno numerose, vicino alle due principali, costituendo dunque un gruppo; col tempo assisteremo al processo inverso cioè il declino del gruppo con conseguente scomparsa delle varie macchie, ed infine la completa chiusura del poro che non lascia alcuna traccia sulla fotosfera.
Naturalmente più il gruppo sarà grande e ricco di macchie, più a lungo nel tempo durerà il suo processo evolutivo.
Da lunghi periodi di osservazione, si è anche riscontrata l’evoluzione della struttura del gruppo, tanto che il professor M. Waldmeier, direttore dell’Osservatorio Astronomico di Zurigo, nel 1955 ha ritenuto utile suddividere i vari gruppi caratteristici in 9 CLASSI, attribuendovi lettere dell’alfabeto: (A, B, C, D, E, F, G, H, J) per rappresentare i vari stadi degli stessi; tale metodologia è nota come “Classificazione di Zurigo modificata”:
Classificazione dalle macchie















Solo il 2% dei gruppi raggiunge lo stadio evolutivo F.
Oltre alla classificazione in gruppi sopraccitata, l’attività solare fotosferica può essere quantificata con un “dato” o “numero” giornaliero, che, raccolto nel tempo, ci indicherà l’entità dell’attività solare.
Il numero di Wolf, calcolabile con una semplice formula introdotta nel 1948 dall’astronomo di Berna Rudolf Wolf (1816 - 1893), è appunto un dato abbastanza significativo dell’attività solare, anche se non determinante, poichè, mentre noi stiamo calcolando il numero di Wolf sul lato del Sole osservabile in quel momento, nel calcolo ipotizziamo uno scarso numero di macchie presenti sul lato non osservabile del Sole.
Le medie di Z che tengono conto invece della rotazione del Sole, come quelle mensili o meglio ancora quelle annuali, indicano invece esattamente l’andamento dell’attività solare.

Il numero di Wolf si calcola con la seguente formula:    Z = ( 10 g + s) KS

dove per si intende il numero dei gruppi di macchie osservabili sul Sole (considerando che una macchia isolata classe A1, fenòmeno -come abbiamo detto- non raramente osservabile, va considerata come 1 gruppo composto da 1 macchia);
per s (spoot) si intende il numero delle macchie complessivamente osservabili (nell’esempio precedente 10x1+1 = 11);
il “10” è un peso arbitrariamente dato da Wolf al numero dei gruppi, dato che ha maggiore importanza come indicatore di attività;
K ed S sono due coefficienti di correzione:
K è relativo al diametro dello strumento usato e vale 1 quando questo ha un diametro di 80mm (tale strumento era quello utilizzato da Wolf), ed aumenta con il diminuire del diametro e diminuisce in caso contrario;
S tiene invece conto delle condizioni del cielo al momento dell’osservazione e di un’eventuale costante personale dell’osservatore;
è opportuno inserire questa correzione in osservazioni di particolare rilievo, ma in generale basta indicare com’era il seeing al momento del calcolo di Z.
 
L’osservazione delle macchie solari e la riduzione dei dati sul numero di Wolf, permetterà inoltre a distanza di anni di osservare una costante risalita o discesa da un minimo di macchie ad un massimo e/o viceversa per un periodo undecennale, già evidenziato peraltro attorno al 1837 da un farmacista tedesco che si dilettava di astronomia, di nome Heinrich Schwabe, il quale dal 1826 iniziò ad annotare pazientemente giorno per giorno il numero di macchie presenti sul Sole per un periodo di 17 anni, evidenziando in questo modo il ciclo solare undecennale.
 
Credit NASA/GSFC/Solar Dynamics Observatory
 
Credit NASA/GSFC/Solar Dynamics Observatory
 
L'immagine in alto, ripresa tramite il Solar Dynamics Observatory, mostra un evento piuttosto raro: un filamento scuro che circonda una regione attiva (29-31 ottobre 2017). Si tratta di strutture solitamente allungate che soltanto in pochissime occasioni vengono a creare una sorta di circolo. L'area scura a sinistra della regione attiva è un buco coronale, una regione magneticamente aperta del Sole. L'immagine è presa in estremo ultravioletto.

CICLO SOLARE UNDECENNALE

Heinrich Schwabe, poté così constatare che a partire da un valore minimo, il numero di macchie aumentava rapidamente nel corso di 4,6 anni fino a raggiungere un valore massimo per poi diminuire gradualmente per 6,4 anni verso un secondo minimo e quindi aumentare nuovamente (figura a sinistra).  
Poiché il periodo che intercorre fra due minimi consecutivi è dell’ordine di 11 anni e tale andamento medio si ripete ciclicamente, si parla di “ciclo solare undecennale”. 
Le osservazioni fotosferiche indicano anche che le macchie non compaiono sul disco solare in modo casuale, bensì entro una fascia di latitudine compresa tra 10 e 40 gradi in ciascun emisfero e precisamente all’inizio di un ciclo solare esse appaiono alle latitudini più elevate della fascia, mentre a fine ciclo si notano a quelle più basse, cioè nei pressi dell’equatore solare. Tale sistematico comportamento fu scoperto nel 1861 da F.G.W. Spoerer, anch’egli dilettante, e per questo prende il nome di “legge di Spoerer”.
 
 






Inoltre seguendo la rotazione delle macchie solari disposte a diverse latitudini Richard Carrington poté verificare nel 1863 che il Sole è soggetto ad una “rotazione differenziale”: le regioni equatoriali solari ruotano più rapidamente ( 25 giorni) di quelle polari ( 36 giorni ).











Da allora le rotazioni solari si numerano convenzionalmente a partire da quella che Carrington osservò il 9 Novembre 1853 definendola quindi la  N° 1.

 
Secondo la teoria di Parker e Badcock, il campo magnetico poloidale subfotosferico, subisce anch’esso l’azione della rotazione differenziale che ne trascina le linee di forza e le deforma addensandole in tubi di flusso toroidale disposti parallelamente all’equatore. Il debole campo magnetico poloidale viene così trasformato in una serie di intensi campi magnetici toroidali orientati in direzione Est-Ovest, da cui avranno origine le macchie solari quando essi affioreranno in superficie per un fenòmeno di galleggiamento.
Il ciclo di undici anni non è prerogativa del nostro Sole (Astronomy & Astrophysics, 09 2017): le stelle con struttura interna uguale a quella del Sole producono un campo magnetico analogo, ma monitorando l'attività cromosferica di stelle simili  tramite il telescopio di Mt. Wilson è stato osservato che il 60% delle stelle studiate presenta un ciclo, la cui durata varia però da 2.5 a 25 anni.
Diverso il discorso sull'attività coronale, osservabile a raggi X: lo studio di 15 anni operato da XMM Newton sul sistema binario di stelle solari HD 81809 (sistema molto ampio, approssimabile a stelle singole) ha mostrato una attività ciclica di sette anni, simile al ciclo di attività cromosferico, rivelando una attività del tutto simile a quella del nostro Sole.
 
Andamento dei cicli solari e del minimo in microonde
 
Andamento dei cicli solari e del minimo in microonde
 
Mentre i massimi di ciascun ciclo sembrano variare di volta in volta, lo stesso non si può dire dei minimi (NAOJ - The Astrophysical Journal - Novembre 2017): così recita uno studio basato sui dati a microonde di oltre sessanta anni portato avanti dal 1957 al Toyokawa Branch of the Research Institute of Atmospherics, Nagoya University, e dal 1994 al NAOJ Nobeyama Campus. I dati mostrano come i minimi degli ultimi cinque cicli abbiano fornito lo stesso livello di emissione a microonde. Si tratta di un trend inatteso e raro da seguire per un tempo così lungo e che rivela molti più dettagli sui cicli solari, anche perché le microonde vengono osservate anche in presenza di un cielo nuvoloso cosa che non può valere per le macchie solari, prese da sempre come riferimento per lo studio dei cicli solari. 

CAMPO MAGNETICO DELLE MACCHIE E RELATIVO CICLO SOLARE VENTENNALE

 
Per millenni gli unici effetti noti di campi magnetici naturali sono stati quelli associati alle proprietà magnetiche della magnetite e della Terra.
La scoperta della presenza di campi magnetici nelle macchie solari è una fra le più rilevanti, non soltanto nella storia della fisica solare, ma anche in quella dell’astronomia e della fisica stessa. In fisica solare costituisce infatti la base per ogni tentativo inteso alla determinazione dei meccanismi che producono le macchie solari ed il Ciclo undecennale di attività. L’importanza per l’astronomia è invece dovuta al fatto che con essa si è accertata l’esistenza di altri campi magnetici cosmici oltre a quello terrestre.
Inoltre questa scoperta ha aperto nuove strade alla ricerca astrofisica, dimostrando la possibilità del “telerilevamento” di campi magnetici cosmici dall’analisi di effetti spettroscopici.
Infine, la scoperta dei campi magnetici nelle macchie solari segna la data di nascita della fisica del plasma e della magnetoidrodinamica e cioè di quei capitoli della fisica che studiano il comportamento dei gas ionizzati permeati da campi magnetici.
La condizione fondamentale dunque per la formazione di una regione attiva, quindi anche delle macchie solari, è l’aumento di intensità del campo magnetico locale, che in seguito produrrà e controllerà i fenomeni transienti. Quindi il processo di formazione inizia con l’emersione di un campo magnetico in una zona della fotosfera e la tendenza osservata indica che vengono privilegiate le zone che erano sede di regioni attive precedenti.
Questo non significa però che si tratta della riorganizzazione di campi superficiali preesistenti, anzi si tratta proprio di un nuovo flusso magnetico emergente.
Più che le osservazioni fotosferiche in luce bianca, sono le osservazioni cromosferiche in luce monocramatica che permettono di studiare in modo più diretto la geometria dei campi magnetici (cromosfera). 
Sin dal 1866, anno in cui J.N. Lockyer aveva iniziato lo studio spettroscopico delle macchie, era risultato che alcune righe spettrali mostravano una strana forma a fuso. Nel 1892 C.A. Young aveva scoperto invece che alcune righe del ferro apparivano singole se osservate nella fotosfera imperturbata ed apparivano doppie se osservate nelle macchie.
Contemporaneamente, o meglio nel 1891, George Ellery Hale aveva scoperto quelle strutture, sovrastanti le macchie, oggi note come facole cromosferiche appunto, in luce di calcio (Ca).
Nelle foto, Hale rilevò la presenza di uno o più filamenti sul disco, detti “protuberanze”, aventi una struttura vorticosa che tende ad avvolgersi attorno alle macchie.
Queste osservazioni ed altre successive, unite ad idee a quel tempo prevalenti sulla struttura delle macchie, indussero Hale a ritenere che le macchie solari potessero essere dei tornado simili a quelli che si sviluppano nell’atmosfera terrestre. In questa ipotesi gli elettroni, sicuramente presenti nell’atmosfera solare data la sua rilevante temperatura, avrebbero partecipato al moto vorticoso del tornado dando origine ad una corrente elettrica cui avrebbe dovuto essere associato un campo magnetico.
In base a ben note leggi fisiche, le linee di forza di questo campo magnetico avrebbero dovuto coincidere con l’asse del tornado (ossia della macchia). Hale si aspettava allora che osservando una macchia solare lungo il suo asse si sarebbe dovuto rilevare un effetto Zeeman longitudinale, ipotesi confermata da osservazioni spettrografiche di macchie solari, eseguite nel giugno 1908.
Inoltre nelle due macchie che presentavano una circolazione in opposte direzioni anche il campo magnetico risultò, dall’analisi dello stato di polarizzazione delle due componenti Zeeman della riga, diretta in senso opposto, proprio come richiesto dalle note leggi dell’elettromagnetismo. Successivamente, lavorando anche con la torre solare di 45m, Hale riuscì a dimostrare che nei gruppi di macchie in cui era possibile individuare una macchia predominante ad ovest detta “precedente”, nel senso della rotazione solare, ed una ad est, detta “seguente”, quasi sempre nell’emisfero nord la macchia precedente aveva una polarità negativa, con le linee di forza entranti nel Sole e la macchia seguente una polarità positiva con le linee di forza uscenti, mentre nell’emisfero sud le polarità erano invertite.
La situazione si mantenne inalterata per tutta la fine del ciclo, mentre nel 1913, all’inizio del ciclo successivo, Hale rivelò che essa si era invertita. 
Si cominciò quindi ad attribuire la configurazione sopra descritta ai cicli solari di numero pari, cioè in quello in cui ci si trovava in quel momento (ed in quello attuale il 24esimo in cui ci troviamo ora), mentre s’invertiva nei cicli solari dispari.

Era stata così scoperta l’esistenza di un ciclo magnetico nelle macchie solari di 22 anni, fondamentale per ogni tentativo di interpretazione del ciclo undecennale di attività solare.
Alla base di tutta la formazione delle macchie solari, vi è probabilmente, l’azione combinata della convezione subfotosferica e della rotazione differenziale del Sole che insieme al campo magnetico, successivamente alla formazione delle facole cromosferiche come detto sopra, originano “cappi magnetici” spinti ad emergere in fotosfera, che si espandono poi verso la cromosfera a causa della diminuita pressione del gas.
Un tubo di flusso magnetico subfotosferico (1) viene spinto verso l’alto dai moti del gas (2) fino ad affiorare in fotosfera (3).
Le linee di forza che costituiscono il tubo di flusso fuoriescono dalla fotosfera dando origine ad una macchia di polarità magnetica negativa e ad una macchia di polarità magnetica positiva nelle due zone di emersione. Il tubo di flusso magnetico, che collega le due macchie, si estende verso la cromosfera assumendo una forma di “cappio” (loop magnetico). Al momento della fuoriuscita in fotosfera del campo magnetico il punto di affioramento appare come una piccola macchia scura con dimensioni di 2500 Km circa detta “poro”. Se il poro non scompare nel giro di qualche giorno, successivamente, con l’innalzamento del cappio e la comparsa della regione bipolare, si osservano in fotosfera due macchie scure che spiccano fra la granulazione ed in cromosfera, inoltre, si evidenziano le linee dei campi magnetici. Tale configurazione magnetica bipolare tende a ingrandirsi a formare il gruppo, stirarsi a causa della rotazione differenziale ed evolversi secondo la classificazione di Waldemeier.
Il punto di affioramento appare come una piccola macchia scura con dimensioni dell’ordine di 2500 Km ed un campo magnetico maggiore di 0,14 Tesla, (detta poro).
Un poro può scomparire dopo qualche giorno oppure, come si è già detto, più pori possono assumere una configurazione magnetica bipolare, per poi ingrandirsi a formare un gruppo, stirarsi a causa della rotazione differenziale ed evolversi secondo la classificazione di Waldemeier e gli schemi già descritti.
Non è ancora chiaro il processo che conduce alla disgregazione del gruppo, più lenta della crescita, ma si ritiene che i moti fluidi connessi alla supergranulazione abbiano un ruolo importante.
Tutti i dati osservativi finora ottenuti con le tecniche più diverse hanno comunque permesso di costruire solo un quadro piuttosto approssimativo del fenòmeno “regione attiva”, indicate con numero di longitudine e latitudine, poichè esso è in realtà un insieme di fenòmeni per nessuno dei quali esiste ancora una teoria definitiva.

 

LE FACOLE FOTOSFERICHE

 
Nelle regioni circostanti la macchia vi è spesso un aumento della convezione, che compensa parzialmente la diminuzione di flusso energetico entro la macchia. Compaiono allora le facole fotosferiche, regioni appunto più luminose visibili solo al lembo del disco solare, frequentemente intorno ai gruppi più consistenti. 
La loro temperatura è di qualche centinaio di gradi superiore a quella fotosferica, mentre il flusso è mediamente maggiore di quello fotosferico solamente per un 10%.
Le facole fotosferiche e le macchie solari possono coesistere, ma si osservano anche zone facolari isolate, un po’ come per la cromosfera, anche se meno evidenti rispetto a quelle di quest’ultima regione. 
Nelle zone focolari fotosferiche viene emessa anche parte di quell’energia che non ha potuto essere emessa sotto forma di radiazione luminosa all’interno della macchia a causa della soppressione della convezione, mentre la restante parte di energia viene trasportata sotto forma di onde e può dare un contributo alla generazione delle eruzioni cromosferiche: i cosiddetti brillamenti.
 

Le cause di variabilità della luminosità

Granulazione solare
 
Il nostro Sole brilla di una luminosità variabile, anche se non ce ne accorgiamo. La variabilità di una stella è fondamentale per la ricerca degli esopianeti tramite il metodo dei transiti visto che un calo di luce può dipendere dal passaggio di un corpo celeste ma anche da una variazione della stella. Un team di scienziati del Max Planck Institute for Solar System Research ha analizzato i dati di SDO e di SOHO (Nature, Agosto 2017), in un periodo temporale di 19 anni, per cercare di comprendere la variabilità del Sole, partendo dalla variabilità di pochi minuti a quella di anni, e soprattutto quali siano i processi che la determinano al fine di elaborare un modello previsionale da testare, innanzitutto, con le variazioni passate. 
I processi dominanti della variabilità solare sono essenzialmente due: uno di breve periodo legato alla granulazione, quindi alle sacche di plasma che risalgono dall'interno caldissime, si raffreddano e sprofondano di nuovo nell'interno del Sole, e uno di periodo superiore legato all'attività del campo magnetico che sfocia nella presenza di macchie solari più o meno grandi. In entrambi i casi è la differente temperatura della granulazione e delle macchie a determinare quindi i processi che rendono il Sole una stella a luminosità variabile, seppure in misura ridotta. 
 
L'articolo è di Alessandro Guatteri, membro dell' Associazione Reggiana di Astronomia (A.R.A.)
 
 
 
 



Bibliografia
 
Mauro Messerotti - Astronomia: Dalla Terra ai confini dell’Universo - Gruppo Editoriale Fabbri - 1991
Giovanni Godoli - Campi magnetici nelle macchie solari - L’Astronomia n°48 pg.6- Edizioni Media Presse S.r.l. - Milano - Ottobre 1985
Corrado Lamberti - Vai Ulysses ! - L’Astronomia n°105 pg.5 - Edizioni Media Presse S.r.l. Milano - Dicembre 1990
Scilla Marzolla - Raggi cosmici cosa ha scoperto Ulysses - L’Astronomia n°161 pg.26 - Edizioni Media Presse S.r.l. - Milano - Gennaio 1996
Corrado Lamberti - SOHO sentinella del Sole - L’Astronomia n°166 pg.28 - Edizioni Media Presse S.r.l. - Milano - Giugno 1996
NASA
Fabbri Editori - Corso di Astronomia - Milano - 1984
Armando Curcio Editore – Astronomia alla scoperta del cielo - Roma

 

 

 


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