L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
Login  -  Registrati  -  Dimenticato i dati?

Attività solare

 

Fenomeni solari

Sebbene il Sole non abbia una superficie propriamente detta, essendo una massa di gas, sui suoi strati visibili, come fotosfera, cromosfera e corona, si verificano eventi degni di rilievo.

Granulazione e supergranulazione

Sono fenomeni della fotosfera e rappresentano la parte visibile delle correnti convettive. Si tratta di macchie più chiare (correnti in ascesa, più calde) e più scure (correnti in discesa, meno calde) mutevoli per forma e dimensione. Il diametro di ciascun granulo è compreso in media tra 300 e 1000 chilometri, ed ha una vita che non dura più di 5 minuti. I granuli presenti vicino le macchie solari hanno forma più allungata, a causa della distorsione indotta dai campi magnetici. I granuli chiari hanno una temperatura più alta, come detto, di quelli più scuri e la differenza è intorno ai 100-300 K, con differenza di luminosità del 15-20% circa. Il gas in ascesa ha una velocità, misurata con effetto doppler, di circa 300 m/s, quindi molto alta.
Tra i granuli a volte ci sono punti più scuri, isolati, detti pori: la loro vita è breve ma a volte si trasformano in vere e proprie macchie solari.
I granuli, a volte, si associano dando luogo a macchie più grandi e luminose: si parla in tal caso di supergranulazione. Il diametro raggiunge i 30.000 chilometri e la durata raggiunge anche le 24 ore terrestri.

Facole

Facole solariSi tratta di fenomeni tipici della fotosfera e della cromosfera, piccole luci associate alle macchie anche se non disdegnano di comparire in prossimità dei poli solari (fino a 80° circa). Solitamente le facole sopravvivono alle macchie, perdurando anche quando queste sono ormai scomparse. Si tratta di masse gassose più calde di quelle circostanti, luminose quanto il centro solare o quasi e quindi più visibili quando compaiono lungo il bordo esterno della stella, dove la fotosfera è meno luminosa (si parla di oscuramento al bordo). Al centro del disco solare appaiono, con appositi filtri H-alfa, più grandi ma è solo un dato prospettico.

Macchie solari

Note da centinaia di anni, fin dagli astronomi cinesi, dal momento che macchie visibili ad occhio nudo, e quindi del diametro di 45.000 chilometri, si verificano in media ogni 11 anni.
Le macchie sono tipici fenomeni della fotosfera e, come si può invece pensare, non sono porzioni di fotosfera più scure, ma soltanto più fredde (4500°K circa) e che, quindi, sembrano più scure.
In realtà il distacco non è netto, dal momento che intorno alla macchia c'è un alone di temperatura intermedia (5500°K), e quindi anche di colore intermedio. La parte più fredda e più scura è detta ombra (già questa, da sola, sarebbe comunque più brillante della Luna piena) , la parte intermedia è la penombra. Proprio questa sfumatura di colore, dal chiaro al centro, fece pensare ad una forma ad imbuto delle macchie (effetto Wilson), cosa che invece è da escludersi alla luce dei dati delle sonde: le macchie hanno, o dovrebbero avere, un aspetto tendenzialmente bidimensionale e quindi non dovrebbe trattarsi di buchi.
Le macchie sembrano formarsi a causa dei campi magnetici che impediscono al materiale solare interno di affiorare in superficie, tuttavia la ragione della loro esistenza è ancora molto dibattuta. Le cause più indiziate, e opposto, sono il blocco della convezione, causato da perturbazioni nel campo magnetico, e l'intensificazione della convezione: i moti convettivi nelle macchie sarebbero così efficienti da disperdere più energia di quanta ne venga rifornita dagli strati sottostanti.
Ogni macchia ha una estensione che arriva fino a 70.000 Km, sebbene la media sia di 13.000 chilometri (non è poco, è come il diametro terrestre!), e si muove sulla fotosfera sia per un proprio movimento sia per la rotazione solare.
Le macchie isolate sono rare: spesso sono raggruppate e nascono dall'aggregarsi dei pori. Si formano nella fascia compresa tra 40°N e 40°S, in genere sotto i 30°. Sopra i 40° si verificano, a volte, macchie piccole e veloci nello sparire.
Le macchie solari sembrano cicliche, con un periodo intorno agli 11 anni. Durante questo periodo, le macchie vanno da un minimo ad un massimo di attività, passando da una totale assenza ad un numero anche di venti o più. In realtà il periodo non è così preciso: c'è stato un periodo di 75 anni con totale assenza di attività solare, come vedremo a breve.

Brillamenti o flares

Flare solariSpesso le macchie solari sono associate a fenomeni quali i brillamenti, che di conseguenza sono proporzionali al numero di Wolf (che misura proprio l'attività solare): in pratica, un brillamento è una variazione positiva di luminosità sottoforma di eruzione che coinvolge regioni molto estese. L'eruzione è avvisata da una intensificazione di emissione di Raggi X, ultravioletto e H-Alfa (riga di emissione dell'idrogeno). Il brillamento dura da qualche minuto a più di un'ora, anche se la parte più evidente è comunque di pochi minuti. I brillamenti emettono molte onde radio: gli effetti arrivano sulla Terra sotto due forme. La prima forma è antipatica: un disturbo nei segnali radio su scala planetaria. La seconda forma è letteralmente spettacolare, perché produce le aurore polari.
Il plasma si riscalda lungo strutture ad arco dal diametro di 3000-4000 chilometri: in poco tempo e per poco tempo, piccole regioni della cromosfera diventano più luminose mentre miliardi di tonnellate di plasma vengono spinte a 500 km/s fino nella corona, dando vita ai fenomeni transienti che modificano la struttura in modo rapido. I getti gassosi sviluppano una energia pari a circa 1027 Joule, all'incirca quanto un numero di bombe atomiche compreso tra 50.000 e 500 miliardi!
I lampi, di forma allungata o tondeggiante, seguono precise fasi:

  • fase preparatoria: dura fino ad un giorno, durante questa fase si accumula energia magnetica, mentre aumenta il flusso di raggi X, UV e visibili;
  • fase del flash: dura pochi minuti e rilascia la metà dell'energia accumulata sottoforma di radiazione, soprattutto X ma anche gamma, e di energia cinetica di ioni ed elettroni che lasciano il Sole come vento solare alla velocità di 1500 km/s;
  • fase di decadimento: da 20 minuti a qualche ora, il resto dell'energia viene liberato sottoforma di radiazione.

Quando il Sole dà vita a esplosioni giganti come i flares, l'impatto sulla Terra è noto e utilizzando un numero elevato di osservatori è stato possibile osservare fenomeni prima nascosti (Novembre 2017 - Journal of Geophysical Research). Esistono delle oscillazioni durante un flare e queste oscillazioni sono risultate nella parte più estrema dell'ultravioletto: il Sole ha emesso un flare di classe X il 15 febbraio 2011 e proprio la concomitanza di più osservazioni ha consentito di evidenziare le oscillazioni. Ogni oscillazione può dire molto riguardo l'ambiente circostante o riguardo i meccanismi che la producono e al Goddard Space Flight Center sono riusciti a legare le pulsazioni in estremo ultravioletto a fenomeni della cromosfera. Oscillazioni erano state già osservate a livello di corona ma il caso del 2011 è stato osservato a frequenze che indicano una origine più profonda. Le osservazioni di GOES sono state avallate da quelle del Solar Dynamics Observatory (SDO). Uno studio collegato ha evidenziato, allo stesso tempo, un legame tra i flare solari e l'atmosfera terrestre, scoprendo che le pulsazioni nella ionosfera non fanno altro che specchiare le oscillazioni della radiazione X emessa dal Sole, in particolare facendo riferimento a osservazioni del flare del 24 luglio 2016. La radiazione X preme sulla ionosfera e dal momento che l'intensità varia, allora anche la quantità di ionizzazione nell'atmosfera varia in risposta. 

Flocculi

Fenomeni della bassa cromosfera, che necessitano di filtri speciali per essere visti, a particolari lunghezze d'onda. Si tratta di regioni piccole, con gas più caldo e, probabilmente, accompagnate da brusce variazioni del campo elettromagnetico.

Spicole o spicule

Fenomeni della cromosfera, nei pressi dei confini dei supergranuli dove il campo magnetico è più intenso e la temperatura più elevata. Si tratta di getti di gas spessi in media 800 chilometri, che si muovono verso l'esterno ad una velocità di circa 30 km/s, raggiungendo altezze di circa 6.000 chilometri prima di sparire in pochi minuti. Spesso sono intermittenti. Le più alte raggiungono anche i 50.000 chilometri.

Spicole viste da IRIS

Il primo a descriverle fu Padre Secchi nel 1877 mentre negli ultimi anni la fisica solare si è dedicata molto a questi fenomeni nel contesto del trasporto di energia nell'atmosfera stellare, indicando nelle spicole una delle fonti principali per il riscaldamento della corona a milioni di gradi. Nel 2017, Agosto, un team guidato da Juan Martinez-Sykora ha elaborato un modello per riprodurne la formazione e la propagazione, catturandone il legame con perturbazioni dei campi magnetici su piccola scala. I dati sono stati poi confrontati con quelli osservativi di IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph) della NASA, confermando quanto ipotizzato (Science). 

Protuberanze

ProtuberanzeUna protuberanza è un fenomeno eruttivo meno drastico di un brillamento, al quale spesso si accompagna. Si tratta di getti di materia che prendono una classica forma ad arco in grado di innalzarsi al di sopra della cromosfera. La loro durata va da qualche minuto a qualche mese. Si tratta dei fenomeni più spettacolari e dibattuti. Spesso sono costituite da materia coronale, con temperatura più bassa rispetto a quelle circostanti e più densa della corona. Nonostante la densità, le protuberanze sono comunque oggetti molto rarefatti: il volume medio è pari a quello di 1000 Terre mentre la massa è poco meno la massa di 20 chilometri cubici di acqua.
Variano forma continuamente e scambiano materiale con protuberanze vicine. Alte fino a 150.000 chilometri e con lunghezze che raggiungono i 300.000 chilometri e larghezze che arrivano a 40.000 chilometri, le protuberanze a volte esplodono per meccanismi ancora sconosciuti proiettando materiale a velocità di 400.000 chilometri al secondo! Ci sono vari tipi di protuberanze:

  • attive: subiscono i campi magnetici e sono legati in genere ad un gruppo di macchie, con evoluzione rapida;
  • quiescenti: evoluzione molto lenta, quasi imprigionate nel campo magnetico, conservano il loro aspetto per giorni ed a volte anche per la durata di più rivoluzioni solari;
  • eruttive: evoluzione veloce, sono quasi perpendicolari alla fotosfera e ricadono verso la cromosfera in poche ore;
  • loop: tipica forma ad anello chiuso, arco, a getto, a fontana o a ventaglio, visto che la materia si dispone lungo le linee di forza del campo magnetico;
  • a vortice: forma a spirale o a corda attorcigliata;
  • a getto (surge): getti di materia coronale che superano i 50.000 chilometri di quota a velocità di centinaia di chilometri al secondo.

L'attività solare è data in maniera grossolana dal numero di macchie che appaiono sul disco della nostra stella. Spesso le previsioni riguardanti l'attività solare sono state sbagliate: già il ciclo del 1959-1960, ad esempio, era stato previsto molto tranquillo ed invece rappresentò il più intenso registrato ad oggi. Era il 19° ciclo e portò un gran numero di macchie e tempeste solari. L'ultimo ciclo, quello che stiamo per lasciare, è il ventiquattresimo.

Non è banale il ciclo solare nella nostra vita di tutti i giorni, soprattutto con l'avvento delle tecnologie di comunicazione satellitari. Il vento solare, infatti, ha una influenza notevole sul funzionamento dei satelliti, sui sistemi energetici e su molti settori della nostra moderna società.

Cicli solari e numero di Wolf

Un ciclo solare è il motore che si trova alla base dei fenomeni solari quali macchie e tempeste magnetiche, ma anche brillamenti solari, espulsioni di massa coronale e frequenza delle aurore sulla Terra.

Si manifesta, quindi, sottoforma di vere e proprie macchie solari, più scure rispetto al resto del disco, che vanno e vengono con periodi medi di undici anni: in undici anni, in pratica, la presenza di macchie sulla superficie solare passa da un minimo ad un massimo fino ad un nuovo minimo. Un ciclo solare, in pratica, è il tempo intercorrente tra due minimi di attività solare. Undici anni, si è detto, è un tempo medio, visto che storicamente si è passati dai dieci anni fino ai dodici.
La regolarità nel comportamento delle macchie venne messa in risalto dal tedesco Heinrich Schwabe. Durante i massimi c'era una intensa presenza di macchie mentre la polarità del campo magnetico solare si indeboliva, in concomitanza con una maggior violenza del vento solare.
I minimi erano invece caratterizzati da un vento solare costante e tranquillo, nessuna macchia solare per intere settimane e un campo magnetico stabile:

  Vento solare Macchie solari Campo magnetico
Massimo Violente fluttuazioni Tante Polarizzazione ridotta
Minimo Tranquillo e costante Nessuna Stabile

Ora, chiaramente Schwabe non aveva i mezzi per misurare tutto questo, anche perché era un farmacista con la passione dell'astronomia. Ma a 43 anni si incuriosì del Sole e notò un massimo di macchie dal 1827 al 1830, con un successivo minimo nel 1833 ed un nuovo massimo nel 1837. Il tedesco allora si sbilanciò, prevedendo un nuovo massimo per il 1848. Il successo della previsione fece accostare a questo tipo di studio gli astronomi del tempo, che individuarono quindi con più accuratezza la durata del periodo.
Verso la metà dello stesso secolo (Ottocento), lo svizzero Rudolf Wolf determinò una formula per calcolare l'intensità dell'attività. La misura è espressa in Numero di Wolf e si basa sul fatto che le macchie appaiono spesso organizzate in gruppi.

R = k(10g+f)
dove R è il numero relativo, k è una costante strumentale, g è il numero dei gruppi di macchie, f il numero di macchie singole.

In pratica, il Numero di Wolf si ottiene moltiplicando per 10 il numero di gruppi di macchie presenti, aggiungendo poi il numero di macchie presenti in ciascuno dei gruppi stessi. Vengono in seguito introdotti calcoli per eliminare al calcolo le differenze dovute alle prestazioni degli strumenti utilizzati dai diversi osservatori.

In genere l'inizio di un ciclo solare è segnato dalla comparsa di macchie solari ad alte latitudini nord e sud, mentre man mano che ci si addentra e si va avanti con il tempo le macchie tendono a spostarsi verso latitudini più basse, prossime all'equatore solare durante le fasi di massimo. Segnando questa attività su un grafico, disegnando le macchie alle diverse latitudini in funzione del tempo, si ha quel che viene definito grafico a farfalla. 

Grafico delle macchie solari a farfalla

Non è raro che in determinati periodi esistano macchie ad alte latitudini associate a macchie a basse latitudini: accade quando un ciclo sta iniziando mentre l'altro sta finendo. 

Storia dell'attività solare

Andamento dei cicli solariI dati riguardanti le attività solari partono più o meno dal 1600. Potrebbe sembrare una discrepanza il fatto che soltanto nelle metà dell'Ottocento si scoprirono i cicli, ma non lo è. Se non ci fossero stati i dati, infatti, non sarebbe stato possibile estrarre una regola!
La regolarità degli undici anni, come detto, è data soltanto da un valore medio poiché il Sole non è così preciso in termini di minimi e di massimi.
Galileo Galilei ebbe appena il tempo di scoprirle al telescopio nel 1609, visto che subito dopo il Sole non presentò alcuna macchia per ben 70 anni, dal 1645 al 1715 in quello che è noto come Minimo di Maunder. Durante questo periodo si ebbe anche una piccola "era glaciale" sulla Terra, caratterizzata da temperature basse, raccolti andati a male e carestie. Altro minimo famoso è il Minimo di Danton, a cavallo tra il 1800, di una durata di una quarantina di anni.
Molti vedono legami tra l'attività solare ed il clima terrestre. In realtà qualche legame sembra esistere: si potrebbe pensare che in presenza di un maggior numero di macchie il Sole emetta meno radiazioni, visto che le macchie - scure - sono più fredde e comunque rappresentano un buco della zona radiativa solare. Invece non è così: più macchie portano a radiazioni maggiori.Intorno alle macchie, infatti, ci sono le faculae: regioni brillanti in grado di aumentare la radiazione solare. I dati precedenti al 1600 sono soltanto dedotti a partire da questa assunzione che lega temperature e attività solare. Così, studiando l'andamento delle temperature nel tempo ed altri fattori come i cerchi di accrescimento degli alberi o il nucleo dei ghiacci, si è giunti a ipotizzare che un altro minimo di notevole lunghezza sia stato raggiunto intorno al 1550, con una lunghezza addirittura di 150 anni.
Tra il 1100 ed il 1300, invece, dovrebbe essersi verificata una intensa attività solare. Dati alla mano, il Sole dovrebbe aver trascorso un settimo della sua vita in stato di assoluta quiete, quindi non è raro che attraversi una fase di minima attività.
Prendendo a riferimento i singoli anni di minimo, e contando i giorni in cui il Sole non ha presentato macchie rispetto ai giorni totali dell'anno, si risale al 1913 con una assenza di macchie estesa a 311 giorni su 365 (85% circa). Nel 2008 i giorni privi di macchie sono stati 266 (73%) mentre la proiezione del 2009, con i dati fermi a maggio, sono si 299 giorni senza macchie. Basti pensare che sui 140 giorni del 2009 fino a maggio, ben 115 sono stati privi di macchie.

Il ciclo 24

Le previsioni per il 24° ciclo solare sono state più volte riviste, con l'istituzione addirittura di un Cominato per la previsione da parte della National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA). Gli esperti, tuttavia, hanno portato a due previsioni nettamente in contrasto tra di loro, nel 2007.

Da una parte c'è la previsione di un picco intenso alla fine del 2011, dall'altra la previsione di un picco moderato intorno alla metà del 2012. Tutte e due le previsioni sono state diramate, a testimonianza del fatto che sappiamo ben poco dei meccanismi solari, dei cicli e delle loro cause. Del resto lo studio scientifico del Sole è iniziato soltanto con l'era spaziale e prima di allora, soltanto cinquant'anni fa, la nostra stella era abbastanza trascurata dagli astronomi.

Le linee rosse del grafico posto di fianco rappresentano le due distinte previsioni dei due gruppi di scienziati del NOAA, ed evidenziano proprio gli andamenti delle previsioni. Un picco più alto e ristretto nel 2011 per il primo gruppo, un picco più basso e largo, con punta al 2012, per il secondo gruppo.

Ciclo 24 di attività solare

Tutti e due i gruppi di scienziati che hanno portato a teorie diverse, tuttavia, hanno qualcosa in comune: hanno già sbagliato. Infatti, si attendevano un minimo nel 2008 ed una risalita immediata, che invece non c'è stata. La prima parte del 2009 è stata anche minore rispetto al 2008. Un minimo "tipico" fa registrare in media un'assenza di macchie di 485 giorni, mentre al 20 maggio il ciclo attuale ha già raggiunto le 626 giornate senza macchie. Il grafico di fianco mostra in rosso, con valori sull'asse delle ordinate di sinistra, il numero di Wolf nei vari anni mentre in blu, con valori a destra, il numero di giorni senza macchie solari.
Ci sono altri fattori che destano motivi di curiosità: l'irradianza del Sole è stata inferiore a quella degli altri minimi, sebbene soltanto delo 0,1%. Il dato è strano perchè si suppone che il Sole non debba indebolirsi o aumentare di luminosità in questo modo. Anche il campo magnetico solare è andato diminuendo nel corso degli ultimi tre minimi, da quello del 1985-86 a quello del 1996-97 con un calo del 20% a quello del 1996-97 con un calo aggiuntivo del 45%.
Anche il vento solare ha un comportamento anomalo: la sua velocità è scesa del 3% in venti anni mentre la temperatura è scesa del 13%, con una densità diminuita del 20%. L'eliosfera si sta quindi rimpicciolendo, visto che il vento solare esercita meno pressione sul mezzo interstellare. Un maggior numero di raggi cosmici sta quindi entrando nel Sistema Solare.

Alla fine, il picco principale si è verificato a metà 2013 ma ancora oggi, a marzo 2014, il Sole si manifesta in alcune attività di rilievo come espulsioni di massa coronale di classe X. Questo sembra una conferma a quanto alla NASA predicono da circa un anno, ovvero la presenza di due picchi di massimo sebbene il secondo sia decisamente minore del primo. 

Di sicuro resta il fatto che si tratta del ciclo ad attività più bassa da quello numero 14. 

Come seguire l'attività solare

Ormai seguire l'attività solare è routine per chiunque grazie a siti come quello della sonda SOHO della NASA, visibile a questo link. Attraverso i link "The Sun Now" e "Sunspots" è possibile osservare il Sole in diretta visualizzandone la radiazione a diverse lunghezze d'onda e osservando le macchie che ne segnano la superficie. 

Attraverso l'archivio dati e lo strumento "Movie Teathre" è possibile anche creare delle animazioni selezionando date e spettro di luce. 

Non resta quindi che far visita quotidianamente al sito SOHO.


Forse potrebbero interessarti anche i seguenti articoli:
11/12/2017 - LA NASCITA DELLE STELLE parte II - Nella fase finale della nascita di una stella, si va incontro a fasi turbolente e anche spettacolari che contribuiscono a celare la protostella nella ...
10/10/2017 - Corona solare, tra ferro e nanoflares - I dati ottenuti dal Solar Dynamics Observatory evidenziano una variazione nella composizione chimica della corona solare durante il ciclo di attività ...

Prossima diretta

Corso di Astrofotografia on line

Per i più piccoli

Astropillola

Cielo di oggi(Dettagli)

Sole
S: 07:30, T: 16:39
Distanza 0.98431 UA


Attività solare real time

Luna
S: 02:35, T: 14:12
Fase: 12% (Cal.)

Satelliti principali

ISS (ZARYA)
Accadde Oggi
  • (2012) - La sonda Chang'e sorvola l'asteroide Toutatis
Gallery utenti

Partner

International Physicist Network

Rigel Astronomia

Media Sponsor

SIAMO IN DIRETTA

Da questo momento puoi accedere alla nostra diretta. Controlla il riquadro sulla destra per aggiungerti alla AstroChat.

ALERT ISS!

La Stazione Spaziale Internazionale sta passando nel cielo in questo momento. Per maggiori informazioni cliccare qui