Astronomia

Obiettivi di apprendimento

Alla fine di questa sezione, sarai in grado di:

  • Descrivere il ciclo delle macchie solari e, più in generale, il ciclo solare
  • Spiegare come il magnetismo sia la fonte dell’attività solare

Prima dell’invenzione del telescopio, si pensava che il Sole fosse una sfera immutabile e perfetta. Ora sappiamo che il Sole è in un perpetuo stato di cambiamento: la sua superficie è un calderone ribollente di gas caldo. Aree che sono più scure e fredde del resto della superficie vanno e vengono. Vasti pennacchi di gas eruttano nella cromosfera e nella corona. Occasionalmente, ci sono anche gigantesche esplosioni sul Sole che inviano enormi fasci di particelle cariche e di energia che sfrecciano verso la Terra. Quando arrivano, queste possono causare interruzioni di corrente e altri gravi effetti sul nostro pianeta.

Le macchie solari

Figura 1. Macchie solari: Questa immagine delle macchie solari, regioni più fredde e quindi più scure sul Sole, è stata scattata nel luglio 2012. Si può vedere la regione centrale scura di ogni macchia solare (chiamata umbra) circondata da una regione meno scura (la penombra). La macchia più grande mostrata qui è larga circa 11 Terre. Sebbene le macchie solari appaiano scure se viste accanto ai gas più caldi della fotosfera, una macchia solare media, tagliata dalla superficie solare e lasciata in piedi nel cielo notturno, sarebbe luminosa quanto la luna piena. L’aspetto a chiazze della superficie del Sole è la granulazione. (credit: NASA Goddard Space Flight Center, Alan Friedman)

La prima prova che il Sole cambia è venuta dagli studi sulle macchie solari, che sono grandi caratteristiche scure viste sulla superficie del Sole causate da una maggiore attività magnetica. Sembrano più scure perché le macchie sono tipicamente ad una temperatura di circa 3800 K, mentre le regioni luminose che le circondano sono a circa 5800 K (Figura 1). Occasionalmente, queste macchie sono abbastanza grandi da essere visibili ad occhio nudo, e abbiamo registrazioni che risalgono a più di mille anni fa da osservatori che le hanno notate quando la foschia o la nebbia riducevano l’intensità del Sole. (Sottolineiamo ciò che i vostri genitori vi hanno sicuramente detto: guardare il Sole anche per un breve periodo può causare danni permanenti agli occhi. Questa è l’unica area dell’astronomia in cui non ti incoraggiamo a fare le tue osservazioni da solo, senza ricevere accurate istruzioni o filtri dal tuo istruttore).

Anche se capiamo che le macchie solari sembrano più scure perché sono più fredde, sono comunque più calde delle superfici di molte stelle. Se potessero essere rimosse dal Sole, risplenderebbero di luce. Appaiono scure solo in contrasto con la fotosfera più calda e luminosa che le circonda.

Le singole macchie solari vanno e vengono, con durate che vanno da poche ore a qualche mese. Se una macchia dura e si sviluppa, di solito consiste di due parti: un nucleo interno più scuro, l’umbra, e una regione circostante meno scura, la penombra. Molte macchie diventano molto più grandi della Terra, e alcune, come la più grande mostrata nella Figura 1 hanno raggiunto diametri superiori a 140.000 chilometri. Spesso le macchie si presentano in gruppi da 2 a 20 o più. I gruppi più grandi sono molto complessi e possono avere più di 100 macchie. Come le tempeste sulla Terra, le macchie solari non sono fisse in posizione, ma vanno alla deriva lentamente rispetto alla rotazione del Sole.

Figura 2. Le macchie solari ruotano sulla superficie del Sole: Questa sequenza di fotografie della superficie del Sole traccia il movimento delle macchie solari attraverso l’emisfero visibile del Sole. Il 30 marzo 2001, questo gruppo di macchie solari si è esteso su un’area di circa 13 volte il diametro della Terra. Questa regione ha prodotto molti brillamenti ed espulsioni di massa coronale. (credito: modifica del lavoro di SOHO/NASA/ESA)

Registrando i movimenti apparenti delle macchie solari mentre il Sole in rotazione le portava attraverso il suo disco (Figura 2). Galileo, nel 1612, ha dimostrato che il Sole ruota sul suo asse con un periodo di rotazione di circa 1 mese. La nostra stella gira in direzione ovest-est, come i moti orbitali dei pianeti. Il Sole, però, è un gas e non deve ruotare rigidamente, come fa un corpo solido come la Terra. Le osservazioni moderne mostrano che la velocità di rotazione del Sole varia a seconda della latitudine, cioè è diversa man mano che si va a nord o a sud dell’equatore del Sole. Il periodo di rotazione è di circa 25 giorni all’equatore, 28 giorni alla latitudine di 40° e 36 giorni alla latitudine di 80°. Chiamiamo questo comportamento rotazione differenziale.

Il ciclo delle macchie solari

Tra il 1826 e il 1850, Heinrich Schwabe, un farmacista tedesco e astronomo dilettante, registrava quotidianamente il numero delle macchie solari. Quello che cercava veramente era un pianeta all’interno dell’orbita di Mercurio, che sperava di trovare osservando la sua sagoma scura mentre passava tra il Sole e la Terra. Non riuscì a trovare il pianeta sperato, ma la sua diligenza lo ripagò con una scoperta ancora più importante: il ciclo delle macchie solari. Scoprì che il numero di macchie solari variava sistematicamente, in cicli lunghi circa un decennio.

Quello che Schwabe osservò fu che, sebbene le singole macchie abbiano vita breve, il numero totale visibile sul Sole in qualsiasi momento era probabilmente molto più grande in certi periodi – i periodi di massimo delle macchie solari – che in altri – i periodi di minimo delle macchie solari. Ora sappiamo che i massimi delle macchie solari si verificano ad un intervallo medio di 11 anni, ma gli intervalli tra i massimi successivi variano da un minimo di 9 anni ad un massimo di 14 anni. Durante i massimi delle macchie solari, spesso si possono vedere più di 100 macchie contemporaneamente. Anche allora, meno della metà dell’uno per cento della superficie del Sole è coperta da macchie (Figura 2). Durante i minimi delle macchie solari, a volte non sono visibili macchie. L’attività del Sole ha raggiunto il suo massimo più recente nel 2014.

Guarda questo breve video del Goddard Space Flight Center della NASA che spiega il ciclo delle macchie solari.

Il magnetismo e il ciclo solare

Ora che abbiamo parlato del ciclo di attività del Sole, potresti chiederti: “Perché il Sole cambia in modo così regolare? Gli astronomi ora capiscono che è il campo magnetico del Sole che cambia a guidare l’attività solare.

Il campo magnetico solare viene misurato usando una proprietà degli atomi chiamata effetto Zeeman. Ricordiamo da Radiazioni e Spettri che un atomo ha molti livelli di energia e che le linee spettrali si formano quando gli elettroni si spostano da un livello all’altro. Se ogni livello energetico è definito con precisione, allora anche la differenza tra di essi è abbastanza precisa. Quando un elettrone cambia livello, il risultato è una linea spettrale netta e stretta (una linea di assorbimento o di emissione, a seconda che l’energia dell’elettrone aumenti o diminuisca nella transizione).

In presenza di un forte campo magnetico, tuttavia, ogni livello energetico si separa in diversi livelli molto vicini tra loro. La separazione dei livelli è proporzionale alla forza del campo. Di conseguenza, le linee spettrali che si formano in presenza di un campo magnetico non sono linee singole ma una serie di linee molto ravvicinate che corrispondono alle suddivisioni dei livelli energetici atomici. Questa scissione delle linee in presenza di un campo magnetico è ciò che chiamiamo effetto Zeeman (dal nome dello scienziato olandese che lo scoprì per primo nel 1896).

Figura 3. Effetto Zeeman: Queste fotografie mostrano come i campi magnetici nelle macchie solari sono misurati per mezzo dell’effetto Zeeman. (sinistra) La linea nera verticale indica la posizione della fessura dello spettrografo attraverso la quale la luce viene fatta passare per ottenere lo spettro in (destra). (credito: modifica del lavoro di NSO/AURA/NSF)

Le misurazioni dell’effetto Zeeman negli spettri della luce delle regioni delle macchie solari mostrano che hanno forti campi magnetici (Figura 3). Tenete presente che i magneti hanno sempre un polo nord e un polo sud. Ogni volta che le macchie solari sono osservate in coppia, o in gruppi contenenti due macchie principali, una delle macchie di solito ha la polarità magnetica di un polo nord e l’altra ha la polarità opposta. Inoltre, durante un dato ciclo, le macchie principali delle coppie (o le macchie principali dei gruppi) nell’emisfero nord tendono tutte ad avere la stessa polarità, mentre quelle nell’emisfero sud tendono tutte ad avere la polarità opposta.

Durante il prossimo ciclo di macchie solari, tuttavia, la polarità delle macchie principali è invertita in ogni emisfero. Per esempio, se durante un ciclo, le macchie principali nell’emisfero nord hanno tutte la polarità di un polo che cerca il nord, allora le macchie principali nell’emisfero sud avrebbero la polarità di un polo che cerca il sud. Durante il ciclo successivo, le macchie principali dell’emisfero settentrionale avrebbero la polarità di ricerca del sud, mentre quelle dell’emisfero meridionale avrebbero la polarità di ricerca del nord. Quindi, in senso stretto, il ciclo delle macchie solari non si ripete per quanto riguarda la polarità magnetica fino a quando non sono passati due cicli di 11 anni. Una rappresentazione visiva dei campi magnetici del Sole, chiamata magnetogramma, può essere usata per vedere la relazione tra le macchie solari e il campo magnetico del Sole (Figura 4).

Figura 4. Magnetogramma e ciclo solare: Nell’immagine a sinistra, chiamata magnetogramma, vediamo la polarità magnetica delle macchie solari. Le aree nere sono dove il magnetismo punta verso il nucleo del Sole, mentre le regioni bianche sono dove punta lontano dal nucleo, verso di noi. Questa drammatica sequenza sulla destra mostra il ciclo di attività del Sole. Le 10 mappe del campo magnetico sulla superficie del Sole coprono un periodo di 7,5 anni. Le due polarità magnetiche (N e S) del campo magnetico sono mostrate contro un disco blu, da blu scuro a nero (N) e da blu chiaro a bianco (S). La prima immagine, presa l’8 gennaio 1992, è in basso a sinistra ed è stata presa subito dopo il massimo solare. Ogni immagine, da sinistra a destra intorno all’arco, è stata presa da metà a un anno dopo la precedente. L’ultima immagine è stata scattata il 25 luglio 1999, quando il Sole si stava avvicinando al prossimo massimo solare. Notate alcuni modelli sorprendenti nelle mappe magnetiche: la direzione dalla polarità bianca a quella nera nell’emisfero sud è opposta a quella dell’emisfero nord. (credito a sinistra: modifica del lavoro della NASA/SDO; credito a destra: modifica del lavoro della NASA/SOHO)

Perché il Sole è un magnete così forte e complicato? Gli astronomi hanno scoperto che è la dinamo del Sole che genera il campo magnetico. Una dinamo è una macchina che converte l’energia cinetica (cioè l’energia del movimento) in elettricità. Sulla Terra, le dinamo si trovano nelle centrali elettriche dove, per esempio, l’energia del vento o dell’acqua che scorre viene usata per far ruotare le turbine. Nel Sole, la fonte di energia cinetica è l’agitazione di strati turbolenti di gas ionizzato all’interno del Sole che abbiamo menzionato prima. La maggior parte dei ricercatori solari concorda sul fatto che la dinamo solare si trova nella zona di convezione o nello strato di interfaccia tra la zona di convezione e la zona radiativa sottostante. Quando i campi magnetici della dinamo del Sole interagiscono, si rompono, si ricollegano e risalgono attraverso la superficie del Sole.