Macchie solari e magnetismo tesina

La scelta di questo argomento deriva dal mio interessamento per le scoperte del 1600 dovute all'opera dell'astronomo e matematico Galileo Galilei.

Ciò che più ha attirato la mia attenzione è il fatto che molti fenomeni, come ad esempio le macchie solari da me prese in analisi, talvolta anche poco conosciuti dalle persone, possono influenzare notevolmente la vita sul nostro pianeta e la vita stessa di organismi viventi come noi esseri umani.

Per questo è fondamentale dare importanza alle scoperte che alcuni personaggi della nostra storia hanno portato avanti.

L'argomento da me trattato mi ha particolarmente incuriosito per i suoi aspetti attuali e per il velo di mistero che si cela sulla stessa origine di questo fenomeno.

Cosa sono le macchie solari?

Le macchie solari sono regioni della superficie solare con temperature inferiori rispetto alle zone circostanti. Sono inoltre caratterizzate da una forte attività magnetica.

Queste caratteristiche rendono queste zone della fotosfera più scure ed appaiono ad un osservatore esterno come una macchia sul Sole (da cui il nome macchia solare).

In realtà, le macchie solari non sono scure. Al contrario, sono molto luminose e possiedono temperature elevate (5000 kelvin).

La macchia solare visibile sulla superficie solare è soltanto la sezione superiore di una fascia più profonda che nasce dalle regioni più profonde del Sole (nella zona convettiva).

La parte sottostante alla macchia solare si presenta come un tubo in cui la forza magnetica ostacola la funzione convettiva del Sole riducendo la temperatura della zona.

Quando l'intensità magnetica dei “tubi” è molto forte, questi riescono a forare la superficie della fotosfera, diventando visibili all'occhio di un osservatore esterno (ad esempio dalla Terra).

La macchia solare sulla fotosfera si presenta con una zona centrale più in ombra (meno calda) circondata da una zona intermedia in penombra.

Secondo osservazioni recenti condotte dalla sonda SOHO le macchie solari sono un vortice di campi magnetici composti da correnti di materiale dirette verso l'interno del Sole.

In un certo senso, le macchie solari sarebbero un fenomeno simile agli uragani sulla Terra.

Ciò che le rende visibili come una macchia scura è il contrasto con le regioni circostanti ancora più luminose (6000 kelvin).

Ad annunciare la scoperta delle macchie solari fu Galileo Galilei nel 1612.

La scoperta fece scandalo e fu considerata dannosa per il dogma religioso dell'epoca (essendo la macchia solare un simbolo di impurezza dell'astro da cui prendono origine quasi tutte le religioni terrestri).

Soltanto a partire dal XVIII secolo il fenomeno iniziò ad essere studiato scientificamente ed è possibile datare una sua misurazione sistematica.

Gli studi scientifici hanno dimostrato una forte correlazione tra le macchie solari e l'intensità della radiazione solare.

La presenza delle macchie solari è un indice dell'attività solare e della radiazione solare trasmessa nello spazio dal Sole.

In base a quest'ultima osservazione una teoria scientifica lega la presenza delle macchie solari al fenomeno dell'effetto serra terrestre.

Le macchie solari compaiono in gruppi numerosi nei pressi dell'equatore solare e tendono ad avvicinarsi ulteriormente.

Col passare del tempo sbiadiscono e scompaiono del tutto.

L'attività delle macchie solari si presenta periodicamente seguendo un ciclo di circa 11 anni (ciclo di attività solare).

Ogni ciclo è identificato da un picco massimo di presenza delle macchie solari e da un picco minimo.

Inizialmente le macchie appaiono nelle latitudini più elevate per poi spostarsi verso la fascia equatoriale del Sole nella fase di massima attività del ciclo solare.

La regione ombra nera e scura dell'interno delle macchie è chiamata penombra e la frangia più luminosa (o per meglio dire meno scura) che spesso le circonda, soprattutto nel caso di quelle più grandi, è detta penombra.

Le macchie persistono per vari giorni sulla fotosfera e sono sempre organizzate in gruppi, dalla struttura spesso complessa ed articolata.

Si presentano sia nell'emisfero Nord che in quello Sud della stella ed hanno velocità di migrazione diverse a seconda che siano più o meno vicine all'equatore dove, non dimentichiamo la rotazione differenziale della nostra stella, il Sole ha un periodo di rotazione minore che ai poli (cioè gira più rapidamente su stesso all'equatore che ai poli, però limitatamente alla cosiddetta zona convettiva: al di sotto di questa ruota come un corpo rigido).

Quando le macchie si avvicinano al bordo del Sole la loro osservazione permette di chiarire che sono depressioni nella fotosfera e non elevazioni su di essa.

Infatti nei pressi del bordo il lato di una macchia più vicino all'osservatore tende a scomparire, mentre quello opposto continua ad essere osservato, anzi aumenta di dimensioni: questo fenomeno è noto come Effetto Wilson.

Solo ricorrendo all'effetto Zeeman (l'effetto, scoperto da P. Zeeman nel 1906, è un fenomeno perturbativo che si manifesta nella suddivisione delle righe spettrali in più componenti quando la sorgente luminosa è posta in un campo magnetico.

La perturbazione si verifica in quanto gli elettroni sono particelle cariche confinate nei livelli energetici degli orbitali caratterizzati da un numero quantico di momento angolare, inoltre come fermioni possiedono spin semi intero, questo fa sì che possiedano momenti magnetici) è infine possibile dare conto e spiegazione di piccole strutture di macchie ai limiti dei poteri di risoluzione anche degli strumenti più potenti, detti “nodi magnetici” (magnetic knots).

Come si possono osservare e classificare macchie e gruppi?

I primi a proporre un sistema metodico, scientifico ed organizzato sono stati gli astronomi della Scuola di Zurigo, con il loro capostipite Rudolf Wolf, che nel 1848 propose il calcolo di un indice dell'attività fotosferica del Sole che, seppur con qualche aggiustamento e variazione, ancora oggi è usato nella comunità scientifica.

Si tratta del cosiddetto Numero di Wolf, che si ottiene dalla semplice formula: Rz = Kc(10G + F).

Dove G rappresenta il numero totale di gruppi osservati, F quello totale di macchie presenti (somma di tutte quelle rilevate per ogni gruppo) e Kc è un coefficiente correttivo dipendente dall'osservatore, dal suo “entusiasmo” nel contare macchie e gruppi e dallo strumento impiegato.

Fino alla metà degli anni 80 i numeri di Wolf calcolati da osservatori accreditati venivano raccolti ed elaborati a Zurigo, mentre ora se ne occupa il SIDC (Solar Influences Data Center) di Bruxelles, il quale attribuisce il coefficiente Kc ad ogni osservatore come una sorta di “fattore di normalizzazione” in rapporto ai dati ottenuti da tutti gli altri.

Oggi molti osservatori contano separatamente le macchie ed i gruppi che compaiono nell'emisfero Nord e Sud del Sole, calcolando due diversi numeri di Wolf, Rn ed Rs, relativi ai due emisferi, per poter elaborare dati statistici più fini sull'andamento delle macchie.

Ovvio che alla fine Rz non è altro che la somma di Rn ed Rs, ma statisticamente il calcolo separato è molto importante ed ha molte ragioni per esistere, non solo per la statistica ma anche per la Fisica Solare, per capire cosa determini la distribuzione delle macchie negli emisferi.

In tempi relativamente recenti è stato introdotto un altro indice dell'attività solare, chiamato GSN (Group Sunspot Number) che però è un po' più complicato da calcolare.

Esistono poi indici, cosiddetti indiretti, che si basano sugli effetti prodotti dall'attività solare sulla Terra e sugli altri pianeti (effetti geomagnetici / eliosferici).

Quello che si evince dall'analisi dei Numeri di Wolf (e di molti altri indici diretti ed indiretti), oltre che dalle annotazioni degli astronomi andando indietro nel tempo è che l'attività del Sole è praticamente ciclica: ogni 11 anni circa alterna un minimo ed un massimo (con conseguente variazione del numero di Wolf), anche se questa regolarità non sempre è stata così evidente.

È famoso il cosiddetto minimo di Maunder, nome dato ad un periodo che va dal 1645 al 1715 circa, dove le macchie praticamente non furono quasi osservate.

Prende il nome dall'astronomo E.W. Maunder, che pur vissuto più tardi scoprì che in quel periodo, e segnatamente durante 30 anni al suo interno, gli astronomi dell'epoca riuscirono ad osservare solo 50 macchie, contro le normali 40000 - 50000.