Guide - Manuale Osservativo

Fenomeni fotosferici

Ora continuiamo presentando una descrizione di alcuni importanti fenomeni presenti sulla fotosfera che, pur non rientrando nelle specifiche di una normale osservazione delle macchie e dei gruppi, sono di primaria importanza sia all’astrofilo neofita che al più evoluto. Passiamo ora ad occuparci di: Light bridges, White light flare, Protuberanze e di altri cinque importanti fenomeni riscontrabili dopo costanti e metodiche osservazioni, quali: Effetto Wilson, Legge di Hale, Legge di Joy, Legge di Spörer, Rotazione differenziale terminando poi con la descrizione di uno dei più suggestivi fenomeni a cui si può assistere: l’Eclisse solare

Light bridges

I light bridges (ponti di luce) sono visti come strutture molto luminose che si estendono all’interno dell’ombra di una macchia, a volte dividendola, appartenente a gruppi complessi. Essi mostrano un’ampia gamma di luminosità che molto spesso sembrano uscire radialmente dalla fotosfera circostante. A volte possono generare l’illusione di vederli, come conseguenza del contrasto tra l’ombra della macchia e il bordo della superficie solare in presenza di facole molto luminose. In accordo con la teoria di S. Chevalier che per primo studiò questo fenomeno i light bridges giocano un importante ruolo nelle fasi finali dell’evoluzione di un gruppo in quanto la loro apparizione può rappresentare il segno di una separazione o di una finale dissoluzione della RA.
Queste strutture sono tipiche dell’ombra, che può vantare al suo interno solo questo tipo di regioni brillanti, linee chiare che frazionano nella loro evoluzione, i nuclei delle macchie. Essi mostrano grandi differenze sia per forma che per dimensioni e luminosità, dove, se osservati vicino al bordo del sole, appaiono più brillanti delle facole, tanto da confonderli con un brillamento. Ma con un attento esame dell’area considerata è abbastanza semplice notare la differenza tra i due fenomeni. Un brillamento cambia la sua morfologia e l’intensità luminosa nel volgere di pochi minuti, mentre i cambiamenti osservabili nei light bridges durano parecchi giorni di seguito.

Figura n. 8 - Brillamento e light bridge del 19 marzo 1989 (US Air Force/Air Weather Service, Holloman Solar Observatory)
Figura n. 8 - Brillamento e light bridge del 19 marzo 1989 (US Air Force/Air Weather Service, Holloman Solar Observatory)

I light-bridges possono essere considerati come delle crepe che si aprono sull’ombra delle macchie, in un tempo equivalente ad alcuni giorni. Generalmente la divisione inizia a manifestarsi il più delle volte da un unico bordo dell’ombra, ma si può assistere anche ad un avanzamento contemporaneo in entrambe le sponde. Il fatto poi che una volta formatisi rimangano visibili per parecchi giorni (anche per l’intera esistenza della macchia) denotano una certa stabilità a livello dinamico e termico. Nell’osservazione dei light bridges più estesi è possibile notare delle ramificazioni larghe simili a grandi affluenti di fiumi.
Un’ultima osservazione sul ruolo dei light-bridges va detta. Benchè facciano parte integrante di strutture delle ombre, sono spesso associati al decadimento dei gruppi complessi, tanto che (se pur occasionalmente) sembrano fondersi con le facole che circondano le R.A.. Il loro sviluppo solitamente preannuncia la fine dell’unità delle macchie. Nella figura 8 si possono osservare dei light-bridges in un irregolare ed estensivo gruppo maculare, in cui si possono notare sia un brillamento che un light bridge

White light flare (WLF)

I brillamenti sono subitanei aumenti d’intensità luminosa, generalmente sono di breve durata e visibili in limitate regioni della cromosfera, oppure in vicinanza di gruppi di macchie. La durata dell’intensità massima raramente oltrepassa quella di alcuni minuti, ma può rinnovarsi sia nello stesso punto che in zone vicine, per cui il brillamento (manifestazione dell’intero fenomeno) può durare parecchie ore.
Occasionalmente un brillamento molto energetico penetra la cromosfera solare, estendendosi fino alla sottostante fotosfera, dando così luogo a un WLF (brillamento fotosferico). Il brillamento può essere visto nella regione visuale dello spettro, compresa fra i 4000 e 7000 nanometri. Secondo le ultime teorie, si suppone che il fenomeno dei WLF sia originato dal riscaldamento degli strati profondi dell’atmosfera solare, presumibilmente la bassa cromosfera o la superiore fotosfera ("Riscaldamento indotto dalla compressione adiabatica che si ha sul plasma, confinato dal campo magnetico" Neidig, 1983; Foukal, 1990).

La visione di un tale evento è piuttosto rara. A tutt’oggi, ne sono stati registrati circa una novantina, a partire dal primo visto da R. Carrington e indipendentemente da R. Hodgon nel 1859. Anche il coautore di questo manuale, Roberto Battaiola, ha avuto la fortunata circostanza di osservarne uno, così egli racconta:

Nella mattinata del 15 giugno 1991, stavo compiendo la mia quotidiana osservazione solare, quando improvvisamente vidi qualcosa cambiare nella AR 6659, regione questa che avevo appena terminato di disegnare. La localizzazione fotosferica della regione in questione, era la N33W69, molto vicina al bordo ovest (è infatti tramontata il giorno 16). Erano precisamente le ore 8,16 di UT (TMEC), nella parte più esterna a NW della regione, tra due macchie (gruppo di classe F – con area 1690 Ml) è apparsa una nube bianco-lattiginosa molto più luminosa delle facole (in quel momento ben visibili attorno alla regione stessa) a forma di Y rovesciata. Verso le ore 8,18, tale nube si è divisa in due zone luminose ben distinte e compatte, sopra le due macchie. Alle 8,20, le due nubi allontanandosi tra di loro, divennero sempre più evanescenti.
La zona dove si trovavano le due macchie risultò molto impastata, questo tra le 8.21 e le 8.25 UT. Alle ore 8.27, tutto tornò alla normalità. La conferma di quanto ho osservato, l’ho avuta due giorni dopo dai report rilasciati dal Solar Terrestial Dispatch P.O. BOX 357, Stirling, Alberta, Canada. Il dispaccio diceva che "la regione AR 6659 ha prodotto un altro grande brillamento avente classe X12-3B". Questo brillamento è stato di lunga durata, infatti è iniziato alle 8.10 di UT, con il massimo alle ore 8.18 di UT e con il termine alle 14.02 sempre di UT, quasi sei ore di durata. Praticamente quella osservata da me è stata la fase più parossistica. Come già detto precedentemente, in questa regione il flare, aveva presentato innumerevoli brillamenti."

Di seguito i dati più significativi:

Data Classe Inizio (UT) Massimo (UT) Fine (UT) Posizione
04/06 X1.2/3B 03:43 (?) 03:43 (?) 06:07 N3OE65
06/06 X1.2/3B 00:58 01:08 02:47 ??
09/06 X1.2/3B 01:34 01:43 04:45 ? N31EO1
10/06 M6.4/1N 13:51 13:58 14:13 N32W14
11/06 X1.2/3B 01:56 02:09 04:40 N31W20
11/06 X5.3/1B 20:03 21:32 23:07 N25W40
15/06 X1.2/3B 08:10 08:18 14:02 N33W69
Figura n. 9 - Brillamento visibile in un grande gruppo di macchie
Figura n. 9 - Brillamento visibile in un grande gruppo di macchie

I WLF appaiono come piccole chiazze brillanti, archi o cappi d’emissione, occasionalmente localizzati entro la penombra di larghi e complessi gruppi maculari (fig. 9). Occasionalmente l’emissione può apparire diffusa o assumere un movimento transitorio similare ad un’onda.
Essi sono tremendi eventi energetici, che spesso causano problemi a livello geofisico (vedi disturbi nelle trasmissioni radio, black-out elettrici, aurore boreali, ecc.). Si può affermare che i WLF sono molto più piccoli della loro controparte in H-α. L’area totale dell’emissione media di un WLF è di 6 * 1017 cm², con una durata di circa 10 minuti. Questo rappresenta solo una piccola parte dell’area totale in H-α del brillamento e solamente il 10-20% della durata in H-α.
Tuttavia le emissioni energetiche di un WLF, sono così intense che all’interno delle loro piccole aree e nei tempi di emissione, possono irradiare tanto quanto un intero evento in H-α (circa 1030 erg) e presentano dei picchi di potenza in emissione pari a 1028 erg/sec.

Classificazione dei brillamenti

I brillamenti osservati nella riga rossa dell’idrogeno, detta H-α corrispondente a 6563 nanometri. Nella tabella 3 vediamo la loro classificazione.

Tabella n. 3 – Classificazione internazionale dei brillamenti in H-α
Tabella n. 3 – Classificazione internazionale dei brillamenti in H-α

Solitamente le ultime classi vengono associate a un flare 3B, ossia un brillamento d’importanza 3, avente un’intensità B.
Riassumendo, il flare osservato di tipo X12-3B significa brillamento X con picco d’emissione pari a 12*10-¹ erg cm², s-¹ di tipo brillante, che ha interessato un’area compresa tra i 600 e i 1.200 Ml di emisfero solare visibile.
Segnaliamo alcune informazioni di carattere statistico del Dr. Neidig nel 1983 e Dr. Neidig-Cliver nel 1988:

  1. Il 70% dei WLF sono stati registrati (a partire da quelli di Carrington-Hodgson) nell’emisfero nord.
  2. Essi sono apparsi ad una latitudine media di circa 18°, nell’emisfero nord e circa 13° in quello sud.
  3. Che a fronte di queste statistiche, ci si può aspettare un inizio dell’attività dei WLF, uno o due anni prima del raggiungimento del massimo dell’attività solare nell’emisfero nord.
  4. Nell’emisfero sud appaiono approssimativamente un anno dopo il raggiungimento del massimo del ciclo.

Qualora di dovesse osservare un WFL risulta essenziale registrare i seguenti dati

  • Data
  • UT alla massima brillantezza e se possibile il tempo d'inizio e fine fenomeno
  • Identificazione della regione attiva in cui è comparso il WLF
  • Metodo osservativo usato (per proiezione, diretto, fotografico, ecc.)
  • Utilizzo di filtri (indicarne il tipo e la lunghezza d'onda

I brillamenti spesso appaiono rapidamente come sovrapposizioni, vicino o nei pressi di larghe e complesse regioni attive. Questi eventi sono visibili solamente per brevi intervalli di tempo, solitamente compresi tra uno o dieci minuti. I gruppi associati a i WLF, quasi sempre raggiungono aree di circa 500 Ml (milionesimi) di superficie solare (un miliardo e mezzo di km2), solitamente hanno classi Eki o Fki ed una configurazione magnetica di tipo δ.
Sebbene il fenomeno risulti abbastanza raro, è possibile osservarlo abbastanza facilmente con un piccolo telescopio. Nell'elenco precedente si indica come eseguire una corretta segnalazione.
L’utilizzo di un filtro blu avente un picco di trasmissione attorno ai 4300 nanometri, può aumentare il contrasto del brillamento rispetto alla fotosfera circostante, aiutando la rilevazione del fenomeno.

ATTENZIONE: il filtro blu non offre una protezione dalla radiazione solare, deve quindi essere utilizzato congiuntamente al normale filtro solare usato per l’osservazione

Le protuberanze

Le protuberanze sono il fenomeno più sconvolgente in seno all’attività solare, consistendo in una emissione d’energia, ove vengono raggiunte temperature di 10.000°. Le protuberanze possono essere osservate ad occhio nudo nella rara volta che si ha la fortuna di assistere ad una eclisse totale di sole (per pochi minuti durante la fase del suo massimo) lungo il bordo del disco solare, mentre furono fotografate per la prima volta e registrate come tali, nel 1868.
Il temporaneo e localizzato riscaldamento della cromosfera e della corona, con l’accelerazione delle particelle, produce un’intensificazione di radiazioni elettromagnetiche in un ampio intervallo di lunghezze d’onda, che si estendono dai raggi X (in casi rari ai raggi γ) sino alle radio-onde chilometriche, dove al bordo appaiono come strutture brillanti, mentre sul disco assumono un aspetto scuro e filamentoso.
Oltre che nelle eclissi totali, questi fenomeni possono essere osservati anche in pieno giorno con indagini spettroscopiche, rivelando il loro spettro d’emissione centrato nelle righe: H-α, H-β e H-γ dell’idrogeno, che si trovano rispettivamente nella regione rossa, azzurra e violetta.

Figura n. 9 - Protuberanze del 18 luglio 1989
Figura n. 9 - Protuberanze del 18 luglio 1989

Fra le righe in emissione ne fu scoperta una nella regione gialla, chiamata D3 per la sua vicinanza alle righe D1 e D2 del sodio. Le protuberanze possono essere osservate e fotografate mediante l’ausilio di un coronografo già segnalato in precedenza. Qui sono raffigurate le protuberanze apparse nel luglio del 1989 e riprese dall’autore al fuoco diretto del suo coronografo con diametro di 6 cm e 90 cm di focale (fig. 9).
Se si dirige la fessura di uno spettroscopio collegato al rifrattore, in un punto del bordo solare dove si trova una protuberanza, si vedrà il suo spettro costituito da righe d’emissione di diversa intensità luminosa, più o meno numerose a seconda della qualità della protuberanza.
Se spostiamo ancora di un poco la fessura dello spettroscopio, in modo di allontanarla progressivamente dal lembo, si continueranno a vedere le righe d’emissione, dove risulteranno più o meno lunghe a seconda dell’estensione e forma della protuberanza, fino ad una distanza equivalente, dal bordo alla sua altezza.
Naturalmente, più si apre la fessura più si perderà in definizione. In generale le protuberanze sono molto intense, anche se qualcosa si perde in risoluzione, si vedranno ancora bene nelle loro forme complessive, limitatamente ai limiti dati dalla fessura.

La classificazione delle protuberanze

La classificazione si basa su tre modelli di concezione molto diversi tra loro: Pettit, Menzel Evans, Zirin. Nella tabella 4 potete confrontare i primi due tipi di classificazione sopra citati.

La classificazione del Pettit è basata principalmente sulla forma e sulla caratteristica che la protuberanza ha al momento dell’osservazione. È chiaro che, data la dinamicità del fenomeno osservato, che muta velocemente in sottoclassi di tipo diverso, oppure cambia da quiescenti ad eruttive, non si possono trovare criteri stabili d’interpretazione.

Pettit distingue le protuberanze in:

  • Attive o interattive - Quando vi sono scambi di plasma tra le stesse
  • Comuni - quando vi è il trasferimento della materia in un unico centro d’attività
  • Coronali - Emissioni di materia coronale
  • Eruttive e quasi eruttive – Possono arrivare ad altezze sino a 200.000 Km prima di dissolversi

Protuberanze che sembrano associate alle macchie. Rientrano nella categoria:

  • Surges – Stretti filamenti che sfuggono rapidamente a grandi velocità per poi ricadere sulla fotosfera lungo la stessa traiettoria.
  • Sprays - Getti molto intensi destinati a sparire nello spazio interplanetario data la loro alta velocità di fuga (attorno ai 700 Km al secondo).

In tabella 4, troviamo descritte anche le nubi coronali. Si generano solitamente in prossimità delle macchie, al di sopra della cromosfera, rilasciando materia verso il basso. Vi sono pure le protuberanze a tornado, tumultuosi flussi di plasma in dissolvimento quando la velocità di rotazione diventa eccessiva. Infine completano il quadro della classificazione del Pettit le protuberanze quiescenti costituite da plasma con tipica struttura a palizzata caratterizzate da una lenta evoluzione che sembra collegata alla scarsa dinamicità del moto della materia.
Sempre nella tabella 4, la classificazione di Menzel ed Evans, dopo aver lavorato con un attento esame le riprese in movimento effettuate dagli osservatori di Climax e Sacramento Peak, tiene invece conto del comportamento della protuberanza. Dalla ricerca così condotta è emersa una tale complessità strutturale e una dinamicità così complicata, da giustificare il ricorso a schemi ben precisi di classificazione.

Nella classificazione di Menzel ed Evans, le protuberanze vengono divise in due grandi categorie e ogni categoria si divide poi in due ulteriori gruppi

  1. Quando il materiale luminoso scende dall’alto
    1. Protuberanze associate alle macchie
    2. Protuberanze non associate alle macchie
  2. Quando il materiale sale dal basso
    1. protuberanze associate alle macchie
    2. protuberanze non associate alle macchie
Tabella n. 4 - Classificazione di Pettit e di Menzel - Evans delle protuberanze
Tabella n. 4 - Classificazione di Pettit e di Menzel - Evans delle protuberanze

I nomi dati alle protuberanze danno un’idea (seconda parte della tabella 4), seppur a grandi linee, nel loro aspetto generale. Per ultimo, ma per questo non meno importante, dobbiamo ricordare che le protuberanze quiescenti, risultano in generale essere posizionate intorno ai 60°-80° di latitudine eliocentrica. Sono dette polari per distinguerle da altre attive che si trovano al di sotto dei 40° dette equatoriali.

Tabella n. 5 – Classificazioni di Zirin delle protuberanze
Tabella n. 5 – Classificazioni di Zirin delle protuberanze

La terza classificazione, la più diffusa e accettata, è stata introdotta da Harold Zirin. La distinzione principale è tra quiescenti (QRF) e attive (ARF). Ciascuna tipologia è suddivisa in 5 classi per le QRF (da A a E) e 4 classi per le ARF (da F a I).

Rappresentano (fisicamente) un possibile “problema” tutte le tipologie ARF e la E (QRF) in quanto a esse possono essere correlate emissioni di materia cromosferica o coronale (CME) che possono interagire efficacemente con il mezzo interplanetario e il campo geomagnetico, generando disturbi elettromagnetici e aurore polari (tabella 5).

L’osservazione amatoriale delle protuberanze è riservata agli astrofili più evoluti, in quanto la visione di questi fenomeni prevede l’uso di strumenti speciali e piuttosto costosi quali il coronografo e i filtri interferenziali in luce H-α come il Daystar-filter che abbiamo segnalato nel capitolo precedente.

Prima di passare alla spiegazione di altri fenomeni osservabili sulla fotosfera, possiamo assicurare a tutti gli amanti dell’astronomia che resteranno stupefatti davanti alla maestosità di queste visioni di rara bellezza. Sempre nel nostro sito è disponibile il manuale osservativo per seguire l’evoluzione fotosferica delle protuberanze adottato a livello europeo curato da Jan Janssen

Effetto Wilson

L’effetto Wilson è già noto dalla metà del settecento. Esso consiste nel fatto che la macchia e la sua penombra quando sono al centro del disco solare appaiono simmetriche e regolari, ma per effetto della rotazione solare, quando vengono a trovarsi vicino al bordo ci si accorgerà che la zona di penombra rivolta verso il centro del disco solare è sempre più ridotta fino anche a scomparire.
Perciò questo fenomeno è facilmente riconducibile all’effetto prospettico che hanno le macchie in una data posizione sulla fotosfera solare al momento dell’osservazione.

Figura n. 10 - L’effetto Wilson in una piccola macchia circolare. ( Il Sole - G. Godoli, ed. Einaudi, 1982)
Figura n. 10 - L’effetto Wilson in una piccola macchia circolare. ( Il Sole - G. Godoli, ed. Einaudi, 1982)

Nel 1774 fu lo stesso A. Wilson a notare che una macchia e la penombra perfettamente circolari si spostavano dal centro del disco solare verso il bordo ovest variavano gradualmente in una forma ovale. Mentre la zona est della penombra seguiva la stessa variazione della macchia, la sua parte occidentale, più vicina al bordo, diminuiva in proporzione minore.
Nella figura 10 si può osservare l’effetto Wilson in una piccola e regolare macchia, nei giorni 28/29/30 maggio del 1957. Wilson dette subito una spiegazione del fenomeno, ritenendo che le macchie fossero costituite a forma d’imbuto, trovandosi con la parte centrale ad un livello inferiore a quello della fotosfera.

Figura n. 11 - Teoria sull’effetto Wilson
Figura n. 11 - Teoria sull’effetto Wilson
Per molto tempo si è ritenuto che l’effetto Wilson fosse determinato dalla struttura geometrica delle macchie venendo considerate come depressioni della fotosfera. Ultimamente questa spiegazione fisica del problema è stata abbandonata trovandone una che spiega più correttamente la variazione della densità del plasma all’interno della RA che causa anche la drastica diminuzione della temperatura evidenziando la formazione della macchia.

Nello schema di figura 11, viene presentata questa nuova teoria. Infatti è possibile che lungo la retta A-A’ non si possa osservare la penombra, ostacolati dall’alta opacità della fotosfera. Considerando invece la retta B-B’ si vedrà meglio l’ombra data la ridotta opacità della penombra, ma l’osservatore non può vedere tutta la parte di penombra rivolta verso il centro del disco solare. Invece lungo la retta C-C’ si osserva la minore densità all’interno dell’ombra, e c’è la possibilità di vedere la parte di penombra rivolta verso ovest. Lungo la retta D-D’ sarà possibile osservare la parte di penombra rivolta verso il bordo solare.

Concludendo, coloro che avranno la possibilità di osservare il sole ogni giorno, potranno constatare la bontà della teoria sin qui enunciata, osservando la lenta ma progressiva variazione nella forma delle macchie e delle penombre, che dal centro del disco solare si porteranno verso il lembo.

Legge di Hale

Per meglio comprendere ciò che Hale ha voluto enunciare con la sua teoria, sarà bene rileggersi il capitolo, relativo alla classificazione magnetica delle macchie, ideata dagli stessi Hale e Nicholson a Mt. Wilson.
Le numerose manifestazioni dell’attività che concorrono alla fenomenologia solare, come le facole fotosferiche, cromosferiche e coronali, le macchie ecc, si presentano ciclicamente. Questa ciclicità varia con un periodo medio di circa 11 anni, variando l’attività delle RA (Regioni Attive) da valori minimi a valori massimi e viceversa. Questo periodo viene chiamato: ciclo undecennale delle macchie.
Con metodi piuttosto semplici per la determinazione di queste ciclicità dell’attività solare vi rimandiamo al capitolo relativo alla: Introduzione all’osservazione dove è stata presentata la metodologia corretta per calcolare le variazioni continue delle RA sulla fotosfera solare.
Proprio con questo tipo di osservazioni, eseguite negli anni 1826/43 da Hafrat Heinrich Schwabe, astronomo dilettante di Dassau, valutò il ciclo di attività in un periodo di circa 10 anni, mentre oggi il valore medio è accertato in 11.04 anni. La scoperta di Schwabe passò quasi inosservata fino al 1851, anno in cui Humboldt la citò nel suo libro Kosmos> pubblicato con successo nello stesso anno. Intanto dal 1848, Rudolf Wolf aveva introdotto come misura dell’attività delle macchie, il numero relativo giornaliero: R. Grazie al lavoro di ricerca operato da Wolf e dai direttori che si sono succeduti all’Osservatorio Federale di Zurigo, oggi disponiamo di una serie di dati giornalieri completi ed omogenei sull’attività solare, fin dal 1818.

Alla fine del 1980 l’osservatorio di Zurigo ha chiuso i battenti, perciò successivamente, tutti i dati sono stati e vengono tuttora raccolti dal Sunspot Data Center di Bruxelles. Bisogna tener conto che dall’anno 1749 disponiamo di medie mensili o addirittura solo annuali, ben poco si sa dell’andamento dei cicli solari nel 1600, anche se osservazioni strumentali di macchie solari siano state effettuate sin dall’anno 1611. Per ciò che concerne il periodo antecedente la scoperta del cannocchiale, ci sono cataloghi di osservazioni basate su cronache di dinastie orientali, che costituiscono preziosi documenti soprattutto per quanto riguarda l’osservazione delle macchie a occhio nudo (VOM). Riportando in grafico le medie annuali del numero di Wolf per il periodo 1749/1957, si ottiene un andamento nel quale appare evidente il ripetersi costante del ciclo undecennale di attività (fig. 12).

Figura n. 12 - Cicli di attività solare dal 1700 al 2019 (Dati SIDC)
Figura n. 12 - Cicli di attività solare dal 1700 al 2019 (Dati SIDC)

Infatti possiamo notare che la durata di un ciclo (intervallo di tempo tra i due minimi) può variare da 8 a 15 anni, con la durata media di 11.04 anni. I valori minimi delle medie mensili dei numeri di Wolf (in generale più alti per i cicli più attivi) possono differire di un fattore 100, mentre quelli massimi, di un fattore 4. Evolvendo da una fase di minimo ad una di massimo occorrono da 3 a 9 anni, questo intervallo tende ad essere più breve per i massimi più alti, dove è più breve dell’intervallo impiegato per passare dal massimo al minimo successivo.
Dall’andamento delle medie annuali dei valori di Wolf risulta che, gruppi di cicli con i massimi più alti, fanno seguito a gruppi con i massimi più bassi; questo è un evidente indizio di altre periodicità, infatti sembra ben accertata la presenza di un ulteriore ciclo di 80 anni.
L’astronomo cecoslovacco M. Kopecky dimostrò che mentre il ciclo di 80 anni si manifesta molto chiaramente nell’andamento temporale d’importanza delle macchie (registrazione della durata e area media) esso non è rilevabile se si considera la loro frequenza.
Recentemente John A. Eddy ha richiamato l’attenzione su dati che sembrano dimostrare l’esistenza di un lungo periodo di minimo (1645-1715) durante il quale, il ciclo di attività solare era inesistente.
Questo periodo di minimo fu notato più di un secolo fa da Wolf (1856), da G. Spörer (1887), e da E. Maunder (1922). Data la scarsa attendibilità delle informazioni relative al 1600, questa prolungata e ridotta attività solare non ha avuto la dovuta considerazione.
Il basso livello di attività potrebbe essere attribuito al sovrapporsi di una fase di minimo del ciclo di 80 anni, con quella di un ipotetico ciclo con periodo ancora maggiore, tutt’ora da considerare.

Ora prendiamo in considerazione ciò che Hale scoprì nel novero delle sue molteplici osservazioni della fotosfera solare.
La formazione di una macchia e della sua persistenza (regione fredda rispetto alla fotosfera circostante) a tutt’oggi non è ancora del tutto compresa e, molto probabilmente, la temperatura inferiore della macchia è strettamente connessa con il suo campo magnetico, che impedirebbe la risalita del flusso energetico verso la superficie della fotosfera con conseguente calo della densità del plasma. L’analisi spettrale delle macchie solari, effettuate nel 1908, rivelò che le RA sono centri di intensi campi magnetici dell’ordine di centinaia gauss (unità di misura della densità del flusso magnetico), con un andamento a vortice attorno ad esse (rilevato con spettroeliogrammi all’idrogeno a medio livello). Questo movimento diede ad Hale la piena convinzione della presenza dei campi magnetici sia nelle macchie che nei gruppi, soprattutto in quelli bipolari, dove la polarità della macchia p (precedente) era sempre di segno opposto, rispetto a quella f (seguente).
Questa periodica caratteristica dei gruppi di macchie, per l’appunto nota come Legge di Hale, descrive che: nei cicli dispari d’attività la parte p (precedente) dei gruppi di macchie (secondo il senso di rotazione solare) ha polarità positiva nell’emisfero nord, negativa nell’emisfero sud, invece la parte f (seguente) ha polarità contraria (attribuendo il n° 1 al ciclo iniziato il 1755).
Nei cicli pari, tutta la situazione che abbiamo appena descritto, si capovolge.
Si ritiene che circa il 3% dei gruppi di macchie si comporti in modo anomalo rispetto alla legge di Hale. Nella tabella 6 è descritto quanto appena esposto.

Tabella n. 6 - Polarità dei gruppi secondo la legge di Hale
Cicli dispari Cicli pari
p f p f
emisfero nord + - - +
emisfero sud - + + -

La legge permette di verificare se gruppi di macchie situati ad alte latitudini durante la fase di minimo del ciclo appartengano a quello nuovo, oppure siano la retroguardia del vecchio ciclo. Il comportamento dei campi magnetici delle macchie, presuppongono l’esistenza di un ciclo magnetico di durata doppia rispetto al ciclo di attività, ossia di 22 anni.

Legge di Joy

Oggi sappiamo che l’apparizione dei campi magnetici sul sole rappresentano la parte visibile di una fenomenologia più complessa, e questi compaiono molto prima che sia visibile la macchia. Risulta evidente che i campi magnetici hanno una parte rilevante nella formazione strutturale delle macchie e delle sue temperature più fredde rispetto alla fotosfera circostante.
Le macchie possono essere paragonate a zone più tranquille rispetto alla superficie solare che gli sta attorno. Ancora oggi non si hanno teorie soddisfacenti per quanto concerne la formazione dei campi magnetici, ma solamente supposizioni. Pur tuttavia, siccome il sole ruota più velocemente all’equatore che non a latitudini elevate, in quella zona le linee di campo che corrono dal polo magnetico nord a quello sud, si curvano nel senso della rotazione solare, che per effetto della stessa, si avvolgono sempre più su se stesse, provocando cosi, la formazione di intensi campi magnetici discreti con tutti i fenomeni che si evidenziano al loro interno (fig. 13).

Figura n. 13 - Origine dei campi magnetici solari
Figura n. 13 - Origine dei campi magnetici solari. 1 - Il campo magnetico presente sotto la fotosfera ha le linee perfettamente poloidali. 2 - Le linee poloidali risultano già deformate per effetto della rotazione differenziale del sole. 3 - Nel periodo di massimo delle macchie, con la rottura delle linee di forza magnetiche, si stanno formando gruppi bipolari. 4 - Gruppi bipolari già formati, aventi polarità opposte nei due emisferi.

Nello stesso articolo del 1920 dove G. E. Hale e Nicholson illustravano il ciclo magnetico con la classificazione di Mt. Wilson ed altro, veniva descritto il risultato di uno studio iniziato da R. Carrington e proseguito poi dal dottore A. H. Joy, relativo ad un campione di un migliaio di gruppi con tipologie diverse. Infatti, gli studi statistici di Joy e Brunner hanno fatto scoprire la tendenza della macchia precedente a posizionarsi più vicina all’equatore rispetto a quella seguente.
L’inclinazione dell’asse di un gruppo è più rilevante quando questo si trova a latitudine elevate, essa va da 1° per un gruppo situato in prossimità dell’equatore, sino a 20° per quelli a latitudini elevate. Brunner avanzò pure l’ipotesi che l’inclinazione media dei gruppi diminuisse con il tempo, ovvero nel tempo intercorso fra lo sviluppo completo e la dissoluzione della macchia. Dopo le osservazioni di un migliaio di gruppi Joy scrisse quanto segue: "ho constatato che l’asse magnetico dei gruppi analizzati mostra un’inclinazione di 5°-6° lungo l’asse est-ovest".
Infatti Joy constatò che la macchia p (la più ad ovest) era quasi sempre posizionata vicina all’equatore, rispetto a quella f. Quindi questa particolare proprietà legata ai gruppi bipolari è appunto conosciuta come Legge di Joy. Si ritiene che possa contribuire nel processo d’inversione magnetica del suo ciclo (durata di 22 anni circa).

Legge di Spörer

I gruppi di macchie presentano anche altre caratteristiche, come la periodicità di 11 anni del ciclo d’attività delle stesse, questa viene posta in evidenza dalla loro differente distribuzione in latitudine, a seconda delle varie fasi del ciclo. All’inizio del nuovo ciclo, i gruppi si formano a latitudini elevate, comprese tra ± 30°/40° gradi eliografici. Con il progredire del ciclo, la zona di formazione delle macchie tende a spostarsi sempre più verso l’equatore solare. Nel frattempo, alla fine di ogni ciclo cominciano ad apparire nuovi gruppi di macchie a latitudini elevate e con caratteristiche tali da farli ritenere appartenenti al nuovo ciclo che sta iniziando. Questo comportamento delle regioni attive viene interpretato con il grafico a farfalla, in cui ogni gruppo viene rappresentato in corrispondenza della sua latitudine e tempo di registrazione (fig. 14).

Figura n. 14 - Grafico a farfalla dei gruppi. (da: Il Sole di G. Godoli)
Figura n. 14 - Grafico a farfalla dei gruppi. (da: Il Sole di G. Godoli)

Nelle figure 15 A/E si rappresenta in maniera schematica la variazione in latitudine dei gruppi di macchie, durante il progredire delle fasi del ciclo d’attività.

Figura n. 15 - La legge di Spörer. A - rappresenta la posizione dei gruppi di macchie, al minimo di attività. B - rappresenta la posizione dei gruppi di macchie subito dopo la fase di minimo. C - rappresenta la posizione dei gruppi prima del massimo d’attività. D - rappresenta la posizione dei gruppi durante la fase del massimo d’attività. E - rappresenta la posizione dei gruppi immediatamente dopo il massimo.
Figura n. 15 - La legge di Spörer. A - rappresenta la posizione dei gruppi di macchie, al minimo di attività. B - rappresenta la posizione dei gruppi di macchie subito dopo la fase di minimo. C - rappresenta la posizione dei gruppi prima del massimo d’attività. D - rappresenta la posizione dei gruppi durante la fase del massimo d’attività. E - rappresenta la posizione dei gruppi immediatamente dopo il massimo.

Quindi questo caratteristico fenomeno relativo al ciclo di attività, prese il nome da chi per primo lo scoprì, infatti fu Spörer ad analizzarlo per la prima volta e il collegamento che esso ha con il periodo magnetico delle macchie, risulta di notevole importanza. Le prime macchie di un nuovo ciclo fanno quasi sempre la loro comparsa prima che siano sparite totalmente quelle del ciclo precedente, infatti 2 o 3 anni prima della scomparsa delle macchie a latitudini basse del vecchio ciclo, si notano già alcune a latitudini elevate appartenenti al nuovo ciclo con il campo magnetico invertito. Di conseguenza al minimo di attività esistono 4 zone in cui emergono le RA (Regioni Attive) ben distinte: 2 nei pressi dell’equatore (vecchio ciclo) e 2 ad alta latitudine (nuovo ciclo). Concludendo, questo periodo di contemporaneità delle regioni attive segnala la fine e unitamente la nascita di un nuovo ciclo undecennale delle macchie.

la rotazione differenziale del Sole

Un fenomeno facilmente identificabile mediante la quotidiana osservazione del sole è la rotazione differenziale, riconoscibile dalla differente velocità di spostamento delle macchie poste a latitudini diverse.

Figura n. 16 - Variazione di rotazione delle macchie relativa alla loro latitudine
Figura n. 16 - Variazione di rotazione delle macchie relativa alla loro latitudine

Già Galileo, con le sue prime metodiche osservazioni del sole, annotò il formarsi e l’esaurirsi delle macchie, e scoprì il regolare avanzare delle stesse sulla superficie solare. La corretta interpretazione che Galileo diede a questo fenomeno, era dovuta alla rotazione dell’astro attorno al suo asse. Come ben sappiamo il sole non è un corpo solido, di conseguenza la rotazione intorno al suo asse non avviene in modo uniforme, tanto che la sua velocità diminuisce quando dall’equatore migra verso i poli.
Si è trovato che il periodo di rotazione, dedotto dal movimento delle macchie prossime all’equatore, è di circa 25 giorni, quelle poste a ± 40 gradi di latitudine sale a 27 giorni.

Nella figura 16, viene mostrata graficamente la rotazione differenziale. A varie latitudini sono state riportate delle macchie avente la stessa longitudine fotosferica. Queste macchie con il loro movimento verso ovest, dopo una rotazione completa si troveranno nelle posizioni indicate dal grafico.

Tabella n. 7 - Periodo della rotazione alle varie latitudini (Guide to the Sun di Kennet J. H. Phillips)
Periodo di rotazione con il metodo Doppler (in giorni) Periodo di rotazione con il metodo delle macchie (in giorni)
Lat. Siderale Sinodico Siderale Sinodico
25,6 27,6 24,7 (25,1) 26,5 (26,9)
10° 25,7 27,7 24,9 (25,2) 26,7 (27,1)
20° 26,0 28,0 25,3 (25,6) 27,2 (27,6)
30° 26,6 28,7 26,0 (26,4) 28,0 (28,4)
40° 27,7 30,0 26,9 (27,3) 29,0 (29,5)
50° 29,3 31,9
60° 31,4 34,4
70° 33,6 37,1
80° 33,5 39,3

Per ciò che concerne l’esattezza di questi dati, ci si deve ricordare che la discordanza dei singoli risultati è da attribuirsi ai moti propri delle macchie, poichè il moto di rivoluzione della terra avviene nella stessa direzione a quello del sole, i moti delle macchie appaiono ritardati se osservati da terra. Il periodo sinodico di rotazione relativo alle latitudini di 16° nord-sud è di 27.275 giorni, mentre la rotazione effettiva (siderale) dura 25.03 giorni, infatti la velocità di rotazione del sole all’equatore è di circa 2 Km al secondo.
In tabella 7, sono descritti i valori medi di rotazione siderali e sinodici, realizzati sia con il metodo Doppler che con quello relativo al periodo di rotazione delle macchie. Inoltre nella tabella si può notare che alle latitudini 50°,60°,70°,80°, non essendoci mai passaggi di gruppi e macchie, il periodo di rotazione può essere calcolato solo con il metodo Doppler. Inoltre, il periodo calcolato con il movimento delle macchie, i valori segnalati in tabella sono ricavati dalla media di tutte le macchie osservate, mentre quelle tra parentesi sono dati ricavati dall’osservazione di grandi e regolari macchie a più lenta rotazione.

L'oscuramento ai bordi

Tutti coloro che osservano sistematicamente il sole anche con un piccolo strumento, si saranno accorti che la zona centrale del disco risulta più luminosa che al lembo. Infatti, la fotosfera ha una temperatura che varia da 7600 a 4400 K circa (gradi Kelwin). I primi osservatori attribuirono questa particolarità alla maggiore densità della fotosfera solare vicino ai bordi e quindi al maggior assorbimento. Quando osserviamo il centro del disco solare con un piccolo telescopio, noi vediamo più in profondità nella fotosfera che non quando osserviamo il sole ai bordi. Di conseguenza stiamo osservando regioni a temperatura più calda nella zona centrale rispetto alle regioni della fotosfera più alte e più fredde ai bordi della stella.

Nella regione visibile dello spettro, il fenomeno dell’oscuramento dei bordi appare molto marcato, se invece osserviamo lo stesso fenomeno nell’ultravioletto fino a 160 nn (nanometri), si ha il fenomeno contrario: illuminazione più intensa ai bordi rispetto al centro del disco. Succede lo stesso anche osservando nell’infrarosso, sino alla lunghezza d’onda radio. In figura 17 si può vedere come un osservatore guardando il disco solare e spostandosi dal centro verso il bordo, osserva gli strati più alti. Ogni segmento rappresenta la penetrazione della visuale nella fotosfera data dal coefficiente di assorbimento.

Figura n. 17 - Prospettiva del fenomeno dell’oscuramento dei bordi
Figura n. 17 - Prospettiva del fenomeno dell’oscuramento dei bordi

Poichè gli strati superiori della fotosfera sono più freddi rispetto a quelli più profondi, la radiazione che s’indebolisce prima è quella ultravioletta, rispetto a quella rossa, quindi la conseguente alterazione della composizione della luce bianca fa si che i bordi appaiano più scuri rispetto al centro, da dove vi è una luce che ha la maggior quantità di azzurro. Recenti studi hanno dimostrato che la convenzione ha un ruolo importante nel trasferimento dell’energia, dove la fascia di convenzione dell’idrogeno rappresenta 1/5 del diametro solare.
Dobbiamo quindi concludere che i gas d’idrogeno componenti l’atmosfera solare sono la causa vera della sua opacità nello spettro del rosso e dell’infrarosso dei strati fotosferici e che la stessa è legata ad un valore critico della pressione, avendo un’influenza determinante sulla profondità della fotosfera che noi possiamo vedere, dove la sua lucentezza dipenderebbe da tale grado di opacità.

L'eclisse di sole

Per terminare la parte di questo capitolo dedicato all’osservazione dei fenomeni solari, non ci resta che descrivere, anche se in maniera succinta, uno dei più bei fenomeni a cui l’occhio umano sia dato ad assistere: le eclissi. Si possono verificare sia eclissi di luna che di sole. Chiaramente noi prenderemo in considerazione solamente queste ultime. I vari tipi di eclisse dipendono dalla distanza in cui si trova il sole rispetto alla luna, per il loro nodo orbitale, dal loro tempo di congiunzione e di opposizione: novilunio e plenilunio.

Le geometrie all’interno delle varie situazioni, pongono dei precisi limiti angolari nella quale una eclissi può accadere. Ogni anno sul nostro pianeta avvengono da un minimo di 4 eclissi (due solari e due lunari) ad un massimo di 7. L’eclissi che possiamo osservare sono di 6 tipi e precisamente: parziale – totale – anulare – totale-anulare – totale, non centrale – anulare, non centrale.

Eclisse parziale
Figura n. 18 - Rappresentazione grafica dell’eclisse parziale di sole
Figura n. 18 - Rappresentazione grafica dell’eclisse parziale di sole
La visibilità di una eclisse parziale si ha quando l’osservatore è situato in una zona della terra coperta dalla penombra lunare. La frazione di sole coperta al momento del massimo dell’eclisse (magnitudine dell’eclisse) dipende dalla distanza dall’asse dell’ombra.

Una eclisse può essere parziale senza che in altre zone della terra vi sia la fascia di totalità o anulare. Questo avviene quando il cono d’ombra della luna manca completamente la faccia della terra (fig. 18).

Eclisse totale
Figura n. 19 - Rappresentazione grafica dell’eclisse totale di sole
Figura n. 19 - Rappresentazione grafica dell’eclisse totale di sole

Si ha al novilunio, quando la luna intersecando la linea dei nodi (intersezione tra il piano dell’orbita lunare con l’eclittica terrestre) e, trovandosi non necessariamente al perigeo (minima distanza tra la terra e la luna) ma ad una distanza tale che il cono d’ombra sia in grado di raggiungere la superficie terrestre, la luna occulta il disco solare.
L’osservatore è situato nella zona del pianeta coperta dal cono d’ombra della luna, la cui fascia della totalità non supera mai qualche centinaio di chilometri. In questo caso il Sole risulta completamente coperto, rendendo visibili: cromosfera, protuberanze e corona. In casi estremi la totalità può variare da un minimo di parecchi secondi ad un massimo di circa 7 primi e 58 secondi, quando l’eclisse avviene sull’equatore terrestre e di 6 primi e 10 secondi, quando la medesima avviene a latitudini di ± 50° (riferito alle eclissi del mese di giugno (fig. 19).

Eclisse anulare
Figura n. 19 - Rappresentazione grafica dell’eclisse totale di sole
Figura n. 19 - Rappresentazione grafica dell’eclisse anulare di sole

È come per l’eclisse totale, tranne che la luna è troppo lontana dalla terra ed il cono d’ombra non arriva sulla superficie della terra (fig. 20). In queste circostanze il disco del sole rimane visibile, mentre il massimo della durata possibile di questa eclisse è di 12 primi e 24 secondi all’equatore e di 9 primi e 56 secondi quando avviene a ±50° di latitudine (riferito al mese di dicembre).

Eclisse totale anulare
Figura n. 21 - Rappresentazione grafica dell’eclisse totale-anulare di sole (istante selezionato dal polo nord della terra)
Figura n. 21 - Rappresentazione grafica dell’eclisse totale-anulare di sole (istante selezionato dal polo nord della terra)

In questa circostanza, l’eclisse si ha quando la luna si trova alla giusta distanza dalla terra ed il suo cono d’ombra raggiunge la medesima esattamente a mezzogiorno avendo così una eclisse totale, invece all’alba od al tramonto l’eclisse sarà anulare, quindi nel medesimo giorno si avranno 3 eclissi e precisamente: totale a mezzogiorno, anulare all’alba a latitudini ± 50° nord ed infine anulare al tramonto a latitudini ± 50° sud (Fig. 21).

Eclisse totale non centrale
Figura n. 22 - Rappresentazione grafica dell’eclisse totale-non centrale di sole
Figura n. 22 - Rappresentazione grafica dell’eclisse totale-non centrale di sole

In questo caso, molto raro, si ha questa eclisse quando il cono d’ombra della luna sfiora la terra ma non la interseca correttamente (eclisse del novembre 1967 - Fig. 22).

Eclisse anulare non centrale
Figura n. 23 - Rappresentazione grafica dell’eclisse anulare-non centrale di sole
Figura n. 23 - Rappresentazione grafica dell’eclisse anulare-non centrale di sole

Il fenomeno avviene in circostanze analoghe di figura 16, solamente che in questo caso la luna è più distante dalla terra (fig. 23).

Dalle rappresentazioni grafiche sin qui esposte, risultano evidenti tutte le circostanze variabili che si propongono al succedersi del fenomeno, quali: diametro della luna, distanza Luna-Terra, distanza Luna-Terra dal Sole e allineamento Sole-Luna-Terra, circostanze che rende variabile la tipologia del fenomeno.

Figura n. 24 - Le quattro fasi di una eclisse totale di sole (i cerchi tratteggiati rappresentano il disco della luna)
Figura n. 24 - Le quattro fasi di una eclisse totale di sole (i cerchi tratteggiati rappresentano il disco della luna)
Fasi dell'eclisse

Le fasi di una eclisse sia totale che anulare (fig. 24) sono quattro e precisamente:

  • Primo contatto - è definito quell’istante in cui il bordo est della luna intacca il bordo ovest del sole (andamento ovest-est).
  • Secondo contatto - si ha quando il bordo est lunare tocca il bordo est del sole.
  • Terzo contatto - istante in cui il bordo ovest della luna tocca il bordo ovest del sole.
  • Quarto contatto - avviene quando il bordo ovest lunare tocca il bordo est solare.

In presenza di una eclisse, la fase di totalità sarà rappresentata dall’intervallo di tempo intercorrente tra il secondo contatto ed il terzo contatto. In certi casi si possono raggiungere i 7.5 minuti (basta ricordare l’eclisse avvenuta l’11 luglio 1991 che durò ben 6.34 minuti!!!). L’eclissi di sole non sono sempre facili da osservare se si considera che i 2/3 di queste avvengono in pieno oceano e solamente 1/3 sulla terraferma. È per questo motivo che spesso si è costretti a considerevoli viaggi pur di poter osservare il fenomeno in tutta la sua completezza. Dal punto di vista scientifico le eclissi (in particolar modo quelle totali) rivestono un ruolo molto importante perché solo nelle eclissi è possibile studiare da terra: cromosfera, protuberanze e corona. Tra le osservazioni degne di rilievo che un astrofilo può compiere citiamo:

  • tempi di contatto - dopo aver sincronizzato con un segnale radio il nostro orologio si annoterà i 4 tempi del contatto. È utile conoscere gli angoli di posizione per facilitare la rilevazione dei tempi di contatto.
  • grani di Baily - questo fenomeno che porta il nome di chi per primo lo ha studiato, è prodotto dalla luce solare attraverso le valli lunari. Sono identificabili al 2° e 3° contatto (è consigliabile uno studio fotografico).
  • corona - nella fase della totalità è bene eseguire diverse foto della corona magari con l’ausilio di filtri polarizzatori, onde determinare meglio le sue dimensioni e i suoi dettagli. È infatti noto che se ci si trova davanti ad una eclisse totale, con il sole al massimo della sua attività maculare, l’estensione della corona sarà ampia e quasi simmetrica.
  • ombre volanti - questo fenomeno è a tutt’oggi un mistero. Si possono notare quando il sole è ridotto ad una falce sottile, si presentano come ombre di color grigiastro. E’ conveniente osservarle da un punto elevato verso un fondo liscio e piano (S. De Meis, 1991).

Fino al 1991, l’USNO (United States Naval Observatory) aveva pubblicato una serie speciale di circolari che contenevano informazioni molto dettagliate a riguardo delle eclissi solari.

Tabella n. 8 - Modulo prestampato per ottenere la richiesta dei bollettini della NASA
Tabella n. 8 - Modulo prestampato per ottenere la richiesta dei bollettini della NASA

Successivamente, questo interessante tipo di servizio è stato ripreso dalla NASA, volendo così continuare la tradizione di questo storico bollettino.
La pubblicazione è tutt’ora una miniera d’informazioni per l’astrofilo. All’interno vi sono rappresentate tutte le cartine relative ad ombre e penombre, i tempi di contatto di tutti i paesi toccati e anche sfiorati dall’eclisse, il profilo della luna su cui vedere i grani di Baily e le cartine meteorologiche delle zone interessate dal fenomeno. Qui vi sono riportate statistiche, percentuali di piovosità e di cieli sereni, con tutta una serie di consigli sulle metodiche osservative e astrofotografiche. Tutto quanto serve insomma per pianificare con successo una spedizione osservativa. Nella tabella 8, vedete un modulo prestampato da spedire alla NASA per ottenere la spedizione dei bollettini con l’invio, per posta normale o elettronica, delle pubblicazioni.