Osservazione e catalogazione delle facole e delle macchie
Le facole
Un indizio sulla possibile presenza o nascita di gruppi al bordo visibile del sole è rappresentato da strutture molto luminose conosciute come facole, (dal latino: facula = fiaccola) che spesso precedono la comparsa di una regione attiva. Le facole appaiono come zone chiare molto vaste a struttura irregolare, più calde rispetto alla fotosfera circostante, quindi più luminose. Le facole si possono suddividere in tre gruppi: facole fotosferiche, facole cromosferiche, facole polari.
Facola fotosferica è un termine che indica un fenomeno osservato solamente a livello fotosferico, facente parte di un fenomeno complesso, che interessa più strati dell’atmosfera solare (Giovanni Godoli, il Sole, Ed. Einaudi, 1982). “Le facole sono generalmente il 15-20% più estese in area, rispetto alla RA di appartenenza” (Zirin H, Astrophysics of the Sun: Cambridge University Press, 1988). Le facole risultano più visibili vicino il bordo solare, dato che il loro contrasto è più elevato rispetto al centro del disco. Quando noi osserviamo il centro del disco solare, la nostra vista è diretta nelle più profonde e calde regioni della fotosfera, perciò il loro rilevamento risulta molto più difficile nella zona dello spettro del visibile, mentre possono essere osservate anche in tutto l’emisfero nelle lunghezze d’onda comprese tra i 4.000 e 4.500 nanometri.
Le facole fotosferiche unite alle Regioni Attive Magnetiche possono inoltre fornire un indice dell’inizio del nuovo ciclo undecennale alle alte latitudini e la fine del vecchio ciclo a livello equatoriale, segnalando contemporaneamente l’inversione del campo magnetico solare.
L’inversione è preceduta da una apparizione di piccole facole fotosferiche molto vicine alle rispettive zone polari conosciute col nome di facole polari. Il nome fu dato da H. W. Babcock nel 1961 nel suo modello di sviluppo che prevede in quel particolare periodo, la nascita di piccole zone facolari vicino ai poli.
Le facole cromosferiche, note anche con il termine di plages, sono evidenziate sull’intero disco solamente attraverso eliogrammi eseguiti nelle linee H-α e Ca II. Variando la banda spettrale si otterrà una sempre più profonda e dettagliata visione degli strati solari. Un’eliogramma nella riga del Ca II (3.900/4.000 nanometri) rivela l’emissione cromosferica ad un’altezza di circa 7.000 Km. Le righe Na I (5.900 nanometri) si rivelano nella media cromosfera, mentre le righe più deboli daranno informazioni sui livelli ancora più bassi della cromosfera.
Si ritiene che le RA (Regioni Attive) siano dovute all’intensificarsi dei campi magnetici che sono meno intensi nelle facole che nei gruppi maculari, col risultato che le zone facolari sono meno abili ad inibire il flusso di energia proveniente dalla superficie sottostante. (Gibson, 1973). È stato suggerito inoltre, che l’energia bloccata dagli intensi campi magnetici delle macchie, potrebbe in qualche maniera essere rilasciata attraverso le facole. Quindi appare evidente, che la mancata visione parziale o totale di questi fenomeni, comporterà una sottostima della valutazione dell’attività fotosferica del sole. Generalmente le facole si possono osservare in tre forme morfologiche distinte:
- compatte - quando queste assumono una forma rotondeggiante attorno a gruppi o macchie. Indicano la presenza di una RA unipolare.
- lineari - quando si presentano in forma allungata e con parecchie linee parallele tra di loro molto spesso sonno associate a estesi gruppi bipolari.
- reticolari - quando le facole assumono una rete ricca d’intersezioni che a volte sono più luminose della regione facolare circostante. Sono sinonimo di una degenerazione evolutiva di una vasta area di tipo compatto o lineare. Molto sovente sono sedi di perturbazioni magnetiche molto intense, che generalmente sono associate a gruppi multipolari complessi di tipo E-F e a gruppi molto estesi di classe H.
La loro classificazione il più delle volte comporta difficoltà ed incertezze. Molto spesso la struttura morfologica della periferia risulta molto diversa da quella del centro, per cui questa variabilità può causare profondi mutamenti nel volgere di poche ore. La giusta interpretazione della morfologia di un’area facolare si acquista dopo un lungo periodo di rodaggio fatto con molte centinaia d’osservazioni.
La perfetta determinazione di questo ultimo tipo di facole che abbiamo appena descritto, ci può fare capire se ci troviamo ad osservare un unico, grande gruppo complesso, oppure a più gruppi dissociati, anche se vicini fra di loro. La registrazione dei dati riguardanti l’attività facolare avviene dopo il calcolo della loro area che presuppone una certa abilità di chi osserva nell’eseguire un disegno molto preciso dell’area interessata, o ci si avvale di una foto della fotosfera.
Terminata questa nostra esposizione relativa alle metodologie d’osservazione dell’attività facolare, vogliamo ricordarvi che esiste allo scopo, una scala elaborata dal Fraunhofer Institut di Friburgo. È suddivisa in dieci gradi, di cui il fattore area 0 corrisponde ad un’area facolare inferiore al grado quadrato (tabella 1).
| Fattore area | Area interessata |
|---|---|
| 0 | minore di un grado quadrato |
| 1 | da 2 a 3 gradi quadrati |
| 2 | da 4 a 6 gradi quadrati |
| 3 | da 7 a 12 gradi quadrati |
| 4 | da 13 a 20 gradi quadrati |
| 5 | da 21 a 30 gradi quadrati |
| 6 | da 31 a 45 gradi quadrati |
| 7 | da 46 a 60 gradi quadrati |
| 8 | da 61 a 75 gradi quadrati |
| 9 | maggiore di 75 gradi quadrati |
A titolo puramente indicativo, vogliamo ricordarvi che un grado quadrato corrisponde ad un’area di 59.804.444 Km² della superficie solare, che corrisponde a 19.6725 Ml (milionesimi) della sua fotosfera.
Classificazione gruppi maculari
Sistema di classificazione di Zurigo
Questo metodo di classificazione, introdotta nell’anno 1938 da M. Waldmeier, ancor oggi gioca un ruolo molto importante nello studio statistico dei brillamenti e in quello sulla crescita e decadimento delle RA. In genere, raggruppamenti di macchie sono definiti come gruppi unipolari o bipolari, anche se alcuni gruppi molto complessi possono essere formati da più formazioni bipolari. Un gruppo unipolare è descritto come una singola macchia, o addensamento compatto di macchie attorno alla principale, dove la maggior distanza tra due macchie generalmente non supera i 3° di longitudine eliografica. I gruppi bipolari sono strutture composte come minimo da due uniche macchie principali, separate da almeno 3° eliografici e orientate approssimativamente in modo parallelo all’equatore solare.
Ancora oggi i gruppi vengono classificati individuando le 7 classi di appartenenza e, a loro volta, in 4 sottoclassi, queste sono rappresentate con le prime lettere dell’alfabeto
Tipi di classe A - gruppi unipolari senza penombra (fig. 4), composti a loro volta da un’unica piccola macchia, o al più da alcune macchie raggruppate fra di loro attorno ad un unico centro di 2°/3° quadrati. Essi rappresentano l’inizio o la fine di una RA.
Tipi di classe B - gruppi bipolari senza penombra ma con distinte formazioni di macchie (fig. 5). L’asse è orientato all’incirca nella direzione est-ovest (immagine solare). Generalmente la macchia che precede (p - a ovest) è posizionata ad una latitudine leggermente inferiore rispetto alla macchia che segue (f - legge di Joy).
Tipi di classe C - sono gruppi bipolari e rappresentano la successiva evoluzione dei tipi A-B (fig. 6). Sempre presente una zona di penombra attorno ad una o più macchie principali, può essere presente sia attorno alla macchia precedente che in quella seguente, ma generalmente si colloca attorno alla macchia leader del gruppo. Frequentemente tra le due macchie più estese, vi sono formazioni di macchie minute intermedie.
Tipi di classe D - larghi gruppi bipolari dove sono presenti zone di penombra (fig. 7) a volte molto complesse attorno alle macchie leader p (precedenti) ed f (seguenti), molte volte in mezzo alle stesse si notano estese zone di singole macchie, talvolta circondate da piccole ombre. Spesso l’evoluzione di questi gruppi non passano per lo stadio C, ma direttamente da quello B a seconda dell’intensità della RA.
Tipi di classe E - sono simili ai gruppi D ma più evoluti per le loro dimensioni (fig. 8). Vanno dai 10° ai 15° eliografici. Tra le macchie p ed f si possono presentare complicate formazioni longitudinali che possono coprire una estesa area da essere VON (visibili ad occhio nudo). Per un confronto, una macchia delle dimensioni della terra non è ancora visibile. Rammentiamo di osservare il fenomeno (VON) sempre con l’uso di un filtro!!!
Tipi di classe F - estesi gruppi multipolari, che spesso sono formati da molte associazioni di gruppi bipolari, generalmente sono l’evoluzione più marcata delle formazioni di classe E (fig. 9), superando di molto i 15°/20° eliografici. L’estensione delle penombre, in molti casi, arrivano a coprire l’80% dell’area dei gruppi di macchie. Il conteggio delle macchie intermedie molte volte supera il centinaio di unità. Essendo molto longevi, possono sopravvivere da 3 a più rotazioni solari. Chiaramente in questi gruppi si possono vedere più macchie VON, e comunque solamente il 2% dei questi gruppi raggiungono questo stadio evolutivo.
Tipi di classe H - Sono gruppi unipolari consistenti in una larga RA che molto spesso rappresenta il decadimento di un gruppo bipolare di tipo F (fig. 10). Sono formati o da una grande macchia singola (anche VON) o associata da più componenti minute circondate da una zona di penombra molto estesa e frastagliata. Le loro dimensioni variano dai 3° ai 6° di longitudine. Queste RA, come quelle di classe F, sono molto longeve e possono durare per diverse rotazioni. Questi gruppi possono nascere già con queste caratteristiche unipolari a macchia singola.
Nei gruppi delle classi D-E-F-H durante la loro evoluzione, nel loro interno o nelle immediate vicinanze, si possono verificare dei brillamenti. In tutti i gruppi di medie e grandi dimensioni l’evoluzione è molto rapida rispetto al loro lento esaurimento. Infatti un gruppo complesso può passare dalla classe A ad E o F in 3-5 giorni, mentre la fase di declino, coma abbiamo già segnalato, può durare molte rotazioni.
Si sarebbe portati a pensare che un gruppo di macchie dovrebbe iniziare la sua fase come gruppo A, evolvendosi poi in tutte le classi intermedie e successivamente ritornare alla fase di partenza, invece non sempre è così.
Per esempio: una macchia isolata (classe H) di buone dimensioni, regolare sia nell’ombra che nella penombra, ha molte possibilità di attraversare l’intero disco solare senza mutamenti di sorta, conservando intatte le sue caratteristiche iniziali. Se invece consideriamo sempre una macchia di buone dimensioni ma di forma irregolare, avente una zona di penombra molto ampia, in breve tempo darà luogo a nuove formazioni maculari prodotte dallo sfaldamento della macchia stessa.
Questi nuovi gruppi possono presentarsi come formazioni di macchie ravvicinate tra di loro, oppure si trasformano in piccoli gruppi con macchie disposte ad arco o a filamento in cui è praticamente impossibile individuare il residuo della macchia originaria (fig. 11). Le macchie rappresentate nelle prossime figure non sono nelle proporzioni reali rispetto al diametro del disco sulla scheda.
Nelle figure 11, 12 e 13 sono raffigurati i tre casi sopra menzionati di gruppi realmente apparsi e disegnati sulla scheda solare da uno degli autori del manuale. Nella figura 11 possiamo vedere l’evoluzione di una macchia di forma asimmetrica di buone proporzioni che è transitata nel lontano marzo del 1990.
Nella figura 12 è raffigurata l’evoluzione di due grandi macchie visibile ad occhio nudo, transitate sul disco solare nel mese di febbraio e nella figura 13 nel mese di giugno 1990.
Ora andiamo ad esaminare il comportamento di due coppie maculari, una di ridotte dimensioni, l’altra abbastanza estesa. Nel primo caso è probabile che resterà invariata per molto tempo, se invece il gruppo risulterà abbastanza esteso si avrà un’evoluzione in cui le due macchie originarie si allargheranno allontanandosi lungo l’asse est-ovest, producendo nella zona intermedia la comparsa di piccole macchie talvolta circondate da zone di penombra. A loro volta queste piccole macchie tenderanno ad allungarsi nella direzione delle due componenti che inizialmente formavano la coppia, oppure a riunirsi in piccoli gruppi. Tutto il complesso, che a volte può raggiungere la massima estensione di un gruppo di classe F, nella sua evoluzione, si allargherà dalla coppia originaria avviandosi poi al successivo fenomeno di sfaldamento.
Diverse e molteplici sono le strutture evolutive dei gruppi che giornalmente vediamo transitare sul disco solare. Le considerazioni sui loro sviluppi e caratteristiche sono possibili solamente dopo anni di raccolta giornaliera di dati e disegni, come pure le annotazioni sulle osservazioni effettuate. Ecco alcuni esempi classici d’evoluzione di gruppi osservati dagli autori di questo manuale:
A → A-B-A → A-B-C-B-A → A-B-C-D-C-A → A-B-C-D-E-D-C-A → H-C-A → A-B-C-D-E-F-G-D-C-A
e ancora altre possibilità evolutive.
Dall’evoluzione delle classi appena descritte, usati anche a livello internazionale, si può notare un certo legame unitario dei gruppi eccezion fatta per il gruppo di tipo H (Tabella n. 2). Infatti i gruppi di questa classe possono rappresentare sia la fase finale evolutiva di un grande gruppo, che mantenere stabile la sua caratteristica già alla sua nascita.
Andiamo ad esaminare ora altri metodi di classificazione dei gruppi.
Classificazione di McIntosh
La revisione della classificazione di Zurigo fu effettuata nel 1981 da McIntosh. In questo tipo d’indagine sono descritte alcune caratteristiche della struttura dei gruppi, rappresentate da una serie di tre lettere maiuscole. La prima lettera rappresenta il gruppo, in accordo alla classificazione modificata di Zurigo. La seconda lettera rappresenta il tipo di penombra che circonda le maggiori formazioni di macchie presenti nel gruppo (fig. 14), la terza lettera rappresenta la distribuzione delle macchie all'interno del gruppo
Quindi segue la specifica per la seconda lettera:
| x | penombra non visibile |
| r | semplice penombra, incompleta o irregolare |
| s | penombra simmetrica e in apparenza circolare, il diametro non supera i 2° e mezzo |
| a | penombra asimmetrica ovale e in apparenza complessa, avente un diametro superiore ai 2.5°eliografici |
| h | penombra ampia e circolare, con diametro eccedente ai 3.5° eliografic |
| k | ampia penombra ovale, con un diametro superiore ai 3.5° di latitudine, mentre eccede i 5° eliografici d’ampiezza in longitudine. Sono indicate spesso come strutture di classe gamma nella classificazione magnetica di Mt.Wilson. Spesso questi tipi di gruppi presentano brillamenti e, nelle configurazioni magnetiche di classe δ, anche brillamenti in luce bianca. La terza lettera indica la distribuzione di macchie individuali all’interno dei gruppi |
e la specifica per la terza lettera:
| x | rappresenta una macchia singola isolata |
| o | rappresenta una distribuzione di macchie aperte, dove l’area tra le macchie p ed f, è sgombra da macchie individuali |
| i | distribuzione di macchie intermedie, poche macchie individuali tra macchie p ed f |
| c | distribuzione di macchie compatte, numerose piccole macchie intermedie tra le principali che precedono e seguono, dove almeno una con possibile penombra, in casi estremi tutto il gruppo può trovarsi immerso in un’intera penombra. Frequentemente è associata ad un alto tasso di possibili brillamenti |
Per esempio, un gruppo definito Eki, descrive una regione di macchie aventi le seguenti caratteristiche: (E) addensamento bipolare, (k) avente una distribuzione est-ovest, compresa tra i 10° e 15° eliografici. Il gruppo presenta un’ampia penombra ovale, (i) con incluse alcune distinte piccole macchie tra i centri attivi p ed f.
Classificazione di Mount Wilson
Il sistema d’indagine utilizzato per classificare gruppi di macchie, creato e poi sviluppato all’inizio del XX° secolo da G. E. Hale ed altri del Mt. Wilson Solar Observatory, risulta ancora oggi uno dei metodi scientificamente più definiti (tabella 3).
Questo sistema d’identificazione dei gruppi si avvale delle prime tre lettere dell’alfabeto greco: α, β, γ, atte a catalogarli secondo il loro campo magnetico.
| Gruppo α (alfa) | |
|---|---|
| è definito come una macchia singola ed unipolare, o al massimo come un gruppo avente una sola polarità magnetica. In questa classe la distribuzione dei flocculi può presentarsi in vari modi, quindi questa categoria di gruppi è oltremodo suddivisa in ulteriori sottoclassi relative alla posizione della macchia e della facola associata. La facola che guida, e trascina la macchia, è simmetricamente distribuita | |
| α p | la facola che segue il gruppo presenta un’area maggiore di quella che precede |
| α f | la facola che precede il gruppo presenta un’area maggiore di quella che segue |
| Gruppo β (beta) | |
|---|---|
| è composto da macchie bipolari, dove la caratteristica maggiore del gruppo consiste nell’avere due macchie di opposta polarità; la linea congiungente le due macchie è un poco inclinata verso l’equatore solare. Ciascuna macchia del gruppo può essere accompagnata o sostituita da molte piccole le macchie, dove la maggioranza costituiscono i membri precedenti seguenti del gruppo, sono di opposta polarità, questo induce a dividere il gruppo in sottoclassi | |
| β | le macchie p e f del gruppo sono di uguale forza magnetica |
| β p | la macchia che precede è la leader del gruppo. |
| β f | la macchia che segue è la leader del gruppo |
| β g | la polarità del gruppo non è chiaramente divisa, oppure risulta lievemente mescolata, dove le macchie p e f sono accompagnate da componenti minori di polarità opposta |
| Gruppo γ (gamma) | |
|---|---|
| questo gruppo è difficilmente riconoscibile rispetto a quello di tipo a, senza una precisa identità della sua polarità magnetica, non è ben rappresentato nella classificazione di Zurigo. È definito come gruppo senza le concentrazioni di tipo b, ma con una polarità mista all’interno di una singola penombra, più precisamente, di gruppi che comprendono macchie di polarità opposta, distribuite così irregolarmente che non è possibile identificarle come gruppi bipolari |
Nella figura 15 sono raffigurati disegni di gruppi eseguiti da uno degli autori realmente apparsi nel 1991. Anche qui i disegni non sono di dimensioni reali ma ingranditi onde permettere una migliore identificazione.
È stata aggiunta una categoria δ (delta) dal NOAA (National Oceanographic and Atmospheric Administratio). Non è inserita negli esempi sopra riportati. Si aggancia al gruppo base quando macchie di opposta polarità magnetica sono situate a due gradi eliografici dalle altre, all’interno delle stesse penombre. Questa classificazione è stata inserita in quanto si è riscontrata una notevole incidenza di brillamenti associati alla configurazione appena descritta.