Astrofisica

A cura di Corrado Ruscica

LA NOSTRA STELLA: IL SOLE pagina 3
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Giornalmente si formano centinaia di Regioni Attive e di queste solo una al giorno in media riesce a sopravvivere e quindi a evolversi in fasi successive.

Contemporaneamente, o subito dopo il sorgere dei campi magnetici, si formano delle strutture brillanti note come facole. L’estensione di queste strutture è pari a qualche centesimo della superficie solare ma la loro area è enorme se confrontata con la scala terrestre: si tratta cioè di aree dell’ordine di decine di miliardi di chilometri quadrati.

Le Regioni Attive possono poi evolvere ad una fase successiva che è la più attiva e che può durare da una a diverse settimane, dando origine a macchie, brillamenti e protuberanze a rapida evoluzione.

Le macchie solari sono state le prime ad essere storicamente osservate. Una macchia ben sviluppata è costituita da due parti: una zona centrale, più scura, di forma rotondeggiante, chiamata ombra, ed una zona più esterna, la penombra, costituita da filamenti radiali. L’ombra è sede di campi magnetici migliaia di volte più intensi del campo magnetico terrestre.

  Particolare di un gruppo di macchie solari. La granulazione  deriva da eruzioni turbolente di energia alla superficie. (Credit: National Solar Observatory/ Sacramento Peak)

Le macchie appaiono scure rispetto alle regioni circostanti perchè la temperatura nel loro interno risulta di circa 2000 gradi inferiore a quella delle regioni circostanti. Le macchie si presentano in gruppi le cui dimensioni possono essere equivalenti a quelle di una facola media e possono durare da meno di un giorno fino a qualche mese.

Evoluzione temporale di un gruppo di macchie solari. Le macchie solari seguono il movimento di rotazione del Sole e cambiano forma e dimensioni con il passare dei giorni. Tutto ha inizio quando, in una zona della fotosfera, si forma una regione scura di qualche migliaio di chilometri (detta "poro"); in genere esse scompaiono nel giro di qualche ora, mentre in alcuni casi cominciano ad espandersi gradualmente. Quando intorno ad esse si può notare una zona di penombra (seppur molto debole), possiamo parlare di macchia. La vita media di una macchia singola è di qualche giorno; generalmente però esse nascono a coppia o a gruppi, e in tal caso possono avere una vita di qualche settimana.
Alcuni gruppi di macchie possono essere particolarmente longevi, e durare per mesi.
Le macchie solari seguono il movimento di rotazione del Sole ed in passato hanno aiutato gli astronomi a calcolare la sua velocità di rotazione. Una macchia solare infatti impiega 13,5 giorni per attraversare la faccia visibile del Sole, e rimane nascosta per altri 13,5 nella faccia nascosta. Quindi, se essa è ancora "in vita", ritornerà nel punto di partenza dopo 27 giorni (che corrisponde al periodo di rotazione sinodica - non a quello siderale - dato che anche la Terra si sposta in tale periodo). Questo ovviamente vale per le macchie che si trovano ad una longitudine solare media di 45°; infatti la rotazione del Sole è differenziale, aumentando dai poli verso l'equatore.

La manifestazione più appariscente delle Regioni Attive è quella associata ai brillamenti che possono causare delle conseguenze sulle caratteristiche fisico-chimiche dello spazio interplanetario fino all’atmosfera terrestre.

Un brillamento consiste di una rapida emissione ad alta energia – raggi gamma, raggi-X, UV, visibile, radio – di radiazione elettromagnetica proveniente da una regione relativamente piccola. Il fenomeno può durare mediamente 10 minuti e la densità di energia emessa può superare centomila volte quella del gas circostante.

 Un brillamento solare osservato dallo strumento EIT (Extreme UltraViolet Imaging Telescope) a bordo di SOHO (SOlar Heliospheric Observatory) alla lunghezza d’onda di 195Å il 2 Maggio 1998. Un brillamento solare, chiamato dagli astrofisici flare, consiste di una rapida ed intenza variazione di luminosità e si ha quando l’energia del campo magnetico che raggiunge la superficie solare viene rilasciata, lanciando verso l’esterno la materia ad una velocità di alcuni milioni di chilometri all’ora. In alcuni punti della superficie le linee di forza del campo magnetico si riconnettono e si cancellano reciprocamente e questo causa la fuoriuscita del plasma. Nell’immagine si nota inoltre il gas coronale alla temperatura di un milione e mezzo di gradi e le strutture del campo magnetico solare. (Credit: SOHO-NASA/ESA)

Le protuberanze invece, tipiche della fase di massima attività solare, possono essere considerate come delle disomogeneità della corona e hanno una temperatura cento volte minore ed una densità cento volte maggiore di quelle dell’ambiente circostante. Le protuberanze sono alimentate dalla presenza di campi magnetici e possono durare da qualche ora fino a qualche mese.

 

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