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Astronomia

Scritto da Matteo Maggiora

Il Sole è una fornace cosmica che attraverso il processo di nucleosintesi converte atomi di Idrogeno in Elio e produce enormi quantità di energia che vengono poi cedute all'ambiente circostante sotto forma di radiazione elettromagnetica (luce, raggi X, ecc.) e calore.

Il meccanismo che regola il trasporto dell'energia dagli strati più interni della nostra stella fino alla superficie (Fotosfera) contribuisce anche a generare il campo magnetico solare.

L'interazione tra il campo magnetico ed il gas incandescente e completamente ionizzato (plasma) che compone la Fotosfera è responsabile della formazione di Regioni Attive come Facole, Pori e Macchie Solari.

La formazione e l'evoluzione di queste strutture ha carattere periodico e prende il nome di Ciclo Solare. In media un ciclo solare ha una durata di 11 anni e passa da una fase di quiescenza, detta minimo, in cui le regioni attive sono poche e di estensione limitata, ad una fase più lunga e turbolenta che culmina con l'inversione della polarità del campo magnetico solare, chiamata picco o massimo, in cui le regioni attive sono abbondanti sulla superficie.

Un metodo per monitorare l'andamento dell'attività solare, consiste nel contare il numero di Macchie Solari visibili sulla superficie della nostra stella e calcolare un indice statistico noto come Numero di Wolf. Dal nome dell'astronomo svizzero, Rudolf Wolf, che per primo lo introdusse nel 1848.

 Cosa sono le Macchie Solari?

Le Macchie Solari sono il risultato dell'assenza di convezione a livello fotosferico causata dall'interazione tra il plasma superficiale e una regione in cui il campo magnetico solare è particolarmente intenso. In generale, maggiore è l'intensità del campo magnetico, maggiore è l'effetto di smorzamento sui moti convettivi fotosferici e più la macchia solare appare fredda e scura.

Questa correlazione tra intensità locale del campo magnetico, temperatura e luminosità della macchia è molto evidente se osservata in luce bianca. Le macchie infatti appaiono più scure rispetto alle aree circostanti della Fotosfera. Questo effetto è dovuto unicamente all'elevato contrasto che si genera confrontandole con regioni più calde e luminose della superficie solare.

Le macchie hanno dimensioni che possono variare da 2.500 a 50.000 km e sono generalmente caratterizzate da una zona centrale più scura, chiamata ombra, e da una zona periferica più chiara, dall'aspetto a volte filamentoso, detta penombra.

Una macchia solare ben sviluppata può essere circondata da strutture analoghe, ciascuna delle quali con un ciclo evolutivo associato a quello delle macchie vicine. Questa nuova formazione prende il nome di Gruppo ed è dotata di una propria polarità magnetica.

Macchie solari, Pori, Granulazione e Facole (Celestron Firstscope 114 + barlow 2x)

La regione di formazione delle macchie solari è una banda dell'ampiezza di circa 15 - 20 gradi di latitudine al di sopra e al di sotto dell'equatore solare. Appena dopo la fase di minimo le macchie appaiono a latitudini comprese tra i 25 - 40 gradi. Con l'avanzare del ciclo solare tendono a formarsi sempre più in prossimità dell'equatore fino a raggiungere una latitudine compresa tra i 5 - 10 gradi nella fase di massimo.

Tutte le regioni attive, a partire dal gennaio 1972, vengono identificate per mezzo di un numero sequenziale e progressivo di 4 cifre. Questa numerazione è affidata al NOAA (National Oceanic & Atmosphere Administration), ente federale americano preposto al controllo delle condizioni di oceani ed atmosfera.

Oltre alla numerazione NOAA, macchie e gruppi possono essere classificati anche in base alle loro proprietà misurabili, come per esempio il magnetismo, o in base alla morfologia.

I sistemi di classificazione sono molteplici. Quello descritto di seguito è il sistema Zurigo, uno dei più utilizzati, ideato dall'astronomo Max Waldmeier dell'Osservatorio di Zurigo.

Questo schema prevede l'utilizzo di 9 classi A, B, C, D, E, F, G, H e J, utili per identificare la fase di vita e l’evoluzione di ciascun gruppo di macchie solari.

CLASSEDESCRIZONE 
 Macchia singola o Gruppo unipolare privi di penombra.
 Gruppo bipolare di macchie prive di penombra.  
 C  Gruppo bipolare di cui almeno una macchia presenta una penombra.  
 D  Gruppo bipolare, le cui macchie principali sono circondate da penombra ed almeno una delle due ha una struttura semplice. La lunghezza complessiva del gruppo è inferiore a 10°.  
 E  Gruppo bipolare, le cui due macchie principali sono circondate da penombra e con una struttura complessa. Tra le due macchie principali sono presenti numerose macchie di piccole dimensioni. La lunghezza del gruppo è di almeno 10°.  
 F  Gruppo complesso di grandi dimensioni, con penombra sulle strutture esterne con un’ampiezza di almeno 15°.  
 G  Gruppo bipolare molto esteso privo di macchie piccole tra le due strutture  principali.  
 H  Gruppo unipolare con penombra, dal diametro superiore a 2.5°.  
 J  Gruppo unipolare con penombra, dal diametro inferiore  a 2.5°.  

Il Numero di Wolf

Per calcolare il Numero Relativo di Wolf e stimare l'attività solare in funzione del numero e della complessità delle regioni attive osservabili in luce bianca, è necessario contare i gruppi e le macchie solari osservabili sulla Fotosfera, come segue:

R = (10 * G + M)

dove:

G è il numero complessivo dei gruppi osservati. Un gruppo vale sempre 1 a prescindere dalla complessità e dal numero di macchie in esso contenute. Nel determinare G vanno contate anche le macchie isolate.

M è il numero complessivo delle macchie solari osservate. Nel computo totale dovranno essere incluse anche le macchie isolate, sebbene siano già incluse nel conteggio per determinare G.

L’equazione appena descritta produce però un effetto spurio in quanto risulta “tarata” sulla strumentazione utilizzata da Wolf durante le sue osservazioni - un rifrattore Fraunhofer di 80 mm di diametro e 1.120 mm di lunghezza focale (f/14) ed un ingrandimento di 64x.

Per rendere questo valore coerente con la serie storica anche per strumentazioni e configurazioni differenti, bisogna normalizzare i dati osservativi e ricondurli alla stessa “scala” usata dall’astronomo elvetico introducendo un fattore di correzione chiamato “Coefficiente di Riduzione Personale” (Kz). In questo modo la formula per il calcolo del Numero di Wolf assume la forma:

Rz = Kz * (10 * G + M)

La Sezione Sole della UAI propone un metodo empirico per determinare il valore di Kz che tiene conto dello strumento utilizzato per l'osservazione, delle condizioni atmosferiche e della trasparenza del cielo:

Kz = k + S1+ S2

dove:

k. Strumento utilizzato per l'osservazione: le caratteristiche dello strumento utilizzato per l'osservazione, in particolare il diametro dell’obiettivo, incidono sulla capacità di risolvere i dettagli più fini delle strutture osservate. Nella tabella seguente sono riportati i valori di correzione da utilizzare in funzione del diametro dell'obiettivo dello strumento.

STRUMENTOk
40 1,50
45  1,38
 50  1,28
 60 1,14 
70 1,10 
 75 1,01 
80 1,00 
90 0,97 
> 90 0,95 

 S1. Condizioni atmosferiche generali: il grado di trasparenza dell'atmosfera è un parametro importante quando si osserva con un telescopio. La presenza di velatura, foschia o nebbia incide negativamente sulla qualità dell'immagine e pregiudica, almeno in parte, la possibilità di osservare dettagli fini delle macchie o dei gruppi. Nella tabella sono riportati i valori di correzione da utilizzare in base alla stima delle condizioni meteo.

TRASPARENZAS1
Sereno 0,00
Sereno, poca foschia  0,01
Sereno,  molta foschia  0,03
 Sereno, nebbia 0,04
Velato, spariscono le macchie minute nella penombra 0,05
Velato, spariscono le macchie minute fuori dalla penombra 0,15
Velato, si distinguono solo le macchie medie e grandi 0,35
Velato, si distinguono solo le macchie grandi 0,45

 S2. Seeing: la turbolenza atmosferica è la condizione più importante da tenere in considerazione. il seeing misura proprio questo parametro. Maggiore è la turbolenza atmosferica e maggiore è il degrado dell'immagine e minore è la capacità di risolvere dettagli fini. Nella tabella sono riportati i valori di correzione da utilizzare in base alla stima del grado di turbolenza atmosferica.

SEEINGS2
Immagine stabile, senza oscillazioni ne sul disco ne al lembo 0,01
Immagine con moti contenuti entro 2", oscillazioni solo al lembo e non sul disco.  0,03
Immagine con moti contenuti entro 4", oscillazioni visibili sul disco e lembo che oscilla  0,05
Immagine con moti entro 8", impossibile distinguere bene tra ombra e penombra, lembo che oscilla notevolmente. 0,07
Immagine con moti superiori di 8", comparabili alle macchie solari, lembo che oscilla notevolmente 0,09
Immagine instabile, impossibile definire la posizione delle caratteristiche osservate 0,11

 Il singolo numero di Wolf di per sé ha poco significato, acquisisce valore statistico quando è parte di una serie di osservazioni successive che è possibile utilizzare per calcolare valori medi mensili da inserire poi in un grafico che mostri l’evoluzione del ciclo solare ed il tasso di formazione delle regioni attive.

Il riferimento internazionale per il Numero di Wolf è il SIDC (Sunspot Index Data Center) di Bruxelles: http://sidc.oma.be che si occupa di ridurre i dati osservativi e di produrre e diffondere serie storiche relative all’andamento e alle variazioni a lungo termine dell’attività solare.

Please, try this at home... but safely!

NON OSSERVARE MAI DIRETTAMENTE IL SOLE SENZA UNA ADEGUATA SCHERMATURA CHE PROTEGGA GLI OCCHI. Occhiali da sole, CD, pellicole fotografiche e altri sistemi casalinghi per attenuare la luce solare NON sono sufficienti a scongiurare eventuali danni agli occhi causati dall’osservazione diretta del Sole. Per poter osservare la nostra stella in completa sicurezza è necessario procurarsi delle schermature adeguate, come per esempio filtri solari a tutta apertura in Mylar o in Astrosolar, oppure proiettare l’immagine del disco solare su di un foglio di carta ed osservarne i dettagli in modo indiretto. Quando si osserva il Sole è buona norma smontare il cercatore o quantomeno tenerne tappato l’obiettivo in modo da evitare che possa inavvertitamente catturare la luce del sole e arrecare danno a cose o persone.