Per svolgere l’attività, l’insegnante dovrebbe conoscere il dilemma di Galileo riguardo alla natura delle macchie solari, nonché la successiva scoperta della natura magnetica delle macchie solari, e della rotazione differenziale (non-rigida) del Sole.
Forniamo quindi di seguito una breve panoramica per quanto riguarda la struttura del Sole, le storiche osservazioni di Galileo, la natura delle macchie solari, la rotazione non-rigida del Sole ed un’introduzione alla missione del satellite che ha prodotto i dati utilizzati in questa attività. Alla fine di ogni sotto-sezione, abbiamo indicato i link ai quali i docenti possono approfondire questi temi.
La composizione del Sole
Il Sole è una gigantesca sfera gassosa composta soprattutto di idrogeno ed elio. A causa delle temperature estremamente alte del Sole, gli elettroni possono distaccarsi dai nuclei dei loro atomi e sono liberi di muoversi. Questo stato della materia viene definito “plasma”. Poiché la materia del Sole è elettricamente carica, essa può interagire con i campi magnetici.
Possiamo dividere il Sole in 5 strati: il nucleo, la zona radiativa, la zona convettiva, la fotosfera, e l’atmosfera. Il nucleo è lo strato centrale, il posto in cui l’energia è prodotta dalla fusione nucleare (~ 15 milioni °C). La zona radiativa si estende dal nucleo fino all’incirca al 70% del raggio solare: qui l’energia viene trasportata soprattutto attraverso la radiazione (i fotoni vengono emessi, assorbiti e riemessi di continuo). Nello strato successivo, la zona convettiva, l’energia è trasportata dalla convezione (movimento verso l’alto di materia calda e verso il basso di materia fredda, simile all’ebollizione di una minestra). La fotosfera, a ~ 6000 °C, è esattamente al di sopra della zona convettiva. Poiché si tratta dello strato da cui proviene la maggior parte della luce, la definiamo superficie solare, anche se non potremmo mai calpestarla.
Aldilà della fotosfera troviamo l’atmosfera solare, che è composta di altri due strati: la cromosfera e la corona. La cromosfera è un sottile strato gassoso rossastro, immediatamente al di sopra della superficie. La corona è la fine atmosfera di plasma del Sole, che si estende per milioni di chilometri nello spazio.
Visitate il sito web NASA Solar Science website per ulteriori informazioni.
Le osservazioni delle macchie solari di Galileo
Nel 1612 Galileo Galilei puntò un telescopio al Sole. Fu uno dei primi a farlo, preceduto da Thomas Harriott e Johannes Fabricius. Galileo sapeva che se avesse guardato a occhio nudo nell’oculare del telescopio, si sarebbe potuto bruciare gli occhi. Allora, proiettò l’immagine su uno schermo per fare dei disegni dettagliati. Ai tempi di Galileo, la gente credeva che il Sole fosse un oggetto fisso, perfettamente immacolato. Con sua grande sorpresa, egli vide macchie scure sulla superficie del Sole. Fu molto incuriosito dalla natura di queste macchie, e quindi le osservò e le disegnò ogni giorno per studiarle.
Visitate il sito web Rice University Galileo website per ulteriori informazioni.
La natura magnetica delle macchie solari
La natura delle macchie solari rimase un enigma fino al 1905, quando l’astronomo George Ellery Hale individuò intensi campi magnetici all’interno di queste regioni scure. Utilizzando uno spettroeliografo, egli scoprì che una certa proprietà della luce (la polarizzazione) emessa dal Sole era alterata in un modo che è specificamente causato dai campi magnetici. Al giorno d’oggi, i satelliti, come il Solar Dynamics Observatory (SDO) sono dotati di strumenti particolari per individuare la posizione dei campi magnetici sulla superficie del Sole e la loro intensità. La figura 1 mostra due immagini dello stesso giorno, ottenute da SDO: un’immagine in luce visibile dell’intero disco solare e una mappa dell’orientamento ed intensità dei campi magnetici presenti sul disco solare (magnetogramma).
Le macchie solari sono visibili nella fotosfera come punti scuri in contrasto con il resto della superficie solare, perché la materia al loro interno è di circa 2000 ° gradi C più fredda rispetto ai dintorni che sono a circa ~ 6000 ° gradi C. Gli intensi campi magnetici sono responsabili di questo raffreddamento. Dato che i campi magnetici producono pressione, il plasma all’interno delle macchie solari viene espulso per mantenere un equilibrio nella pressione tra la macchia solare (pressione del gas più pressione magnetica) e il plasma che la circonda (pressione del gas). Quindi il plasma all’interno della macchia solare è meno denso e un po’ più freddo (se confrontiamo l’interno e l’esterno di una macchia solare alla stessa profondità geometrica).
Di solito, le macchie solari si raggruppano e durano da alcuni giorni a qualche settimana. Le macchie solari sono dinamiche ed evolvono insieme al campo magnetico: appaiono, cambiano, e spariscono. Il loro numero varia periodicamente con il tempo, insieme alla quantità di campo magnetico del Sole, seguendo il cosiddetto ciclo degli 11 anni: ogni 11 anni, il campo magnetico e il numero di macchie solari raggiungono il massimo (chiamato “massimo solare”), seguito da un minimo con quasi nessuna macchia sul Sole. La serie di dati proposta in questa attività viene scelta in prossimità del massimo solare, così da mostrare un gran numero di macchie solari.
Le macchie solari si trovano in zone, come le tempeste sulla Terra, e di solito sono disposte in fasce, nell’emisfero settentrionale e meridionale. Le fasce in cui si formano le macchie solari si muovono da latitudini medie fino quasi all’equatore, nel corso del ciclo di 11 -anni. C’è da notare che le singole macchie solari non si spostano troppo in termini di latitudine, dato che esistono solo per poche settimane, mentre si può osservare più facilmente lo spostamento verso l’equatore di un gruppo di macchie, dove se anche una singola macchia scompare se ne formano altre.
Immagine: magnetogramma solare
Visitate il Solar Center website per ulteriori informazioni sui magnetogrammi solari.
Visitate il Solar Dynamics Observatory website per ulteriori informazioni sulle immagini in luce visibile del Sole.
La rotazione del Sole
Come la Terra, il Sole ha un polo nord e un polo sud, e ruota attorno al suo asse. Visto dalla Terra, il Sole ruota attorno al suo asse all’incirca ogni 27 giorni. L’equatore del Sole è quasi sullo stesso piano dell’orbita terrestre, e il polo nord del Sole è nella stessa direzione del polo nord terrestre. Visto al di sopra del polo nord solare, il Sole ruota in senso antiorario. La maggior parte delle immagini moderne del Sole sono orientate in modo che il nord solare sia in alto e quindi le caratteristiche della superficie del Sole sembrano muoversi da sinistra a destra mentre il Sole ruota. C’è da notare che i disegni di Galileo delle macchie solari non sono orientati in questo senso.
La rotazione del Sole non rigida
Gli oggetti rigidi non cambiano forma (cioè non sono deformabili). Quindi, quando gli oggetti rigidi ruotano, ogni parte ruota allo stesso ritmo. Ciò vuol dire che a ogni parte dell’oggetto occorre la stessa quantità di tempo per completare un giro. Questa viene chiamata rotazione rigida. Per questo motivo, ogni macchia sulla Terra impiega 24 ore a completare un giro.
In oggetti non-rigidi, ad esempio oggetti deformabili, la rotazione è differente in parti differenti dell’oggetto. E’ questo il caso del Sole, dato che è composto di un materiale gassoso denominato plasma. Come la Terra, il Sole ha un polo nord e un polo sud, e ruota attorno al suo asse. Tuttavia, il plasma solare vicino all’equatore completa il giro in poco meno di 27 giorni, mentre il plasma vicino ai poli può completare un giro completo in 35 giorni. Ciò significa che il plasma può ruotare a differenti velocità, a seconda della latitudine a cui si trova: quindi più veloce all’equatore che ai poli. Questa viene denominata rotazione differenziale.
Se misurate la rotazione terrestre valutando i venti o il movimento delle nuvole, scoprirete che anche la rotazione dell’atmosfera terrestre varia con la latitudine. Questo succede perché l’atmosfera terrestre è un gas, non un solido. Vista dallo spazio, l’atmosfera ruota in meno di 24 ore a latitudini medie e in più di 24 ore vicino all’equatore. Li definiamo rispettivamente “venti occidentali” e “venti dominanti”. La rotazione differenziale non è un aspetto tipico solo del Sole; avere differenti velocità di rotazione a differenti latitudini è comune ad oggetti rotanti, come le altre stelle e i pianeti gassosi.
Visitate il sito Swinburn University Cosmos website per ulteriori informazioni.
L’Osservatorio di Dinamica Solare
L’Osservatorio di Dinamica Solare (Solar Dynamics Observatory - SDO) è una missione satellitare della NASA. É stato lanciato in orbita intorno alla Terra nel 2010 ed ha osservato il Sole da allora. L’obiettivo principale dello SDO consiste nello studio dell’atmosfera solare per comprendere meglio il rapporto tra i campi magnetici solari e I fenomeni energetici a breve termine, come le eruzioni solari e le espulsioni di massa coronale.
Visitate il sito Solar Dynamics Observatory website per ulteriori informazioni.
Per altre informazioni sul ciclo solare, visitate il sito NASA Solar Science website e YouTube video
