quelli della via lattea

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Le macchie  solari sono regioni relativamente fredde si formano laddove i campi magnetici emergono superficie e impediscono la risalita di gas caldo dall'interno della stella. Piccole celle convettive formate da gas in moto ciclonico danno al resto della superficie un aspetto granuloso. Intorno a una macchia solare il campo magnetico organizza il flusso del gas in linee a raggiera che ricordano la disposizione della limatura di ferro a un magnete a barra.

Le più antiche testimonianze note sulle macchie solari sono documenti cinesi che risalgono a circa 2000 anni fa e quindi riferiscono di osservazioni compiute a occhio nudo. Fra il 1609 e il 1611 diversi studiosi, compresi Johannes Fabricius, Thomas Harriot, Christoph Sheiner e Galileo Galilei, cominciarono a studiare le macchie solari con telescopi primitivi. I loro risultati, come Samuel Heinrich Schwabe fece notare nel 1843, mostravano una periodicità evidente, di circa 10 anni, nel numero di gruppi di macchie solari. In questo secolo George Ellery Hale del Mount Wilson Observatory in California scoprì che queste chiazze scure e irregolari sono sede di forti campi magnetici, con intensità di migliaia di gauss. (Per confronto, il campo magnetico terrestre è in media mezzo gauss). Le macchie solari appaiono scure perché sono circa 2000° più fredde della circostante superficie solare; se potessero essere osservate sullo sfondo del cielo notturno, e meriterebbero una luminescenza rosso-arancione. Le macchie si formano nei punti in cui intensi campi magnetici bloccano i movimenti del gas solare, impedendo il trasferimento di calore dall'interno alla superficie. Accanto alle macchie solari si notano spesso aree brillanti chiamate plage (dal termine francese che significa spiaggia). Le linee di forza del campo magnetico tendono a emergere dalla superficie solare in un punto e a rientrarvi in un altro, collegando le macchie in coppie che assomigliano ai poli di un magnete a barra orientato e un omino in direzione est-ovest.
All'inizio di ciascun ciclo della durata di 11 anni le macchie solari appaiono intorno ai 40° di latitudine in entrambi gli emisferi; via via che il ciclo procede, e se si formano sempre più vicino all'equatore. In corrispondenza del minimo del ciclo, verso l'equatore si osservano zone di intenso magnetismo, chiamate regioni attive. A prescindere dalle macchie, gli astronomi hanno osservato che il poli geografici del Sole presentano campi magnetici deboli, di pochi gauss. Questo campo a grande scala ha una configurazione di <<dipolo>>, simile al campo di magnetica barra. La macchia anteriore di una coppia - quella che diventa visibile per prima via via che il Sole ruota da ovest a est - ha la stessa polarità del polo dell'emisfero corrispondente, mentre la macchia posteriore ha polarità opposta. Inoltre, come Hale e Seth B. Nicholson scoprirono nel 1925, la polarità si inverte ogni 11 anni, finché il ciclo magnetico totale impiega 22 anni a compiersi. Ma il comportamento del Sole non è sempre stato così regolare. Nel 1667, quando fu fondato l'osservatorio di Parigi, vennero iniziati studi sistematici della nostra stella che finirono per comprendere oltre 8000 giorni di osservazione nei 70 anni che seguirono. La documentazione raccolta indica una scarsissima attività delle macchie solari in questo periodo. Questa importante osservazione non suscitò però molto interesse fino a che non venne scoperto il ciclo delle macchie solari; soltanto allora Rudolf Wolf dell'osservatorio di Zurigo intraprese l'esame della documentazione storica. Wolf riscopri il periodo di scarsa attività delle macchie, ma il suo lavoro venne criticato perché egli non aveva usato tutti documenti disponibili. Poco prima del 1890, Gustav F. W. Sporer per primo e poi E. Walter Maunder riferirono che l'anomala attività solare registrata nel diciassettesimo secolo corrispondeva un periodo particolarmente freddo che aveva colpito l'Europa. Questa osservazione stupefacente venne ignorata per quasi un secolo, in quanto molti astronomi erano convinti che i loro predecessori non fossero abbastanza competenti per fare un conteggio esatto delle macchie solari. Solo nel 1976 John A. Eddy della university corporation for Atmospheric Research di Boulder nel Colorado riaprì il dibattito, e 10 anni più tardi Elizabeth Nesme-Ribes e collaboratori esaminarono gli archivi parigini, stabilendo che il cosiddetto <<minimo di Maunder>> era reale.
Eddy notò anche che, durante il periodo di scarsa attività solare, negli anelli di accrescimento degli alberi si era depositata una quantità di carbonio 14 superiore alla norma. Questo isotopo radioattivo si forma per trasmutazione dell'azoto nell'alta atmosfera a opera dei raggi cosmici. L'osservazione di Eddy indicava che, quando il campo magnetico associato al vento solare è intenso, la Terra tende a essere riparata dai raggi cosmici, e quindi si forma una quantità inferiore di carbonio 14; la presenza di un accesso dell'isotopo faceva pensare dunque a un basso livello di attività magnetica del Sole durante il minimo di Maunder. Il lavoro di Eddy confermava così la connessione fra scarsità di macchie e ridotta attività solare.
Oltre alla rarità delle macchie solari nel corso del minimo di Maunder, l'indagine negli archivi parigini ha messo in luce anche un'altra bizzarria: tra il 1661 e il 1705, le poche macchie individuate dagli astronomi si trovavano di solito nell'emisfero meridionale; inoltre si spostavano assai più lentamente sulla superficie solare di quanto facciano le macchie attuali. Solo all'inizio del diciottesimo secolo il Sole e assunse l'aspetto che conosciamo oggi, con numerose macchie solari distribuite più o meno uniformemente nei due emisferi.

Si ritiene che l'attività magnetica del Sole abbia origine nella zona convettiva, il guscio esterno dello spessore di 200.000 km dove il gas ribollenti trasferiscono verso l'alto il calore delle regioni solari più profonde. Il fluido forma violenti vortici di dimensioni ampiamente variabili; quelli più noti da osservazioni sono celle convettive che permangono solo per pochi minuti e alla superficie presentano un diametro di circa 1000 km. Esistono anche <<supercelle>> di ampiezza che va da 30.000 a 50.000 km e strutture ancora più grandi. Le forze di Coriolis anno si che è vortici ruotino in senso anti orario nell'emisfero settentrionale e in senso orario in quello meridionale; queste direzioni vengono chiamate cicloniche. Non è noto se simili vortici esistano anche al di sotto della superficie. In profondità, la zona convettiva lascia il posto a quella radiativa, dove l'energia termica e trasportata dalla radiazione. Il nucleo solare, dove avviene la fusione dell'idrogeno in elio, sembra ruotare rigidamente e lentamente in confronto alla superficie.
La prima descrizione del meccanismo che genera campo magnetico solare fu presentata nel 1955 da Eugene N. Parker dell'Università di Chicago. A causa della temperatura elevata, gli atomi di idrogeno e di elio perdono i loro elettroni, dando origine a un plasma elettricamente carico. Il movimento delle particelle cariche genera campi magnetici. Si ricordi che le linee di forza associati a un campo magnetico formano anelli chiusi e quindi non hanno inizio né fine; la loro densità indica l'intensità del campo magnetico, mentre la loro orientazione ne rivela la direzione. Dato che il plasma conduce la corrente elettrica in maniera molto efficiente, esso tende a intrappolare le linee di forza: se queste dovessero spostarsi attraverso il plasma, genererebbero una corrente elettrica molto forte, con notevole dispersione di energia. Così le linee di forza del campo si muovono solidalmente al plasma e finiscono per attorcigliarsi. I fasci di linee di forza intrecciate avvolgono insieme campi di polarità opposta, che tendono a cancellarsi a vicenda; tuttavia la rotazione solare genera forze che periodicamente riescono a sciogliere grovigli e creano un campo magnetico complessivo. Questo meccanismo, che genera un campo magnetico dal flusso di corrente elettrica, e la dinamo solare.
Le componenti essenziali della dinamo solare sono due: i vortici convettivi e la rotazione non uniforme del Sole. Verso la metà del secolo scorso, un astronomo dilettante inglese, Richard C. Carrington, scoprì che le macchie solari presso l'equatore ruotano più velocemente -del 2%- di quelle alle medie latitudini. Dato che le macchie sono immerse nel plasma, questa osservazione indica che zone diverse della superficie solare hanno velocità di rotazione differenti. Il periodo di rotazione è di circa 25 giorni all'equatore, 28 giorni alla latitudine di 45° e ancora di più al latitudini elevate. Questa rotazione differenziale dovrebbe estendersi in profondità per tutta la zona convettiva.
Ora si supponga che la forma iniziale del campo magnetico solare sia quella di un dipolo orientato grosso modo in direzione nord-sud. Le linee di forza vengono spinte in avanti all'altezza dell'equatore dalla rotazione più veloce e si deformano in senso est-ovest. Alla fine, vengono a giacere parallelamente all'equatore e risalgono in superficie, dove si manifestano formando una coppia di macchie solari. Ma le forze di Coriolis tendono ad allineare i vortici convettivi e quindi anche le macchie solari, che sono vincolati a seguire i moti del plasma. E se finiscono per trovarsi disposte in maniera tale che, per esempio, la macchia posteriore di una coppia nell'emisfero settentrionale è a una latitudine leggermente più elevata di quella anteriore. Quando le linee di forza presso l'equatore e vengono stirate oltre un certo punto, si spezzano e vanno alla deriva verso l'esterno. La macchia posteriore della coppia raggiunge per prima il Polo e inverte il campo magnetico locale (si ricordi che la macchia posteriore ha polarità opposta a quella del polo più vicino dopo il massimo del ciclo). Le linee di forza che inizialmente si estendevano ben oltre la superficie del Sole si richiudono nuovamente a cappio e vengono trascinate via dal vento solare. In questo modo, il campo magnetico totale si inverte il ciclo ricomincia da capo.
Occorre però tenere presente che questo semplice quadro potrebbe essere in disaccordo con alcuni recenti risultati forniti dall'eliosismologia (scienza che studia i fenomeni sismici solari). Il modello descritto impone che l'interno del Sole ruoti più velocemente della superficie; viceversa, i risultati ottenuti dal Global Oscillation Network Group (consorzio internazionale di osservatori) indicano che la velocità di rotazione presso l'equatore diminuisce con la profondità. Questi esperimenti stanno fornendo informazioni accurate sui moti interni del Sole e aiutano quindi a perfezionare la teoria della dinamo solare ma che cosa accadde durante il minimo di Maunder? Per spiegare questa anomalia, due di noi (Nesme-Ribes e Sokoloff) hanno osservato che, oltre alla struttura dipolare, il campo magnetico solare deve avere anche una piccola componente di quadrupolo, simile al campo prodotto da due magneti a barra affiancati. Se il quadrupolo oscilla a una frequenza leggermente diversa da quella del dipolo, le macchie solari in un emisfero vengono generate un poco prima di quelle nell'emisfero opposto; è esattamente ciò che si osserva oggi. Inoltre, nel corso degli ultimi quattro secoli, in alcuni cicli solari si è avuto un numero differente di macchie nei due emisferi; quest'andamento sembra ripetersi a intervalli di circa un secolo, ed è esattamente ciò che ci si aspetterebbe se il dipolo fosse in <<risonanza>> con un debole quadrupolo.
Si supponga ora che il campo di quadrupolo abbia la stessa intensità di quello di dipolo. Le linee di forza parallele all'equatore risultanti dallo stiramento di questa configurazione si annullerebbero in un emisfero, ma non nell'altro. Le poche macchie presenti in questo caso apparirebbero tutte in un emisfero, proprio come era stato osservato nel diciassettesimo secolo durante il minimo di Maunder. Possiamo riassumere il complesso rapporto fra il campo dipolare e quello quadrupolare definendo un <<numero della dinamo>>, D, che è pari al prodotto dell'elicità del plasma (la componente a spirale del suo moto) per la velocità di cambiamento locale della rotazione. Quando D è molto piccolo, il campo magnetico tende a svanire, via via che esso aumenta, però, compare il campo di quadrupolo, e a seguire quello di dipolo. Al di là di un valore critico di D, entrambe le componenti del campo sono costanti; ma se D aumenta ancora, la dinamo diventa periodica, con andamento crescente e decrescente. È questo il regime solare attuale. Un campo di quadrupolo debole che risuona in fase con il dipolo conduce a cicli brevi e violenti; un campo di quadrupolo più intenso, se è leggermente sfasato rispetto a quello di dipolo, allunga e attenua il ciclo delle macchie. Per valori di D molto superiori a quello critico, si instaura il caos.
 

La dinamo solare genera il campo magnetico della nostra stella e ne provoca l'inversione ogni 11 anni. Si suppone che il campo magnetico iniziale (a) sia simile a quello di un magnete a barra, con il polo positivo presso il polo Nord geografico del sole. Le linee di forza del campo si muovono in maniera solidale al gas elettricamente carico. Dato che la rotazione e il veloce all'equatore, le linee di forza risultano distorte (b) e finiscono per avvolgersi e strettamente attorno al sole (c).

A questo punto però le linee di forza resistono allo stiramento e si svolgono, risalendo verso la superficie ed emergendo sotto forma di copie di macchie (d). Le macchie vanno alla deriva verso i poli, e la macchia posteriore della coppia (rispetto al senso di rotazione) vi arriva per prima; di conseguenza il campo totale si inverte (e). Oltre al campo di dipolo mostrato, il Sole ha probabilmente anche un campo di quadrupolo la cui risonanza con il campo di dipolo potrebbe aver provocato il minimo di Maunder.

Come oggi sappiamo, la luminosità del Sole aumenta con l'attività magnetica nel corso del ciclo; le plage luminose a poco poco prendono il posto delle macchie scure. (presumibilmente, al variare della numerosità, l'energia totale del Sole viene temporaneamente immagazzinata in <<serbatoi>> diversi, sotto forma di energia cinetica, magnetica, termica o potenziale.) Nell'ultimo ventennio di osservazioni da satellite, l'emissione energetica totale del Sole è variata all'incirca dello 0,1% fra la fase luminosa, magneticamente attiva, e quella più debole e tranquilla.
Non è facile cartografare le strutture superficiali di una stella; ma i campi magnetici, riscaldando gli strati esterni dell'atmosfera stellare, fanno sì che l'energia venga irradiata in certe righe spettrali. Per esempio, nel Sole di intensità delle due righe di emissione del calcio nel violetto (a lunghezze d'onda di 396,7 e 393,4 nanometri) segue da vicino intensità e ampiezza dei campi magnetici. Variazioni di queste righe possono quindi darci una misura dei cambiamenti del magnetismo superficiale di una stella.
Nel 1966, al Mount Wilson Observatory, Olin C. Wilson iniziò un programma di misurazione dell'attività magnetica di circa 100 stelle della cosiddetta sequenza principale, costituita da astri che, come il Sole, bruciano idrogeno. (quando l'idrogeno si esaurisce, la stella si espande e diventa una gigante rossa). Gran parte di queste stelle mostra segni evidenti di attività magnetica sotto forma di variazioni delle righe di emissione del calcio nel violetto. Le fluttuazioni si differenziano grandemente per ampiezza e durata, in dipendenza soprattutto dell'età e della massa della stella.
Tutte queste stelle hanno un numero D superiore al valore critico necessario per mantenere un campo magnetico. Una stella giovane, di uno o 2 miliardi di anni, ha un periodo di rotazione dell'ordine di 10-15 giorni. L'elevato valore di D che ne risulta implica che queste giovani stelle subiscano fluttuazioni capricciose dell'attività magnetica in un arco di tempo anche solo di due anni e senza cicli ben definiti. Qualche volta, tuttavia, le fluttuazioni si ripetono, con periodi compresi tra 2 e 20 anni circa, che tendono a diventare più lunghi al crescere dell'età della stella.
Via via che una stella in vecchia, la sua rotazione rallenta - perché il momento angolare viene trascinato via dal vento stellare - e D si riduce. A questo punto comincia ad apparire un ciclo magnetico definito, con un periodo di sei o sette anni e talvolta anche con due periodi indipendenti. Più tardi - in corrispondenza di un valore di D ancora più basso -uno dei periodi tende a predominare, allungandosi con l'età fino a 8-14 anni; oltre a ciò, si manifestano occasionali minimi di Maunder. Prevediamo che, se la rotazione dovesse rallentare ulteriormente - nelle stelle più vecchie - il campo magnetico diventi costante. Il campione delle osservazioni di Munt Wilson contiene alcune stelle molto vecchie, ma tutte presentano ancora cicli magnetici, a indicazione del fatto che lo stato di dinamo stazionaria verrebbe raggiunto in non meno di 10 miliardi di anni, quando ormai le stelle sarebbero pronte per espandersi in giganti rosse.
Per studiare la dinamo solare Baliunas e collaboratori di Mount Wilson e della Tennessee State University restrinsero l'ampio campione osservativo, limitandolo a stelle simili al Sole per massa ed età. Questo gruppo comprende attualmente registrazioni trentennali di 20-30 stelle (e non rasato dipende dai criteri con cui si definisce la somiglianza con il Sole).

La maggior parte di queste stelle presenta cicli magnetici evidenti, analoghi per ampiezza del periodo a quelli solari. In circa un quarto delle registrazioni le stelle appaiono totalmente calme, il che potrebbe indicare che si trovano in una fase simile al minimo di Maunder. Questa osservazione implica che le stelle di tipo solare potrebbero rimanere quiescenti per un quarto della loro esistenza.
Abbiamo di recente scoperto una stella, HD 3651, in transizione tra la fase ciclica e quella del minimo di Maunder. HD 3651 ha mostrato un comportamento periodico per circa 12 anni e poi ha cessato le proprie fluttuazioni, mentre l'attività superficiale e scendeva a livelli molto bassi. L'ingresso nella fase di minimo di Maunder è stato sorprendentemente rapido. Si vede quindi come l'osservazione di stelle di tipo solare condotta per alcuni decenni possa offrirci <<istantanee>> di tutto l'intervallo di variabilità solare su scale di tempo dell'ordine dei secoli.
Anche la luminosità di queste stelle di tipo solare può essere confrontata con la loro attività magnetica. Nel 1984, presso il Lowell Observatory e il Sacramento Peak Observatory, sono iniziati osservazioni fotometriche approfondite e precise di alcune stelle del campione di Mount Wilson. Dal 1992 i membri del nostro gruppo che lavorano presso la Tennessee State University e lo Smithsonian Astrophisycal Observatory si servono di telescopi automatizzati per seguire alcune di queste stelle. Tutti gli astri del gruppo studiato presentano il massimo di luminosità intorno al picco del ciclo di attività magnetica; alcuni hanno una variabilità modesta come quella del Sole - che è risultata pari allo 0,1% nell'ultimo ciclo undecennale - ma altri hanno mostrato variazioni anche dello 0,6% in un ciclo. L'attuale comportamento del Sole potrebbe quindi non essere indicativo della gamma di fluttuazioni di cui la nostra stella è capace. Con un lavoro pluridecennale, si è riusciti a ricostruire la storia evolutiva di una stella di tipo solare a partire dalle registrazioni stellari. Una stella giovane ha un periodo di rotazione relativamente veloce, della durata di alcuni giorni, e livelli elevati e irregolari di magnetismo superficiale. Cambiamenti di luminosità di diversi punti percentuale accompagnano le variazioni magnetiche. La giovane stella è tuttavia meno luminosa durante il picco di attività magnetica, presumibilmente perché le macchie scure sono così estese da ricoprire quasi tutta la superficie. Via via che una stella di tipo solare invecchia, la rotazione rallenta e l'attività magnetica diminuisce. In queste stelle più <<anziane>> compaiono i minimi di Maunder; inoltre il picco di luminosità ora coincide con il massimo delle macchie solari, e le fluttuazioni non superano l'1% nel corso di un ciclo.

I risultati degli studi sulle macchie stellari indicano che la differenza di luminosità alla fase ciclica e quella di minimo di Maunder dovrebbe essere almeno dello 0,4%. Questo valore corrisponde a una riduzione dell'apporto energetico solare netto pari a un watt per metro quadrato alla sommità dell'atmosfera terrestre. Simulazioni eseguite presso il laboratorio di meteorologia dinamica di Parigi e altrove fanno pensare che una simile diminuzione, perdurante per parecchi decenni, possa portare a un abbassamento della temperatura media terrestre di uno o 2 °C: quanto basta per spiegare il raffreddamento osservato durante il minimo di Maunder. Ma il gas-serra prodotti dalle attività umane stanno riscaldando la Terra, in quanto intrappolano calore che altrimenti sfuggirebbe nello spazio. Questo riscaldamento equivale a quello che si avrebbe se la superficie terrestre ricevesse due watt di radiazione per metro quadrato. A quanto pare l'energia solare che giunge sulla Terra non è mai stata superiore a 0,5-1,0 watt per metro quadrato negli ultimi secoli. Pertanto, se il riscaldamento diretto è l'unico modo in cui il Sole influisce sul clima terrestre, il gas-serra dovrebbero già avere un effetto dominante sul clima, capace di sovrastare qualsiasi dipendenza dall'attività solare. Il rapporto fra clima e macchie solari sembra, tuttavia, piuttosto persistente. La durata del ciclo delle macchie, per esempio, è direttamente correlata alle temperature globali degli ultimi 100 anni. 6 su 7 minimi di attività magnetica solare negli ultimi 5000-6000 anni, rilevati grazie all'analisi del radiocarbonio negli anelli degli alberi, hanno coinciso con periodi di clima fresco. Oltre a ciò, per ragioni ancora poco note, il ciclo delle macchie e correlata all'andamento delle correnti stratosferiche. Questi elementi inducono alcuni scienziati, noi compresi, a sostenere che il Sole influenzi fortemente la Terra anche per via indiretta.
Le variazioni della radiazione ultravioletta solare, per esempio, potrebbero alterare anche il contenuto di ozono nell'alta atmosfera. Recenti simulazioni indicano inoltre che le correnti della bassa stratosfera trasmetterebbero le variazioni della luminosità solare alla troposfera, dove esse possono interagire più direttamente con il sistema climatico. Tutti questi argomenti sono attualmente oggetto di intenso dibattito; ma scoprire in che modo il Sole riscaldi la Terra può fornirci informazioni vitali sul ruolo dell'uomo - e su quello della nostra stella - il processo di cambiamento climatico.