le macchie solari pubblicazione: agosto 2005 - ultimo aggiornamento: agosto 2005 L'osservazione del Sole con un telescopio o con un binocolo (ovviamente munito di appositi filtri per proteggere la vista) evidenzia la presenza, sulla superficie stellare, di alcuni punti scuri, detti macchie solari. Si tratta di aree che appaiono piú scure rispetto alla fotosfera circostante perché, rispetto a quest'ultima, hanno una temperatura inferiore. Le macchie solari infatti sono brillanti quasi come il resto del Sole (la loro intensità luminosa è pari a circa il 32% di quella della fotosfera; tale valore sale fino all'80% nelle zone di penombra), ma per contrasto con le zone circostanti appaiono di colore nero. Hanno una temperatura di circa 4300-4500 K, rispetto ai 6000 K della fotosfera. Sono di dimensioni variabili (da 7mila a 50mila km di diametro) e talvolta sono visibili amnche ad occhio nudo (sempre che, naturalmente, ci si protegga la vista con appositi filtri). Sono originate dall'intenso campo magnetico del Sole, che in alcuni punti impedisce la risalita dei gas e del calore dall'interno della stella, provocando cosí la formazione di regioni piú fredde.   La Regione Attiva 9393, uno dei piú grandi gruppi di macchie solari fotografati negli anni Novanta del Novecento. Formazione ed evoluzione delle macchie. Il ciclo delle macchie ha inizio quando, in una zona della fotosfera, si forma una regione scura di qualche migliaio di chilometri (detta poro); in genere i pori scompaiono nel giro di qualche ora, mentre in alcuni casi cominciano ad espandersi gradualmente. Quando intorno ad essi 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 in 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 resto della superficie del Sole e 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 della nostra stella - 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°; si ricordi infatti che la velocità rotazione del Sole aumenta scendendo dai poli verso l'equatore. Il numero relativo. Quale indice della presenza e della quantità di macchie solari si assume il cosiddetto numero relativo R, secondo la formula R = k (10G + F), dove k è un fattore di correzione che dipende dall'apertura del telescopio, dalla turbolenza atmosferica, ecc.; G indica il numero dei gruppi di macchie; F è il numero totale di macchie che si possono vedere in tutti i gruppi. Anche una sola macchia viene calcolata come un gruppo; ne consegue che dopo lo 0 (nessuna macchia visibile) fa seguito l'11 ((10x1)+1). Gli ideatori di questo sistema sono i due astronomi svizzeri Wolf e Wolfer (il numero relativo viene chiamato anche numero di Wolf, e viene talvolta rappresentato dalla lettera W anziché R). Per Wolf, che disponeva di un cannocchiale di 75 centimetri di diametro, il fattore k era uguale a 1. Il ciclo solare. I numeri relativi vengono determinati su un lungo periodo di tempo (generalmente ogni mese o ogni anno); calcolandoli nel corso degli anni, è stato scoperto che la quantità di macchie solari oscilla seguendo un ciclo regolare di 11,07 anni, detto ciclo di Saros. Ciò vuol dire che ogni 11 anni circa la quantità di macchie presenti raggiunge un massimo (massimo solare). Il numero di macchie però varia da massimo a massimo; ad esempio nel 1816 il numero relativo era pari a 48,7, mentre nel 1957 il numero R era 201,3 (si è trattato del massimo piú alto da quando sono iniziate le misurazioni). Durante il minimo il Sole rimane senza traccia di macchie anche per molte settimane, mentre nel corso del massimo si possono osservare da 10 a 20 gruppi di macchie sulla sua superficie. Generalmente i passaggi dal minimo al massimo avvengono tanto piú velocemente quanto piú quest'ultimo sarà alto. L'ultimo massimo si è verificato nel 2002, quindi il prossimo ricorrerrà nel 2013. (bdn) (C) Terminus Central, 2005. Torna all'indice degli articoli per principianti.