La nostra stella: il Sole

Il Sole è una stella medio-piccola, di tipo molto comune, di colore giallo e posizionata a circa 30 mila anni luce dal centro di una galassia a spirale altrettanto comune.
Il Sole è la stella a noi più vicina ed è indubbiamente l’astro più importante per quanto riguarda la vita sul nostro pianeta: senza la sua luce e il suo calore la vita, come noi la conosciamo, sarebbe impossibile. Anche la civiltà tecnologica umana è in forte debito verso il Sole: infatti la maggior parte dell’energia consumata oggi dall’uomo è energia di origine solare convertita.

Il Sole può essere immaginato come una gigantesca sfera di gas con un diametro che si aggira intorno al milione e 400 mila chilometri.

Nella sua parte centrale (dove la temperatura raggiunge valori pari a quindici milioni di gradi) avviene la produzione di quell’immensa quantità di energia che consente alla nostra stella di illuminare e scaldare il sistema solare da quattro miliardi e seicento milioni di anni: il meccanismo è quello della fusione nucleare, lo stesso che sta alla base del funzionamento di una bomba H.

Procedendo dal nucleo verso l’esterno incontriamo una zona in cui l’energia viene trasmessa per irraggiamento (zona radiativa) seguita da una in cui l’energia viene trasferita per convezione (zona convettiva); a questo punto troviamo la fotosfera che è la regione visibile del Sole, la zona in cui i gas cessano di essere trasparenti alla radiazione.

Al di sopra della fotosfera trova posto la cromosfera, un sottile strato di gas dove hanno origine le protuberanze solari (gigantesche eruzioni di gas con dimensioni di decine di migliaia di chilometri), dopo di che si estende la corona, una regione caldissima che rappresenta la parte più esterna dell’atmosfera solare.

Dalla corona si sprigiona il cosiddetto vento solare, un flusso di particelle cariche che spazza tutto il sistema solare.

La cromosfera e la corona solare, normalmente invisibili, possono essere osservate durante la fase di totalità delle eclissi di Sole oppure con particolari apparecchiature.

Le macchie solari si formano sulla fotosfera: una macchia è composta da una regione centrale molto scura, chiamata nucleo od ombra, circondata da una zona grigia, detta penombra. La penombra non appare uniforme bensì striata, cioè formata da filamenti chiari e scuri che sembrano convergere verso il nucleo.

La forma e le dimensioni delle macchie sono estremamente variabili e possono cambiare anche in tempi brevi (dell’ordine di poche ore); ciò può essere facilmente compreso se si pensa che la fotosfera, sulla quale esse si formano, si trova allo stato gassoso con una temperatura che si aggira intorno ai 6.000 gradi centigradi. Per contro la temperatura nel nucleo di una macchia può variare da 4.000 a 5.200 gradi centigradi mentre nella penombra raggiungiamo valori pari a 5.500 gradi centigradi; di conseguenza le macchie appaiono scure solo per contrasto con le regioni fotosferiche adiacenti soggette a temperature più elevate.

Il sospetto che il numero della macchie presenti sul Sole potesse variare con un andamento ciclico (cioè alternando massimi e minimi con cadenza regolare) pare l’abbia avuto per la prima volta l’astronomo danese Christian Horrebow (1718 - 1776); purtroppo le sue opere furono pubblicate solo nel 1859 quando l’esistenza di un ciclo delle macchie solari era già stata scoperta dal farmacista tedesco S. H. Schwabe (1789 - 1875) il cui lavoro venne divulgato nel 1851.

Per convenzione si è stabilito che un ciclo di attività solare cominci con un numero minimo di macchie e finisca con l'inizio del minimo seguente.

Analisi statistiche effettuate su valori registrati a partire dal 1715 hanno mostrato che la durata media del ciclo solare (ciclo di Schwabe) è di 11,4 anni; il periodo più lungo è stato di 17,1 anni (dal 1788 al 1805) mentre quello più breve durò 7,3 anni (dal 1829 al 1837).

Una teoria completa che spieghi nei dettagli la nascita, evoluzione e scomparsa di una macchia solare e l’esistenza del ciclo undecennale ancora non esiste. Quello che si sa è che le macchie solari sono sedi di intensi campi magnetici che affiorano dalla fotosfera provenendo dalle regioni sottostanti; in questo modo il flusso di energia, proveniente dall’interno del Sole e diretto verso l’esterno, viene parzialmente interrotto e la zona interessata diventa più fredda.

Le macchie solari, come del resto altri fenomeni quali l’estensione della corona o il numero di aurore boreali visibili dalla Terra, sono un indice dell’attività solare: più alto è il numero della macchie e più elevata è l’attività della nostra stella.
Dall’esistenza di un ciclo undecennale di variazione delle macchie si deduce allora che anche l’attività del Sole oscilla con lo stesso ritmo (stiamo ovviamente parlando di variazioni molto piccole): in altre parole il Sole è una stella variabile.

A questo punto potremmo chiederci se l’attività del Sole sia soggetta ad altre variazioni che non siano quelle evidenziate dal ciclo di Schwabe.

Nel 1893 E. Walter Maunder (1851 - 1928), sovrintendente per le ricerche solari del Royal Greenwich Observatory a Londra, si accorse di un fatto decisamente curioso che fino a quel momento era passato inosservato: Maunder aveva condotto uno studio sul numero di macchie osservate sul Sole a partire dal 1610, anno di introduzione del telescopio in Europa, e si accorse che nel periodo compreso fra il 1645 e il 1715 le macchie solari erano praticamente scomparse.
Ciò è molto strano poiché anche nel momento di minimo del ciclo di Schwabe qualche macchia è comunque presente; al contrario, nei settanta anni di durata di quel periodo il numero di macchie presenti sul Sole risultò praticamente azzerato al punto che nel 1671 la comparsa di una timida macchiolina sulla superficie immacolata del Sole fu trattata dagli organi di stampa come un evento eccezionale.

Maunder pubblicò i risultati del suo lavoro in due articoli (1894 e 1922) che però non vennero presi nella dovuta considerazione principalmente per due motivi.
In primo luogo le osservazioni del numero di macchie solari vengono ritenute complete e affidabili solo a partire dal 1700; in secondo luogo vi era da parte degli astronomi una certa riluttanza ad accettare l’esistenza di cambiamenti dell’attività solare diversi da quelli regolari indicati dal ciclo di Schwabe.

Studi recenti hanno invece rivalutato il lavoro di Maunder poiché vi sono forti indizi (per non parlare di prove schiaccianti) che l’attività solare nel periodo che va dal 1645 al 1715, oggi noto col nome di Minimo di Maunder, subì una drastica diminuzione.

Abbiamo visto come il numero di macchie presenti sul Sole non sia l’unico indicatore del livello di attività della nostra stella. Prendiamo ad esempio la corona solare: la sua visione ad occhio nudo è uno degli aspetti più affascinanti della fase di totalità di un’eclisse di Sole.
La forma e le dimensioni della corona dipendono fortemente dal livello di attività solare. Ora fra il 1645 e il 1715 si verificarono 63 eclissi totali di Sole; quelle visibili dall’Europa furono studiate con grande attenzione e gli osservatori furono concordi nell’affermare che la corona solare era scomparsa.

Anche le Aurore Boreali (frange luminose, variamente colorate, visibili nelle regioni polari causate dall’interazione del vento solare con l’alta atmosfera) furono molto rare nel periodo dal 1645 al 1715, e addirittura scomparvero del tutto negli ultimi trentasette anni del periodo. Si narra che nel 1716 la notizia dell’apparizione della prima aurora boreale dopo tanto tempo suscitò la curiosità e la sorpresa del grande astronomo inglese Edmund Halley (1656 - 1742).

sezione di tronco con anelli di accrescimento

Un altro indicatore del livello di attività solare è la quantità di Carbonio-14 presente negli anelli di accrescimento degli alberi: tutti sappiamo che la sezione del tronco di un albero mostra generalmente una serie di anelli concentrici contando i quali si riesce a risalire all’età dell’albero stesso.
È già stato osservato da tempo che lo spessore degli anelli varia in sintonia con il ciclo undecennale delle macchie solari, segno inequivocabile dell’influenza che il ciclo ha sul clima terrestre.
Il carbonio-14 è una rara varietà radioattiva del carbonio che si forma nell’alta atmosfera terrestre a causa del bombardamento degli atomi di azoto da parte dei raggi cosmici, e, dal punto di vista chimico, è indistinguibile del carbonio ordinario. Le piante lo assimilano grazie alla fotosintesi clorofilliana e si accumula nel tronco degli alberi.
Quando il Sole è fortemente attivo il suo campo magnetico scherma parzialmente la Terra, la quantità di raggi cosmici in arrivo è minore e quindi si forma meno carbonio-14; al contrario quando il Sole è quieto arrivano più raggi cosmici con il conseguente aumento di carbonio-14 che viene a formarsi.
Di conseguenza la percentuale di carbonio-14 nel tronco degli alberi è un altro indicatore del livello di attività del Sole.

L’esistenza di alberi millenari (es. pinus aristata) ha consentito lo studio della percentuale di carbonio-14 nell’atmosfera per un periodo di circa 7 mila anni e i risultati sono interessanti.
Innanzitutto lo studio conferma il brusco calo dell’attività solare in corrispondenza del Minimo di Maunder, e inoltre l’andamento del livello di carbonio-14 rivela che il Minimo di Maunder non fu l’unico: sono infatti stati scoperti altri undici periodi caratterizzati da una diminuzione dell’attività del Sole, alternati a periodi in cui l’attività solare subì un forte incremento.

Gli effetti sul clima terrestre potrebbero essere stati notevoli, anche se non tutti gli scienziati concordano su questa relazione.
In ogni caso il Minimo di Maunder cadde nel bel mezzo della Piccola Età Glaciale, un periodo che va dal 1450 al 1850, caratterizzato da un clima insolitamente freddo, con forte abbassamento delle temperature medie e una forte espansione dei ghiacciai.
Al contrario il Massimo Medioevale, un periodo insolitamente caldo che va dal 1100 al 1250, coincide con un periodo di forte attività solare.

Oggi il tema dei mutamenti climatici è di grande attualità: alcuni modelli matematici utilizzati dai climatologi per studiare l’andamento del clima del nostro pianeta tendono a minimizzare gli effetti della variazione dell’attività solare concentrandosi principalmente sul contributo delle attività umane (imputato numero uno: l’accumulo di anidride carbonica nell’atmosfera a causa del massiccio impiego di combustibili fossili). Alla luce però di quanto detto, molti ritengono necessario dare opportuna considerazione ai fenomeni connessi con l’attività solare.

OSSERVARE IL SOLE SENZA LE PRECAUZIONI OPPORTUNE É PERICOLOSISSIMO E PUÓ PORTARE ALLA CECITÁ. telescopio con filtro solare anteriore

Non mettete mai l’occhio al telescopio a meno che non sia installato un filtro progettato espressamente per questo compito.

NON USATE FILTRI IMPROVVISATI E NEMMENO I FILTRI DA APPLICARE SUGLI OCULARI DEL TELESCOPIO: L’UNICO FILTRO SICURO É QUELLO FISSATO DAVANTI AL TELESCOPIO.

schema della proiezione del Sole tramite oculare

Un altro sistema assolutamente sicuro é quello di proiettare l’immagine del sole su un cartoncino bianco, MA SI DEVE IMPEDIRE CHE CHIUNQUE POSSA AVVICINARE L’OCCHIO ALL’OCULARE.

Un documento interessante sui filtri solari è stato pubblicato dall’ente spaziale americano, la NASA.

Fra le varie avvertenze leggiamo che il Sole non può essere osservato a occhio nudo nemmeno durante le eclissi: anche se fosse coperto dalla Luna al 99%, la parte visibile della fotosfera sarebbe sufficientemente intensa da offendere i nostri occhi. Citiamo direttamente:

«Il Sole può essere osservato solo con filtri specifici, destinati a questo scopo: Questi filtri hanno uno strato di alluminio, cromo o argento depositato sulla loro superficie e attenuano sia la luce visibile che quella infrarossa».

I filtri per saldatori da 12 a 14 sono molto comuni e possono essere utilizzati come filtri solari sicuri per osservare il Sole senza strumenti.
Si trovano nei negozi di ferramenta più forniti.
La maggior parte degli osservatori preferisce valori di opacità di 13 o 14 - l'immagine del Sole attraverso un filtro 12 è molto luminosa e può risultare poco confortevole.

MACCHIE SOLARI: oltre a quanto già detto sulle macchie solari, aggiungiamo che il metodo più usato per il loro studio statistico si basa sul cosiddetto numero di Wolf.
Johann Rudolph Wolf (1816-1893) ideò una formula empirica per stimare l’attività solare sulla base del numero di macchie presenti sul Sole. La formula è la seguente:

dove R è il numero di Wolf, g il numero di gruppi di macchie, m il numero delle singole macchie e K un fattore correttivo che dipende dal telescopio usato e dal sito di osservazione. Il numero di Wolf può variare da 0, che significa assenza totale di macchie, fino a oltre 200.

FACOLE : sono zone luminose visibili presso i bordi del Sole e che spesso precedono la comparsa di una regione attiva.

GRANULAZIONE : ogni volta che si osserva il Sole con un seeing ottimo è possibile notare un'innumerevole distesa di granuli su tutta la superficie aventi un diametro variabile tra 1.5 e 1.9 secondi d'arco (1100 - 1400 Km).

Questi granuli sono più facilmente visibili al centro del Sole in quanto l'opacità fotosferica ai bordi ne impedisce l'osservabilità in questa zona.

EFFETTO WILSON : esso consiste nel fatto che la penombra delle macchie appare simmetrica se viene osservata al centro del disco, mentre quando, in seguito alla rotazione del Sole, la macchia viene a trovarsi vicino al bordo, può succedere che la parte di penombra più vicina al centro del disco appaia sempre più ridotta o addirittura scompaia.

PONTI DI LUCE : sono intrusioni fotosferiche simili alle facole che si realizzano nell’ambito delle ombre o delle penombre: essi cambiano rapidamente forma e dimensioni nel corso di anche solo poche ore. Essi giocano un importante ruolo nell’evoluzione morfologica delle macchie.

OSCURAMENTO AL BORDO: il fenomeno dell'oscuramento al bordo (anche noto come limb darkening, dall’inglese) si manifesta come una diminuzione dell'intensità luminosa delle zone del Sole vicine al bordo rispetto alla zona centrale.

Ci sono strumenti, le cui versioni amatoriali sono diventate economicamente più abbordabili rispetto al passato, che consentono di osservare la cromosfera nella riga "alpha" dell’idrogeno: in questi strumenti sono installati particolari filtri che lasciano passare solo la luce emessa a una certa lunghezza d’onda (6562.8 Angstrom – un Angstrom é un’unità di misura di lunghezza che corrisponde a 0.0000000001 metri, vale a dire un decimo di miliardesimo di metro). Questi filtri consentono la visione dettagliata di fenomeni sia al lembo solare che sul disco (questi ultimi accessibili solo ai filtri più selettivi).

Fra i fenomeni rilevabili (la casistica completa è piuttosto ampia), quelli più noti sono le protuberanze: sono formazioni attive osservabili nella corona solare, di colore rosso vivo per la predominanza di idrogeno, e intimamente legate all'evoluzione dei gruppi di macchie solari.
Le protuberanze sono le più grandi formazioni dell'atmosfera solare, estese per centinaia di migliaia di chilometri e con una larghezza dell'ordine di 10.000 km circa. La loro parte inferiore si confonde con la cromosfera realizzando così uno scambio permanente di materia tra la cromosfera e la corona.
Le protuberanze possono assumere forme e dimensioni molto varie; le più frequenti si elevano quasi perpendicolari alla superficie del Sole, per poi ricadere su di essa, formando strutture ad arco.
Ai primi stadi di sviluppo di una zona attiva di macchie, si formano delle protuberanze stabili, dette protuberanze quiescenti; successivamente si sviluppano nella protuberanza getti di materia, dette protuberanze eruttive, animate da rapido movimento.

Esistono alcuni corpi del sistema solare che, in virtù della geometria delle loro orbite rispetto alla Terra, possono frapporsi fra la Terra stessa e il Sole, oscurandone il disco parzialmente o totalmente: questi corpi sono la Luna (in grado di causare le eclissi di Sole), Mercurio e Venere.

Questi ultimi, i pianeti interni del sistema solare, quando transitano davanti al Sole si rendono visibili come un dischetto nero, abbastanza piccolo rispetto al disco solare.

Le eclissi di Sole sono causati dalla Luna che si frappone fra la Terra e la nostra stella.

Le eclissi di Sole avvengono quando la Luna è in fase di Luna nuova ma poiché l’orbita della Luna è inclinata rispetto a quella della Terra, non assistiamo a un eclissi di Sole ogni qualvolta la Luna è in questa fase.

Allo stesso modo si generano le eclissi di Luna, quando la Luna passa nel cono d’ombra della Terra: in questo caso la Luna deve essere necessariamente piena, ma non assistiamo a una eclissi di Luna ogni Luna Piena, per il motivo spiegato più sopra.

La relativa rarità di una eclissi di Sole è dovuta anche al fatto che l’ombra che la Luna proietta sulla Terra non è grandissima (il cono d’ombra può oscurare al massimo una zona di 270 chilometri di diametro), per cui quando si verifica una eclissi solo una parte della superficie della Terra ne viene interessata.

Le eclissi di Sole possono essere PARZIALI o TOTALI, a seconda che la Luna copra una parte o l’intero disco solare.

Dato che la distanza Terra-Luna è variabile, può succedere che la Luna transiti esattamente davanti al Sole quando si trova alla massima distanza dalla Terra: in questo caso, apparendo un po’ più piccola alla vista, non riesce a coprire il Sole del tutto e ne lascia trasparire (nella fase centrale) un sottile anello. Sono queste le cosiddette ECLISSI ANULARI.

Le prossime eclissi di Sole visibili dall’Europa sono queste (dati Osservatorio di Padova):

1 Agosto 2008	La fascia di totalità va dalla Groenlandia alla Mongolia, passando molto a Nord della Scandinavia, perciò l'oscuramento del Sole visto dall'Italia sarà praticamente nullo. A Capo Nord, sarà dell'82.5 %, a Stoccolma del 51.3 %.
4 Gennaio 2011	L'eclisse sarà parziale. Da buona parte dell'Europa si vedrà sorgere il Sol già eclissato. La visibilità sarà migliore spostandosi verso Nord (a Copenaghen l'oscuramento sarà dell'82.6 %, a Berlino dell'80.6 %).
20 Marzo 2015	La fascia di totalità passerà a Nord della Scandinavia e della Gran Bretagna, l'oscuramento sarà dell'86.8 % a Greenwich, dell' 83.9 % a Copenaghen. Le condizioni osservative peggiorano andando verso Sud.
21 Giugno 2020	L'eclisse sarà anulare e la visibilità sarà massima in Etiopia, India e Cina. L'oscuramento del Sole in Italia sarà irrilevante.
10 Giugno 2021	L'eclisse sarà anulare, ma la fascia di visibilità della fase anulare sarà localizzata intorno al Polo Nord. Solo nell'estremo Nord dell'Europa si avranno le condizioni per osservarla.
25 Ottobre 2022	Questa eclisse parziale sarà maggiormente visibile in Nord Europa, ma senza raggiungere valori di oscuramento rilevanti. A Copenaghen esso sarà del 46.9 %, a Berlino del 43.1 %, a Vienna del 41.5 %.
29 Marzo 2025	L'eclisse sarà parziale e interesserà maggiormente le regioni polari. A Greenwich l'oscuramento sarà del 41.6 %, a Parigi del 34.8 %.
12 Agosto 2026	Questa eclisse totale avrà la sua zona di maggior visibilità in prossimità dell'Islanda, mentre sarà visibile al tramonto nel Nord della Spagna. L'oscuramento sarà completo a Reykjavik, del 92.3 % a Greenwich, del 92.8 % a Parigi, del 97.3 % a Bordeaux. In Italia l'oscuramento sarà inferiore al 95 %.

Le eclissi solari sono tutto sommato numerose, ma poiché interessano una parte limitata della Terra, risultano essere un avvenimento abbastanza raro per chi non si mette in viaggio per osservarle.

I transiti di Mercurio sono invece fenomeni visibili da un intero emisfero terrestre (e quindi alla portata di molti osservatori) ma accadono con una frequenza molto minore.

Dato che le orbite di Mercurio e della Terra non sono sullo stesso piano ma inclinate, l’allineamento dei tre corpi può aver luogo solo in maggio e novembre.

La frequenza di questi transiti è di circa 7 anni (13 volte ogni secolo circa).

Per ragioni legate al fatto che l’orbita di Mercurio non è circolare, i transiti di novembre sono circa due volte più frequenti di quelli di maggio (pianeta al perielio). Questi ultimi però, mediamente, hanno una durata superiore, perché all'afelio il moto di Mercurio è più lento. La massima durata di un transito di Mercurio è di 9 ore e il pianeta si presenta all’osservazione al telescopio come un dischetto nerissimo che attraversa il Sole (è troppo piccolo per essere osservato senza strumenti).

L’appuntamento con il prossimo transito di Mercurio sarà il 9 maggio 2016 e sarà visibile in Italia.

Il transito di Venere è un fenomeno decisamente più raro di quello di Mercurio: si presenta 4 volte in un ciclo di 243 anni, a intervalli di 8 - 105.5 - 8 - 121.5 anni.

Keplero, usando la sua nuova teoria sul moto dei pianeti, fu il primo a predire dei transiti sia di Mercurio (7 novembre 1631) che di Venere (7 dicembre 1631).

L’ultimo transito di Venere ha avuto luogo l’8 giugno 2004, il successivo avverrà il 6 giugno 2012 (ma non sarà osservabile dall’Italia) – per un altro transito di dovrà poi rimandare all’11 dicembre del 2117.

Il disco di Venere sul Sole si presenta di dimensioni molto maggiori rispetto al disco di Mercurio e, utilizzando comunque un filtro per proteggere gli occhi, è ben visibile anche senza strumenti.

Distanza media dalla terra	149.597.000 chilometri
Diametro all’equatore	1.392.000 chilometri
Massa (Terra = 1)	332.946
Volume (Terra = 1)	1.303.600
Gravità alla superficie (Terra = 1)	27,9
Temperatura alla superficie	6000° C
Temperatura nel nucleo	15.000.000 ° C
Tempo impiegato dalla luce solare a raggiungere la Terra	8,3 minuti
Potenza irraggiata dal Sole	380.000.000.000.000.000.000 Watt