Glin IV cap. nel 1851 a. Schwahe (Schwabe) a Dessau annunciò che le variazioni nel numero delle macchie solari avvengono periodicamente, determinando un periodo di 10 anni. La scoperta di Schwahe ottenne un meritato riconoscimento nel 1857, quando gli fu assegnata la medaglia d’oro della Società Astronomica di Londra. Il presidente, nel suo discorso in quell’occasione, disse: “Per dodici anni egli [Schwahe] ha dedicato il suo tempo al soddisfacimento dei propri interessi, per i sei successivi al soddisfacimento di quelli dell’umanità e, infine, a quelli della scienza”.
La posizione angolare dell’asse solare e l’aspetto dell’equatore solare sono indicati in rosso. Le macchie solari appaiono raramente all’equatore. Fig. 4. Curva di Wolf-Wolfer. A Dessau, senza che Schwahe avesse diretto su di esso il suo immutabile telescopio, e ciò avveniva, evidentemente, in media per circa 300 giorni all’anno.
Che le macchie solari compaiano e scompaiano con una certa regolarità è di per sé molto interessante, ma ciò significa anche molto altro, poiché indica chiaramente l’esistenza di alcune variazioni all’interno del Sole, regolari e periodiche per natura, dipendenti da condizioni fisiche e meccaniche ancora non del tutto chiarite.
La sistematizzazione delle osservazioni delle macchie solari, accumulate in due secoli e mezzo, fu affrontata dall’astronomo zurighese R. Wolf (Rudolf Wolf, 1816–1893). Elaborando tutto il materiale lasciato dagli osservatori, riuscì a stabilire un periodo più preciso dell’attività solare. Questo periodo risultava, in media, di undici anni. Contemporaneamente, Wolf determinò gli anni di massima e minima quantità di macchie — i massimi e i minimi dell’attività solare — per tutto il periodo precedente di osservazioni. I numeri ottenuti dall’elaborazione delle osservazioni li chiamava relativi — r — e li calcolava per ogni giorno di osservazione secondo la formula r = K (10g + f), dove g indica il numero di gruppi osservati e delle singole macchie in un dato momento, f il numero totale di macchie contate in questi gruppi e separatamente, K un coefficiente che dipende dall’osservatore e dal suo strumento.
Questa formula viene utilizzata ancora oggi, anche se, ovviamente, non permette di esprimere con assoluta precisione lo stato della superficie solare. Questo stato è determinato anche da una serie di altre formazioni grandiosi, in un modo o nell’altro legate alle macchie: la grandezza, il numero e la natura delle eruzioni e dei protuberanze solari, dei flocculi, dei fuochi, ecc. La curva — questi sono i principali cicli dell’attività del Sole, che in media ammontano a undici anni, ma con deviazioni individuali di alcuni anni in un senso o nell’altro. Questi principali cicli dell’attività solare si distinguono in modo più netto e, grazie a essi, l’andamento della curva del processo di formazione delle macchie assume un carattere ondulatorio con un graduale alternarsi dei punti di massimo e di minimo. Scegliendo uno qualsiasi di questi cicli dal punto di minimo al punto del minimo successivo, otterremo un’onda — un ciclo completo di attività solare, pari, ad esempio, a undici anni. Osservando l’andamento di questo ciclo, noteremo che l’aumento verso il massimo non avviene gradualmente, ma a scatti.
In altre parole, la curva dal punto di minimo sale verso il punto di massimo e poi ridiscende verso il punto di minimo non in modo uniforme, ma subendo una serie numerosa di scatti. Le dimensioni di questi scatti, man mano che il processo di formazione delle macchie si intensifica, crescono e crescono, raggiungendo i valori più alti al momento del massimo. Pertanto, l’andamento della curva ondulatoria del processo di formazione delle macchie è disseminato di numerose piccole onde con picchi acuti in alto e profonde, a volte altrettanto acute, valli in basso. Dall’osservazione della curva di formazione delle macchie risulta che essa assomiglia solo vagamente a una sinusoide. Nei dettagli, questa curva ricorda l’andamento giornaliero della temperatura di un malato di tifo, simile ai denti di una sega semicircolare. Qui si osservano bruschi innalzamenti e cadute, spostamenti e irregolarità. Tutti questi sono piccoli movimenti oscillatori che compongono uno grande — il ciclo undicennale dell’attività solare. Esaminando questi scatti a forma di denti, è facile notare che, man mano che il ciclo procede dal minimo al massimo, essi aumentano gradualmente in numero e altezza; ciò significa che le macchie compaiono sulla superficie del Sole sempre più frequentemente, in numero maggiore e con una durata di vita più lunga. Di conseguenza, anche la quantità di energia da esse irradiata, man mano che il ciclo procede dal minimo al massimo, aumenta gradualmente a scatti. Questi scatti nella comparsa e nella scomparsa delle macchie sono probabilmente la causa di molti effetti che si sviluppano sulla Terra in relazione alla formazione delle macchie.
Basandosi sulle variazioni di intensità e quantità delle macchie solari, già Schwahe, come abbiamo visto, riteneva che l’intervallo di tempo tra i massimi fosse di dieci anni. Lamont calcolò lo stesso valore e ottenne per esso 10,43 anni. Wolf considerava il periodo delle oscillazioni del numero delle macchie pari a 11,111 anni con una variabilità media di ±2,03 anni. Ch. Young (Young, 1834–1908) riteneva che il vero ciclo di formazione delle macchie non superasse i 12–14 anni. A. Wolfer sosteneva che, in media, il periodo di formazione delle macchie sia pari a 11,124±0,030 anni. S. Newcomb (S. Newcomb, 1835–1909) lo accettò come 11,13 anni. Infine, Michelson (A. Michelson, 1852–1931) tendeva a riconoscere un periodo superiore a 11,4, ma H. Turner (H. Turner, 1861–1930) riteneva che oggi si possa parlare solo di un periodo di 11,4 anni.
Schuster sottopose ad analisi armonica il materiale numerico sulle macchie per 150 anni. Secondo la sua ricerca, accanto al ciclo di 11,125 anni esiste una serie di periodi secondari, la cui successione è la causa delle varie perturbazioni osservate nel periodo principale. Questi periodi secondari hanno valori di 4,38, 4,80, 8,36, 13,50 anni. Studiando la questione del periodo undicennale nel periodo 1750–1900, Schuster scoprì che nei primi 75 anni questo periodo si divide in due: 9,25 anni e 13,75 anni, e nel complesso dei 75 anni ammonta a 11,1 anni. È interessante notare che Turner elaborò le osservazioni magnetiche di Greenwich per il periodo dal 1841 al 1904, rilevando che, oltre al periodo principale legato alle macchie solari, esiste anche un periodo secondario di 9,26 anni. Desiderando trovare lo stesso periodo nell’attività solare, Turner iniziò a rielaborare tutti i dati di Wolf e Wolfer a partire dal 1610. Non trovando i periodi di 9,26 anni, Turner stabilì tuttavia la presenza di un altro periodo di attività solare, precisamente di 13 anni. Questo periodo si distingue per la proprietà di essere sufficientemente ben espresso anche con una bassa intensità. Infine, nel 1927 Oppenheim sottopose i numeri di Wolf a una nuova analisi e scoprì che la curva del loro andamento può essere espressa dalla seguente funzione:
r = C + C2 cos [φ1 + lxm – cos (mφ1 – εm)],
φ = 360° / П, 25i
V = 360° / 450. Così, la formazione delle macchie solari è un fenomeno estremamente complesso. In media, solo un
pe…
Fig. 7. Latitudini medie del Sole (curva tratteggiata c) e aree medie delle macchie (curva rossa) dal 1854 al 1912. All’inizio di ogni nuovo ciclo solare, dopo il minimo, le macchie compaiono alle latitudini più elevate in cui possono manifestarsi; secondo le leggi di Spoerer, con l’aumentare della quantità di macchie dal minimo al massimo, la zona di massima frequenza delle macchie si sposta verso l’equatore solare fino a ±30° di latitudine, dove le macchie si estinguono definitivamente al minimo. Dopo il sopraggiungere del minimo, il fenomeno si ripete nell’ordine consueto. Il periodo è di 11 anni. In realtà, la sua durata a volte raggiunge i 17 anni, altre volte solo 7. Un fenomeno altrettanto significativo nel ciclo della quantità di macchie solari è rappresentato dal fatto che la preparazione del massimo, il periodo del suo apice e il successivo declino non costituiscono ogni volta qualcosa di rigorosamente definito, ma variano gradualmente a causa di cause ancora sconosciute. Pertanto, nel determinare e prevedere con maggiore precisione qualsiasi punto specifico del periodo, occorre essere estremamente cauti. Le svolte nell’attività solare, che segnano i punti di massima ascesa e di minimo declino, possono essere individuate solo dopo alcuni mesi, a volte un anno o più, confrontando i dati sull’attività solare per un periodo più o meno lungo. La previsione attualmente disponibile per determinare il ciclo di 11 anni può essere fornita solo con una precisione di 1-2 anni, ma anche questo, in alcuni casi, può già essere molto significativo4.
Oltre ai tentativi di individuare piccoli cicli dell’attività solare, sono state condotte ricerche per verificare se esistano anche grandi periodi. Già nel 1746, quando nulla si sapeva dei periodi, il fisico tedesco Meran ipotizzò l’esistenza di grandi cicli nell’attività solare. Successivamente, la stessa idea fu condivisa da Loomis. Wolf cercò di individuare un tale periodo, stimandolo in 55,5 anni. Jung suggerì che esistesse un’oscillazione di 60 anni, che si aggiungeva all’oscillazione principale di 11 anni. A. Ganski determinò un ciclo di 72 anni. N. Lockyer individuò un periodo di 35 anni nell’attività solare, mentre Schuster, utilizzando il metodo delle periodogramme, calcolò cicli di un terzo di secolo, pari a 33,375 anni. Anche Litznar giunse a stabilire un periodo di 33 anni nell’attività del Sole. Infine, Turner concluse che esiste un lungo periodo di 266 anni. Secondo questo studioso, ogni 266 anni si verifica un grande massimo dell’attività solare. Nel 1889, basandosi sui dati dei cronisti cinesi medievali sulle aurore boreali, Wolf identificò alcune date che potevano corrispondere a grandi massimi dell’attività solare: 372, 840, 1078, 1333 e 1372. Partendo dagli anni 372 e 1372, nei quali, secondo la sua ipotesi, si era verificata una particolare intensità dell’attività solare, Wolf calcolò una serie di grandi periodi: 88,33 e 66,67 anni. Successivamente, sommando queste cifre sequenzialmente al 372, ottenne una tabella delle date dei grandi massimi dell’attività solare. Tuttavia, oggi le date individuate da Wolf possono essere contestate.
Ma cosa sono le macchie solari? La loro “grande segreto”, secondo Galileo, è stato svelato ai nostri giorni? Forse no, ma ciò che abbiamo appreso negli ultimi anni sulle macchie e sulla loro natura è sufficiente per comprendere l’importanza delle macchie solari per la vita sulla Terra.
Molti eminenti studiosi si sono dedicati a svelare la natura delle macchie solari. I primi osservatori credevano che fossero pianeti, i satelliti più vicini al Sole, che transitavano vicino alla sua superficie. Questa concezione errata fu confutata da Galileo, il quale a sua volta riteneva che le macchie fossero nuvole che fluttuavano nell’atmosfera solare. Derham pensava che queste nuvole derivassero da eruzioni vulcaniche solari. J. Lalande le considerava come le vette di montagne solari che emergevano da un oceano di fuoco sopra la superficie di un’isola luminosa che avvolgeva il nucleo solido centrale. W. Herschel credeva che fossero aperture temporanee nelle nubi, attraverso le quali potevamo vedere il nucleo oscuro. Il materiale che ci permette di giudicare con un certo grado di attendibilità le epoche di attività solare è rappresentato dalle registrazioni storiche delle aurore boreali. Queste, come è stato accertato, nelle latitudini note si verificano principalmente quando il Sole attraversa un’epoca di massimo. Un altro dato è rappresentato dalle grandi macchie solari visibili a occhio nudo durante i massimi e registrate dagli annalisti (principalmente cinesi). Questo materiale è disseminato tra le cronache e gli annali di diversi popoli. La sistematizzazione di questi dati è opera dello studioso tedesco G. Fritz, che nel 1893 analizzò per la prima volta le registrazioni storiche delle aurore boreali, delle macchie solari visibili a occhio nudo, delle grandinate e dei raccolti. Venticinque anni dopo, un lavoro analogo fu svolto in Russia da D. O. Svjatskij, che prese in considerazione anche le cronache russe.
Il figlio di W. Herschel, J. Herschel, propose la seguente spiegazione delle macchie: esse sono enormi vortici che si estendono attraverso l’atmosfera. In un periodo che va dal 1868 in poi, si confrontarono due teorie: quella dell’abate A. Secchi e quella di E. Faye. Il primo basava la sua teoria sull’ipotesi delle eruzioni solari. Faye considerava la formazione delle macchie come il risultato di tempeste solari e la loro struttura come vorticosa. Questo punto di vista conserva la sua validità ancora oggi. Secondo la teoria di Faye, a causa del movimento relativo di parti adiacenti della fotosfera si formano dei vortici che si trasformano in cicloni e vortici simili a quelli che si verificano quando una corrente veloce incontra un ostacolo. Questi vortici assumono la forma di imbuti, nei quali corpi e aria vengono trascinati verso il basso. Allo stesso modo, secondo Faye, avvengono i cicloni e i tornado terrestri: iniziano dall’alto e scendono sempre più in basso nell’atmosfera, finché la sommità del vortice non raggiunge la Terra. Fenomeni di questo tipo, ma su scala colossale, costituiscono, secondo Faye, l’essenza delle macchie solari.
Una delle obiezioni alla teoria di Faye era la seguente: se le macchie sono vortici, dovrebbero mostrare un movimento vorticoso. Inoltre, tutte le macchie a nord dell’equatore dovrebbero ruotare nello stesso senso, antiorario se osservate dalla Terra; le macchie dell’emisfero meridionale del Sole, invece, dovrebbero ruotare in senso opposto, come i cicloni terrestri. Studiando questa questione, gli astronomi notarono che solo una piccola percentuale di macchie mostrava tracce di movimento vorticoso e spesso diversi membri di un gruppo di macchie, o addirittura diverse parti della stessa macchia, ruotavano in direzioni opposte. All’epoca, queste osservazioni potevano solo indebolire la teoria di Faye, ma in realtà rappresentano la migliore prova a favore del suo principio sulla struttura vorticosa delle macchie. A sostegno della teoria dei vortici vennero le teorie elettriche delle macchie. Tra i sostenitori entusiasti della teoria vorticosa delle macchie vi furono Reye e Helm. Tuttavia, per una piena accettazione della teoria mancava ancora chiarezza su alcuni dettagli. Solo dopo il lavoro straordinario dello scienziato americano G. Hale, pubblicato nel 1908, la maggior parte degli astronomi tornò alla teoria vorticosa. Infine, l’anno successivo, Hale poté concludere, sulla base di numerose ricerche, che le macchie solari “sono probabilmente vortici elettrici”. Le brillanti opere di Hale diedero avvio a una serie di eccellenti studi sulla natura delle macchie, condotti presso l’Osservatorio Solare di Mount Wilson in California e in altre strutture dedite allo studio del Sole. La teoria di Hale trovò molti sostenitori tra gli astronomi, soprattutto perché ricevette quotidianamente nuove conferme.
Fig. 8. Protuberanza solare alta 235.000 km. Fotografia scattata il 7 luglio 1917 presso l’Osservatorio di Mount Wilson. Il disco bianco rappresenta le dimensioni comparative della Terra.
Dunque, le macchie solari vanno considerate come vortici simili a trombe marine, con espansioni a imbuto alla sommità. Il movimento della materia in tali vortici avviene dal basso verso l’alto, formando un vortice ascendente. La velocità di movimento della materia raggiunge valori enormi e i gas che vengono trascinati nel vortice si raffreddano a causa della loro rapida espansione man mano che si avvicinano alla sommità del vortice. Le sommità dei vortici, una volta raggiunte, i gas raffreddati si muovono a spirale con raggi che aumentano rapidamente. Ciò che osserviamo sotto forma di macchia è solo la sommità, la fine, l’eco di processi grandiosi che si svolgono nelle regioni inaccessibili alla nostra indagine. Senza dubbio esiste una causa che costringe i gas dagli abissi del Sole a fluire verso l’alto. Lì, nei livelli inferiori della sfera solare, si cela una forza cosmica che muove tutto questo complesso e immenso vortice, che porta la modesta denominazione di macchia solare. La causa che genera i movimenti vorticosi della materia fotosferica non può ancora essere considerata stabilita con certezza. In questa direzione esistono solo ipotesi più o meno fondate. Forse la causa più prossima va ricercata nel forte riscaldamento della materia in profondità? Allora, diventando più leggera, come l’aria in un camino, essa sale verso l’alto. Lungo il percorso, a causa della risalita, i gas si raffreddano e giungono alla superficie più freddi, sebbene inizialmente fossero fortemente riscaldati. Ne consegue che nei livelli inferiori, dove ha origine il fenomeno, deve regnare una temperatura molto elevata. Infatti, mentre vicino alla superficie del Sole la temperatura non supera i 6000 °, negli strati centrali raggiunge circa 12.000.000 °. Secondo i calcoli di R. Emden, la temperatura centrale del Sole è pari a 31.500.000 °. H. Russell ha dimostrato che la maggior parte delle stelle ha al centro una temperatura molto vicina ai 32.000.000 °. La causa di un tale riscaldamento negli strati inferiori del Sole rimane ancora un mistero irrisolto. Questo enigma diventa ancora più incomprensibile se teniamo conto che le macchie appaiono in determinate parti della superficie solare e solo in quelle.
Prima di questa bufera, le nostre tempeste, che sradicano alberi e case, sono come aliti impercettibili di zefiro.
Già nel 1892, Young, studiando spettroscopicamente l’emissione delle macchie solari, scoprì un fenomeno straordinario, e cioè: molte linee spettrali delle macchie solari risultarono doppie, mentre lo spettro del resto del disco solare rimase invariato.
Fig. 10. Curva rossa – protuberanze dal 1910 al 1934. Curva tratteggiata – macchie solari nello stesso periodo (da W. Brunner)
