Le macchie solari, dette in inglese sunspots, sono delle regioni della superficie solare (la fotosfera) caratterizzate da una temperatura inferiore all’ambiente circostante e da una forte attività magnetica. Nella maggior parte dei casi si presentano di forma circolare o quasi, con diametri tipici dell’ordine dei 30.000 Km. La loro vita media è dell’ordine delle settimane, con tendenza ad aumentare per le macchie più grandi. Nell’immagine trovate un esempio di macchia solare nella quale potete distinguere l’ombra e la penombra della macchia. Nella zona di ombra la temperatura raggiunge i 4000-4500 K a differenza dei 6000 K della superficie del Sole e ciò determina un forte contrasto visivo. La spiegazione di queste particolari formazioni sulla fotosfera risiede nel processo fisico che genera il campo magnetico solare (dinamo solare).
fonte: http://media.skyandtelescope.com/images/Sunspot-group_l.jpg
Il Sole è una sfera di plasma, ovvero di materia allo stato gassoso per lo più ionizzato (si tratta di elettroni e ioni). Queste particelle cariche, ruotando attorno all’asse del Sole producono un campo magnetico diretto parallelamente all’asse (perpendicolarmente alla traiettoria). All’inizio di un ciclo, proprio in corrispondenza a quello che noi chiamiamo minimo solare, le linee di forza del campo magnetico “uniscono” i poli geografici del Sole e prendono appunto il nome di linee di forza poloidali (o campo poloidale).
Il Sole, però, ha una rotazione differenziale, ovvero il periodo di rotazione varia a seconda della latitudine: 25 giorni all’equatore e 35 ai poli. Questa determina una forte deformazione delle linee di forza del campo magnetico che tendono ad avvolgersi, portando il campo magnetico solare a diventare, dopo molte rotazioni, a forma di ciambella (toroidale) (vedi parte superiore dell’immagine sotto).
fonte : http://www.konkoly.hu/solstart/stellar_activity.html
Il Sole possiede una ben definita struttura interna divisibile in più settori: il nucleo (che si estende fino a 0,2 raggi solari), la zona radiativa (da 0,2 a 0,7 raggi solari) e la zona convettiva (oltre 0,7 raggi solari). Il campo magnetico toroidale si concentra nella parte inferiore della zona convettiva. Le linee di forza, continuando ad avvolgersi, intensificano il campo magnetico fino a raggiungere un valore critico in corrispondenza del quale vengono innalzate verso la superficie solare andando a formare una regione bipolare (vedi immagine). Questa regione ha due macchie, una con campo magnetico uscente (o entrante) e l’altra con campo magnetico entrante (o uscente).
Fonte:http://www.aip.de/image_archive/images/sun_artview_en_large.jpg
La presenza del campo magnetico inibisce la convezione negli strati più profondi della macchia. La macchia è più fredda perché il trasporto di energia è meno efficiente rispetto alla restante fotosfera (parte C).
fonte: http://www.astro.umass.edu/~myun/teaching/a100/images/sunmagneticfield.jpg
La cosa migliore per comprendere la formazione delle sunspots è vedere questo video (di cui ringrazio Alessandro) : http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/Movies/dynamo/dynamo.mov
Visionate anche l’immagine al seguente link http://www.nasa.gov/images/content/144060main2_CycleDiagram450.jpg
fonti :
http://ibex.swri.edu/students/How_does_the_Sun.shtml
http://trace.lmsal.com/Public/magnetic.htm
http://it.wikipedia.org/wiki/Sole
ANGELO