La classificazione delle macchie solari

Le regioni attive solari sono caratterizzate dalla presenza di gruppi di macchie in fotosfera e la produttività dei fenomeni associati come brillamenti e protuberanze eruttive, è strettamente collegata con l'evoluzione dei campi magnetici che ivi hanno sede. Dalla lunga serie di osservazioni fotosferiche oggi disponibile è stato possibile ricavare dei metodi statistici per la previsione di tale produttività che si basano essenzialmente sulla struttura ed evoluzione dei gruppi espressa tramite una classificazione convenzionale modificata nel corso de decenni. La previsione dei brillamenti è molto importante perché riguarda da vicino la pianificazione delle attività spaziai con equipaggio umano, data la pericolosità per l'organismo del l'esposizione ad un elevato flusso di particelle cariche, come quelle prodotte nel corso delle eruzioni cromosferiche. Una classificazione ancora molto in uso è la "classificazione di Zurigo modificata", costituita da 7 classi, ciascuna indicata con una lettera dell'alfabeto, rispettivamente A, B, C, D, E, F e H, comprende una determinata configurazione in fotosfera del gruppo di macchie, definita in base al numero, alla loro estenzione e struttura magnetica ed alle caratteristiche di raggruppamento. Non si tratta però di una semplice classificazione morfologica, cioè di forma, ma soprattutto fisica, perché dipende in effetti dalla evoluzione del gruppo stesso e quindi dei campi magnetici associati: è dunque una classificazione evolutiva, che però è di tipo empirico in quanto non esiste attualmente una teoria globale che spieghi in modo quantitativo la nascita, I'evoluzione e il successivo decadimento delle macchie solari.

Ripercorrendo brevemente le varie classi troviamo infatti che la prima (A) indica un gruppo unipolare di piccole macchie vicine, prive di penombra, nel quale cioè tutte le macchie presentano la stessa polarità magnetica: la seconda (B) un gruppo bipolare formato da due raggruppamenti di piccole macchie, ancora prive di penombra, ciascuno dei quali di polarita opposta. Nella classe C i gruppi bipolari sono sviluppati e mostrano penombre nelle macchie di una delle due polarità associate alle due estremità del gruppo, che si sviluppa in senso longitudinale, e la presenza di macchie intermedie; quando la penombra supera i 5 gradi eliografici, la classe viene indicata come D. Per avere un'idea delle dimensioni, 5 gradi eliografici rappresentano 5 diametri terrestri, poiché il diametro della Terra proiettato sul disco solare sottende quasi i grado. La penombra presente ad entrambe le estremità del gruppo bipolare caratterizza la classe D, quando l'estensione massima è di 10 gradi dì longitudine eliograflca (640 mila km). Se il gruppo ha dimensioni comprese tra 10 e 15 gradi (640-960 mila km) rientra nella classe E mentre la classe F comprende i gruppi più grandi ed evoluti, che superano i 5 gradi eliografici. Il gruppo H invece annovera i gruppi unipolari compatti con penombra inferiore a 5 gradi eliografici. Il possibile quadro evolutivo ricavato dalle osservazioni indica che un campo magnetico fotosferico sufficientemente intenso può dar origine ad un gruppo di pori vicini (classe A) ; a questo punto il gruppo decade rapidamente oppure evolve nella classe B nel momento in cui si formano altre macchie di polarità opposta alle precedenti. L'area ricoperta dalle macchie viene misurata in milionesimi dell'emisfero solare visibile (1 milionesimo dell'emisfero corrisponde a 3 milioni di km2, pari a circa i 10 volte la superficie dell'Italia) ed il massimo fattore di crescita osservato è dell'ordine di 200 milionesimi al giorno. Se tale attività di crescita è sufficientemente rapida si giunge alla formazione di gruppi C o D in un periodo di 2-4 giorni . Un ulteriore aumento di intensità e complessità del campo magnetico nei successivi 3-6 giorni può dar luogo alla comparsa ed evoluzione di molte macchie, che danno origine a gruppi di tipo E o F. Lo sviluppo massimo si compie in 8-10 giorni, nel corso dei quali l'area ricoperta dalle macchie può raggiungere qualche millesimo di emisfero. Il record attuale appartiene ad un enorme gruppo osservato nel 1947: aveva un'area superiore a 6 millesimi di emisfero (18 miliardi di km2) ed era quindi visibilissimo ad occhio nudo, essendo tali quelli con area maggiore di 0,5 millesimi di emisfero (1,5 miliardi di km2). Solo i gruppi più evoluti sono visibili ad occhio nudo e questa possibilità si verifica solitamente per circa tre anni in prossimità del massimo del ciclo solare e rappresenta dei casi molto particolari, perchè normalmente l'evoluzione si arresta ad uno stadio intermedio e comporta quindi un decadimento verso strutture più semplici, in modo più lento rispetto alla crescita, attraversando la fase H per arrivare alla A fino alla scomparsa totale del gruppo dopo una o più rotazioni solari.

La classificazione di Zurigo modificata è stata ampliata con l'introduzione di nuovi parametri descrittivi, che comprendono l'estensione della penombra della macchia più grande ed il grado di concentrazione delle macchie verso il centro del gruppo, e prende il nome di classificazione di McIntosh dal nome del ricercatore che per primo l'ha proposta. Ciò consente di suddividere i gruppi in modo più dettagliato e quindi di descrivere meglio la loro attitudine a produrre fenomeni di attività : la velocità con cui si sviluppa la penombra della macchia predominante è determinante in tal senso come anche l'organizzazione del campo magnetico indicata dalla distribuzione delle macchie nell'ambito del gruppo. La classiflcazione di Mclntosh fornisce risultati soddisfacenti se impiegata nelle previsioni di attività ed esiste anche un programma basato su tecniche di intelligenza artificiale denominato Teofrasto e sviluppato al SESC laboratorio dell'ambiente spaziale di Boulder nel Colorado), che la impiega per le previsioni più complesse, ma i risultati sono comparabili, se non inferiori, a quelli ottenibili con le previsioni meteorologiche: la natura è ancora troppo complicata per essere trattata appieno dai nostri, al confronto, limitatissimi computer.