Le regioni solari attive

L'attività solare è caratterizzata dalla presenza sul Sole di un cospicuo numero di regioni attive, cioè regioni localizzate sul disco solare cui è associato un complesso di fenomeni transienti che comprende le macchie solari in fotosfera, i brillamenti in cromosfera e l'espulsione di massa in corona. Fin dalla sua prima rilevazione, ciascuna regione attiva viene identificata convenzionalmente attribuendole la sigla AR (Active Region) seguita da un numero progressivo, che esprime l'ordine di comparsa in fotosfera del gruppo di macchie associato: ad esempio, AR5395.

Osservatori diversi attribuiscono ovviamente cifre diverse alla stessa AR a seconda della loro serie osservativa; per evidenti motivi pratici di omogeneità si usa però fare riferimento alla serie NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) riportata sul bollettino Solar Geophysical Data, pubblicato a Boulder (Colorado).

La localizzazione di una AR si esprime tramite la longitudine e la latitudine. La prima viene riferita al meridiano solare centrale, che corrisponde perciò alla longitudine 0 ed è quello che giace su un piano parallelo alla visuale dell'osservatore, apparendo come una linea al centro del disco che congiunge i due poli del Sole. La longitudine può quindi assumere valori compresi tra 0 e 90 gradi rispettivamente est ed ovest. Nel corso della rotazione solare la longitudine di una AR varia di circa 13 gradi al giorno man mano che essa si sposta apparentemente da est verso ovest sul disco solare: essa varrà 90 gradi est alla comparsa, 0 gradi al passaggio al meridiano centrale e 90 gradi ovest al tramonto. La latitudine è invece relativa all'equatore solare e può variare tra 0 e 90 gradi rispettivamente nord e sud, anche se le osservazioni limitano di fatto tale estensione alle due fasce preferenziali comprese tra 10 e 40 gradi nei due emisferi; di norma, la latitudine di un gruppo di macchie si mantiene pressoché costante nel corso della sua esistenza.

Nonostante il centro di attività interessi tutti i livelli atmosferici, condizione fisica fondamentale per la formazione di una regione attiva è l'aumento di intensità del campo magnetico locale, che in seguito produrrà e controllerà i fenomeni transienti. Quindi il processo di formazione inizia con l'emersione di un campo magnetico in una zona della fotosfera e la tendenza osservata indica che vengono privilegiate le zone che erano sede di regioni attive precedenti. Questo non significa però che si tratta della riorganizzazione di campi superficiali preesistenti; invece è proprio un nuovo flusso magnetico emergente. Più che le osservazioni fotosferiche in luce bianca, sono le osservazioni cromosferiche in luce monocromatica che permettono di studiare in modo più diretto 1a geometria dei campi magnetici. Qui infatti il campo magnetico concentrato ai bordi delle celle di supergranulazione ed in corrispondenza a queste zone inizia l'evoluzione di una nuova regione attiva: nei primi giorni lo sviluppo del campo è asimmetrico e la polarità magnetica più a est detta coda, compare per prima ed evolve più rapidamente d quella ad ovest, detta testa.Quando il campo raggiunge un'intensità di qualche decimillesimo di Tesla compaiono le facole cromosferiche, molto evidenti nella riga H-alfa in qualsiasi punto del disco solare a differenza delle facole fotosferiche, che si palesano solo in prossimità del lembo, dove il contrasto è maggiore. In corrispondenza alle facole cromosferiche si può osservare una condensazione coronale, cioè una zona di maggior densità e luminosità del gas, dapprima visibile nella riga verde e quindi nelle altre righe e nel continuo coronale.

La testa e la coda della AR corrispondono ai due poli di una regione magnetica, che prende così il nome di regione bipolare. Usualmente tali regioni magnetiche seguono la legge di Hale e Nicholson relativa all'evoluzione delle polarità nel corso del ciclo di attività solare: l'attuale ciclo 22 mostra AR con testa a sud e coda a nord nell'emisfero settentrionale, testa a nord e coda a sud nell'emisfero meridionale, queste polarità sono destinate ad invertirsi nuovamente nel prossimo ciclo 23. Alla base di tutto ciò vi è l'azione combinata della convezione subfotosferica e della rotazione differenziale del Sole, che dà origine alla formazione di cappi magnetici, spinti ad emergere in fotosfera, dove si espandono verso la cromosfera a causa della diminuita pressione del gas. Il punto di affioramento appare come una piccola zona scura con dimensioni dell'ordine di 2500 km ed un campo magnetico maggiore di 0,14 Tesla, detta poro. Un poro può scomparire dopo qualche giorno oppure più pori possono assumere una configurazione magnetica bipolare, per poi ingrandirsi a formare un gruppo di macchie. La struttura del gruppo può divenire anche molto complessa, caratterizzata dalla presenza di macchie più piccole disposte intorno e fra le ombre delle macchie più estese che sono normalmente quella di testa e quella di coda del gruppo. Dopo aver raggiunto il massimo sviluppo il gruppo inizia a decadere fino alla sua scomparsa secondo una fase più lunga rispetto alla sua crescita; non è ancora chiaro il processo che conduce alla sua disgregazione, ma si ritiene che i moti fluidi connessi con la supergranulazione abbiano un ruolo importante. Tutti i dati osservativi finora ottenuti con le tecniche più diverse hanno comunque permesso di costruire solo un quadro piuttosto approssimativo del fenomeno regione attiva, poiché esso è in realtà un insieme di fenomeni per nessuno dei quali esisto ancora una teoria definitiva. Ma il problema è addirittura a monte, perché non solo esistono molti enigmi circa i fenomeni di attività, ma la stessa formazione delle macchie solari e l'evoluzione dei campi magnetici associati presenta molti lati oscuri.