La diversa
velocità di rotazione del Sole è motivata dalla sua composizione prevalentemente
gassosa, infatti un comportamento simile lo ritroviamo sui pianeti giganti
gassosi del Sistema Solare.
Ancora
imprecisa è la stima della velocità di rotazione: infatti, per mancanza
di riferimenti fissi sulla superficie, l’errore nella valutazione è ancora
superiore al 5%. A trascinare con sé gli strati superficiali, quelli visibili
da noi, sembra essere una veloce rotazione del nucleo – il quale può tranquillamente
essere considerato un corpo solido – che trasferisce per attrito il suo
momento angolare alla fotosfera.
Le
macchie sono una diretta conseguenza dell’attività magnetica solare, la
loro formazione sembra sia legata proprio alla rotazione differenziata
del Sole, la quale genera delle disuguaglianze nel campo magnetico locale.
Intensi campi magnetici che agiscono localmente bloccano il trasporto
convettivo, vale a dire le colonne di gas incandescente che risalgono
all’interno del Sole. Dunque ne abbassano la temperatura in alcuni punti,
e di conseguenza la zona appare, per contrasto, più scura dell’area circostante.
La temperatura al centro della macchia può essere inferiore anche di 800-1000
gradi rispetto alla rimanente superficie.
A scoprire
il ciclo solare fu un astronomo dilettante analizzando le sue osservazioni
dal 1826 al 1843. Schwalbe, valutò il ciclo in circa 10 anni. Ora, dopo
numerose osservazioni, si è potuto raffinare questa misurazione e il risultato
è di 11.04 anni in media. Il conteggio dei cicli solari si inizia dal
primo minimo sicuramente registrato nel 1755 denominato appunto ciclo
n°1.
Altre ciclicità
di più lunga durata sono state ipotizzate e ricercate con sofisticati
calcoli statistici, ma l’unica sicura è quella denominata ciclo di Hale
o ciclo magnetico. Un normale ciclo di attività inizia con la comparsa
delle macchie a latitudini elevate (lontano dall’equatore). Nel corso
di undici anni le nuove macchie appaiono a latitudini sempre più basse
raggiungendo alla fine quasi l’equatore. Un gruppo di macchie si estende
sempre, grosso modo, lungo un parallelo solare e presenta i suoi estremi
con polarità magnetiche opposte. I gruppi di macchie che appaiono durante
un ciclo di attività solare di uno dei due emisferi hanno una polarità
magnetica che si inverte durante il ciclo successivo. Ad esempio, se nell’emisfero
nord i gruppi di macchie hanno, in un dato ciclo, il polo sud magnetico
verso est e il nord magnetico verso ovest, nell’altro emisfero la situazione
sarà esattamente opposta. Durante il ciclo successivo le disposizioni
delle polarità si invertono in entrambi gli emisferi, così in quello settentrionale
i gruppi di macchie avranno il polo sud magnetico verso est e viceversa
nell’emisfero australe.
Un ciclo
magnetico ha quindi una durata media doppia (22 anni) rispetto al ciclo
di attività che si manifesta con la comparsa delle macchie solari.
In questo diagramma sono schematizzate le inversioni di polarità che si
succedono tra le ultime macchie che appaiono alla fine di un ciclo (quelle
verso l’equatore) e quelle nuove del ciclo successivo (quelle lontane
dall’equatore).
Vedi anche:
Come mai le macchie solari compaiono
proprio sulla superficie del Sole tra +40 e -40 di declinazione?