La commissione che studia il Sole dell'Unione Astronomica Internazionale prese tempo fa una decisione storica, all'avvicinarsi del traguardo del decimillesimo gruppo di macchie solari catalogato. I membri decisero che al raggiungimento del numero 9.999, la numerazione sarebbe ripartita da capo, in modo da non dover rifare tutti i programmi di catalogazione, studio e acquisizione automatica. Così, a distanza di alcuni secoli da quando la numerazione venne introdotta, essa è ripartita da zero, ma con l'avvertenza che l'attuale n° 0069 ripreso sopra da Perissinotto è in realtà il n° 10.069. Questi non sono i numeri reali osservati dei vari gruppi di macchie, ma solo quelli conteggiati a partire da quando con l'introduzione dell'uso del telescopio nell'osservazione solare divenne sistematica. Già i cinesi segnalarono nei propri annali moltissimi gruppi nel corso dei millenni, come pure altre popolazioni che osservavano regolarmente il cielo, ma solo con l'introduzione del telescopio nell'osservazione degli astri, dovuta a Galileo Galilei, si rese chiaro cosa fossero quelle "macchie scure" sulla superficie della nostra stella. Invece, per capire appieno quali fossero i meccanismi fisici alla loro base, si dovette attendere ancora tre secoli e mezzo, cioé sino agli anni settanta-ottanda del secolo ventesimo, quando l'astrofisica solare comprese i processi magnetici che si sviluppano sulla nostra stella e come si evolvono.

Il gruppo di macchie n° 69 fece bella mostra di sé sulla fotosfera della nostra stella per circa dodici giorni, cioé sino a che non tramontò al bordo occidentale; Enrico Perissinotto lo riprese al mezzogiorno locale del 19 agosto impiegando un ottimo rifrattore con gli acessori descritti sotto. Il gruppo era composto di quattro grandi macchi associate a una cinquantina di piccole, contornate da un'estesa regione di penombra (la zona più chiara che circonda le macchie solari). Il gruppo risultò visibile ad occhio nudo (con l'impiego degli opportuni filtri solari), pertanto la sua area superava i mille milionesimi del disco solare. In pratica, se l'area di un gruppo di gruppo di macchie supera il millesimo essa risulta visibile, ma il conteggio statistico viene effettuato in milionesimi di superficie per catalogare anche le più minute formazioni presenti sulla fotosfera.
Nella pagina seguente vi presento un ingrandimento di quast'immagine, sempre realizzato dal socio Enrico Perissinotto.

L'immagine qui sotto, ripresa sempre dal satellite scientifico SOHO, evidenzia quali gruppi di macchie solari fossero presenti al momento della ripresa di Perissinotto. Cliccando l'immagine vedrete una ripresa del giorno in oggetto presa dal satellite SOHO, l'osservatorio solare fuori dall'atmosfera che monitorizza costantemente la nostra stella.

L'animazione poco sotto, realizzata dalla NASA basandosi sulle immagini del satellite SOHO, vi mostra come sia sia sviluppato il gruppo di macchie solari n° 69, a partire dalla sua apparizione al bordo solare orientale e sino alla sua scomparsa dietro il bordo occidentale. Probabilmente esso riapparirà due settimane dopo il suo "tramonto occidentale", ma sarà ancora cambiato. Ovviamente nel periodo nel quale esso di trova sul lato del Sole a noi invisibile non è possibile riprenderlo.

Qui sotto invece mostro un grafico ricavato dalle misure giornaliere fatte nell'ultimo secolo da tutti gli astronomi che hanno collaborato in questa sorveglianza ai quali, da un paio di decenni, si sono aggiunti validi astrofili come quelli del Gruppo Sole Italia. Non so chi abbia realizzato il grafico, ma è stato scaricato dal sito di SpaceWeather.com.

In questo blocco vi mostro l'eruzione solare (CME - coronal mass ejection) avvenuta il 16 agosto 2002, tra le ore 12:42 e 17:18 di Tempo Universale con una notevole emissione materia, causata dal gruppo di macchie solari. Pur producendo effetti ben misurabili dalle sonde interplanetarie (come Ulysses), da quelle scientifiche in uno dei punti lagrangiani (come SOHO), o dalle quattro Cluster, dalla Acer o simili, queste gigantesche bolle di gas (composte principalmente da idrogeno ed elio) non hanno effetti sulla struttura complessiva delle stelle.
Il cerchio bianco più piccolo al centro dell'animanzione rappresenta il diametro del Sole, corrispondente a circa 1,4 milioni di km, mentre il disco scuro che nasconde il Sole è quello del coronografo, strumento che serve per oscurare la luce diretta solare, che altrimenti danneggerebbe il sensore dello strumento. Il diametro di questo disco, grosso modo, corrisponde linearmente a 8 milioni di km. La dimensione reale della bolla di gas è "ad occhio" di oltre una trentina di milioni di km. Nell'arco di un paio di giorni la materia che compone la bolla ha raggiunto il nostro pianeta, provocando disturbi elettromagnetici nelle telecomunicazioni via satellite e terra, fenomeni di tipo aurorale alle alte latitudini ed altro. Un'aurora si verificò durante la notte fra il 20 e il 21 agosto, in seguito all'arrivo di un altro flusso di particelle generato dal Sole un paio di giorni prima.

Tutte le immagini e animazioni di questa sezione (e non del CAST) sono state prese tra quelle presenti nel sito SpaceWeather.com della NASA, che vi invitiamo a visitare regolarmente se siete interessati a questo tema. Ringraziamo cortesemente il dottor Bishop e tutto lo staff del sito per il fantastico lavoro che quotidinamente effettuano e gli autori delle riprese del Sole per l'uso delle immagini.

L'immagine di SOHO ha una dimensione di 350 x 350 pixel; è a 16.7 milioni di colori ed occupa 512 KB, qui compressi a 118 KB. Cliccandola l'aprirete a 512 x 512 pixel.
L'immagine di Perissinotto ha una dimensione di 525 x 350 pixel; è a 16.7 milioni di colori ed occupa 1,6 MB, qui compressi a 56 KB. Cliccandola l'ingrandirete a 627 x 458 pixel.