Immagine del Sole in H
alpha (National Solar Observatory
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Il Sole, il corpo centrale del Sistema Solare, è una sfera di
gas incandescente, per lo più idrogeno ed elio, della massa di 2
1033 g (2 miliardi di miliardi di miliardi di tonnellate), pari
al 99.9 % della massa totale del Sistema Solare stesso.
Il diametro del Sole è di ben 1.392.000 Km, 109 volte quello terrestre, e corrisponde, visto da Terra, ad un diametro angolare di circa 32 minuti d'arco, quasi pari a quello della Luna: questo dà luogo al fenomeno delle eclissi; cioè alla sovrapposizione apparente del disco lunare e di quello solare. La densità media del Sole è di 1.4. |
L'origine di questa emissione, che nel secolo scorso era stata attribuita
alla contrazione gravitazionale del Sole e al conseguente riscaldamento
del suo interno, risiede invece nella fusione nucleare che avviene nel
centro: a causa della sua grande massa, le regioni interne del Sole vengono
compresse fino a raggiungere temperature elevatissime (15 milioni di gradi)
e ad innescare così la fusione, che richiede alte pressioni e temperature.
La fusione nucleare consiste nella trasformazione di quattro nuclei
di idrogeno (il costituente principale del Sole) in un nucleo di elio;
la massa di quest'ultimo è leggermente minore della somma delle
masse dei nuclei di idrogeno; la differenza viene trasformata in energia.
Schema della fusione nucleare all'interno delle stelle (Michiel Berger)
Ogni secondo, 594 milioni di tonnellate di idrogeno vengono trasformate
in 590 milioni di tonnellate di elio; la differenza, 4 milioni di tonnellate,
corrisponde all'energia che il Sole irradia in un secondo, per la legge
E=mc2, dove E è l'energia prodotta, m la massa trasformata
in energia e c è la velocità della luce.
La fusione nucleare è autoregolata in modo tale che l'emissione
di energia sia stabile nel tempo; le riserve di idrogeno nel nucleo non
sono però illimitate e la durata totale di questo processo è
di circa 10 miliardi di anni.
Poichè l'età del Sole è stata stimata 5 miliardi
di anni, tra altri 5 miliardi di anni la fusione cesserà ed esso
comincerà a trasformarsi, diventando più freddo e meno luminoso,
cioè una gigante
rossa; i suoi strati esterni si espanderanno inghiottendo i pianeti
più vicini, tra cui la Terra, dopodichè finirà la
sua vita come nana
bianca, diventerà cioè una stella molto calda e densa
ma poco luminosa, e si spegnerà lentamente.
Immagine del Sole in raggi X.
Le regioni più chiare sono sorgenti
di emissione X più intensa.
(Calvin J. Hamilton e Yohkoh)
Anche la densità del gas decresce verso l'esterno, da circa 158
g/cm3 al centro fino a 10-7 in superficie; in realtà
il Sole non possiede una superficie fisica ben definita: quella che noi
possiamo vedere è soltanto una superficie detta fotosfera: uno strato
di gas molto sottile (dello spessore di circa 200 Km), che circonda la
zona interna e che emette radiazione nella banda ottica.
La struttura interna del Sole
(NASA/ESA)
L'interno è composto da un nucleo, nel quale avvengono le reazioni
di fusione, circondato da uno strato di gas detto zona radiativa, a sua
volta circondato da uno strato detto zona convettiva dello spessore di
150.000 Km.
Nella zona radiativa, l'energia prodotta dalla fusione nucleare viene
trasportata verso l'esterno tramite fotoni
che vengono trasferiti da uno ione all'altro, in un processo molto lento,
che richiede qualche milione di anni; muovendosi verso l'esterno la temperatura
del gas diminuisce e gli atomi degli elementi più pesanti cominciano
a ricombinarsi con i propri elettroni.
Gli elettroni così ricombinati possono assorbire un fotone e
venire strappati nuovamente all'atomo; questo provoca un rallentamento
del cammino della radiazione verso l'esterno.
Si sviluppano così dei moti convettivi nel gas, cioè
delle bolle di gas caldo s'innalzano verso la superficie, dove si raffreddano,
facendo da veicolo per l'energia che altrimenti resterebbe intrappolata
all'interno. Questi moti, simili a quelli che si producono in una pentola
d'acqua in ebollizione, fanno affiorare in superficie delle bolle di gas
che danno origine alla granulazione della fotosfera, cioè ad un
aspetto irregolare simile ad un insieme di grani di riso molto luminosi
e visibili nella banda ottica dello spettro.
Le macchie solari
Un gruppo di macchie
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Sulla fotosfera si distinguono anche regioni oscure, di numero, forma
e dimensioni variabili, dette macchie solari.
Queste furono osservate al cannocchiale da Galileo Galilei nel 1610, ma erano già note nell'antica Cina. Le macchie appaiono spostarsi sulla superficie del disco solare, come conseguenza del moto di rotazione del Sole, e le loro proprietà variano secondo cicli di circa 11 anni. Esse hanno dimensioni comprese tra poche migliaia e più di duecentomila Km e sono circondate da regioni di penombra. |
Il ciclo di attività delle macchie solari negli ultimi 250 anni. (Michiel Berger)
Il loro aspetto oscuro è dovuto al fatto che sono più
fredde (hanno temperatura di circa 4.500 K) e quindi meno luminose della
fotosfera. Spesso si riuniscono a gruppi di decine, grandi e piccole. Lo
sviluppo di un gruppo di macchie comincia con l'apparire di diverse macchie
piccole, che poi si espandono aggregandosi tra loro; questo processo può
durare da una settimana a qualche mese. L'origine delle macchie solari
sembra dovuta al campo magnetico solare, come gran parte dell'attività
fotosferica: esse possiedono infatti un intenso campo magnetico. Inoltre
appaiono sede di moti convettivi vorticosi, durante i quali gas proveniente
dall'interno si raffredda arrivando alla superficie.
Anche il ciclo di 11 anni sarebbe spiegabile in termini dell'attività
magnetica solare, in particolare sarebbe dovuto alla rotazione differenziale
del Sole , che deforma le linee del campo magnetico.
Il campo magnetico solare.
Le regioni scure sono sede
di polarità magnetica positiva,
quelle chiare di polarità negativa.
(GSFC NASA)
Vicino alle macchie solari si distinguono aree brillanti dette facole,
visibili in luce bianca. Esse sono prodotte da gas convogliato dall'interno
lungo le linee del campo magnetico. Infine, nelle vicinanze delle macchie
si notano i flares, o brillamenti, cioè esplosioni di brevissima
durata durante le quali dalla superficie solare vengono emessi getti di
gas e radiazione; la frequenza di questo fenomeno è legata all'attività
solare, in particolare a quella magnetica.
Un flare solare osservato in H
alpha
(National Solar Observatory/
Sacramento Peak)
L'atmosfera e la cromosfera
Sopra la fotosfera c'è l'atmosfera solare, la cui parte inferiore è detta cromosfera, uno strato di gas caldo (10-20.000 gradi) dello spessore di 2.000 Km, rivelata attraverso l'emissione di una riga spettrale dell'idrogeno a 6563 Angstrom, nella zona rossa dello spettro visibile. Se osservata con un filtro rosso, la cromosfera appare molto irregolare a causa di fenomeni che riguardano il gas degli strati i più esterni. In particolare vi si distinguono le protuberanze, getti di gas caldo che appaiono come gigantesche lingue di fuoco emesse dalla superficie e scompaiono dopo pochi giorni o settimane; e le spicule, piccole lingue di idrogeno larghe qualche centinaio di chilometri, che si originano nella bassa e media cromosfera e scompaiono dopo pochi minuti.
Il gas coronale alla temperatura di
un milione e mezzo di gradi, osservato
dall'Extreme UltraViolet Imaging
Telescope sulla sonda SOHO (SOlar
Heliospheric Observatory).
Si possono notare le strutture
del campo magnetico solare. (ESA/NASA)
L'origine di questa altissima temperatura non è ancora ben nota. L'estensione della corona è difficile da determinare, perchè la sua luminosità decresce gradualmente fino a molti milioni di chilometri dal Sole. Il Sole, inoltre, emette continuamente un getto di gas ionizzato, detto vento solare, ad una velocità variabile tra 250 e 850 Km/s.
In quest'immagine di un'eclisse totale del 1977 si vede bene la corona solare. (Calvin J. Hamilton) |
Immagine di un'eclisse solare totale del luglio 1991, fotografata da Steve Albers in California. |
Questo flusso di ioni, che si può considerare un po' come il prolungamento della corona, viene spinto fino a grandi distanze dal Sole e interagisce con la magnetosfera e la ionosfera dei pianeti, perturbandola e producendo fenomeni come le aurore polari.