Il Sole

Nel XXI secolo, a causa di vite troppo frenetiche o preoccupanti manie di onnipotenza, l’uomo si è quasi dimenticato che la Terra e tutti i suoi abitanti sono legati a quella strana palla di fuoco che, tutte le mattine si alza ad est ad illuminare il cielo, mandando a dormire Luna e Stelle, questo è il nostro amato Sole. Da miliardi di anni irraggia con luce e calore il suo regno: il Sistema Solare, tutto inizio grazie a lui, per millenni fu lui a scandire i ritmi dell’uomo e delle stagioni, e fu sempre lui ad essere concepito come una divinità da molte culture antiche.

La struttura del sole

Il Sole può essere considerato come un grande ed immenso ammasso di gas di forma quasi sferica in cui le caratteristiche fisico-chimiche variano lungo il suo raggio.

Al centro c’è il Nucleo, dove avvengono le reazioni di fusione termonucleari. A seguire troviamo la Zona Radioattiva e l’adiacente Zona Convettiva che sono responsabili del trasporto verso l’esterno dell’energia prodotta nel nucleo. Subito dopo troviamo la Fotosfera, ossia la zona di emissione della luce visibile. Salendo incontriamo la Cromosfera, uno strato trasparente visibile soltanto con filtri speciali o durante le eclissi ed è interessato da diversi fenomeni emissivi come le spicule e le protuberanze solari. Infine c’è la Corona Solare che è la parte più esterna dell’atmosfera solare e non ha limiti definiti, si estende per decine di milioni di Km in modo molto tenue.

La Struttura Del Sole

Dopo questa breve panoramica siamo pronti ad analizzare in dettaglio le varie zone che compongono la nostra stella, prima però diamo uno sguardo alla “Carta D’Identità” del Sole.

Diametro All’equatore1.392.000 Km
Massa2×10^30 Kg
Densità media1,4 g/cm^3
Età4,6 miliardi di anni
Temperatura superficiale media6000° K
Periodo di rotazione all’equatore25 giorni
Periodo di rivoluzione attorno al centro della nostra galassia225 milioni di anni
Magnitudine apparente-26,8
Magnitudine assoluta4,8
Classe spettraleG2-V
Composizione chimica92% Idrogeno – 7,8% Elio – 0,2% Metalli
Velocità di fuga617,54 Km/s

Il Nucleo

Il nucleo, che si estende dal centro per circa un quarto del raggio solare, è la parte più interna e calda del Sole, la sua temperatura è di circa 15.000.000 di °C. Comprende soltanto il 7% del volume ma quasi la metà della massa della nostra stella. Possiamo considerarlo come il motore del nostro Sole, al suo interno, infatti, avvengono le reazioni di fusione termonucleare responsabili della produzione d’energia.

La fusione termonucleare

Fusione TermonucleareAttraverso la fusione Termonucleare, all’interno del nucleo, quattro nucleo d’idrogeno si uniscono dando come prodotto finale: un nucleo di elio (formato da due protoni e due neutroni), due positroni (cioè due elettroni positivi), due neutrini ed energia sotto forma di energia cinetica e radiazione gamma.

Prima di vedere in dettaglio le varie fasi delle reazioni termonucleari che avvengono nel Sole, facciamo una precisazione: gli atomi di Idrogeno sono formati da un protone ed un elettrone, ma, visto le elevate temperature all’interno del nucleo del Sole, questi atomi non riescono più a rimanere integri e si separano in protoni ed elettroni dando vita al quarto stato della materia, il Plasma.

  • Nella prima reazione, due protoni si uniscono creando un nucleo di Deuterio (D), un positrone e un neutrino.
  • Nella seconda invece, il nucleo di deuterio si unisce con un protone creando un nucleo dell’isotopo 3 dell’elio (He-3) e produzione di radiazione gamma.
  • Nella terza, ed ultima reazione, due nuclei di He-3 si fondono creando un nucleo dell’isotopo 4 dell’elio (He-4) più due protoni che tornano disponibili per la prima reazione.

Durante questi processi nucleari, ogni secondo, 600.000.000 di tonnellate d’idrogeno si trasformano in 595.500.000 tonnellate di elio.  Dopo questa trasformazione quindi, può sembrare che vadano perse 4.500.000 tonnellate d’idrogeno, cioè lo 0.75%. In realtà l’idrogeno che manca all’appello si è semplicemente trasformato in energie secondo l’equazione di Albert Einstein E=mc2. L’energia generata ogni secondo dal Sole è pari a 405.000 miliardi di terajoule, una quantità di energia impensabile a livello terrestre.

La zona radioattiva

Come abbiamo appena visto, nel nucleo viene prodotta una quantità enorme d’energia. Affinché il sistema resti stabile e non esploda, tutta questa energia deve essere espulsa, ovvero condotta verso l’esterno della stella. Ma come?

L’energia prodotta, tenderebbe a dirigersi verso l’esterno della stella se il nucleo fosse “nudo”, ma, la presenza di strati superiori, ostacola il loro cammino verso lo spazio. Nella zona radioattiva i fotoni uscenti dal nucleo urtano continuamente le particelle di plasma, rimbalzando da un punto ad un altro. Nonostante i fotoni viaggino alla velocità della luce, a causa del numero elevatissimo di urti, essi possono impiegare milioni di anni prima di emergere sulla superficie. Questo significa che la luce che illumina oggi la Terra è quella prodotta al suo interno milioni di anni fa; se per assurdo, il nucleo della nostra stella dovesse “spegnersi”, il sole potrebbe brillare per altri milioni di anni senza che noi ce ne accorgessimo.

La zona convettiva

La zona convettiva è lo strato più esterno della struttura interna del Sole, si estende da una profondità di circa 200.000 Km fino alla superficie visibile. Alla base, la temperatura è di circa 2.000.000 °C, una temperatura sufficientemente “fredda” per permettere ad alcuni elementi più pesanti come carbonio, ossigeno, calcio e ferro, di trattenere parte dei loro elettroni. Questo, rende il plasma più opaco, così che, il passaggio della radiazione proveniente dagli strati più interni, diviene sempre più difficile. Con tutto questo calore che rimane “intrappolato” alla base, il fluido diventa instabile e comincia a bollire, ovvero a trasportare il calore per convezione. Quindi, celle di plasma caldo iniziano a muoversi verso l’alto espandendosi e raffreddandosi fino ad una temperatura di 6000 °C, mentre celle di plasma freddo precipitano verso la base della zona stessa riscaldandosi  per poi riiniziare il ciclo. I moti convettivi, visibili sulla superficie sotto forma di granuli o super granuli, trasportano il calore alla superficie molto velocemente.

La fotosfera

Fotosfera SolareLa fotosfera è lo strato visibile del Sole e costituisce la superficie di separazione fra l’interno del Sole e la sua atmosfera. Il suo spessore è di circa 400 KM e ha una temperatura che varia dagli 8000°K, nella parte più interna, ai 4200 °K, nella zona più esterna.

Se osserviamo il Sole con un telescopio che ci permetta di scorgere i particolari della “superficie” solare, possiamo vedere che essa non appare uniforme ma ha un aspetto granuloso. Questo è determinato dai flussi di gas caldo che salgono verso la superficie e riscendono nella zona convettiva.  La parte superiore di queste colonne di gas prende il nome di granuli, ciascuno dei quali ha un diametro di diversi chilometri e una vita media di soli 8 minuti ma, formandosene di nuovi in continuazione, la fotosfera assume un aspetto simile ad una lenta ebollizione.

La cromosfera

Cromosfera SolarePrende il nome di Cromosfera la zona di atmosfera che sovrasta i bassi strati fotosferici. Ha uno spessore notevolmente superiore rispetto a quello della fotosfera, si estende infatti per circa 10.000 KM, ma, nonostante ciò, emette molta meno radiazione perché la densità dei gas che la compongono è circa 100.000 volte inferiore.

E’ per questa ragione che, in condizioni normali, non è possibile osservarla. Solo durante i pochi attimi che precedono e seguono un eclissi totale di Sole la cromosfera diventa visibile ed appare come una banda dal colore rossastro costituita da innumerevoli lingue di fuoco ondeggianti, dette spicole.

La corona solare e il vento solare

Corona SolareCosì come la cromosfera, anche la corona solare non è osservabile in situazioni normali se non durante le eclissi totale di Sole. Data la rarità di questi eventi, per studiare la cromosfera e la corona, gli astrofisici si servono di uno strumento chiamato coronografo, il quale simula un’eclissi artificiale con un dischetto occultatore che maschera la luce della fotosfera di 10 milioni di volte più intensa.

Possiamo immaginare il vento solare come una sorta di evaporazione, dal Sole verso lo spazio, di particelle cariche: protoni, elettroni e una piccola percentuale (circa il 5%) di Elio ionizzato. Il vento solare ha una velocita che varia dai 300 fino a oltre 1000 Km/s durante eventi transitori. La sua densità è molto bassa, vicino alla Terra è soltanto di 5 unità per Cm3 ma, anche se molto rarefatto, il vento solare ha comunque una forza di spinta in grado di far piegare la coda delle comete in direzione opposta al Sole e, riesce a  distorcere il campo magnetico dei pianeti allungandolo e conferendo loro la tipica forma a goccia.

Eliosfera ed Eliopausa

Eliosfera ed EliopausaSi definisce Eliosfera la regione di spazio in torno al Sole che viene riempita dal vento solare e dal suo campo magnetico. Sulla base delle misurazioni effettuate dalle due sonde Voyager1 e Voyager2 che, nel 2007 e nel 2008 hanno attraversato il limite eliosferico, la sua dimensione stimata è di 100 UA, anche se, si pensa che possa variare a seconda della velocità del vento solare e della densità locale del mezzo interstellare. Inoltre s’ipotizza che, come per i campi magnetici dei pianeti, possa avere una forma allungata, con la parte più piccola sul lato che si trova “davanti” rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia.

L’eliopausa, dato il suo spessore piccolissimo in rapporto al suo diametro, si considera come la “superficie spaziale” dove cessa di espandersi il vento solare. Oltre di essa, lo spazio non risente più dell’influsso elettromagnetico del Sole e si considera spazio interstellare.

Tra l’eliosfera e l’eliopausa, c’è uno strato chiamato Termination Shock. Qui, le particelle del vento solare che viaggiavano a velocità supersoniche, vengono rallentate fino a raggiungere delle velocità subsoniche a causa delle iterazioni con il mezzo interstellare. Allo stesso modo, per il mezzo interstellare, questa zona di transizione si trova subito dopo l’eliopausa e prende il nome di Bow Shock.

Fenomeni Solari

Brillamento Solare

Brillamenti Solari

Protuberanze Solari

Protuberanze Solari

Macchie Solari

Macchie Solari

Facole

Facole
Brillamenti Solari

Chiamati anche Flare, non sono altro che delle tremende esplosioni sulla superficie del Sole. Essi, si verificano solitamente lungo le linee di confine tra campi magnetici diretti in verso opposto. Queste esplosioni scagliano verso la Terra enormi quantità di energia e, a secondo della loro luminosità ai raggi X, vengono classificati in 5 categorie: A, B, C, M, o X in cui, le prime tre classi non hanno effetti sulla Terra se non un aumento delle aurore boreali o australi, mentre, le ultime due, possono avere conseguenze significative sulle nostre attività, ad esempio provocando dei black out radio mandando in tilt le telecomunicazioni e costituiscono inoltre una minaccia per gli astronauti impegnati nelle missioni spaziali.

Protuberanze Solari

Sono grandi nubi filamentose di plasma che s’innalzano, seguendo le linee del campo magnetico, dalla cromosfera penetrano nella corona solare per migliaia di chilometri. Vengono classificate in due categorie: Eruttive (o Attive) caratterizzate da estrema violenza e breve durata oppure, Quiescenti se hanno un attività moderata e durano per diverse settimane.

Le Macchie Solari

Questo strano fenomeno, appare sulla superficie luminosa della fotosfera, come un insieme di zone scure. In realtà però, non sono proprio nere ma emettono luce anch’esse, basti pensare che, il gas al loro interno raggiunge una temperatura di circa 4.000°K. Tuttavia, appaiono nere per il forte contrasto con il resto della superficie solare dove il gas ha una temperatura di quasi 6.000°K e quindi molto più luminoso.

La zona nera di una macchia, chiamata ombra, è spesso circondata da una regione meno scura chiamata penombra caratterizzata da una struttura a filamenti disposti a raggiera.

Le macchie hanno una vita variabile da qualche giorno a qualche mese, e, variabile nel tempo, è anche la posizione e la quantità delle macchie sul disco solare. In effetti, da tutte le osservazioni fatte da più di due secoli, si è riscontrato che il numero massimo di macchie osservabili si ripete con un periodo di 11,1 anni. A questo periodo viene dato il nome di periodo undecennale dell’attività solare. Si assume come epoca d’inizio di un ciclo la fase in cui il numero di macchie solari è quasi nullo.

Facole

Tutt’attorno alla regione occupata da un gruppo di macchie, si osserva molto spesso una zona dalla luminosità più elevata di quella media del disco solare. Questa zona, dai bordi irregolari, prende il nome di Facola e si ritiene che siano il prodotto del surriscaldamento subito dal plasma solare laddove sussistono confluenze magnetiche.

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