Sole (2888)

Introduzione

In questi ultimi decenni i dati raccolti da numerosi osservatori, che in varie parti del mondo

tengono costantemente sotto controllo il Sole, e le informazioni ottenute attraverso strumenti ad alta

sensibilità messi in orbita sopra lo schermo opaco dell'atmosfera terrestre, hanno permesso di

individuare la struttura esterna del Sole, quella visibile; le leggi della Fisica, hanno invece

consentito di ricostruirne la struttura interna.

Per comodità possiamo suddividere la struttura del Sole in una serie di involucri concentrici, pur

tenendo presente che, essendo tutti gassosi, non esistono tra di essi limiti precisi. Distinguiamo, in

tal modo, l'interno del Sole (formato a sua volta da un nucleo avvolto da una zona radiativa), che

racchiude quasi tutta la massa solare e che non è accessibile, come già ricordato, all'osservazione

diretta; la superficie visibile (fotosfera), e la sua atmosfera (distinta in due strati: cromosfera e

corona). Figura 2 (Il Sole in orbita con gli altri pianeti)

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Il Sole è una stella di sequenza principale (la sequenza principale è una struttura evolutiva nel

diagramma stellare Hertzsprung-Russell(Fig. 2) che identifica la fase in cui le stelle producono

energia, bruciando idrogeno in elio nel nucleo, tramite reazioni nucleari.), di tipo spettrale G2 (una

nana gialla), poco più grande e calda di una stella di media grandezza, ma molto più piccola di una

gigante blu o di una rossa. Una stella di tipo G2, prima di esaurire completamente tutto il suo

combustibile, ha una vita di circa 10 miliardi di anni, ed attualmente il sole ha un'età, stimata grazie

agli studi sulla nucleocosmologia, di circa 5 miliardi di anni.

Figura 3

Classificazione stellare

Le stelle sono classificate con una lettera e un numero in base alla natura delle loro linee spettrali,

che è correlata grosso modo alla temperatura superficiale. Le classi sono: O, B, A, F, G, K e M; le

stelle di classe O sono le più calde, quelle di classe M le più fredde. I numeri sono semplicemente

suddivisioni delle classi maggiori. Le classi sono messe male in sequenza perché sono state assegnate

tanto tempo fa, prima che si comprendesse la relazione con la temperatura. Le stelle di classe O e B

sono rare ma molto luminose, quelle di classe M sono numerose ma fioche. Il Sole è una stella di

classe G2. Skuola.net 3

by Il nucleo

Il nucleo solare è la parte più interna del Sole, e di conseguenza la più calda (circa 15 milioni

di gradi Kelvin). Al suo interno si svolgono le reazioni di fusione nucleare, responsabili della

produzione d’energia del Sole, del suo risplendere e in definitiva del sostentamento della vita sulla

Terra.

Il nucleo è la parte meno conosciuta del Sole, nascosta com'è all'osservazione diretta. Gli indizi

migliori sul suo stato vengono dall'eliosismologia, che sfrutta le vibrazioni del Sole, e dall'analisi

dei neutrini emessi dalle reazioni di fusione, che possono arrivare indisturbati fino a noi. Oltre a

questi, altri dati come la produzione d’energia totale e la composizione chimica della superficie del

Sole pongono stretti limiti ai modelli teorici possibili.

Tale nucleo ha ora un raggio di circa 150.000 km: l'energia in esso prodotta si trasmette verso

l'esterno con un processo di radiazione che interessa l'involucro gassoso circostante per uno

spessore di circa 500.000 km, chiamato zona radiativa, in cui gli atomi dei gas assorbono ed

emettono energia, ma, per la minor temperatura, non danno luogo a reazioni nucleari. Alla

profondità, rispetto alla superficie del Sole, di circa 130.000 km i gas, per la minore pressione,

diventano meno stabili e s’innescano giganteschi movimenti convettivi (ricordiamo che si chiamano

così tutti i movimenti di materia che sale e scende secondo tragitti ciclici attivati da differenze di

temperatura). Il trasporto d’energia avviene quindi per convezione e quest’involucro di gas più

esterno (con pressioni e temperature minori) è chiamato zona convettiva: la parte sommitale delle

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grandi celle convettive è direttamente osservabile e forma la superficie luminosa del Sole. La

trasformazione d’idrogeno in elio è in atto nel Sole da almeno 5 miliardi d’anni, ma la quantità

d’idrogeno del nucleo è tale che occorreranno altri 5 miliardi d’anni perché il nucleo diventi tutto

d’elio e la combustione nucleare si arresti. Interverranno allora altre trasformazioni, che segneranno

l'inizio della fine della nostra stella, destinata a divenire una gigante rossa.

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by La fotosfera

La fotosfera è l'involucro che irradia quasi tutta la luce solare e corrisponde, quindi, al disco

luminoso del Sole. Quella che vediamo, in realtà, è solo la parte sommitale dell'involucro di gas

incandescente che costituisce l'intera zona convettiva, il cui spessore è di circa 130 000 km: la

trasparenza di tali gas, infatti, non è totale e l'osservazione con i normali telescopi non può

penetrare per più di 300-400 km, perciò quest'ultimo è anche lo spessore dell'involucro luminoso.

La superficie della fotosfera non è liscia ma presenta, su un fondo meno chiaro, una struttura a

granuli brillanti (granulazione). Ogni granulo dura solo pochi minuti, ma il movimento di tutti i

granuli fa sembrare la superficie della fotosfera in continua ebollizione.

Figura 4 (Fotosfera).

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Le macchie solari

La superficie brillante della fotosfera non è omogenea, ma appare costellata, con una certa

periodicità, da macchie solari, continuamente variabili per dimensioni, per forma e, soprattutto, per

numero. Sono piccole aree scure, depresse rispetto alla superficie circostante, nelle quali si

distingue una zona centrale più scura (ombra) circondata da una fascia più chiara (penombra). In

realtà tali strutture appaiono scure solo per contrasto con la fotosfera, rispetto alla quale la loro

luminosità è ridotta a 1/3. Sono punti "freddi" della foto-sfera: la loro temperatura è, infatti, di quasi

4 300 K, quindi circa 1 500 K inferiore a quella della superficie solare.

Le macchie appaiono in genere a gruppi, raramente sono isolate, e hanno all'inizio un diametro

di circa 1 600 km. In ognuno di tali gruppi si osserva una regolare evoluzione: per un certo tempo

dopo la loro comparsa, le macchie aumentano di dimensioni e di numero, poi cominciano a ridursi

fino ad estinguersi, mentre nascono e si sviluppano altri gruppi di macchie. In media i singoli gruppi

di macchie hanno una vita di una settimana, ma una piccola percentuale di essi (circa il 2%) può

continuare a svilupparsi fino a raggiungere, nell'arco di parecchi mesi, diametri di 100.000 km

(quasi 10 volte quello della Terra): sono queste le macchie visibili ad occhio nudo, già osservate

prima di GALILEO. Figura 5 (Macchie solari)

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L'osservazione sistematica della superficie solare ha mostrato altre due caratteristiche molto

interessanti delle macchie. La prima è che il loro numero non è costante, ma passa da valori minimi

(che arrivano fino all'assenza di macchie) a valori massimi, con una periodicità che ha permesso di

individuare un ciclo di 11 anni. La regolarità dei cicli delle macchie solari a volte si interrompe: tra

il XVII e il XVIII secolo vi furono 34 anni con macchie e 70 senza: durante questa inattività

scomparvero anche altri fenomeni che interessano la Terra, come le aurore boreali, la cui origine è

in qualche modo legata alle macchie solari.

L'altra caratteristica interessante delle macchie solari, nella quale probabilmente è la chiave per

interpretare la natura e l'origine di tale complessa attività, è che alle grandi macchie è associato un

forte campo magnetico (fino a 10.000 volte più intenso di quello terrestre).

Figura 6 (Macchie solari: particolare )

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by Cromosfera

La cromosfera è un involucro trasparente di gas incandescente che avvolge la fotosfera, con uno

spessore di circa 10.000 km. E' visibile per un breve tempo durante un'eclissi totale di Sole, quando

la Luna nasconde completamente il disco della fotosfera: la cromosfera appare allora come un

sottile alone roseo, il cui bordo esterno è sfrangiato in numerose punte luminose (spicole). Le

spicole hanno un diametro di 1.000 km e s’innalzano, con una velocità tra 20 e 50 km/s, fino a

10.000 km d’altezza: esse appaiono come un prolungamento verso l'alto dei moti turbolenti dei

granuli della fotosfera. Occorrono speciali strumenti per poter vedere la cromosfera del sole, a causa

della fortissima luminosità della fotosfera sottostante, ma il suo colore rossastro può essere

osservato durante un'eclissi totale oppure in luce filtrata, come l'H-alpha.

La cromosfera è, in pratica, uno strato di transizione a bassa temperatura tra la fotosfera e la corona.

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by Corona

La corona è la parte più esterna dell'atmosfera solare ed è formata da un involucro di gas ionizzati

(i cui atomi, in altre parole, sono elettricamente carichi) sempre più rarefatti man mano che ci si

allontana dalla sottostante cromosfera. La sua luminosità è così bassa che la corona si può osservare

direttamente solo durante un'eclissi totale, quando assume l'aspetto di un tenue alone con una

luminosità pari a metà di quella della Luna piena: tale luminosità decresce regolarmente fino a circa

17 milioni di chilometri dal Sole.

Nella parte estrema della corona le particelle ionizzate hanno velocità sufficienti per sfuggire

all'attrazione gravitazionale del Sole e si disperdono perciò nello spazio come vento solare. Questo

continuo flusso di particelle, che in certi momenti è notevolmente rafforzato da particolari aspetti

dell'attività solare, interagisce in modo anche vistoso con i corpi celesti che incontra nella sua

propagazione. Skuola.net 10

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