Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)
Osservatorio Astrofisico di Catania
Università degli Studi di Catania
Dipartimento di Fisica e Astronomia - Sezione
Astrofisica
Il Sole
Scheda didattica realizzata in occasione della “XVII° Settimana della Cultura
Scientifica e Tecnologica” - Marzo 2007
G. Cutispoto(1), V. Battiato(1), C. De Martino(2), S. Guglielmino(2),
G. Leto(1), I. Pagano(1), P. Romano(1), D. Spadaro(1), G. Strazzulla(1),
F. Zuccarello(2)
(1)
INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania
(2)
Università degli Studi di Catania, Dipartimento di Fisica e Astronomia –
Sezione Astrofisica
Rapporti interni e tecnici
N.1 / 2007
Attenzione, il Sole non va mai osservato direttamente
senza opportune protezioni per gli occhi
Il Sole
Il Sole è una stella dotata di un sistema planetario. Il Sole è una sfera gassosa, non ha, a
differenza della Terra, una superficie solida; la sua densità media è solo 1,4 volte quella
dell‟acqua.
L‟elemento chimico più abbondante nel Sole è l‟Idrogeno, che costituisce il 73% della
massa; segue l‟Elio con il 25%. Tutti gli altri elementi ammontano solo al 2% della massa
del Sole.
Sole
Terra
Il Sole è il corpo più grande del Sistema Solare. Nella figura le dimensioni del Sole e dei
pianeti sono in scala, le reali distanze dei pianeti dal Sole sono invece enormemente
maggiori di quanto mostrato.
Diametro e Massa
Il diametro del Sole è 109 volte il
diametro della Terra.
La massa dell‟insieme di tutti i pianeti
del Sistema Solare è meno dell‟1% della
massa del Sole.
Sole
Terra
Diametro del Sole = 1.392.000 km
Le stelle più grandi hanno massa fino a
80 volte quella del Sole, le stelle più
piccole hanno una massa limite di circa
l‟8% di quella solare.
I diametri delle stelle possono variare
tra un massimo di circa 1000 volte quello
del Sole e un minimo, per le cosiddette
“stelle di neutroni”, dell‟ordine di 20 km.
Gruppo di macchie
Distanza media Sole –Terra = 149.597.870 km
Osservazione del Sole
Fotosfera
Soltanto l‟atmosfera solare (un sottile e tenue
guscio di gas che circonda il Sole) è osservabile
direttamente.
La struttura interna del Sole è stata dedotta
dalla teoria della struttura delle stelle e dallo
studio delle “oscillazioni” e dei “neutrini”.
Macchia
I diversi strati atmosferici (dall‟interno verso
l‟esterno) sono denominati: Fotosfera, Cromosfera
e Corona.
La Fotosfera
E‟ la regione che produce la maggior parte della radiazione
emessa dal Sole ed in particolare quasi tutta quella a cui i
nostri occhi sono sensibili; ha uno spessore medio di circa
600 km e la sua temperatura è di circa 5780 K. Le
strutture più appariscenti della Fotosfera sono le macchie.
Osservando la Fotosfera è possibile notare la
“granulazione”, un alternarsi di zone brillanti (con dimensioni
di circa 1000 km) circondate da regioni più scure. La
granulazione è il risultato della presenza di “moti convettivi”
sotto la Fotosfera.
Le macchie solari
Sono le strutture più appariscenti della Fotosfera e sono
generate dal campo magnetico del Sole, la loro
temperatura è compresa tra 3800 K (ombra) e 4800 K
(penombra).
Le macchie si presentano quasi sempre in coppia o in
“gruppi” (“regioni attive”). I gruppi di macchie hanno
tempi di vita compresi tra un minimo di 1-2 giorni e un
massimo di circa 2 mesi.
I gruppi di macchie più grandi possono avere dimensioni
dell‟ordine di 200.000 km.
Osservando la posizione delle macchie giorno dopo giorno
è possibile misurare con buona precisione la rotazione del
Sole.
Il Sole ruota in modo “differenziale”, il periodo di
rotazione è più breve all‟equatore (circa 26 giorni) e più
lungo in prossimità dei poli (circa 36 giorni).
Ombra
Penombra
Gruppo di
macchie
La Cromosfera
E‟ una regione, con spessore di circa 3.000 km, che si
estende sopra la Fotosfera, Nella Cromosfera la
temperatura cresce verso l‟esterno da circa 4300 K a
15.000 K.
Le strutture più evidenti sono le “protuberanze” ad arco,
formate da gas con temperatura di circa 20.000 K, e
regioni brillanti dette “facole”. Le protuberanze più
grandi hanno dimensioni paragonabili al raggio solare.
Per osservare la Cromosfera occorre utilizzare appositi
filtri per bloccare la luce, molto più intensa, della
Fotosfera.
Protuberanza
Buco coronale
La Corona
E‟ la regione più esterna del Sole e si estende per
milioni di km. Emette in prevalenza radiazione UV e
Raggi X, la sua temperatura supera i 2.000.000 K.
Le strutture più evidenti sono le “regioni brillanti” e i
“buchi coronali”.
Numero di macchie
Da Terra è possibile osservarla solo durante le
eclissi totali di Sole o con i “coronografi”; dallo
spazio è osservabile senza limitazioni.
Media annuale del numero di macchie 1610-2005
Il Ciclo Solare
Il numero di macchie visibili
in Fotosfera segue un ciclo
della durata di circa 11 anni.
Minimo di
Maunder
Anno
Al “massimo di attività” la
Fotosfera può essere
coperta da macchie per
quasi l‟1% della sua
superficie. Al “minimo di
attività” la Fotosfera può
presentarsi
priva
di
macchie per settimane.
La Fotosfera solare al massimo di “attività”
La Fotosfera solare al minimo di “attività”
Il ruolo del Campo Magnetico
I gruppi di macchie si formano in Fotosfera, in
corrispondenza delle regioni dove il campo
magnetico presente nell‟interno del Sole
“emerge” .
loop
Corona
Sopra le macchie, dalla Cromosfera fino alla
Cromosfera
Corona, si formano delle strutture ad arco
Fotosfera
dette “loop”.
macchie
In Fotosfera le “regioni attive” appaiono scure,
pèrché sono più fredde delle regioni
circostanti.
In Cromosfera e in Corona le “regioni attive”
appaiono invece come zone più brillanti, perché
più calde delle regioni circostanti.
Linee di forza del campo magnetico
Immagini simultanee della Fotosfera e
della Cromosfera del Sole ottenute il
29 Marzo 2001
Attività della Corona solare
Il Ciclo di attività di 11 anni è
presente in tutta l‟atmosfera
solare, dalla Fotosfera alla
Corona, come è stato possibile
evidenziare anche grazie alle
immagini ottenute dai telescopi
spaziali che hanno studiato il
Sole negli ultimi 20 anni.
Minimo di “attività”
Massimo di “attività”
Immagini in raggi X della Corona solare
ottenute dal 1992 al 1999 dal satellite
Yohkoh (Giappone – USA – UK)
La struttura interna
L‟interno del Sole non è osservabile
direttamente, la sua struttura è stata
ricavata dalla teoria e dallo studio delle
“oscillazioni” e dei “neutrini” solari.
zona convettiva
L‟interno del Sole può essere suddiviso in tre
parti: il “nucleo”, la “zona radiativa” e la “zona
convettiva”, la parte superiore di quest‟ultima
coincide con la parte inferiore della
Fotosfera.
nucleo
La temperatura del Sole aumenta dalla
Fotosfera verso l‟interno, il nucleo ha una
temperatura di circa 15.000.000 K e una
densità di circa 160 g/cm3.
zona radiativa
La “fusione” dell’Idrogeno
Il Sole produce energia nel nucleo tramite reazioni di
fusione nucleare. Nel nucleo del Sole la temperatura è
così alta da permettere la reazione di “fusione”
dell‟Idrogeno: quattro atomi di Idrogeno si uniscono e
formano un atomo di Elio (catena protone-protone).
La massa di quattro atomi di Idrogeno è però maggiore
di quella di un atomo di Elio. La massa “mancante” si
trasforma in energia secondo la relazione: E = Dm c2.
L‟energia prodotta nel nucleo viene trasportata verso
l‟esterno ed emessa nello spazio dalla Fotosfera.
Energia prodotta dal Sole
Ogni secondo il Sole produce 4 · 1026 Joule (è l‟energia che sarebbe prodotta in un
anno da 2,5 miliardi delle più grandi centrali elettriche costruite dall‟uomo) .
Per far ciò, ogni secondo nel nucleo del Sole 564,5 milioni di tonnellate di Idrogeno
vengono convertite in 560 milioni di tonnellate di Elio. Quindi ogni secondo nel nucleo
del Sole “scompaiono” 4,5 milioni di tonnellate di materia.
Una moderna nave da crociera stazza circa 100.000
tonnellate. Ogni secondo nel nucleo del Sole “scompare”
l‟equivalente in massa di 45 di queste navi.
Il Sole produce energia da circa 5 miliardi di anni e ha nel
nucleo Idrogeno sufficiente per mantenere le reazioni di
fusione al ritmo attuale per altri 5 miliardi di anni.
Glossario
Coronografo. Il coronografo è uno strumento astronomico introdotto nel 1930
dall'astronomo Bernard Lyot per osservare la corona solare. E‟ un telescopio in cui il
percorso della luce del Sole è ostruito da un cono posto su una lente di campo. Questo
schema ottico consente di generare una sorta di eclisse artificiale e permette di
osservare regioni della parte più esterna del Sole che altrimenti non risulterebbero
visibili a causa dell‟enorme brillanza della Fotosfera.
Moti Convettivi. La convezione è uno dei tre meccanismi esistenti in natura per condurre
il calore; nel Sole è un meccanismo molto efficiente negli strati sottostanti la Fotosfera.
Bolle di gas caldo provenienti dall‟interno salgono verso la Fotosfera dove cedono calore, si
raffreddano, per poi ritornare verso l‟interno. Questi moti, simili a quelli che si producono
in una pentola d'acqua in ebollizione, danno origine alla granulazione della Fotosfera.
Neutrino. Particella elementare priva di carica elettrica e di massa molto piccola (da
100.000 a 1 milione di volte inferiore a quella dell'elettrone). Per le loro caratteristiche i
neutrini interagiscono debolmente e possono muoversi con grande facilità attraverso la
materia. Ogni secondo, ogni centimetro quadrato della superficie della Terra è
attraversato da più di 60 miliardi di neutrini prodotti dalle reazioni di fusione nucleare
dell‟Idrogeno che avvengono nel nucleo del Sole. L'esistenza del neutrino venne postulata
nel 1930 da Wolfgang Pauli; il nome neutrino fu invece coniato da Enrico Fermi come
diminutivo di neutrone.
Oscillazioni stellari. Deformazioni periodiche della Fotosfera a cui sono associate
piccolissime variazioni di luminosita„. Le oscillazioni di una data frequenza contengono
informazioni sulle caratteristiche fisiche di una particolare zona all‟interno della
stella. L'asterosismologia, studia queste oscillazioni e ci permette quindi di sondare
l‟interno delle stelle.
Stella di Neutroni. E‟ uno degli stadi finali dell'evoluzione stellare. Si può formare nelle
esplosioni di supernova come residuo collassato di una stella di grande massa. Una tipica
stella di neutroni ha un diametro dell‟ordine di 10-20 km, ma una massa compresa tra un
minimo di 1,4 volte quella del Sole e una massimo di 3 volte quella del Sole. Le stelle di
neutroni ruotano molto rapidamente, le più rapide possono effettuare fino a 30 rotazioni
al secondo.
Zona Convettiva. E‟ la regione del Sole che si estende dalla base della Fotosfera verso
l‟interno, per circa un terzo del raggio solare, in cui sono presenti i Moti Convettivi. Alla
base della Zona Convettiva la temperatura del gas è di circa 2.000.000 K.
Zona Radiativa. E‟ la regione del Sole immediatamente esterna al Nucleo. Si estende da
circa ¼ ai 2/3 del raggio del Sole. In questa regione l‟energia è trasportata per
irraggiamento. I fotoni prodotti nel nucleo urtano le particelle di plasma, rimbalzando
caoticamente da un punto ad un altro. A causa di questi innumerevoli urti i fotoni, sebbene
viaggino alla velocità della luce, possono impiegare milioni di anni prima di riuscire a
raggiungere la base della Zona Convettiva. Nella Zona Radiativa la temperatura diminuisce
verso l‟esterno da 7.000.000 K fino a circa 2.000.000 K.
Alcune delle immagini contenute in questa dispensa sono tratte da siti web
pubblici: si ringraziano in particolare la NASA (National Aereonautics and Space
Administration),
l’ESA
(European
Space
Agency),
l’ESO
(European
Southern
Observatory) e il NOAO (National Optic Astronomical Observatory) per averne
permesso la riproduzione.
Pagina web dell’Osservatorio Astrofisico di Catania: http://www.oact.inaf.it
Pagina web delle attività divulgative: http://www.oact.inaf.it/visite/
Per informazioni scrivere a: [email protected]
