Il Nostro Sole

Corso di astronomia per tutti
Il Nostro Sole
Ing. Claudio Costa
Carocicosta.it
[email protected]
Diametro: 1,4 milioni di Km (~110000 volte la Terra)
Volume: 1,4 miliardi di miliardi di miliardi di m³
Massa: 2000 miliardi di miliardi di miliardi di kg (~10.000.000 volte la Terra)
Temperatura superficiale: 5.778 K
Temperatura del nucleo: ~15.7 milioni K
Luminosità: 0,4 miliardi di miliardi di miliardi di W
Età stimata: 4,6 miliardi di anni
Molte cose sulle stelle le abbiamo
imparate studiando proprio l’unica
che possiamo vedere bene: il nostro
Sole!
La superficie solare è tanto
splendente (si chiama per questo
fotosfera) che dobbiamo usare filtri
speciali per riuscire a guardarla
senza perdere la vista!
Terra
Il Sole, come tutte le stelle, è una
sfera di gas, o meglio di plasma (gas con
elettroni liberi) nella maggior parte dei
casi, per il 75% Idrogeno e per il
rimanente 25% Elio con tracce
piccolissime di altri elementi
È un gas molto caldo e quindi luminoso:
anche le stelle più fredde hanno infatti
temperature in superficie di circa
2.000 gradi
E’ proprio per questo che le stelle
riescono a vivere molto a lungo
mantenendo un equilibrio idrostatico
tra:
•
•
la gravità, che vuole comprimerlo
la pressione prodotta dai moti
frenetici delle particelle gassose,
scaldate a temperature di milioni di
gradi dalle reazioni nucleari che
avvengono al centro, che spinge il
gas dal centro verso l’alto e tende a
disperderlo nello spazio
Inoltre il Sole è
anche in equilibrio
termico: l’energia
che esce dalla loro
superficie è uguale
a quella che viene
prodotta nel centro
Una stella si
stabilizza quando la
sua dimensione è
tale che la
superficie è
sufficientemente
grande da
permettere di
dissipare tutta
l’energia prodotta
all’interno
La compressione dovuta alla
gravità fa sì quindi che la sfera
di plasma diventi via via più
calda e densa andando verso il
centro
Qui le temperature raggiungono i
15 milioni di gradi
A quella temperatura, i nuclei di
idrogeno, i protoni, che sono
dotati di carica elettrica
positiva che per la forza
elettromagnetica tenderebbero
a respingersi, sono invece
costretti a collidere tra di loro a
causa del prevalere di un’altra
forza detta Interazione Forte
L’interazione forte, che opera
quando i protoni sono vicinissimi,
rende possibile la fusione
dell’idrogeno in Elio secondo lo
schema rappresentato qui a lato
detto ciclo protone-protone
Per ogni reazione del ciclo vengono
anche generati due fotoni gamma e
due neutrini e due positroni
Quindi nel Sole (e allo stesso modo
in tutte le altre stelle) è presente
un enorme reattore nucleare a
fusione in cui gli stati esterni meno
caldi agiscono come un guscio che
impedisce l’esplosione della stella
Calcolando quanto idrogeno c’è nel
Sole e osservando la quantità di
energia prodotta si arriva a capire
che esso ha potuto splendere
praticamente più o meno stabilmente
per almeno 5 miliardi di anni
Questo spiega come mai sulla Terra
siano stati trovati batteri fossili
che risalgono a 3 miliardi di anni fa
Nel corso di tutto questo tempo, le
condizioni climatiche non debbono
essere cambiate di molto,
altrimenti la vita avrebbe avuto
grossi problemi a evolversi
E dato che il clima terrestre è
regolato dalla quantità di luce
solare, è chiaro che da quel
momento a oggi la nostra stella
deve essere rimasta
sostanzialmente stabile
Oggi, nel nucleo, rimane ancora
abbastanza idrogeno da convertire
in Elio per mantenere le reazioni
stabili almeno per un altro miliardo
di anni
La fusione avviene solo nella
parte centrale, il nucleo
Attorno al nucleo c’è una
regione detta radiativa, in
cui il calore prodotto nel
nucleo si propaga verso le
zone più esterne per
radiazione diretta
Ancora più all’esterno c’è la
zona convettiva, quella i cui
strati si rimescolano
Ora, vista la grande densità
di materia nel Sole, ciascun
fotone (raggio g) prodotto
nelle reazioni impiega 1
milione di anni a uscire dalla
superficie!
Ma a causa dei continui urti con i protoni presenti all’interno
del Sole, che gli fanno perdere energia, quando riesce a
sbucare dalla fotosfera, la sua lunghezza d’onda è nel
visibile
Sulla superficie del Sole spesso possiamo scorgere delle zone scure: sono le macchie solari
Appaiono scure perché sono leggermente più fredde delle regioni circostanti
A volte le loro dimensioni
sono impressionanti
come nel caso di questa
comparsa nell’ottobre
2014
La fotosfera
solare, osservata
ad alta risoluzione,
presenta una
struttura
granulare, detta «
a grani di riso»:
quelle che vediamo
sono le «celle
convettive»
ovverro le sommità
di colonne di
plasma ascendenti
(chiare) e
discendenti (scure)
dovuto al
riscaldamento del
plasma solare
Questa è una
ripresa accelerata
della dinamica della
granulazione della
fotosfera
Questo è invece un
modello al
computer della
granulazione della
fotosfera: si vede
l’evoluzione di
ciascuna delle celle
convettive
Gli strati al di sopra della fotosfera
costituiscono l'atmosfera solare e
risultano visibili a tutte le lunghezze
d'onda dello spettro
elettromagnetico, dalle onde radio ai
raggi gamma passando per la luce
visibile
Gli strati sono, in ordine: la
cromosfera, la zona di transizione, la
corona e l'eliosfera: quest'ultima,
che può essere considerata la tenue
prosecuzione della corona, si estende
sin'oltre la Fascia di Kuiper, fino
all'eliopausa, dove forma una forte
onda d'urto di confine (bow shock)
con il mezzo interstellare
La cromosfera, la zona di transizione
e la corona sono molto più caldi della
superficie solare; la ragione di questo
riscaldamento resta tuttora
sconosciuta
Qui si trova anche lo strato più freddo del
Sole: si tratta di una fascia chiamata regione
di minima temperatura (temperature minimum
in inglese), posta circa 500 km sopra la
fotosfera: quest'area, che ha una
temperatura di 4000 K, è sufficientemente
fredda da consentire l'esistenza di alcune
molecole, come il monossido di carbonio e
l'acqua, le cui linee di assorbimento sono ben
visibili nello spettro solare
Al di sopra della fotosfera si trova una
sottile fascia spessa circa 2000 km,
chiamata cromosfera (dal greco χρῶμα,
χρώματος - chroma, chromatos -, che
significa colore) a causa dei suoi
brillamenti colorati visibili subito prima
e subito dopo le eclissi totali di Sole
È un sottile involucro costituito da gas
rarefatto che appare di colore
rossastro; in realtà, lo strato è
trasparente
La colorazione rossastra è dovuta agli
atomi di idrogeno, che alle più basse
pressioni della cromosfera emettono
radiazioni di tale colore
La cromosfera è interessata da diversi
fenomeni emissivi di origine magnetica,
come le spicule e le protuberanze
solari
La temperatura nella cromosfera
aumenta gradualmente man mano che ci
si allontana dalla stella, raggiungendo i
100 000 K negli strati più esterni
Il sole emette continuamente getti di plasma che vengono denominati protuberanze e che
si possono osservare bene in «luce d’idrogeno», cioè isolando la radiazione che proviene
dall’idrogeno presente nella cromosfera
Qui vedete alcuni splendidi disegni eseguiti da Padre Angelo Secchi all’Osservatorio del
Collegio Romano nell’Ottocento usando una spettroscopio collegato al telescopio
Qui invece uno splendido disegno dell’intero
bordo visibile allo spettroscopio di Pietro
Tacchini a Catania, sempre nell’Ottocento: la
cosiddetta «prateria infuocata» di Padre
Secchi
Oggi questi fenomeni li osserviamo con piccoli
telescopi dedicati come questo mio: un apposito
filtro lascia passare solo la luce emessa
dall’idrogeno della cromosfera solare a 563 nm
Ma meglio ancora, tramite il telescopio posto sul satellite denominato
Solar Dynamics Explorer (SDO) in orbita da parecchi anni e dotato di
filtri che permettono di osservare il Sole nei diversi intervalli di
frequenza dove avviene l’emissione del plasma: qui vedete un filmato
con le immagini ottenute attraverso i differenti filtri
Le esplosioni solari, denominate «flare» o brillamenti, talvolta proiettano enormi getti di
idrogeno a milioni di km dalla superficie solare
Questo filmato riassume i primi cinque anni di attività dello SDO
Il moto turbolento del plasma e delle
particelle cariche della zona convettiva
generano un potente campo magnetico,
caratterizzato da poli appaiati (nord e
sud) disposti lungo tutta la superficie
solare
Il campo inverte il proprio verso ogni
undici anni, in corrispondenza del massimo
del ciclo solare
Il campo magnetico solare è all'origine di
diversi fenomeni che prendono
complessivamente il nome di "attività
solare"; tra essi si annoverano le macchie
fotosferiche, i flare (o brillamenti) e le
variazioni nell'intensità del vento solare,
che diffonde materia attraverso il
sistema solare
La rotazione differenziale della stella
causa una forte deformazione delle linee
del campo magnetico, che appaiono
aggrovigliate su sé stesse; su di esse si
dispone il plasma delle eruzioni solari, che
vanno a formare vasti anelli di materia
incandescente, noti come anelli coronali
Le deformazioni delle linee di campo danno
luogo alla dinamo e al ciclo undecennale
dell'attività solare, durante il quale l'intensità
del campo magnetico subisce delle variazioni
L'interazione tra il campo magnetico solare ed
il plasma del mezzo interplanetario crea una
corrente eliosferica diffusa, ossia un piano
che separa regioni in cui il campo magnetico
converge in direzioni diverse
Quando il Sole si trova in una fase molto attiva emette grandi quantità di particelle e di
pericolose radiazioni, che invadono il sistema solare e arrivano a colpire anche l’atmosfera
della Terra
I primi a soffrirne sono i satelliti artificiali, che possono andare in avaria
E anche gli astronauti corrono dei rischi: quando il Sole è molto attivo è meglio che rimangano
chiusi dentro la Stazione Spaziale senza fare passeggiate all’esterno
Però c’è anche un aspetto positivo: quando l’attività solare è elevata diventano più frequenti le
aurore polari, prodotte dallo scontro tra le particelle emesse dal Sole e il campo magnetico
terrestre
Lo strato più esterno è la corona solare, che normalmente non è visibile ma lo diventa in
occasione delle eclissi totali di Sole e che si estende nello spazio per decine di milioni di
chilometri in modo molto tenue
È costituita da
plasma a
elevatissima
temperatura (oltre
un milione di kelvin)
Essendo il plasma
molto rarefatto, la
temperatura non è
da intendersi nel
significato
convenzionale; si
parla in questo caso
di temperatura
cinetica
Gli strati interni
della corona hanno
una densità 100
miliardi inferiore a
quella dell’atmosfera
terrestre al livello
del mare
Il Sole
Un disegno della corona solare eseguito
da Pietro Tacchini in occasione
dell’eclissi del 22 Dicembre del 1870 in
Sicilia
Un’eclissi totale di Sole è uno spettacolo unico: nessun video può rendere l’emozione dello
spettacolo reale; tuttavia, per darvi una pallida immagine di quello che accade ecco un video
ripreso da Lorenzo Comolli durante l’eclissi del Marzo del 2006
Il Sole