IL SOLE - e-Learning Zanon

LEZIONI DI SCIENZE DELLA NATURA – IL SOLE
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IL SOLE
1. FORMAZIONE DEL SOLE
La contrazione della nebulosa primitiva
determinò la rotazione dell’intera massa
intorno ad un asse centrale. A causa
dell’aumentata velocità di rotazione,la
nebulosa assunse una forma schiacciata,
simile a quello di un disco rigonfio al centro
(Fig.1a). Nelle fredda periferia della
nebulosa l’aumentata densità favorì le
collisioni fra le particelle di polvere e ghiacci
(Fig. 1b). Il risultato fu la con crescenza di
questi corpi (Fig. 1c). Per attrazione
gravitazionale i detriti si unirono formando
corpi di dimensioni sempre maggiori. I corpi
di dimensioni attorno a un millimetro si
unirono
formando
corpi
grandi
un
centimetro; molti di questi si unirono
formando corpi delle dimensioni di un metro
e così via. (Fig.2). Ebbero origine così i
pianeti.
I pianeti erano distribuiti sul piano del
disco, a distanze crescenti dal Protesole:
Procedendo
verso
la
periferia,
la
temperatura diminuiva progressivamente e
la composizione chimica della nebulosa era
differente. La diversa composizione dei
pianeti trova una spiegazione quindi nella
loro distanza dal centro della nebulosa.
Inoltre i pianeti con massa sufficientemente
grande,, a causa dell’aumentata forza di
attrazione gravitazionale, furono in grado di
trattenere
un’atmosfera,
costituita
soprattutto da idrogeno ed elio, i gas più
abbondanti della nebulosa.
Mentre in periferia si formavano i pianeti,
FIG. 1
nel
Protosole la materia continuava ad
a) l’alta velocità di rotazione determinò
addensarsi.
La temperatura salì fino a
l’appiattimento della nebulosa;
raggiungere 10 milioni di gradi. Questa
b) la temperatura della nebulosa diminuiva verso la
sua
periferia;
lungo
questa
direzione
la
temperatura consentì l’innesco di una
composizione chimica dei materiali si differenziava;
reazione che liberò enormi quantità di
c) i materiali della zona centrale si ammassarono
energia.
Si
tratta
della
reazione
per formare il Protesole, mentre nelle zone
termonucleare che trasforma l’idrogeno in
periferiche iniziò il processo di concrescenza
elio. Nacque così, circa 4,7 miliardi di anni
fa, il Sole.
L’energia sviluppata dalla reazione termonucleare, come in un’esplosione atomica, sospinse la materia
verso l’esterno e si oppose alla contrazione gravitazionale. Il collasso gravitazionale fu bloccato (Fig.3).
L’equilibrio fra i due processi stabilizzò il Sole all’incirca nelle condizioni in cui si trova oggi.
prof. Loredana DEL FABBRO
docente di SCIENZE DELLA MATERIA E SCIENZE DELLA NATURA ITC “A.ZANON” UDINE
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Polveri
Corpi
Corpi
centimetrici metrici
Corpi
chilometrici
Protopianeta
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Protopianeta e atmosfera primitiva
2. DIMENSIONI DEL SOLE
Il Sole è un corpo celeste normalissimo. Se lo osserviamo dall’esterno, il Sole ci appare simile a tutte le
altre stelle.
Il Sole ha un diametro di circa 1,4 ⋅ 106 km, 110 volte il diametro terrestre. Il volume del Sole è di circa
1,3⋅⋅ 106 volte maggiore di quello della Terra. La massa è di 3,3 ⋅ 105 maggiore di quella terrestre. La
sua densità è di 1,4 g/cm3, circa un quarto di quella della Terra.
3. STRUTTURA DEL SOLE
Attualmente conosciamo abbastanza bene la struttura del Sole e i fenomeni che avvengono sulla sua
superficie, grazie anche alle continue osservazioni compiute da una rete mondiale di osservatori.
Le regioni interne del Sole sono costituite da un gas che può considerarsi perfetto, in quanto costituito da
protoni ed elettroni liberi (plasma)
Per quanto riguarda la struttura interna del Sole si distinguono:
• un nucleo centrale a temperatura di circa 10.000.000° K ed un raggio di circa 150 000 km;
l’energia prodotta nel nucleo si propaga attraverso l’interno del Sole, impiegando più di un milione di
anni per raggiungere la superficie; all’interno del nucleo si forma continuamente elio a spese
dell’idrogeno attraverso la reazione di fusione termonucleare con la liberazione appunto di
una enorme quantità di energia;
LA FUSIONE TERMONUCLEARE
L’enorme quantità di energia che tiene in vita il nostro pianeta proviene dal Sole. Essa viene appunto
prodotta nella reazione di fusione termonucleare. Nella reazione di fusione 4 nuclei di idrogeno (H) a
temperature e pressioni elevate, fondono formando un nucleo di elio (He).. Per fondere questi due
nuclei è necessario che essi si scontrino con una velocità tale da superare le forze di repulsione elettrica;
queste velocità si ottengono portando gli atomi a temperature elevatissime, quelle appunto che si registrano
sul Sole. Ogni secondo 600 000 000 di tonnellate di idrogeno si trasformano in 595 500 000 milioni di
tonnellate di elio. In questa reazione la massa complessiva dei prodotti è inferiore a quella delle
particelle interagenti e la perdita di massa m = 600 000 000 − 595 500 000 = 4 500 000 milioni di
tonnellate si trasforma in energia tramite la nota legge di Einstein di equivalenza fra massa ed
energia;
E = m · c2
(nella formula m è il difetto di massa e c è la velocità della luce nel vuoto = 3 ⋅ 108 m/s).
Quindi è possibile calcolare la quantità di energia prodotta ogni secondo dalla reazione di fusione
nucleare:
E = 4,5 · 109 kg · (3 ⋅ 108 m/s)2 = 4,05 · 1026 J
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Il Sole è una potentissima fonte di energia: in un solo secondo ne emette più di quanta l’intera umanità ne
abbai consumata in tutta la sua storia. Quanto durerà il “carburante” Sole? La trasformazione dell’idrogeno in
elio è in atto da almeno quasi 5 miliardi di anni e si ritiene che ne saranno necessari altrettanti prima che
tutto l’idrogeno del nucleo si trasformi in elio.
protuberanze
macchie solari
Intorno al nucleo è presente al zona radiativa, un guscio spesso circa 500 000km, costituito da gas
che assorbono ed emettono energia, senza che possano avvenire reazioni nucleari, perché la
temperatura è inferiore a quella del nucleo. Quindi l’energia prodotta nel nucleo viene assorbita dagli atomi
di gas che la emettono verso l’esterno.
A circa 200 000 km dalla superficie del Sole è presente un involucro gassoso, la zona convettiva, in
cui il trasporto di energia avviene per grandi movimenti convettivi. La zona convettiva è attraversata da
grandi flussi di materia calda, che salgono dalla zona radiativi verso la superficie solare e risprofondano
dopo essere stati raffreddati. ha uno spessore di circa 100 000 km.
La fotosfera è l’involucro gassoso esterno, spesso 300 – 400 km, che irradia la luce del Sole. Ha
una temperatura di circa 5500 °C che corrisponde alla lunghezza d’onda del giallo, il colore di cui ci
appare il Sole. Quando si osserva direttamente il Sole ad occhio nudo, la fotosfera ci appare liscia ed
uniforme. Ma basta un piccolo telescopio, anche amatoriale (Attenzione ad oscurare l'
oculare utilizzando un
filtro solare! Si rischiano gravi danni alla vista!), o meglio la proiezione dell'
immagine ingrandita su uno
schermo, per accorgersi che la fotosfera possiede una struttura a granuli costituiti da masse di gas più
calde delle zone circostanti. Le dimensioni dei granuli sono dell'
ordine di
700 km. Nei granuli la materia risale e nelle zone circostanti discende. La
velocità di questi moti varia da 1 a 2 km/sec.
Per questo motivo si pensa che la granulazione sia la manifestazione
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superficiale della zona convettiva sotto la fotosfera solare.
Ciascun granulo esiste in media per un tempo che va da 5 a 10 minuti, dopo il quale esso si decompone per
cedere il posto ad un altro granulo.
La fotosfera, sotto questo aspetto, sembra una caldaia di riso in ebollizione; da qui il nome di grani di riso
dato anche ai granuli.
Sulla superficie della fotosfera sono presenti macchie più scure: le macchie solari (scoperte da
Galileo nel 1610), aree di qualche migliaio di chilometri di diametro, di forma, dimensioni e numero
continuamente variabili, di colore scuro che rappresentano zone fredde della fotosfera: la loro
temperatura è infatti più bassa di quella del resto della superficie solare.
Una macchia compare inizialmente sul disco solare sotto forma di un minuscolo poro, appena percettibile.
Nello spazio di pochi giorni i pori si sviluppano, proliferano, si allargano, si fondono insieme, dando luogo a
gruppi di macchie, i quali in un periodo di circa un mese si dissolvono per far posto ad altri gruppi.
Le macchie più grandi possono avere un diametro di alcune decine di
migliaia di chilometri. Una grande macchia solare può quindi contenere
comodamente al suo interno la Terra.
Le osservazioni consentono di affermare che le macchie sono sedi di vere
e proprie aree cicloniche, simili (ma su scala infinitamente più grande) a
trombe d'aria, che succhiano il materiale dagli strati immediatamente
inferiori della fotosfera e lo proiettano in alto con moto vorticoso,
raffreddandolo. Un dato importante che riguarda le macchie è quello del
forte campo magnetico associato ad esse.
Al di sopra della fotosfera i gas solari si estendono nello spazio per distanze anche di migliaia di chilometri,
formando l'
atmosfera solare, che diviene sempre più rarefatta e quindi più trasparente mano a mano
che si procede verso l’esterno. L'atmosfera solare è distinta in due regioni:
• la cromosfera, spessa circa 10 000 km, è un involucro trasparente che avvolge la fotosfera. E’
possibile vederla durante le eclissi totali di Sole, cioè quando la Luna viene a trovarsi tra la Terra e il Sole,
nascondendo completamente la fotosfera;
•
la corona solare che è la parte più esterna dell’atmosfera. La corona solare si estende, oltre la
cromosfera, fino a distanze di milioni di chilometri ed è costituita da un gas estremamente rarefatto.
Questo spiega il fatto che essa non sia normalmente visibile, così come invece lo è la fotosfera, ma
appare in tutto il suo splendore solo durante le eclissi totali di Sole, con una luminosità circa
uguale a quella della Luna piena. La corona è un involucro di gas ionizzati (cioè i cui atomi hanno una
carica elettrica). Via via che ci si allontana dal Sole la corona diventa sempre più rarefatta. Nelle parti più
esterne della corona le particelle cariche elettricamente riescono a sfuggire e si disperdono nello spazio
come vento solare un flusso continuo di protoni ed elettroni che raggiunge anche la Terra.
La temperatura della corona solare è di qualche milione di gradi. Questo
fatto comporta un elevatissimo grado di ionizzazione del gas che è quindi un
plasma.
La conseguenza è che la forma della corona e la sua estensione possono
cambiare fortemente in concomitanza con l'
attività solare: con il Sole
attivo si presenta di forma circolare e simmetrica, mentre è fortemente
asimmetrica nei periodi di Sole calmo.
Nei periodi di intensa attività solare la corona solare è sede di protuberanze.
Le protuberanze sono formazioni attive osservabili nella corona
solare, di colore rosso vivo per la predominanza di idrogeno,
intimamente legate all'
evoluzione dei gruppi di macchie solari.
Le protuberanze sono le più grandi formazioni dell'atmosfera
solare, estese per centinaia di migliaia di chilometri e con una
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larghezza dell'
ordine di 10.000 km circa. La loro parte inferiore si
confonde con la cromosfera realizzando così uno scambio
permanente di materia tra la cromosfera e la corona.
Bibliografia
http://www.bo.astro.it/universo/venere/Sole-Pianeti/sun/wind.htm
web.freepass.it
D.G. Mackean, Laura Masini “ La Terra nell’Universo T1”
D. Casagrande, F.Fantini,C.Menotat,S. Monesi ,S Piazzini “15 Moduli per lo Studio delle Scienze della
Natura”
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