Il Sole

Il Sole

Proprietà e Caratteristiche

Il Sole è la stella madre del sistema solare, attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali, i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio. La massa del Sole rappresenta da sola il 99,8% della massa complessiva del sistema solare. Il Sole è, propriamente, una stella di dimensioni medie costituita essenzialmente da idrogeno ed elio. È classificata come una nana gialla di tipo spettrale GV ed indica che la stella ha una temperatura superficiale di 5 504 °C, caratteristica che le conferisce un colore bianco , che però spesso può apparire giallognolo, a causa dello scattering dell’atmosfera terrestre; la V (5 in numeri romani) indica che il Sole, come la maggior parte delle stelle, è nella sequenza principale, ovvero in una fase di equilibrio stabile in cui l’astro fonde, nel proprio nucleo, l’idrogeno in elio. Tale processo genera ogni secondo una grande quantità di energia, emessa nello spazio sotto forma di neutrini, radiazioni elettromagnetiche e flusso di particelle (vento solare, foto 1, 2, 3 e 4). La radiazione solare, emessa fondamentalmente come luce visibile ed infrarossi, consente la vita sulla Terra fornendo l’energia necessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base; inoltre l’insolazione regola il clima e tutti i principali fenomeni meteorologici del nostro pianeta e di tutti gli altri corpi del sistema del solare.

Struttura e Funzionamento

La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare costituita di involucri concentrici; ogni strato possiede caratteristiche fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo. Gli strati sono, dal centro verso l’esterno:

  • Il Nucleo rappresenta in volume il 10% della stella, in massa oltre il 40%. È qui che avviene la fusione nucleare che trasforma l’idrogeno in elio, fonte principale dell’energia solare.
  • La Zona Radioattiva si estende da circa 0,2 sino a 0,7 raggi solari; essa assorbe l’energia prodotta dal nucleo e la trasmette per irraggiamento (donde il nome) agli strati superiori del sole.
  • La Zona di Transizione si estende, secondo recenti studi eliosismologici, a partire da 0,70 raggi solari. Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni svolgano un ruolo determinante nella genesi del campo magnetico solare, in quanto interverrebbero nella dinamo solare.
  • La Zona Convettiva ha uno spessore di circa 200 000 km e si trova nella porzione esterna del Sole, a partire da circa il 70% del raggio solare ed è caratterizzata da potenti moti convettivi del plasma solare.
  • La Fotosfera è lo strato superficiale del Sole dal quale l’energia proveniente dall’interno è libera di propagarsi nello spazio. E` anche la sede di fenomeni come le macchie solari e i brillamenti.
  • L’Atmosfera è costituita dagli strati al di sopra della fotosfera (Cromosfera, Zona di transizione e Corona) e risultano visibili a tutte le lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico (foto 1, 2, 3 e 4).

Fenomeni della Fotosfera

Le facole fotosferiche consistono in una serie di punti luminosi, detti “punti facolari”, del diametro di circa 200 km. Le ragioni intime del perché tali punti appaiano più luminosi della fotosfera circostante rimangono incerte, pur sembrando probabile che il fenomeno sia causato da una differenza di pressione e quindi di densità di materiale all’interno delle linee magnetiche emergenti dalla superficie solare. La comparsa di una facola preannuncia frequentemente attività stellare più intensa costituita da macchie o brillamenti. D’altra parte quest’ultimi fenomeni, pur essendo successivi, si esauriscono prima che la facola si spenga: la vita media di un punto facolare è piuttosto lunga e si attesta intorno ai 100 giorni, pur con delle sensibili diminuzioni di luminosità. Le facole si osservano più facilmente negli strati più esterni del disco solare, dove la luminosità di fondo è minore; sono pertanto presenti anche nella corona, con il nome di “condensazioni coronali”. Pure si osservano delle facole nella cromosfera (strato atmosferico più basso e quindi più luminoso), denominate con maggior precisione come “plage” o, a volte, “floculi”.

Le macchie solari sono zone della superfice solare più fredde del resto della fotosfera motivo per cui appaiono scure osservate attraverso il telescopio. Una macchia solare può essere divisa in due zone: l’ombra cioè la parte più scura e la penombra (foto 5 e 6). Anche se i dettagli della formazione delle macchie solari sono ancora oggetto di ricerca, è abbastanza chiaro che esse sono la controparte visibile delle linee di flusso magnetico nella zona convettiva del Sole che vengono “arrotolate” dalla rotazione differenziale della stella. Se lo stress su queste linee supera un certo limite, rimbalzano come elastici e “forano” la superficie solare. Nei punti in cui esse attraversano la superficie la convezione non agisce, l’energia che arriva dall’interno del Sole si riduce, e la temperatura di conseguenza scende.

Le protuberanze solari (foto 7 e 8) sono nubi di gas a forma di arco che dalla cromosfera del Sole si protendono nella corona, fino ad altezze che a volte superano i 500.000 km. Possono essere osservate anche a occhio nudo, durante le eclissi totali di Sole. Le protuberanze si distinguono in due tipi fondamentali:

  • Le Protuberanze quiescenti sono strutture assai stabili, la cui durata può variare da alcuni giorni a 7-8 mesi Le loro dimensioni medie sono di 200.000-500.000 km. Esse, dunque, si estendono ben dentro la corona. In una p. quiescente, la densità è circa 100 volte maggiore di quella della circostante corona. La temperatura di è 10.000 K.
  • Le Protuberanze a rapida evoluzione sono strutture spesso associate a brillamenti, più piccole delle protuberanze quiescenti e durano, in genere, soltanto qualche ora. Esse sono formate da getti di gas che si innalzano dalla cromosfera a velocità di centinaia di km/s.

I Flare o brillamenti (foto 9 e 10) sono violente eruzioni di vento solare che creano delle spettacolari protuberanze solari con un’energia equivalente a varie decine di milioni di bombe atomiche. in particolare la radiazione emessa da questi fenomeni nel Sole può rappresentare un pericolo per le navi spaziali al di fuori della magnetosfera terrestre, e che interferisce con le comunicazioni radio sulla Terra. I brillamenti sono spesso associati alle macchie solari e sono probabilmente causati dal rilascio di energia in occasione del fenomeno di riconnessione delle linee di campo magnetico.

Un’espulsione di massa coronale (CME, acronimo dell’inglese coronal mass ejection, foto 11 e 12) è una espulsione di materiale dalla corona solare, osservabile con un coronografo in luce bianca. Il materiale espulso, sotto forma di plasma è costituito principalmente da elettroni e protoni (oltre a piccole quantità di elementi più pesanti come elio, ossigeno e ferro), viene trascinato dal campo magnetico della corona. Quando questa nube raggiunge la Terra (in questo caso viene chiamata ICME -Interplanetary CME) può disturbare la sua magnetosfera comprimendola nella regione illuminata dal Sole ed espandendola nella regione non illuminata. Quando avviene la riconnessione della magnetosfera nella zona notturna, si generano migliaia di miliardi di watt di potenza diretti verso l’atmosfera terrestre superiore, che provocano aurore particolarmente intense (dette anche Luci del Nord nell’emisfero boreale e Luci del Sud nell’emisfero australe). Le espulsioni di massa della corona assieme ai brillamenti possono disturbare le trasmissioniradio, creare interruzioni di energia, danneggiare i satelliti e le linee di trasmissione elettriche. La più grande perturbazione geomagnetica venne misurata da Kew Gardens e coincise con la prima osservazione senza i moderni strumenti di un brillamento nel 1859 di Richard Christopher Carrington. Le osservazioni hanno messo in luce come i getti appaiono sia in rotazione sia in moto rettilineo rispetto alla superficie solare.