SOLE

Dati rielaborati fonti Wikipedia e NASA (C)

 

Stella centrale del nostro sistema solare; attorno ad esso ruotano i pianeti, le comete, gli asteroidi ed i corpi minori come meteoroidi e polvere.

Storia del Sole

Per quanto sotto gli occhi di tutti, fin dall’antichità si sono cercate spiegazioni sulla struttura e composizione del sole. Il filosofo greco Anassagora pensava che fosse una grande sfera di metallo infiammato, mentre Eratostene fu il primo a calcolare con precisione la distanza della Terra dal Sole, nel III secolo a.C., in circa 149 milioni di chilometri, valore molto vicino a quello attuale. Copernico fu il primo a metterlo al centro del sistema solare nel 16° secolo, mentre Galileo compì le prime osservazioni col telescopio scoprendo le macchie solari. Isaac Netwon scoprì il suo spettro ma lo studiò in seguito Fraunhofer, mentre William Herschel ne scoprì la radiazione infrarossa. Lord Kelvin propose che il sole era liquido ed in raffreddamento, e che emetteva il suo ultimo calore interno. Un’altra ipotesi scorretta era l’ipotesi meteorica sulla sua formazione. Solo Rutheford nel 1904 comiciò a proporre un meccanismo di decadimento radioattivo come fonte di energia interna di calore. Dopo la scoperta della relazione tra massa ed energia di Einstein, Arthur Eddington propose l’idea di reazione di fusione nucleare al suo interno. L’idea fù portata avanti dai fisici Chandrasekar e Bethe.

Le reazioni nel sole

Il sole ha una temperatura interna di 15 milioni °C e una densità di 1,50 g/cm³ mantenute mediante le reazioni di fusione protone-protone dei nuclei di idrogeno); ogni secondo 600.000.000 di tonnellate di idrogeno si trasformano in 595.500.000 tonnellate di elio. Le mancanti 4.500.000 tonnellate di idrogeno si trasformano direttamente in energia secondo l'equazione di Einstein E=mc².L'energia generata ogni secondo è pari a 405 x 1024 Joule, che espressa in wattora equivale a 112.500.000.000 TWh (per confronto la produzione mondiale di energia elettrica nel 2005 è stata di 17.907 TWh ).

Caratteristiche

Il Sole è una stella di sequenza principale di tipo spettrale G2 (una nana gialla). 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 e a metà del suo ciclo vitale.

L'energia generata è rilasciata inizialmente attraverso raggi gamma ed X, ma durante l'emissione verso l'esterno essa è continuamente assorbita e riemessa dagli atomi circostanti. Il risultato è che la sua frequenza si abbassa, e diventa quindi una radiazione elettromagnetica più bassa. Il passaggio dell’energia dal nucleo alla superficie del sole impiega anche 10 milioni di anni. Alla fine mediante la sua emissione il solo ci appare come un corpo a circa 5500 °C. Parte dell'energia è emessa sotto forma di neutrini, energia cinetica e termica del vento solare e una parte va a formare il suo campo magnetico.Le zone più interne del Sole (nucleo e zona radiativa) presentano elevatissimi valori di temperatura e pressione e la materia si trova in uno stato degenere detto plasma. Nelle zone più esterne (zona convettiva, fotosfera, cromosfera e corona solare) la materia si trova invece sotto forma di gas.

Si capisce che il Sole non è un corpo solido ed è soggetto ad una rotazione differenziale dove le diverse parti ruotano a velocità diverse : per esempio, l'equatore ruota più velocemente dei poli. La rotazione differenziale porta ad una distorsione delle linee di campo magnetico che formano poi le macchie solari. Le macchie solari hanno un ciclo di circa 11 anni. Durante questo periodo vi è un picco massimo e minimo di macchie solari visibili. Il picco massimo corrisponde sulla terra ad un periodo più caldo, causato da un'intensa attività solare, mentre il picco minimo corrisponde ad un periodo più freddo. Il campo magnetico solare è estremamente complesso ed è soggetto a cicli periodici di attività e scomparsa, con frequenti inversioni dei poli magnetici. La superficie solare è estremamente turbolenta, viene chiamata fotosfera e, oltre alle macchie, presenta fenomeni come le eruzioni solari. La corona solare, situata subito sopra la superficie solare, è molto rarefatta, con una temperatura superiore al milione di gradi.

Nucleo

Il nucleo è la zona più interna del Sole, dove avvengono le reazioni termonucleari di fusione dell'idrogeno. La temperatura è dell'ordine di 15 milioni di kelvin, la densità è di circa 160 g/cm³ e la pressione intorno a 500 miliardi di atmosfere. Esso è nascosto all'osservazione diretta. Le informazioni sul suo stato vengono dall'eliosismologia, che sfrutta le vibrazioni del Sole, e dall'analisi dei neutrini emessi dalle reazioni di fusione. Altri dati come la produzione di energia totale e la composizione chimica della superficie permettono di definire i modelli teorici.

A queste temperature gli atomi di idrogeno del nucleo si separano in protoni ed elettroni. L'energia termica è così alta che più protoni  quando si incontrano casualmente, vincono la repulsione elettrica tra cariche dello stesso segno e si uniscono a formare un nucleo di elio. Ogni secondo si convertono 594 milioni di tonnellate di idrogeno. Quindi il sole si alleggerisce ogni secondo di 4 milioni di tonnellate. La sua massa totale è abbastanza grande perché, anche dopo 10 miliardi di anni di vita attiva, la sua massa si riduca solo impercettibilmente.

L'energia liberata dalla fusione nucleare si presenta inizialmente sotto forma di fotoni. Essi però non fanno molta strada interagendo con altri atomi. Una volta raggiunta lla superficie del Sole viaggiano nello spazio interplanetario. I neutrini, altro sottoprodotto delle reazioni di fusione nucleare, passano invece quasi indisturbati attraverso la materia, ed escono dal Sole in linea retta. Una piccolissima parte è intercettata dai pochi rivelatori di neutrini in attività sul pianeta.

Alle condizioni vigenti nel centro del Sole il protone medio deve aspettare ben 13 miliardi di anni prima di fondersi con altri tre e formare un nucleo di elio. Via via che passa il tempo la probabilità delle reazioni aumenta. La luminosità solare aumenta quindi lentamente, il che ha indotto alcuni teorici ad ipotizzare che tra 500 milioni o un miliardo di anni il Sole sarà troppo caldo per consentire la vita sulla Terra.

Questo aumento è indipendente dall'evoluzione stellare a cui andrà incontro il Sole, e che lo porterà tra circa 5 miliardi di anni a trasformarsi in una gigante rossa. Il nucleo solare diventerà ancora più caldo e concentrato di oggi: la fusione dell'elio, tipica delle giganti rosse, richiede centinaia di milioni di gradi.

Zona radiativa

Situata all'esterno del nucleo, ne assorbe l'energia prodotta e la trasmette per irraggiamento agli strati superiori. Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da mantenere la materia in stato di plasma.

Zona convettiva

Situata all'esterno della zona radiativa, trasporta l'energia verso l'esterno mediante moti convettivi. Il gas che compone questa zona si muove, schematicamente, come l'acqua di una pentola in ebollizione. Ha uno spessore di circa 450000 km, in questa zona i gas perdono e assorbono energia, ma per la minor temperatura non danno luogo a reazioni nucleari.

Fotosfera

La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, ossia la zona di emissione della luce visibile, è spessa circa 300 km. In essa le temperature sono di poco inferiori ai 6000 kelvin, ed è sede di fenomeni come le macchie solari e i flare. All'osservazione diretta la fotosfera presenta una superficie granulosa, poiché vi sono presenti i grani convettivi, ossia le emissioni di calore che emerge dagli strati interni tramite i moti convettivi.

La fotosfera solare è composta da celle di convezione chiamate granuli; ogni granulo è una tempesta di fuoco larga da 500 a 1000 km, al centro della quale del gas caldo sale dall'interno della stella, raffreddandosi e ricadendo ai bordi per moto convettivo. Un singolo granulo ha una vita media di soli 8 minuti, ma se ne formano di nuovi continuamente, dando alla fotosfera un aspetto complessivo simile ad una lenta ebollizione. Tra i granuli normali si trovano dei supergranuli grandi fino a 30.000 chilometri, capaci di resistere fino ad un giorno.

Cromosfera

La cromosfera è lo strato superiore rispetto la fotosfera. È uno strato trasparente, visibile solamente con filtri speciali o durante le eclissi totali di Sole. Questo strato è interessato da diversi fenomeni emissivi come le spicule e le protuberanze solari. E’ spessa 10.000 chilometri ed il suo colore rossastro può essere osservato durante un'eclissi totale oppure in luce filtrata, come l'H-alpha.

Le formazioni più comuni visibili sulla fotosfera solare sono le spicule, lunghi getti di gas luminoso che si protendono dalla fotosfera. Le spicule salgono fino alla cima della cromosfera e poi ricadono più in basso, nel giro di circa 10 minuti.

Un'altra formazione cromosferica sono le fibrille, strati orizzontali di gas simili come dimensioni alle spicule, ma con una vita media doppia.

Le più spettacolari formazioni, e anche le più rare, sono le protuberanze solari, gigantesche eruzioni di gas the raggiungono altezze di 150.000 chilometri. Solo i brillamenti solari possono superarle in energia.

Corona

La corona solare è la parte più esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende per decine di milioni di km. È costituita da particelle di gas ionizzate (soprattutto idrogeno) e vapori provenienti dagli strati sottostanti dell'atmosfera solare. La temperatura è molto elevata (più di un milione di kelvin), superiore quindi alla fotosfera ed il gas è molto rarefatto essendo nello stato di plasma. Inoltre la corona solare può in un certo senso dirsi estesa sotto forma di vento solare per l'intero sistema solare e oltre.

Essa produce un milionesimo della luce visibile. La corona è separata dalla fotosfera dalla cromosfera. Il meccanismo esatto di riscaldamento è un tema di dibattito scientifico, ma le principali ipotesi includono l'induzione del campo magnetico solare e le onde di pressione sonica (l'ultima possibilità è meno probabile ora che si è scoperta la presenza di corone nelle stelle primordiali). La corona è dispersa dal vento solare nelle sue estremità.

La corona non è uniformemente distribuita attorno alla superficie: durante i periodi di quiete è approssimativamente confinata nelle regioni equatoriali, con "buchi" nelle regioni polari, mentre durante i periodi di attività solare essa è distribuita attorno all'equatore e ai poli ed è maggiormente presente nelle aree di attività delle macchie solari.

Transienti

I "transienti" della corona sono enormi quantità di materiale della corona che viaggiano dal sole a più di milioni di km/h, e contenenti circa 10 volte l'energia del flare che li provoca. Alcune espulsioni maggiori possono emettere centinaia di milioni di tonnellate di materia nello spazio: quando raggiungono la Terra possono danneggiare i satelliti e disturbare le telecomunicazioni.

Macchie solari

Una macchia solare è una regione della fotosfera caratterizzata da una temperatura minore dell'ambiente circostante e da forte attività magnetica.Anche se in realtà le macchie solari sono estremamente luminose, perché hanno una temperatura di circa 5000 kelvin, il contrasto con le regioni circostanti, ancora più luminose grazie ad una temperatura di 6000 kelvin le rende chiaramente visibili come macchie scure. Se fossero osservabili isolatamente sarebbero più luminose di una lampada ad incandescenza.

I numero di macchie solari è correlato con l'intensità della radiazione solare. Durante il Minimo di Maunder esse quasi scomparirono, e la Terra nello stesso periodo si raffreddò in modo consistente. La correlazione tra i due eventi è oggetto di discussioni nella comunità scientifica.

Osservazione delle macchie solari

I primi probabili riferimenti alle macchie solari sono quelli degli astronomi cinesi del primo millennio d.C., che probabilmente potevano vedere i gruppi di macchie più grandi quando lo splendore del sole era diminuito dalla polvere sollevata dai vari deserti dell'Asia centrale.

Furono osservate telescopicamente per la prima volta nel 1610 dagli astronomi frisiani Johannes e David Fabricius, che pubblicarono una loro descrizione nel giugno del 1611. In questa data Galileo stava già mostrando le macchie solari agli astronomi a Roma.

Le macchie solari ebbero una qualche importanza nel dibattito sulla natura del sistema solare. Mostravano che il Sole ruotava su se stesso, e il fatto che apparivano e scomparivano dimostrava che il Sole subiva dei cambiamenti, contravvenendo agli insegnamenti di Aristotele. I dettagli del loro moto apparente non potevano essere spiegati tranne che nel sistema eliocentrico di Copernico.

Le ricerche sulle macchie solari segnarono il passo per la maggior parte del XVII e l'inizio del XVIII secolo, perché a causa del Minimo di Maunder quasi nessuna macchia solare fu visibile per molti anni. Ma dopo la ripresa dell'attività solare, Heinrich Schwabe poté riportare nel 1843 un cambiamento periodico nel numero delle macchie solari, che sarebbe poi stato chiamato il ciclo undecennale dell'attività solare.

Campo magnetico

Il plasma e le particelle cariche che formano il Sole generano un potente campo magnetico, collegato a molti fenomeni solari come le macchie e le eruzioni solari.

Gli strati di correnti eliosferiche si estendono fino ai bordi esterni del sistema solare, e derivano dall'interazione del campo magnetico solare con il plasma nel mezzo interplanetario

Il Sole ruota più velocemente all'equatore (circa 25 giorni) rispetto alle latitudini maggiori (circa 35 giorni vicino ai poli). Questa rotazione differenziale alle diverse latitudini del Sole provoca l'attorcigliamento delle linee del campo magnetico e la conseguente formazione di macchie solari e protuberanze solari.

Vento solare

Il vento solare è una corrente di particelle emesse dall'atmosfera solare.

Il vento solare è una corrente di particelle (più che altro protoni di alta energia, ~500 keV) emesse dall'atmosfera solare. Anche le altre stelle mostrano lo stesso fenomeno, e si parla quindi di vento stellare, o anche di perdita di massa.

Negli anni '50 uno scienziato tedesco di nome Ludwig Biermann studiò le comete, e il fatto che la loro coda puntava sempre in direzione opposta al Sole. Biermann postulò che questo avveniva perché il Sole emetteva un flusso costante di particelle che spingevano lontano la coda della cometa. Eugene Parker capì che il flusso di calore dal sole nel modello di Chapman e la coda della cometa soffiata via dal sole nell'ipotesi di Biermann dovevano essere il risultato dello stesso fenomeno. Poiché la forza di gravità si indebolisce con la distanza dal sole, la corona solare esterna sfugge nello spazio interstellare.

Nel sistema solare, la composizione di questo vento è identica alla corona del Sole: 73% idrogeno e 25% elio, con il resto formato da tracce, ed è pesantemente ionizzato. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 km al secondo a 900 km/sec. Il Sole perde circa 800 kg di materiale al secondo eiettandolo sotto forma di vento solare.

Il vento solare è un plasma e porta con sé il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche. Si muove in direzione radiale rispetto al Sole, ed a causa della rotazione di questo  le linee del campo magnetico si curvano in modo da formare una spirale. Emissioni particolarmente violente di vento solare, chiamati solar flare, e altri fenomeni di "meteorologia" solare chiamati "tempeste solari" emettono grandi quantità di radiazioni che possono danneggiare le sonde spaziali e i satelliti artificiali. Le particelle del vento solare intrappolate dal campo magnetico terrestre tendono a raggrupparsi nelle fasce di Van Allen, e causano l'aurora boreale e quella australe quando colpiscono l'atmosfera terrestre vicino ai poli. Altri pianeti con campi magnetici simili a quelli della Terra hanno anch'essi le loro aurore.

La zona del sistema solare in cui la forza del vento solare non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare è conosciuta come eliopausa, ed è spesso considerata come il confine esterno del sistema solare. La distanza dell'eliopausa non è conosciuta con precisione. Probabilmente è molto più piccola sul lato del sistema solare che si trova "davanti" rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia. Potrebbe anche variare a seconda della velocità del vento solare al momento, e a seconda della densità locale del mezzo interstellare. Si sa che è ben oltre l'orbita di Plutone. Le sonde spaziali Voyager 1 e Voyager 2, dopo aver terminato la loro esplorazione planetaria, si stanno dirigendo verso l'esterno del sistema e si spera che arriveranno fino all'eliopausa.

Missioni spaziali

I primi satelliti progettati per osservare il Sole furono i Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9 della NASA, lanciati tra il 1959 e il 1968. Queste sonde effettuarono le prime misure dettagliate del vento solare e del campo magnetico. Negli anni '70 operarono le sonde Helios 1 e lo Skylab. Vennero osservate le prime emissioni di massa e i buchi della corona solare. La NASA lanciò nel 1980 la Solar Maximum Mission, costituita da una sonda progettata per osservare le radiazioni ultraviolette, di raggi gamma e raggi X provenienti dai flare solari durante un periodo di alta attività. Il satellite giapponese Yohkoh venne lanciato nel 1991 e osservò i flare solari alle lunghezze d'onda dei raggi X. I dati raccolti permisero di identificare diversi tipi di flare e dimostrarono che la corona solare, anche nei periodi diversi da quelli di massima attività, è più attiva e dinamica di quanto non si supponesse. La sonda Ulysses venne invece progettata per studiare le regioni polari; venne lanciata e diretta in modo da allontanarsi dal piano eclittico. Compì osservazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico. La missione Genesis  eseguì prelievio del vento solare e fu progettata per avere una misura diretta della composizione del materiale solare

 

Estratto da "http://it.wikipedia.org/wiki/Corona_solare"