descrizione del sole

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Categoria:Fisica

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Testo

IL SOLE... IN GENERALE
α Sole (foto1)
Il Sole è una stella tipica della popolazione che forma il disco della nostra Galassia. La sua posizione è vicina al piano equatoriale di questa, a una distanza di circa 10 chiloparsec dal suo nucleo, sul bordo interno di uno dei suoi bracci a spirale. Il Sole è una stella nana di colore giallo classificata G2V, con una temperatura efficace di circa 5.800 ºK, una magnitudine apparente ­26,78 e una magnitudine assoluta + 4,79.
Distanza del Sole
La distanza media del Sole dalla Terra equivale a 23.454 volte la lunghezza del raggio equatoriale terrestre ossia a 149.598.500 km. Questa misura non è un valore di assoluta precisione; basta infatti ricordare che a questa distanza un angolo di 1´´ corrisponde a 725 km. La distanza media Sole-Terra è spesso impiegata come unità di misura col nome di unità astronomica (UA).
Dimensioni, massa e luminosità del Sole
Il raggio del globo solare, che si può considerare sferico, è 109 volte circa quello terrestre, pari cioè a 696.000 km; il suo volume è 1.300.000 volte quello terrestre ossia 1.412·10¹5 km³. Però, poiché la densità è relativamente bassa (1,41, essendo quella dell'acqua 1), la massa è solo 333.000 volte superiore a quella terrestre. Massa e raggio solari servono spesso di unità di misura nei problemi di astronomia dove vengono indicati con M e R. Dai dati relativi M e R si ricava il valore della velocità di fuga del Sole pari a circa 617,7 km/s.
La luminosità del Sole, cioè l'energia irradiata per unità di tempo (L), è 3,9 · 10³³ erg/s. La luminosità del disco solare non è però omogenea: infatti la parte periferica è meno luminosa perché la radiazione emergente da tali regioni proviene in media da strati più freddi di quella che si osserva dal centro del disco (oscuramento al bordo).
Rotazione del Sole
Il Sole ruota su se stesso intorno a un asse inclinato di 7º 11´ sul piano dell'eclittica in una media di 25-35 giorni: i fenomeni visibili sulla sua superficie mostrano, infatti, che la rotazione non si effettua in modo uniforme per tutto il globo ma è più rapida nelle regioni vicine all'equatore. Il periodo di rotazione, che è di 24,9 giorni in una fascia equatoriale di 10º di larghezza, diventa di 25,2 giorni a 25º di latitudine N o S, 25,9 giorni a 30º, 27,5 giorni a 40º e 34 giorni in vicinanza dei poli.
Costituzione fisica del Sole
β Interno del Sole (foto8)
γ Corona (foto2)
δ Eruzione nella cromosfera (foto3)
Per lo studio della sua costituzione fisica, si suole dividere il Sole in parte interna, fotosfera propriamente detta e atmosfera (cromosfera e corona). La parte interna non è accessibile all'osservazione, a causa dell'opacità del gas che la compone, ma è nota dalla teoria della costituzione interna delle stelle: infatti l'energia che il Sole sprigiona proviene dalla trasformazione nucleare di idrogeno in elio che avviene nel suo nucleo a una temperatura di 15 · 106 K. La superficie visibile, cioè la fotosfera, non è omogenea, ma caratterizzata da una tipica granulazione, ed è la regione in cui si formano le righe dello spettro solare note come righe di Fraunhofer, che si osservano in assorbimento.
Sopra la fotosfera si trova un inviluppo gassoso che prende il nome di cromosfera; costituito da gas assai più rarefatto, ha uno spessore di qualche migliaio di chilometri e prende il nome dal colore rossastro dovuto a idrogeno incandescente. Una caratteristica dell'aspetto della bassa cromosfera è la presenza di spicole, lingue di gas che si elevano fino a più di 15.000 km e hanno vita brevissima (circa 4 o 5 minuti) per cui il loro aspetto cambia continuamente. Al di sopra di questa si estende per parecchie migliaia di chilometri la corona, visibile ad occhio nudo solo durante i brevi istanti di un'eclisse totale e di aspetto variabile lungo il ciclo solare; è costituita da gas estremamente rarefatto a temperatura assai elevata (circa 106 °K). La massa complessiva della cromosfera e della corona, cioè dell'atmosfera solare, è di circa 10-10 volte la massa del Sole.

QUALCOS’ ALTRO SUL SOLE
Attività solare
ε Brillamento solare (foto4)
ζ Atmosfera del Sole (foto5)
η Tempesta solare ultravioletta (foto6)
La fotosfera è sede dei fenomeni più appariscenti del Sole, cioè delle macchie. Il moto apparente di esse sul disco solare ha permesso di scoprire il moto di rotazione del Sole e di ricavare un valore almeno approssimato del suo periodo di rotazione. La frequenza delle macchie solari si indica mediante il numero relativo di Wolf: R = 10G + N dove G è il numero di gruppi di macchie e N il numero delle singole macchie visibili al momento dell'osservazione. Una macchia isolata è contata anche come gruppo.
Dall'analisi dei valori medi di R per ciascun mese si è ricavato che tali macchie hanno andamento ciclico con periodo medio di 11,1 anni (ciclo solare). Un dato interessante che si ricava dallo studio della posizione sul disco solare delle macchie è rappresentato dal cosiddetto “diagramma a farfalla”. Le prime macchie di un nuovo ciclo appaiono ad alta latitudine e con l'evoluzione del ciclo si avvicinano sempre più all'equatore solare. Alla fine del ciclo compaiono contemporaneamente le macchie del vecchio ciclo a 8º e quelle del nuovo ciclo a 35º.
Le macchie appaiono sempre immerse in zone più brillanti chiamate facole, che si formano nella bassa cromosfera al limite con la superficie solare visibile. Gli elementi più brillanti di una facola, osservabili in luce monocromatica mediante spettroeliografo, si dicono più propriamente flocculi.
Prendono il nome di protuberanze i getti di gas che si osservano sul bordo del Sole in luce monocromatica e che si elevano fino a centinaia di migliaia di chilometri, cioè fino all'altezza della corona: quando si osservano proiettate sul disco, le protuberanze appaiono come filamenti oscuri di cui è possibile misurare lo spessore. I fenomeni che rivestono maggiore importanza per quanto riguarda l'influenza che esercitano sulle condizioni dell'atmosfera terrestre sono i brillamenti. L'attività solare è variabile: soprattutto il numero e l'estensione delle macchie hanno un andamento ciclico con un intervallo di 11,1 anni in media tra un massimo e il seguente, mentre tra un minimo e il massimo successivo intercorrono in media 4,6 anni. In realtà un ciclo solare completo si compie in 22,2 anni circa perché da un ciclo al successivo si ha un'inversione della polarità del campo magnetico delle macchie.
La tecnologia moderna ha messo a disposizione degli astronomi filtri sempre più perfezionati, con i quali è possibile osservare il Sole isolando dalla radiazione totale le singole componenti entro lunghezze d'onda ben definite. Il più noto di tali filtri è quello cosiddetto “in H”, che permette il passaggio soltanto alle radiazioni di lunghezza d'onda corrispondenti alla prima riga d'emissione dell'idrogeno nel campo visibile. Bloccando la radiazione in tutte le altre lunghezze d'onda, è quindi possibile seguire il corso dei fenomeni fisici che hanno come effetto principale l'emissione degli atomi d'idrogeno in tale riga. Si sono così registrati progressi nell'osservazione delle facole, delle protuberanze e dei brillamenti. L'entrata in funzione di numerosi radiospettrografi e radiopolarimetri ha permesso di studiare la corona a varie altezze e di discriminare le emissioni con diversa polarizzazione. Dal momento che esiste una stretta connessione fra campo magnetico e polarizzazione della radiazione, le osservazioni con radiopolarimetri sono utilissime per risalire al campo magnetico esistente a grandi altezze nella corona. Contemporaneamente si è cercato di ottenere dettagli sempre più piccoli nello sviluppo temporale dei fenomeni fisici che danno luogo alla emissione radio.
Parallelamente al progresso sperimentale e strumentale, si è avuto un notevole sviluppo teorico, che ha permesso di riunire in un quadro sufficientemente unitario la maggior parte dei fenomeni osservati, anche se rimangono numerosi problemi da risolvere. Da un lato si cerca di spiegare i fenomeni che stanno alla base delle emissioni impulsive che provengono dalla cromosfera e dalla corona, dall'altro si tenta di comprendere la genesi e lo sviluppo temporale di quegli importanti fenomeni della fotosfera e della cromosfera che sono praticamente la causa di tutta l'attività solare, cioè le macchie e i brillamenti.
Secondo le moderne teorie, si ha la nascita di una macchia quando il campo magnetico nello strato sottostante la fotosfera ha le linee di forza disposte perpendicolarmente alla direzione radiale. In questo caso è impedito il libero flusso di energia dall'interno del Sole fino alla fotosfera, per cui si osservano delle zone a temperatura inferiore che all'occhio umano appaiono nere per contrasto col resto. L'energia imbrigliata in questo modo sfugge lateralmente e dà così origine alle cosiddette facole, che accompagnano quasi sempre le macchie.
Le teorie più recenti sui brillamenti, ricavate da osservazioni sia ottiche sia radio, li classificano in tre tipi diversi: brillamenti facolari, da protuberanza, da macchia.
Il primo tipo consiste praticamente in un eccesso di luminosità di preesistenti regioni facolari; non danno luogo a fenomeni appariscenti e liberano relativamente poca energia. Sono dovuti essenzialmente all'imbrigliamento in un unico punto dell'energia di più facole da parte del campo magnetico. Il secondo tipo è dovuto all'impatto di materiale che cade dalla corona sulla cromosfera. Questo materiale è fornito da una preesistente protuberanza cui viene improvvisamente a mancare il sostegno del campo magnetico. Il terzo tipo è invece quello che sviluppa la maggior quantità di energia, produce gli effetti più vistosi dal punto di vista sia ottico sia radio ed è il risultato di un'annichilazione improvvisa e totale dell'energia del campo magnetico con una sua conseguente trasformazione in altri tipi di energia (cinetica, luminosa, termica, ecc.). Si può comunque osservare che, qualunque sia il tipo di brillamento, il campo magnetico è sempre un elemento fondamentale sia nella genesi sia nel suo successivo sviluppo.
È stato anche analizzato il problema della variabilità temporale del raggio (e quindi della luminosità) del Sole. Misure di velocità radiale sul disco del Sole hanno permesso di rivelare fluttuazioni stazionarie con periodo di circa 2 ore e 40 minuti che sono state interpretate come dovute a una pulsazione radiale. D'altra parte, misure fotoelettriche della luce solare riflessa da Urano, Nettuno e Titano hanno consentito di mettere in evidenza che dal 1977 al 1981 i tre corpi hanno mostrato un aumento della loro brillanza. Il risultato osservativo non è incompatibile con l'ipotesi che il Sole possa essere nel frattempo aumentato di splendore. Tuttavia una interpretazione alternativa potrebbe essere collegata a modificazioni delle proprietà di riflessione (per esempio per processi fotochimici) subite dalla superficie dei pianeti come conseguenza delle variazioni (osservate) dello spettro del Sole nelle bande ultravioletta e X. L'importanza degli studi sulle oscillazioni solari risiede nel fatto che le modalità di oscillazione consentono di avere indicazioni sulla struttura interna del Sole e di verificare quindi la validità dei modelli teorici. Un altro problema riguarda i neutrinisolari. Queste particelle sono prodotte nelle reazioni nucleari che avvengono all'interno del Sole (e delle stelle) e per la loro esigua sezione d'urto sono in grado di fuoruscire dal Sole venendo così emesse nello spazio. Il flusso di neutrini solari misurato a terra dal 1968 in poi è tuttavia risultato molto minore (per un fattore almeno tre) rispetto al flusso previsto dalle valutazioni teoriche, che peraltro spiegano bene la luminosità ottica e le altre proprietà del Sole. Nel 1992 un'équipe europea ha osservato per la prima volta, nei laboratori del Gran Sasso, i neutrini che provengono dalla reazione di fusione principale del centro del Sole.
Campi magnetici sul Sole
Il Sole possiede un debole campo magnetico generale (dell'ordine del gauss) che è stato rilevato (H. D. e H. W. Babcock, 1952) mediante magnetografi. Le curve sui magnetogrammi che si ottengono rivelano la presenza di un campo magnetico variabile, ma con polarità opposte ai due poli Nord e Sud. Risale invece all'inizio del secolo la scoperta degli intensi campi magnetici presenti nelle macchie (Hale 1908) sebbene una teoria completa su queste non sia ancora oggi stabilita (spiegazione dell'inversione del campo a ogni nuovo ciclo, dell'origine delle macchie). L'osservazione della scomposizione di una riga spettrale per effetto Zeeman permette di valutare l'intensità del campo di una macchia (da 500 a 3.600 gauss). La sonda “Pioneer 11” ha misurato per la prima volta il campo magnetico solare alla distanza di 200 milioni di km dal piano della eclittica. Il campo magnetico sarebbe diretto radialmente, in accordo con un modello di campo a struttura bipolare; l'emissione corpuscolare da parte del Sole, il cosiddetto vento solare, trasporta il campo verso l'esterno in ogni direzione. Per quanto riguarda l'origine delle macchie si pensa oggi che derivino da vortici che si formano nell'interno della fotosfera dal gas fortemente ionizzato, che genera correnti elettriche responsabili dei campi magnetici che alterano così in modo complesso il moto dei vortici. (V. anche MAGNETOFLUIDODINAMICA.)
Spettro solare
A causa della distanza relativamente piccola per un osservatore terrestre lo spettro solare è lo spettro di stella meglio conosciuto e viene largamente utilizzato come confronto nello studio delle atmosfere stellari. Lo spettro globale del Sole non differisce da quello di una stella di caratteristiche analoghe; il Sole offre però l'opportunità di studiare separatamente singole zone di particolare interesse: così le macchie solari presentano uno spettro corrispondente a una sorgente di temperatura inferiore a quella della fotosfera adiacente (4.400 ºK); si nota in esse anche la presenza di bande di idrocarburi e ossidi. La presenza di un intenso campo magnetico rende possibile l'osservazione dello sdoppiamento delle righe per effetto Zeeman e la misura del campo magnetico ivi esistente, le cui linee di forza sono perpendicolari alla superficie solare mentre sono via via più inclinate in prossimità delle zone di penombra.
Radiazione corpuscolare
Il Sole emette anche una radiazione corpuscolare, il cosiddetto “vento solare” costituito da particelle cariche (principalmente protoni ed elettroni) che vengono espulse dal Sole con velocità dell'ordine di 100 ÷ 200 km/s. L'intensità e la velocità del vento solare variano col ciclo solare e col periodo di rotazione di 27,5 giorni del Sole.
Emissioni radio
La cromosfera e la corona sono costituite da gas altamente ionizzato, perciò, mentre sono praticamente trasparenti nel campo ottico, sono altamente radioemittenti. I primi tentativi di captare onde radio dal Sole risalgono alla fine del XIX sec. e sono dovuti a sir Oliver Lodge, sebbene le ricerche non fossero coronate da successo a causa della bassa sensibilità degli apparecchi utilizzati. Tali ricerche ebbero particolare impulso, con mezzi più adeguati, nel 1942, e col rapido progresso della radiotecnica hanno permesso di svelare un nuovo aspetto della nostra stella. Le osservazioni radio “vedono” cioè un Sole di dimensioni maggiori di quello osservabile otticamente soprattutto quando si osserva con onde metriche che provengono dalla corona (quelle centimetriche provengono invece dalla cromosfera). Il Sole emette la cosiddetta radiazione di fondo, praticamente costante per periodi di molti mesi e osservabile su tutte le lunghezze d'onda oggi studiate; tale componente ha un'origine termica, cioè è causata dalla temperatura solare. A tale componente di base si somma, a particolari lunghezze d'onda e in particolari periodi di attività, soprattutto associata alla presenza di macchie e brillamenti sul Sole ottico, una componente piuttosto complessa che si distingue in radiazione rinforzata (di tipo 1º e 2º), associata a presenza di macchie, e in bruschi aumenti di intensità di breve durata associati alla presenza di brillamenti (burst).
Relazioni tra i fenomeni solari e terrestri
I fenomeni solari hanno una diretta influenza sul magnetismo terrestre: la causa delle più intense tempeste magnetiche è legata alla comparsa di brillamenti. Analogamente è legata all'attività solare la comparsa di aurore boreali e australi che si verificano con maggiore frequenza durante i massimi del ciclo solare. Un altro indice dell'influenza dell'attività solare sulla Terra è rivelato nella crescita degli alberi: sembra infatti che gli anelli dei tronchi siano disposti in gruppi di undici e che quelli di dimensioni maggiori corrispondano agli anni di massimo di attività. Anche le inondazioni del Nilo sembrano seguire il ciclo solare, sono cioè maggiori durante il massimo di questo: più in generale, gli anni di massimo corrispondono a quelli in cui si hanno maggiori precipitazioni di piogge; si è osservato parallelamente un aumento del livello dei grandi laghi africani durante i massimi del ciclo. All'osservatorio di Blue Till (Arizona) si è notato che durante il massimo di attività solare cade il 40% di più di neve; nello stesso periodo il numero degli iceberg è più del doppio.
θ Pannelli solari (foto7)

Foto1: Sole
Foto2: Corona
Foto3: Eruzione nella cromosfera

Foto4: Brillamento solare
Foto5: Atmosfera del sole
Foto6: Tempesta solare ultravioletta

Foto7: Pannelli solari
Foto8: Interno del sole

Esempio



  


  1. sese

    venere descritta con similitudini o metafore