| una stella ordinaria | alcune prorietà fisiche | la nascita del Sole | la formazione dell'energia |
| fenomeni solari | il futuro del sole | dati del Sole | approfondimenti |
Il Sole è la stella centrale del nostro sistema solare, nel diagramma H-R è
posizionata nella sequenza principale con la classe spettrale G2. Il Sole è
situato in un braccio a spirale della nostra galassia, in quello che è chiamato
braccio di Orione a circa 30.000 anni luce da centro della Galassia. La distanza
dalla Terra è di 150 milioni di chilometri, oppure 8 minuti luce.
Il Sole è una delle 300 miliardi di stelle della nostra galassia, conosciuta come Via Lattea. Il Sole, con il suo sistema di pianeti, orbita intorno al centro della Via Lattea in 225 milioni di anni, che equivale ad un anno galattico. Quindi, il Sole compie questa rivoluzione ad una velocità di 220 km/s.
immagine 1 rappresentazione del cielo nel sistema geocentrico
Il Sole ha un diametro di 1.4 milioni di km (circa tre volte la distanza
Terra-Luna) e la sua massa è di 330.000 volte la massa della Terra. Il Sole è
composto per il 78% da idrogeno, 20% da elio ed il restante 2% da altri elementi
pesanti.
All’equatore, il sole ruota intorno al suo asse in 25 giorni, ma ai poli ruota
in più di 30 giorni. Questa è chiamata rotazione differenziale.
immagine 2: rapporto tra le dimensioni della Terra ed il Sole
Il Sole si è formato circa 5 miliardi di anni fa dal materiale interstellare;
esso non era uniformemente distribuito, ma era aggregato in forma di nubi.
Quando la forza gravitazionale ha iniziato lentamente a condensare le particelle
di questa nube, nacque il cosiddetto protosole. Essendo questa nube in
rotazione, si formò un disco di polveri orbitante intorno all’equatore del protosole. Sia il protosole che il disco continuarono la compressione. Durante
la compressione, la grandezza della nube originaria diminuì di una frazione, la
sua pressione aumentò ed il protosole iniziò ad emettere radiazione infrarossa.
La gravità causata dal protosole continuò la compressione e come conseguenza il
suo nucleo si accese. Quando il nucleo raggiunse la temperatura di 10 milioni di
gradi centigradi, prese posto un più grande cambiamento: le reazioni nucleari
iniziarono ed il sole si illuminò. Il Sole entrò nella fase delle sequenza
principale, dove tuttora sta. Oggi, la nostra stella centrale è
approssimativamente nel “mezzo del cammin della sua vita” della sua tranquilla
fase principale. Noi abbiamo altri 5 miliardi di anni per godere del suo tiepido
calore.
immagine 3: rappresentazione dei vari gusci interni al Sole
L’energia del Sole è creata all’interno dall’enorme calore e pressione che danno
luogo alla fusione nucleare (nell’enorme temperatura e pressione quattro nuclei
di idrogeno si combinano a formare un nucleo di elio, reazione che libera una
grande quantità di energia in forma di fotoni gamma e particelle come i neutrini
che vengono espulsi dalla stella). Questa energia è trasportata all’esterno del
nucleo per il 70% dalla radiazione e per il restante 30 % dalla convezione (allo
stesso modo di come il calore viene trasportato dal fondo alla superficie di una
pentola d’acqua in ebollizione). Sulla superficie del sole la convenzione può
essere vista come una granulazione che assomiglia a delle bolle. Le correnti di
plasma che si muovono all’interno e la rotazione del Sole formano un complesso
campo magnetico che cambia di polarità ogni 11 anni circa.
immagine 4: il Sole visto in H-alfa
Il campo magnetico può formare degli archi sulla superficie del Sole. In queste
aree l’energia emergente è in parte bloccata e la temperatura superficiale è
leggermente più bassa. A causa della differenza di temperatura, vediamo queste
aree come delle macchie. In prossimità delle
macchie, l’intensità del campo
magnetico può essere maggiore di 3.000 volte. Le macchie sono parte di regioni
attive dove avvengono brillamenti ed eruzioni. La corona solare, con una
temperatura di 1.000.000 di gradi, esterna alla figura del sole si espande come
vento solare. Il vento solare trasporta il plasma attraverso il sistema solare.
Fortunatamente, il nostro pianeta e la vita che vi prolifera è protetto
dall’atmosfera (specialmente dallo strato di ozono) e dalla magnetosfera.
Qualche volta le particelle espulse dal sole possono entrare nell’alta atmosfera
attraverso i poli terrestri generando le aurore.
immagine 5: macchia solare
Quando la riserva di idrogeno sarà esaurita, trasformata in elio dalla fusione
nucleare, la fusione dell’idrogeno cesserà e mancando la pressione che impedisce
il collasso della stella, la forza di gravità prenderà il sopravvento
comprimendo ed innalzando la temperatura del nucleo di elio fino ad iniziare una
nuova fusione nucleare. Tre atomi di elio saranno trasformati in un atomo di
carbonio, incrementando la velocità della reazione e la pressione ricomincerà a
contrastare la gravità. Come conseguenza, il Sole si espanderà ed entrerà nella
fase di gigante rossa e crescerà fino ad inglobare l’orbita di Marte. Il Sole
rimarrà in questa fase per circa 700 milioni di anni. Quando anche la fusione
dell’elio sarà terminata, le parti esterne del Sole saranno espulse nello spazio
dando vita ad una nebulosa planetaria. Il nucleo, invece continuerà a contrarsi
diventando una nana bianca delle dimensioni della Terra e non avendo più la
possibilità di innescare altre fusioni nucleari; pian piano si spegnerà.
immagine 6: abbondanza degli isotopi nel vento solare
Massa: 1.9891 x 1030 kg = 333,000 volte la massa della Terra
Diametro: 1,392,000 km = 109 volte la massa della Terra
Densità: 1.409 x volte la densità dell’acqua
Temperatura sulla superficie: 5,785 K
Temperature nella corona: >1,000,000 K
Temperature nel nucleo: 15,000,000 K
Magnitudine assoluta: 4.79
Magnitudine apparente: -26.78
Rotazione all’equatore: 25gg
Rotazione a 60° di latitudine: 29gg
immagine 7: Sole osservato con diversi filtri
approfondimenti: le macchie solari
Le
forme più interessanti osservabili sul Sole sono senza dubbio le macchie solari.
La loro presenza fu confermata nel secolo scorso, ma alcune testimonianze
affermano che la loro osservazione risale al 467 a.C. quando il filosofo greco
Anassagora osservò una macchia.
Successivamente, nel 300 a.C. Teofrasto dichiarò di averle viste, in quel
periodo anche l’astronomo cinese Kan Te le potè osservare quando le tempeste di
polvere che spazzavano le pianure della Cina del nord attenuavano la luce del
Sole consentendo l’osservazione senza rischi alla vista.
Ma queste testimonianze non sono altro che tracce sparse nella letteratura
antica.
Nel 1607 Johannes Kepler, desideroso di osservare il previsto transito di
Mercurio sul disco solare, ne proiettò l’immagine attraverso un piccolo foro nel
soffitto della sua casa ed osservò una macchia nera che ritenne essere il
pianeta. Il giorno seguente Kepler tentò di nuovo l’osservazione e notò ancora
la presenza di quella macchia, e poiché Mercurio impiega solo poche ore per
attraversare il disco solare comprese che quello che aveva osservato non poteva
essere Mercurio.
Nel 1609 dopo l’utilizzo del telescopio in astronomia iniziò lo studio
scientifico sulle macchie solari. Ne approfittò nel marzo 1611 Galileo Galilei,
ma le sue affermazioni sull’esistenza sulle macchie non andarono a buon fine
perché fu ostacolato dalla Chiesa, inoltre in quel tempo si credeva al concetto
di perfezione del Sole e dei Cieli, il Sole veniva quindi ritenuto perfetto,
privo di macchie.
Ma il primo che studiò le macchie solari in modo più dettagliato fu uno studente
di farmacologia dell’università di Berlino Heinrich Schwabe. Tutto incominciò
nel 1825 quando vinse con la lotteria un telescopio che utilizzò per osservare
il Sole, ma il suo vero obbiettivo era scoprire un ipotetico pianeta che si
supponeva che si trovasse all’interno dell’orbita di Mercurio. A stimolare tale
desiderio furono le cronache di William Herschel che nel 1781 scoprì Urano.
Decise di osservare il pianeta sconosciuto durante un transito sul Sole, ma per
far ciò doveva distinguere il disco del pianeta dalle macchie. Il pianeta non
venne scoperto mai, ma Schwabe si indirizzò con tale interesse sulle macchie
solari, infatti nel 1843 annunciò che il numero delle macchie aumentava e
diminuiva seguendo un ciclo fisso di 10.4 anni, oggigiorno corretto a 11.
Successivamente un astronomo dilettante britannico Richard Carrington si cimentò
anche lui all’osservazione del Sole. Lo studio vero e proprio incominciò nel
1853, quando, possedendo una gran somma di denaro si fece costruire un
osservatorio in località chiamata Redhill dotata di strumentazione
professionale. Egli scoprì che esse non soltanto si muovono ad intervalli
regolari, ma migrano in modo sistematico verso l’equatore solare. Inoltre scoprì
che le macchie hanno origine da due larghe fasce compresi tra i 20 e i 40 gradi
latitudine nord e altrettanto nella latitudine sud. Carrington capì subito che
studiando le macchie solari si poteva calcolare la velocità di rotazione del
Sole e ben presto dichiarò che le macchie che si formano a latitudini lontani
dall’equatore impiegavano per fare un giro completo circa 30 giorni mentre in
prossimità dell’equatore 27 . Questo gli fece capire che le varie parti della
superficie del Sole ruotano attorno all’asse solare a velocità diverse, fenomeno
che gli astronomi moderni hanno battezzato “rotazione differenziata”.
Nel 1908 un progettista americano di telescopi George Ellary Hale si costruì il
primo elio-spettrografo che utilizzò per osservare il Sole. Hale mentre stava
analizzando uno spettrogramma ottenuto lungo una banda che intersecava una
macchia notò che le sottili righe create dall’assorbimento della luce da
entrambi i lati della macchia si frazionavano in tre righe separate all’interno
della macchia stessa. Capì subito che si trattava dell’effetto Zeeman, cioè la
frammentazione delle righe spettrali nel caso in cui un elemento sia esposto a
un intenso campo magnetico. Da questa scoperta il fenomeno delle macchie solari
può essere spiegato in grandi linee così: l’intenso campo magnetico del Sole
impedisce in alcuni punti della Fotosfera (ossia la regione superficiale del
Sole) la risalita del calore proveniente dal nucleo formando così delle regioni
più fredde e dunque più scure, infatti la loro temperatura è di circa 4000°C
contro i 5770°C delle zone circostanti.
