La nostra stella, il Sole


    [12/06/2004]

    Introduzione

    Il Sole è stato da sempre un punto di riferimento per l'Uomo verso la compresione dell'Universo che lo circonda.

    L'alternarsi del giorno e della notte e delle stagioni, il verificarsi del fenomeno delle eclissi, sono stati sempre alla base di ogni tentativo di comprensione.

    E' però a partire dal Seicento che, affermandosi il sistema copernicano e l'impiego del telescopio, comincia seriamente lo studio del Sole.

    Immagine - 1 - Il tramonto del Sole, la nostra stella da cui dipende la vita sulla Terra

    Immagine - 1 - Il tramonto del Sole, la nostra stella da cui dipende la vita sulla Terra.

    Data la sua vicinanza alla Terra, circa 150 milioni di chilometri, il Sole è l'unica stella di cui si possono osservare direttamente ed in dettaglio i fenomeni fisici che si manifestano sulla sua superficie ed in altre zone a diverse profondità .

    Queste osservazioni sono particolarmente importanti perché aiutano gli astrofisici a valutare le teorie sulla struttura ed evoluzione stellare.

    Lo studio del Sole non è solo importante per l'Astrofisica ma anche per la Fisica in generale.

    Il Sole infatti può essere considerato come un gigantesco laboratorio dove si possono osservare quasi in tempo reale - la luce impiega circa 8 minuti per percorrere la distanza Sole-Terra - i fenomeni fisici in condizioni di temperatura e densità  estreme, non possibili da ottenere nei laboratori a Terra.

    Lo studio di questi fenomeni riguarda vari campi della Fisica, cioè dalla Fisica Nucleare alla Fisica Atomica, dalla Fisica del Plasma alla Magnetoidrodinamica.

    Immagine - 2 - L'interazione Sole-Terra

    Immagine - 2 - L'interazione Sole-Terra: il vento solare arriva fino agli strati più alti dell'atmosfera terrestre e si manifesta con il fenomeno delle aurore ©SOHO-NASA/ESA.

    Da più di un secolo, noi sappiamo che il Sole influenza anche i processi fisici che avvengono nell'alta atmosfera terrestre e che sono oggetto di studio di un altro settore della Fisica, cioè la Geofisica.

    La Terra è come "immersa" nel Sole o meglio nella sua regione più tenue della sua atmosfera che continuamente fluisce verso l'esterno nello spazio interplanetario sottoforma di "vento solare".

    Oggi esiste tutta una problematica nota come Fisica Sole-Terra che studia le molteplici relazioni fra attività  solare e fenomeni geofisici.

    Costituzione fisica del Sole

    La seguente tabella riassume i parametri fisici del Sole.

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    Tipo Spettrale G2
    Età  4,6 miliardi di anni
    Distanza Sole-Terra 150 Milioni di Km
    Massa 2x1030Kg
    Densità  media 1,4 g/cm3
    Luminosità  4x1033 erg/sec
    Temperatura superficiale media 6000oK
    Raggio equatoriale 700.000 Km
    Composizione chimica principale Idrogeno 92% / Elio 7,8%

    Il Sole può essere considerato come un grande ed immenso ammasso di gas di forma quasi sferica in cui le caratteristiche fisico-chimiche - pressione, densità , temperatura, composizione chimica - variano in modo lungo il suo raggio.

    Gli astrofisici definiscono due regioni principali che riguardano l'atmosfera e l'interno del Sole.

    Per atmosfera solare si intende l'insieme degli strati esterni da dove viene emessa direttamente la radiazione elettromagnetica, mentre per interno solare si intende l'insieme degli strati sottostanti.

    Si può pensare che questo grande ammasso di gas potrebbe espandersi nello spazio oppure subire un collasso gravitazionale.

    In realtà  il Sole ha mantenuto la sua configurazione attuale per miliardi di anni e perciò ci deve essere stato un equilibrio tra le forze che tenderebbero a farlo espandere e quelle che invece tenderebbero a farlo collassare.

    Come tutti i corpi celesti, anche il Sole è dotato di un moto di rotazione attorno ad un asse inclinato di circa 7° rispetto al piano dell'eclittica, cioè il piano dell'orbita terrestre attorno al Sole.

    La velocità  angolare è massima all'equatore dove è minimo il periodo di rotazione che è di circa 25 giorni, mentre risulta di circa 30 giorni ai poli.

    Considerando che la composizione chimica del Sole sia stata all'inizio della sua evoluzione analoga a quella della materia interstellare da cui esso si è formato e basandosi sull'ipotesi che il meccanismo di produzione dell'energia emessa sia costituito dalla fusione nucleare, l'Astrofisica Teorica ci permette di costruire un modello evolutivo del Sole.

    Dal modello dell'interno del Sole si desume che l'energia viene trasferita verso l'esterno attraverso un processo di radiazione interagendo con la materia.

    L'energia, prodotta sotto forma di raggi gamma, viene lentamente trasformata in raggi-X, poi in raggi-UV fino a diventare radiazione elettromagnetica visibile.

    Il trasporto principale dell'energia avviene per convezione, cioè attraverso moti turbolenti di materia che proveniendo dagli strati interni più caldi vengono trasferiti verso gli strati superiori che, a loro volta essendo più freddi, ridiscendono verso gli strati inferiori, un pò come in una pentola che bolle.

    Immagine - 3 - La struttura interna del Sole

    Immagine - 3 - La struttura interna del Sole. Al centro è presente il nucleo, circondato dallo strato radiativo e dallo strato convettivo. Fotosfera e cromosfera rappresentano il limite del Sole, oltre i quale si estende solo la corona, costituita da gas rarefatti. ©Astronomia.altervista.org.

    L'atmosfera del Sole, così come quella delle altre stelle, è sede di numerose perturbazioni che concorrono a formare quei fenomeni che caratterizzano l'attività  solare o stellare.

    Questa attività  solare è ciclica e nel caso del Sole il ciclo dura 11 anni.

    Durante le fasi di minimo dell'attività  solare, l'atmosfera è prossima ad uno stato fisico chiamato di "Sole quieto".

    Gli strati più profondi dell'atmosfera solare costituiscono la fotosfera. Alla base della fotosfera, che si estende per circa 400 Km, la temperatura assoluta è di circa 6000°K e il minimo valore, 4000°K, viene raggiunto verso gli strati più esterni.

    Il livello a cui si ha il valore minimo della temperatura rappresenta la base dello strato di atmosfera chiamato cromosfera, che si estende per circa 7000 Km sopra la fotosfera.

    Al livello superiore della cromosfera, la temperatura può raggiungere anche qualche milione di gradi Kelvin e qui la densità  può arrivare a valori dell'ordine di dieci miliardi di miliardi di volte inferiore a quella dell'aria che respiriamo.

    Questa regione dell'atmosfera solare è nota come corona e la Terra è come se vi fosse immersa durante il suo moto di rivoluzione.

    E' importante notare che radiazioni elettromagnetiche di diversa lunghezza d'onda provengono da strati diversi dell'atmosfera solare: le onde radio provengono dala corona e dalla parte alta della cromosfera; la radiazione IR lontana proviene da strati diversi della bassa cromosfera e fotosfera; l'IR vicino, la luce visibile e la radiazione UV provengono esclusivamente dalla fotosfera mentre l'UV estremo e i raggi-X sono dovuti alla cromosfera e alla corona.

    Altre caratteristiche del Sole quieto sono la granulazione fotosferica, la granulazione cromosferica e le spiculae.

    La granulazione fotosferica, che si osserva solo in condizioni favorevoli, è costituita da elementi brillanti, di forma poligonale, e rappresenta la manifestazione superficiale dello strato convettivo.

    Queste strutture possono raggiungere diametri dell'ordine di 50.000 Km e vengono chiamate supergranuli o celle di supergranulazione dove il gas sembra emergere dal centro e immergersi lungo i contorni.

    Lungo i contorni delle celle di supergranulazione si addensano le spiculae, strutture di forma conica con una sezione alla base di circa 1000 Km di diametro per una altezza di circa 10.000 Km.

    La loro vita dura poco, circa 5-10 minuti. Sembra che le spiculae siano la manifestazione del meccanismo di trasporto dell'energia dagli strati sotto la fotosfera verso l'atmosfera più esterna.

    Immagine - 4 - Struttura interna del sole

    Immagine - 4 - A sinistra - La parte più interna (in bianco) è il nucleo, che contiene quasi metà  della massa del Sole in appena il 2% del volume della stella. Il nucleo è la regione più calda e più densa della nostra stella, dove hanno luogo le reazioni nucleari che trasformano l'idrogeno in elio, producendo luce e calore. L'energia prodotta nel nucleo viaggia attraverso lo strato successivo dell'interno solare, la cosiddetta zona radiativa (in rosso chiaro), ed eventualmente raggiunge la zona convettiva (in rosso scuro), dove il trasporto del calore avviene attraverso il movimento di enormi masse di gas. I moti convettivi sono responsabili della struttura "granulare" che caratterizza la superficie del Sole. Quest'ultima è detta anche fotosfera, perché è lo strato solare nel quale viene emessa la maggior parte della luce visibile che raggiunge la Terra. (Credit: A.Marchini & M.Menichella). A destra - La sua superficie si presenta granulosa a causa dei moti convettivi che fanno affiorare dall'interno bolle di gas incandescente. Nella zona esterna, la corona, si vede una grande protuberanza. ©SOHO-NASA/ESA)

    Attività  solare

    Le complesse interazioni fra i campi magnetici e i moti del plasma nell'atmosfera solare danno luogo alle molteplici manifestazioni di attività  che variano nel tempo e si concentrano in regioni fra loro interagenti che vengono chiamate Regioni Attive.

    Immagine - 5 - Un confronto di tre immagini riprese con lo strumento EIT

    Immagine - 5 - Un confronto di tre immagini riprese con lo strumento EIT (Extreme UltraViolet Imaging Telescope ) alla lunghezza d'onda di 195 à… in diversi anni che illustra come comincia ed aumenta il ciclo dell'attività  solare. Il ciclo di 11 anni ha raggiunto poi il massimo nell'anno 2000. La temperatura della corona è di circa 1 milione di gradi Kelvin. Durante la fase di massimo, appaiono le macchie solari, brillamenti e protuberanze della corona. ©SOHO-NASA/ESA)

    La prima manifestazione in queste Regioni Attive, che può durare diversi mesi, è costituita dal sorgere di campi magnetici dovuti agli strati più bassi della fotosfera.

    Si tratta di campi magnetici discontinui, a forma di arco, legati ai processi fisici che avvengono negli strati esterni superficiali.

    Immagine - 6 - Immagine in falsi colori che mette in evidenza la struttura del campo magnetico solare

    Immagine - 6 - Immagine in falsi colori che mette in evidenza la struttura del campo magnetico solare. Le regioni scure sono sede di polarita' magnetica positiva, quelle chiare di polarita' negativa. ©SOHO-NASA/ESA)

    Giornalmente si formano centinaia di Regioni Attive e di queste solo una al giorno in media riesce a sopravvivere e quindi a evolversi in fasi successive.

    Contemporaneamente, o subito dopo il sorgere dei campi magnetici, si formano delle strutture brillanti note come facole.

    L'estensione di queste strutture è pari a qualche centesimo della superficie solare ma la loro area è enorme se confrontata con la scala terrestre: si tratta cioè di aree dell'ordine di decine di miliardi di chilometri quadrati.

    Le Regioni Attive possono poi evolvere ad una fase successiva che è la più attiva e che può durare da una a diverse settimane, dando origine a macchie, brillamenti e protuberanzea rapida evoluzione.

    Le macchie solari sono state le prime ad essere storicamente osservate.

    Una macchia ben sviluppata è costituita da due parti: una zona centrale, più scura, di forma rotondeggiante, chiamata ombra, ed una zona più esterna, la penombra, costituita da filamenti radiali.

    L'ombra è sede di campi magnetici migliaia di volte più intensi del campo magnetico terrestre.

    Immagine - 7 - Particolare di un gruppo di macchie solari

    Immagine - 7 - Particolare di un gruppo di macchie solari. La granulazione deriva da eruzioni turbolente di energia alla superficie. ©National Solar Observatory / Sacramento Peak)

    Le macchie appaiono scure rispetto alle regioni circostanti perché la temperatura nel loro interno risulta di circa 2000 gradi inferiore a quella delle regioni circostanti.

    Le macchie si presentano in gruppi le cui dimensioni possono essere equivalenti a quelle di una facola media e possono durare da meno di un giorno fino a qualche mese.

    Immagine - 8 - Evoluzione temporale di un gruppo di macchie solari

    Immagine - 8 - Evoluzione temporale di un gruppo di macchie solari. Le macchie solari seguono il movimento di rotazione del Sole e cambiano forma e dimensioni con il passare dei giorni.

    Tutto ha inizio quando, in una zona della fotosfera, si forma una regione scura di qualche migliaio di chilometri (detta "poro"); in genere esse scompaiono nel giro di qualche ora, mentre in alcuni casi cominciano ad espandersi gradualmente.

    Quando intorno ad esse si può notare una zona di penombra (seppur molto debole), possiamo parlare di macchia.

    La vita media di una macchia singola è di qualche giorno; generalmente però esse nascono a coppia o a gruppi, e in tal caso possono avere una vita di qualche settimana.

    Alcuni gruppi di macchie possono essere particolarmente longevi, e durare per mesi.

    Le macchie solari seguono il movimento di rotazione del Sole ed in passato hanno aiutato gli astronomi a calcolare la sua velocità  di rotazione.

    Una macchia solare infatti impiega 13,5 giorni per attraversare la faccia visibile del Sole, e rimane nascosta per altri 13,5 nella faccia nascosta.

    Quindi, se essa è ancora "in vita", ritornerà  nel punto di partenza dopo 27 giorni (che corrisponde al periodo di rotazione sinodica - non a quello siderale - dato che anche la Terra si sposta in tale periodo).

    Questo ovviamente vale per le macchie che si trovano ad una longitudine solare media di 45°; infatti la rotazione del Sole è differenziale, aumentando dai poli verso l'equatore.

    La manifestazione più appariscente delle Regioni Attive è quella associata ai brillamenti che possono causare delle conseguenze sulle caratteristiche fisico-chimiche dello spazio interplanetario fino all'atmosfera terrestre.

    Un brillamento consiste di una rapida emissione ad alta energia - raggi gamma, raggi-X, UV, visibile, radio - di radiazione elettromagnetica proveniente da una regione relativamente piccola.

    Il fenomeno può durare mediamente 10 minuti e la densità  di energia emessa può superare centomila volte quella del gas circostante.

    Immagine - 9 - Un brillamento solare osservato dallo strumento EIT

    Immagine - 9 - Un brillamento solare osservato dallo strumento EIT (Extreme UltraViolet Imaging Telescope) a bordo di SOHO (SOlar Heliospheric Observatory) alla lunghezza d'onda di 195à… il 2 Maggio 1998. Un brillamento solare, chiamato dagli astrofisici flare, consiste di una rapida ed intenza variazione di luminosità  e si ha quando l'energia del campo magnetico che raggiunge la superficie solare viene rilasciata, lanciando verso l'esterno la materia ad una velocità  di alcuni milioni di chilometri all'ora. In alcuni punti della superficie le linee di forza del campo magnetico si riconnettono e si cancellano reciprocamente e questo causa la fuoriuscita del plasma. Nell'immagine si nota inoltre il gas coronale alla temperatura di un milione e mezzo di gradi e le strutture del campo magnetico solare. ©SOHO-NASA/ESA)

    Le protuberanze invece, tipiche della fase di massima attività  solare, possono essere considerate come delle disomogeneità  della corona e hanno una temperatura cento volte minore ed una densità  cento volte maggiore di quelle dell'ambiente circostante.

    Le protuberanze sono alimentate dalla presenza di campi magnetici e possono durare da qualche ora fino a qualche mese.

    Immagine - 10 - Osservazione di una protuberanza ripresa con lo strumento EIT (Extreme UltraViolet Imaging Telescope) il 14 Settembre 1999

    Immagine - 10 - Osservazione di una protuberanza ripresa con lo strumento EIT (Extreme UltraViolet Imaging Telescope) il 14 Settembre 1999. Le protuberanze sono gigantesche nubi di plasma denso che rimangono sospese nella corona solare. A volte possono eruttare e sfuggire dall'atmosfera solare. In questa immagine, la temperatura dell'alta cromosfera è di circa 60.000 °K. Si notano anche le strutture del campo magnetico superficiele dove le regioni più calde sono più chiare e le zone a più bassa temperatura sono più scure. ©SOHO-NASA/ESA)

    Immagine - 11 - Particolare di una protuberanza ripresa dal satellite SOHO il 24 Luglio 1999 alla lunghezza d'onda di 304 à…

    Immagine - 11 - Particolare di una protuberanza ripresa dal satellite SOHO il 24 Luglio 1999 alla lunghezza d'onda di 304 à…. Per confronto è mostrata l'immagine della Terra. Questa fase eruttiva dell'attività  solare quando raggiungel'atmosfera terrestre può determinare problemi alle comunicazioni e ai sistemi di navigazione e si manifesta nell'alta atmosfera terrestre con il fenomeno delle aurore visibili nei cieli boreali e australi durante le notti. ©SOHO-NASA/ESA)

    Le Regioni Attive in generale non sono costanti nel tempo ma variano secondo un periodo di circa 11 anni, chiamato ciclo di attività  solare.

    La periodicità , la forma e l'ampiezza del ciclo possono subire delle variazioni difficilmente prevedibili.

    Inoltre, oggi sappiamo che manifestazioni diverse di attività  solare, pur seguendo nelle linee generali il ciclo di 11 anni, possono presentare delle variazioni nei particolari.

    Immagine - 12 - Il numero di macchie solari varia molto nel corso di ogni ciclo solare e da un massimo all'altro

    Immagine - 12 - Il numero di macchie solari varia molto nel corso di ogni ciclo solare e da un massimo all'altro. Si noti come il picco di massima intensità  si ripeta ogni 11 anni. ©SOHO-NASA/ESA

    Durante il minimo il Sole è senza traccia di macchie anche per molte settimane, mentre all'epoca del massimo si possono osservare da 10 a 20 gruppi di macchie sulla sua superficie.

    Generalmente i passaggi dal minimo al massimo avvengono tanto più velocemente quanto più quest'ultimo sarà  alto.

    L'ultimo massimo si è verificato nel 2002, quindi il prossimo ricorrerà  nel 2013.

    Nascita del Sole

    Gli astrofisici ritengono che il Sole e le altre stelle si siano formati in seguito al collasso gravitazionale di nubi di gas interstellare e polveri.

    Quando la temperatura delle regioni centrali della nube raggiunge valori dell'ordine del milione di gradi, si innescano le reazioni nucleari di fusione, cessa la contrazione gravitazionale e quella che poteva considerarsi una protostella diventa una stella vera e propria, cioè una struttura che irradia energia in seguito alle reazioni nucleari.

    La fase di irraggiamento comincia dopo circa 20.000 anni dalla fase di contrazione gravitazionale.

    La prima reazione ad aver avuto luogo è quella della fusione di un nucleo di idrogeno pesante - deuterio, formato cioè da un protone e da un neutrone - con un protone, idrogeno normale, per formare un nucleo di elio costituito da due protoni ed un neutrone.

    Esaurito il deuterio, la temperatura diminuisce e la pressione non è più in grado di equilibrare la contrazione gravitazionale.

    Subentrata una fase più lunga di contrazione in seguito alla quale, dopo circa 10 milioni di anni da quando è nato il Sole, la temperatura delle regioni centrali raggiunge circa 7 milioni di gradi.

    In queste condizioni si innesca la reazione di fusione dell'idrogeno in elio che è in atto ancora oggi dopo circa 4,6 miliardi di anni e che mantiene in vita il Sole.

    Immagine - 13 - Schema di fusione nucleare

    Immagine - 13 - Schema di fusione nucleare.

    Il destino del Sole

    Il Sole, come tutte le altre stelle della Galassia e dell'Universo, dovrà  un giorno spegnersi.

    Data l'equivalenza tra massa ed energia, E=mc2, poiché la massa delle stelle è finita esse non possono continuare ad irraggiare per un tempo infinito.

    I calcoli matematici ci dicono che il Sole rimarrà  ancora nella fase attuale per altri 5 miliardi di anni circa durante i quali continuerà  il processo di fusione nucleare dell'idrogeno in elio.

    Successivamente, quando l'idrogeno sarà  quasi completamente esaurito perché trasformato in elio, la pressione non sarà  più in grado di controbilanciare gli strati superiori.

    La regione centrale tenderà  allora a contrarsi riscaldandosi ed intensificando il processo di fusione idrogeno-->elio.

    Questo eccesso di energia tenderà  a far espandere e raffreddare gli strati esterni del Sole il quale evolverà  così rapidamente verso un tipo di stella chiamata gigante rossa.

    Il diametro del Sole potrà  raggiungere e superare quello dell'orbita terrestre per cui ogni forma di vita sulla Terra sarà  già  estinta.

    Quando poi la temperatura delle regioni centrali avrà  raggiunto i circa 100 milioni di gradi, si innescherà  la reazione di fusione dell'elio in carbonio e, all'esaurirsi dell'elio, si ripeterà  lo stesso fenomeno fisico verificatosi all'esaurimento dell'idrogeno.

    La regione centrale del Sole dovrebbe quindi contrarsi verso uno stato finale noto come stella nana bianca mentre gli strati superficiali dovrebbero espandersi sino a disperdersi nello spazio interstellare.

    Immagine - 14 - Diagramma di Herzsprung-Russell

    Immagine - 14 - Diagramma di Herzsprung-Russell che illustra l'evoluzione stellare nel piano luminosità -temperatura superficiale.

    Al punto A il Sole comincia la fusione nucleare.

    Dopo circa 5 miliardi di anni, punto B, ha consumato metà  idrogeno, trasformato in elio.

    Quando l'idrogeno nel nucleo del Sole è stato completamente consumato, comincia la fusione dell'idrogeno in un involucro attorno al nucleo portando il raggio del Sole ad un incremento del 40% e ad una luminosità  circa due volte maggiore.

    Dopo circa 1,5 miliardi di anni, la superficie del Sole diventa circa 3 volte più grande delle dimensioni attuali e la sua temperatura superficiale raggiunge 4300 °K, punto C.

    Visto dalla Terra il Sole ha un disco più grande di color arancio, la temperatura sulla Terra è aumentata di circa 100 gradi causando l'evaporazione dei mari e la vita probabilmente si sarà  già  estinta.

    Dopo circa 250 milioni di anni, le dimensioni del Sole cresceranno di 100 volte e la sua luminosità  sarà  500 volte maggiore.

    La temperatura del nucleo avrà  raggiunto valori elevati che in una sola grande esplosione tutto l'elio sarà  fuso in carbonio, punto D, ed 1/3 della massa sarà  spazzata nello spazio interplanetario.

    Il Sole è una supergigante rossa, punto E.

    L'evoluzione successiva dovrebbe portare il Sole a diventare sempre più brillante con gli strati più esterni spazzati nel mezzo interplanetario sottoforma di vento solare, come in una nebulosa planetaria, punto F.

    La fase finale dell'evoluzione solare dovrebbe portare la stella a formare la nana-bianca al centro della nebulosa planetaria, punto G, con una massa pari alla metà  della massa solare attuale ma con una enorme densità , circa 2 tonnellate per centimetro cubico.

    La nana-bianca, residuo del Sole in seguito alla sua evoluzione, sarà  destinata a raffreddarsi nel tempo.

    Questa sarà  la fine della nostra stella, con ciò che rimane dei pianeti in orbita attorno ad essa.

    Sitografia

    SPICULA - Da Wikipedia, l'enciclopedia libera. http://it.wikipedia.org/wiki/Spicula

    SOHO - Solar and Heliospheric Observatory http://sohowww.nascom.nasa.gov

    ESA - European Space Agency www.esa.int

    NSO - National Solar Observatory www.nso.edu



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