Sole, entro il 2018 la Nasa lancerà una missione

La NASA conferma: il 2018 sarà l’anno del Sole. I ricercatori si preparano a scoprire nuovi dettagli sul vento solare e, in occasione della conferenza stampa, annunciano il cambio del nome della missione dedicata a Eugene Parker.

“E’ la prima volta che la NASA dà una nave spaziale il nome di una persona vivente”, ha dichiarato Thomas Zurbuchen, amministratore associato alla Direzione Scientifica della NASA di Washington.

La sonda volerà attraverso l’atmosfera del Sole a circa 3,9 milioni di miglia dalla superficie. A distanza di 60 anni dalla sua scoperta, dunque, la sonda di Parker decollerà alla volta del Sole, spingendosi dove mai nessun emissario umano era mai arrivato, alle soglie della corona. Data del lancio 31 luglio 2018. La missione è stata denominata Parker Solar Probe in onore di Eugene Parker, astrofisico del sole dell’Università di Chicago che nel 1968 aveva scritto di venti solari e del sistema magnetico solare.

La sonda dovrà affrontare e resistere alle altissime temperature del Sole, che superano anche i 1700 grandi, e non raggiungerà la superficie dell’astro ma si fermerà nella corona solare, la zona dell’atmosfera in cui il calore risulta essere maggiore e che si estende per decine di milioni di chilometri dalla superficie della stella.

Avrà l’obiettivo di svelare i segreti del Sole avvicinandosi come mai nessuno ha fatto prima.

“La sonda solare sarà la missione più calda e più veloce. Come avete sentito parlare del lavoro rivoluzionario del Dr. Parker, fin dal 1958, non siamo ancora riusciti a rispondere a molte domande chiave”, hanno dichiarato gli scienziati. Solar Probe Plus potrà osservare i cambiamenti di velocità del vento solare, da subsonico a supersonico e la formazione delle particelle solari altamente energetiche.

Oltre quarant’anni fa, un astronomo dilettante esplorando gli scaffali di una biblioteca pubblica avrebbe probabilmente trovato una copia del libro di William Baxter The Sun and the Amateur Astronomer (Il Sole e l’astronomo dilettante). Il testo di questo autore inglese è stato di ispirazione per molti astrofili interessati all’astronomia solare, spiegando nei dettagli il come e il perché delle tecniche utilizzate per osservare il Sole.

Nel suo libro Baxter, con molta pazienza, spiegava accuratamente come un astronomo dilettante, utilizzando solo un modesto telescopio, un blocco per appunti e la macchina fotografica, potesse tranquillamente registrare l’attività solare. Nel corso degli anni tanti astrofili, me compreso, hanno trovato molto prezioso il lavoro di Baxter per coltivare l’hobby dell’astronomia solare: il suo fu il primo libro ad essere esplicitamente scritto per lo studio amatoriale del Sole. Un astronomo dilettante di quell’epoca difficilmente sarebbe stato in grado d’immaginare l’attuale scenario astronomico. Infatti, in questi anni, l’astronomia osservativa ha vissuto una completa rivoluzione.

Ad esempio, ora carta e matita, di vitale importanza al tempo di Baxter per il disegno di quanto visibile all’oculare, servono solo per prendere appunti o fare rapidi schizzi. Il sensore elettronico (CCD) ha sostituito la pellicola fotografica, e per quelli che tentano di registrare i più fini dettagli solari sono indispensabili tecniche video avanzate. Per l’osservatore di qualche decennio fa, un’altra sorpresa potrebbe essere la grande disponibilità di telescopi commerciali, specificamente pensati per le osservazioni solari. In passato, le osservazioni monocromatiche, cioè fatte utilizzando solo una “sottile finestra” dello spettro solare, erano accessibili solo all’autocostruttore in grado di assemblare i delicati strumenti necessari per eseguire queste osservazioni.

Tali strumenti, cioè lo spettroelioscopio e il monocromatore, erano costosi e spesso al di là della bravura del tipico autocostruttore di telescopi. Da allora, la disponibilità di telescopi solari e filtri per l’osservazione nella luce Halfa dell’idrogeno e nella riga K del calcio hanno risvegliato l’interesse per l’astronomia diurna di tutta una nuova generazione di osservatori. Al giorno d’oggi gli astronomi dilettanti, utilizzando un telescopio solare accoppiato a una economica webcam collegata a un computer, stanno producendo video dettagliati dell’attività cromosferica, un campo che in precedenza era esclusivo dominio dell’astronomo professionista operante in un Osservatorio solare posto ad alta quota. Mai prima d’ora sono esistite tali e tante opportunità per gli astronomi dilettanti. Questo è davvero un momento emozionante per chi coltiva l’hobby dell’astronomia solare.

Con questo libro, ci auguriamo di trasmettere il senso di eccitazione che tanti osservatori solari sperimentano quando puntano i loro telescopi verso il Sole. Inoltre, se siete neofiti nel campo dell’astronomia solare, imparerete anche tutte le tecniche per esplorare in modo sicuro il Sole. Quanto agli osservatori veterani, essi troveranno in queste pagine un nuovo modo per l’utilizzo di tecniche collaudate, che permetterà loro di vedere il Sole in un modo diverso. Come variante dell’hobby dell’osservazione notturna, l’osservazione solare offre un’alternativa alle notti in cui si fa tardi, si ha freddo alle dita e si fruga freneticamente nel buio cercando di individuare il costoso oculare che si è appena perso nell’erba bagnata dalla rugiada.

Tutti gli eventi che accadono sul Sole sono unici e non si ripetono mai esattamente allo stesso modo. Questa è la parte che attrae di più le persone che si interessano di astronomia solare ed è la ragione per cui vi è un certo valore scientifico in tutte le osservazioni che vengono fatte, anche in quelle amatoriali. Che si segua la crescita e il decadimento di un gruppo di macchie solari, il rapido sviluppo di un brillamento solare o l’ascesa di una protuberanza eruttiva al bordo del Sole, un fatto è certo: il Sole saprà mostrare sempre un volto nuovo e ogni giorno diverso. Al fine di apprezzare il Sole e il suo volto sempre mutevole, è utile comprendere di che cosa si tratta, come funziona e come si relaziona con la Terra. Il Sole è una stella, una sfera di gas incandescenti, appartenente a un massiccio sistema stellare, la Galassia o Via Lattea.

All’interno del Sole esistono enormi pressioni, che creano un ambiente del tutto diverso da qualsiasi cosa si possa sperimentare sulla Terra. Le forze nucleari agiscono nel nucleo del Sole. La prima parte di questo libro offre una panoramica di questi argomenti. Inizieremo osservando le differenze e le analogie tra il Sole e le altre stelle, vedremo come è nato il Sole e come l’energia prodotta nel nucleo si faccia strada attraverso la massa solare fino a giungere sulla Terra. Una volta stabilite le basi della fisica solare, la discussione si sposterà su come un astronomo dilettante del ventunesimo secolo possa osservare in modo proficuo il Sole. Insieme, esploreremo tutte le caratteristiche che possono essere viste in luce bianca e monocromatica e gli strumenti che possono essere utilizzati per osservarle in modo sicuro. Nella seconda parte del libro, passeremo in rassegna le moderne tecniche per l’elaborazione e la condivisione delle osservazioni solari con il resto del mondo, a sua volta un hobby all’interno di un hobby.

Una parola di AVVERTIMENTO per evitare che i neofiti si precipitino fuori, alla luce del giorno, e dirigano i loro telescopi verso il cielo. L’osservazione solare può essere un’attività molto pericolosa, se non si seguono certe linee guida per la sicurezza, un tema che verrà trattato spesso in questo libro. Il Sole emette grandi quantità di calore, luce e radiazioni corpuscolari che l’osservatore solare deve imparare a gestire in ogni momento. Fortunatamente, l’atmosfera e il campo magnetico della Terra agiscono come una specie di scudo per gran parte della radiazione solare; il pericolo giornaliero a cui è soggetto l’astronomo che osserva dal suolo è dovuto alla sola luminosità infrarossa e ultravioletta del Sole. Per permettere la conduzione degli studi visuali in tutta sicurezza, queste lunghezze d’onda, invisibili per l’occhio umano, devono essere filtrate e l’intensità dell’illuminazione ridotta a un livello accettabile.

Senza queste necessarie precauzioni, il risultato è la cecità dell’osservatore. Naturalmente, questo argomento sarà discusso in maggior dettaglio nei capitoli successivi. Indipendentemente da ciò, l’autore e l’editore non possono essere ritenuti responsabili per le azioni di un qualsiasi osservatore solare che non rispetti le procedure di sicurezza. La regola base per quanto riguarda l’osservazione solare è questa: quando si osserva il Sole, peccare sempre per eccesso di prudenza! Fatelo, e sarete in grado di godere, per molti anni, di uno dei più grandiosi spettacoli della natura, osservandolo semplicemente dal vostro cortile di casa.

Una stella fra milioni di altre Quando ero giovane facevo spesso passeggiate notturne verso un prato lontano da casa mia. In molte di quelle buie notti d’estate, levando lo sguardo verso il cielo, mi divertivo a scrutare nel silenzio la volta celeste e, in diverse occasioni, le stelle brillanti mi ricordavano una manciata di gioielli dispersi su un panno di velluto nero. Potevo vedere una trama di luce pallida e diffusa che, sorgendo verso nord-est vicino alla costellazione di Cassiopea, si estendeva fino all’orizzonte meridionale.

Esplorando questa lattescenza diffusa con piccoli binocoli scoprii che era composta da una miriade di stelle. Questa pallida scia luminosa, ben visibile a occhio nudo da siti privi di inquinamento luminoso, altro non è che il braccio di una galassia a spirale, che si snoda a partire da una regione nella costellazione del Sagittario. Ognuna delle stelle visibili a occhio nudo fa parte di questa vasta famiglia galattica. Il cielo serale sembrava volermi dire: “Benvenuto nella Via Lattea!” La Via Lattea è la galassia in cui viviamo. Noi siamo gli abitanti di un corpo sferico chiamato Terra orbitante attorno a una tipica stella che i nostri antenati hanno deciso di chiamare Sole.

C’è stato un tempo, solo alcune centinaia di anni fa, in cui si pensava che la Terra fosse il centro dell’Universo e che tutti gli altri corpi celesti fossero in rotazione intorno a essa. E perché no? Non è ciò che appare a un occhio inesperto? Oggi, per fortuna, conosciamo la verità. La Terra è una delle molte migliaia, se non milioni, di corpi, grandi e piccoli, che orbitano attorno al Sole. Inoltre, questo insieme di gas, liquidi, polveri, ghiaccio e roccia che chiamiamo Sistema Solare orbita attorno al nucleo galattico, il centro della Via Lattea. Attente osservazioni da parte degli astronomi ci dicono che il Sole si trova a circa un terzo della distanza che va dal bordo al centro della Via Lattea – un terzo a partire dal confine esterno – e che i due terzi restanti – la distanza del Sole dal centro della Galassia – misurano circa 25mila anni luce. Un anno luce, la distanza percorsa in un anno da un raggio di luce che si muove nel vuoto, equivale a 9,46 × 1012 km. La nostra Galassia ha un diametro complessivo di circa 80mila anni luce. Poiché il Sistema Solare si sposta nello spazio a circa 230 km/s, il Sole impiega circa 200 milioni anni per completare un’intera orbita attorno al centro della Galassia. Gli scienziati ci dicono che la Via Lattea contiene centinaia di miliardi di stelle oltre al Sole, alcune simili, altre molto diverse. Negli ultimi cinque secoli, la nostra visione di un Universo geocentrico è cambiata radicalmente.

Cos’è esattamente il Sole?

Il Sole è una stella tipica, una gigantesca palla di gas che, attraverso le reazioni nucleari che avvengono nel suo nucleo, emette energia per lo più sotto forma di onde elettromagnetiche. A causa delle grandi distanze a cui si trovano da noi, le stelle sembrano sostanzialmente simili quando le si osserva al telescopio. In realtà, esse sono caratterizzate da un’ampia gamma di proprietà fisiche. Tutte le stelle, e tra queste il Sole, sono diverse per colore, temperatura e luminosità, per non parlare della massa, della composizione chimica e dell’età.

Come si osserva il Sole

Anche se il Sole ha un diametro di 1,4 milioni km e in cielo mostra un discreto diametro angolare (in media, 32 primi d’arco), le stelle sono talmente distanti che sono quasi sempre visibili come semplici sorgenti di luce puntiformi. E questo è vero a prescindere dal fatto che alcune stelle sono gigantesche se paragonate al nostro Sole. Prendiamo, ad esempio, la stella Antares nella costellazione dello Scorpione. Antares è una supergigante rossa a una distanza di circa 520 anni luce dal Sistema Solare e ha un diametro circa 230 volte maggiore di quello del Sole.

Nonostante le dimensioni gigantesche, osservata al telescopio, Antares appare niente più che un puntino luminoso, una sorgente senza dimensioni apparenti. La distanza che separa il Sole dalla Terra è, in media, di 150 milioni di chilometri. In realtà, siamo un poco più vicini al Sole tra dicembre e gennaio e un poco più distanti tra giugno e luglio, un’indicazione evidente che l’orbita terrestre non è circolare, ma ellittica. Per rendersi conto della distanza che separa le stelle confrontiamo la distanza del Sole con quella della stella più vicina, nota come Proxima Centauri, posta ad una distanza di 4,2 anni luce, o con quella di Sirio, la stella più brillante del cielo notturno, a 8,6 anni luce. Un’analogia che aiuta a mettere nella giusta prospettiva queste distanze astronomiche è la seguente: se la Terra e il Sole fossero separati da una distanza di 1 m la stella più vicina, Proxima Centauri, sarebbe a oltre 265 km di distanza! Come si può vedere, il Sole per noi è un oggetto unico a causa della sua vicinanza (e della grande distanza che ci separa dalle altre stelle).

Un’altra differenza significativa tra il Sole e le stelle del cielo notturno è la luminosità. Per definire la luminosità di un corpo celeste si usa una grandezza chiamata magnitudine. Nella scala delle magnitudini, gli oggetti a cui sono assegnati i valori più grandi sono i più deboli, mentre quelli con i valori minori sono i più luminosi. Ogni gradino di magnitudine è stato pensato per rappresentare sorgenti che sono 2,512 volte più luminose o più deboli rispetto a quelle che le seguono o le precedono di una magnitudine. In altre parole, le stelle di magnitudine 2 sono cento volte più luminose delle stelle di magnitudine 7 (infatti: 1 × 2,512 × 2,512 × 2,512 × 2,512 × 2,512 = 100). Ci sono due tipi fondamentali di magnitudine, quella assoluta e quella apparente. La magnitudine assoluta è una misura della luce ricevuta da un oggetto se fosse posto a una distanza standard di 32,6 anni luce dalla Terra. La magnitudine assoluta è quindi un indice della luminosità vera del corpo. Al contrario, la magnitudine apparente misura la quantità di luce che si raccoglie effettivamente, a prescindere dalla distanza della sorgente. Di solito, a un qualsiasi corpo celeste si assegna la magnitudine apparente; questa quantità ci dice quanto appare brillante, per noi, il corpo celeste. Naturalmente, l’oggetto più luminoso del nostro cielo, con una magnitudine apparente di –26,8, è il Sole. La Luna Piena ha una magnitudine di –12,7, Sirio splende di –1,4, mentre la Polare, la Stella del Nord, è di magnitudine +2,1. Generalmente, le stelle di magnitudine 6 sono quelle più deboli che un osservatore può scorgere senza alcun ausilio ottico, cioè a occhio nudo. Gli oggetti più deboli ripresi nell’Hubble Ultra Deep Field Survey sono di magnitudine 31: alcune stelle possono davvero apparire molto deboli! Poiché il colore di una stella è legato alla sua temperatura superficiale, e le stelle variano da quelle relativamente fredde a quelle molto calde, nel cielo notturno è virtualmente visibile tutto un arcobaleno di luci stellari. Questo rapporto tra la temperatura e il colore, regolato dalla legge di Wien, si può esprimere così: la lunghezza d’onda al picco d’emissione di un corpo nero a una data temperatura moltiplicata per la temperatura dà un valore numerico costante. I corpi neri sono oggetti che non riflettono la luce, ma assorbono tutta la radiazione incidente e poi la riemettono. Le stelle, in prima approssimazione, si comportano come corpi neri. La potenza di picco nello spettro di una stella avviene a una lunghezza d’onda che è quella dominante; è questa lunghezza d’onda che fissa il colore della stella e che, in omaggio alla legge di Wien, ci rivela la sua temperatura superficiale. Questo comportamento è più comprensibile se si considera un attizzatoio posto in un caminetto acceso. L’attizzatoio, a causa della temperatura raggiunta, può diventare di uno vivido colore rossastro (spesso indicato anche come “calor rosso”). Allo stesso modo, le stelle, ciascuna con una specifica temperatura, splendono con un particolare colore.

Il colore del Sole è giallo-bianco, simile a quello della stella Altair, posta nella costellazione dell’Aquila. Questo colore contrasta con l’azzurro di Bellatrix nella costellazione di Orione o il colore arancione di Aldebaran, nella costellazione del Toro. Le stelle con una tonalità blu, come Bellatrix, hanno temperature superficiali di circa 20.000-35.000 K. La temperatura superficiale della fredda Aldebaran è di circa 4000 K, mentre quella del nostro Sole è di circa 5800 K. Il Sole, senza dubbio, è il re del nostro Sistema Solare. Siamo completamente dipendenti dalla sua esistenza, perché fornisce luce, calore e permette l’esistenza della vita sulla Terra. Tuttavia, è importante comprendere come si ponga il Sole tra le stelle del cielo. Si tratta di una tipica stella della Galassia e, poiché le siamo così vicini, sfruttiamo il posto in prima fila per essere testimoni diretti di fenomeni che non sarebbero osservabili sulle altre stelle che popolano l’Universo. La nostra posizione ci aiuta a considerare, e a comprendere, le differenze tra il Sole e la le altre stelle.

L’origine del Sole Si pensa che il Sole e il Sistema Solare siano nati da una vasta nube di polveri e gas, la nebulosa solare. Probabilmente, la nebulosa aveva una massa diverse volte maggiore di quella del Sole e un diametro di almeno un centinaio di volte la distanza Terra-Sole. Questa nube era composta da elementi come l’idrogeno, l’elio, il carbonio, l’azoto, l’ossigeno, il neon, il magnesio, il silicio, lo zolfo e il ferro. Presenti, ma con scarse abbondanze, anche il nichel, il calcio, l’argon, l’alluminio e il sodio. Numerosi altri elementi, come l’oro, erano presenti solo in tracce.

Fin dal Big Bang, l’idrogeno e l’elio sono gli elementi più abbondanti del Cosmo, per un totale di quasi il 98% della massa. Tutti gli altri elementi chimici della nebulosa solare sono stati prodotti attraverso processi nucleari avvenuti all’interno delle prime stelle, o creati durante le esplosioni delle supernovae, che caratterizzano la fine del ciclo evolutivo di una stella di grande massa. Le particelle di polvere che si trovavano all’interno della nebulosa solare probabilmente erano ricoperte di ghiacci, dovuti ad elementi condensati a causa delle basse temperature tipiche delle regioni esterne della nebulosa.

Agendo su queste particelle di polvere e ghiaccio, la forza di gravità della nube ne avrebbe provocato la caduta verso il centro della nebulosa solare. Con il trascorrere del tempo, l’aggregazione delle particelle avrebbe aumentato la gravità, la densità e la pressione nella regione centrale della nebulosa solare. All’interno di questa regione, il protosole cominciò a crescere; tra gli atomi esisteva un certo spazio e, durante la caduta per gravità, si verificarono collisioni, con produzione di energia termica, o calore. Questo processo, cioè la conversione dell’energia gravitazionale in calore, è chiamato contrazione di Helmholtz.

Per evitare che tutta la materia venisse attratta nel centro di gravità della nebulosa, senza avere la formazione di pianeti, doveva essere presente del momento angolare, cioè la nebulosa solare doveva essere in rotazione attorno al proprio asse. Probabilmente, la rotazione della nebulosa era una sua caratteristica naturale o magari fu il risultato di un’onda d’urto generata dall’esplosione di una supernova vicina. Alla fine, la pressione e la temperatura derivanti dalla condensazione del gas e delle particelle all’interno della nebulosa solare raggiunsero un punto critico, e il protosole si “accese”, iniziando a brillare.

Anche se la gravità è stata responsabile delle prime emissioni energetiche del Sole, il processo di contrazione di Helmholtz non è sufficiente per sostenere l’emissione energetica di una stella sul lungo periodo. È necessario invocare un processo fisico diverso, in grado di alimentare il Sole come lo vediamo oggi. Quale può essere il processo fisico in grado di alimentare le stelle? La risposta a questa domanda la troviamo nella teoria della relatività di Einstein, in cui si afferma che l’energia e la massa sono grandezze equivalenti. La famosa equazione E = mc2 ci dice che l’energia (E) è equivalente alla massa di un oggetto (m) moltiplicata per la velocità della luce (c) al quadrato. Che cosa significa questo per noi e perché ci aiuta a comprendere l’emissione energetica del Sole? È presto detto: significa che una piccola quantità di materia può essere convertita in una grande quantità di energia! I fisici proposero che, date le giuste condizioni di temperatura e pressione, come sono quelle che si trovano nell’interno del Sole, gli atomi di idrogeno possano fondersi insieme formando elio. Nel processo, una parte della massa del Sole viene convertita in energia, in quantità tale da essere in grado di alimentare la fornace solare. Questo è proprio ciò che accade nel Sole.

Come funziona il Sole

Tutte le stelle, Sole compreso, sono alimentate dalle reazioni nucleari che avvengono nel loro nocciolo. La pressione e la temperatura nel nucleo del Sole sono talmente elevate che quattro protoni (nuclei dell’atomo di idrogeno) si fondono per diventare un nucleo di elio. Si stima che la pressione nel nucleo solare sia quasi 340 miliardi di volte maggiore della pressione atmosferica al livello del mare sulla Terra. A causa di tale pressione, la temperatura nel nucleo del Sole è superiore ai 15 milioni di gradi.

I gas all’interno del nucleo solare hanno una densità molte volte superiore a quella del piombo, e le condizioni sono così estreme che gli atomi sono spogliati dei loro elettroni. Questo processo di separazione degli elettroni dai loro atomi è detto ionizzazione; un atomo con uno o più elettroni mancanti viene chiamato ione. Gli atomi all’interno del nucleo del Sole sono completamente ionizzati e un gas, quando si trova in questo stato, viene chiamato plasma. Il plasma è quindi una miscela di ioni ed elettroni che interagiscono per mezzo di campi elettrici e magnetici.

Le stelle con una massa pari o inferiore a quella del Sole passano attraverso un processo di conversione di idrogeno in elio, denominato ciclo protone-protone. Anche le stelle con una massa superiore a quella del Sole convertono l’idrogeno in elio, ma attraverso un processo diverso, chiamato ciclo CNO (carbonio-azoto-ossigeno). Nel Sole, i risultati del ciclo protone-protone consistono nella trasformazione di milioni di tonnellate di idrogeno in elio ogni secondo. Col passare del tempo, il Sole esaurirà l’idrogeno che “brucia” nel nucleo da miliardi di anni (anche se la trasformazione di massa in energia farà diminuire solo dello 0,7% la massa solare). Un giorno, dopo che si sarà esaurito l’idrogeno, gli strati esterni del Sole si espanderanno per formare quella che viene chiamata una nebulosa planetaria (come la famosa Nebulosa ad Anello nella costellazione della Lira). Purtroppo, a causa dell’enorme espansione dell’atmosfera solare, il nostro pianeta cesserà di esistere e, alla fine, dissipata la nebulosa, il Sole diventerà un’insignificante nana bianca. Tuttavia, non c’è bisogno di allarmarsi per la fine del Sole; si può stimare che l’idrogeno disponibile nel nucleo solare sarà sufficiente per altri 5 miliardi di anni. Per apprezzare la grande quantità di idrogeno contenuta nel nucleo solare, teniamo presente che il processo di fusione dell’idrogeno in elio è già in corso da quasi 4,6 miliardi di anni.

Il trasporto dell’energia dall’interno all’esterno del Sole

Come abbiamo visto, la fusione termonucleare all’interno del nucleo del Sole è la fonte di energia solare. In questo processo vengono rilasciate enormi quantità di energia, ma il Sole non esplode come un bomba atomica. Infatti, grazie all’equilibrio delle forze interne, la nostra stella permane in uno stato stazionario. Il meccanismo è il seguente: la pressione verso l’esterno esercitata dal gas compresso impedisce il collasso gravitazionale degli strati esterni del Sole sul nucleo. Questo bilanciamento delle pressioni si chiama equilibrio idrostatico. Allo stesso modo, la conversione dell’idrogeno in elio avviene a un tasso uniforme, che ha come risultato un tasso fisso nella produzione dell’energia.

Non ci sono soprassalti nella produzione d’energia: la bomba atomica non si interrompe, né riparte. Si dice che c’è equilibrio termico. Senza queste due condizioni di equilibrio il Sole, come noi lo conosciamo, non potrebbe esistere. Ma come fa l’energia prodotta nella fornace del nucleo solare ad arrivare alla regione che chiamiamo fotosfera e oltre? Per iniziare, dobbiamo tenere presente che il Sole è un corpo costituito da un certo numero di zone o strati. Immaginiamo per un momento la sezione di una palla da baseball. Al centro di una palla da baseball c’è un piccolo nucleo di gomma dura, circondato da filamenti di lana o da spago intrecciato, per dare alla palla la giusta circonferenza. Intorno, viene poi cucita la copertura di pelle. Come si vede, una palla da baseball è costruita a strati, e così è anche il Sole. Se ci si muove dall’interno del Sole verso l’esterno si trovano il nucleo, la zona radiativa e la zona convettiva. Immediatamente al di sopra della zona convettiva troviamo la fotosfera, il primo strato dell’atmosfera solare. La luce che il Sole emette proviene dalla fotosfera, che significa appunto “sfera della luce”.

La zona radiativa

La zona radiativa si trova immediatamente all’esterno del nucleo, e si estende fino a circa il 70% del raggio solare. Negli strati più profondi e vicini al nucleo, la temperatura è di circa 8 milioni di gradi e la densità è diverse volte quella del piombo. L’energia sviluppata nel nocciolo dalle reazioni di fusione nucleare viene liberata sotto forma di raggi gamma, ossia come fotoni di radiazione d’alta energia. Tali fotoni, nella zona radiativa, vengono assorbiti e riemessi in tutte le direzioni dai gas presenti. In media, i fotoni tendono ad allontanarsi dal nucleo, muovendosi verso la più fredda fotosfera. Tuttavia, l’interno del Sole è molto affollato di particelle e in queste condizioni i raggi gamma di alta energia sono continuamente assorbiti e riemessi. A volte, nella riemissione, si muovono di nuovo verso il centro e quindi possono trascorrere centinaia di migliaia di anni prima che trovino la strada verso l’esterno.

La zona convettiva Al di sopra della zona radiativa, ma sotto la fotosfera, a una profondità di circa 210mila chilometri, c’è uno strato di gas chiamato zona convettiva. Qui l’energia viene trasportata dal movimento di masse di plasma dalla zona più profonda, confinante con la zona radiativa, fino al livello superiore, la fotosfera. A mano a mano che i gas caldi salgono, si raffreddano e ritornano verso l’interno del Sole, in un processo noto come convezione. Quando si deve descrivere la convezione solare, l’analogia che viene spesso in mente è quella di una pentola di farina d’avena in ebollizione. Il calore generato sul fondo della pentola si raccoglie in sacche all’interno della farina d’avena.

La sacca riscaldata, grazie alla spinta di Archimede, inizia a salire verso la superficie, trasferendo l’energia all’esterno e generando il ribollire della zuppa. Sulla fotosfera si può vedere un effetto analogo. I fotoni prodotti nel nucleo e passati attraverso la zona radiativa creano celle di convezione nel gas che salgono fino a raggiungere la superficie solare. Sul Sole, il diametro della cella di convezione (chiamata granulo) è di circa 1000 km, e la velocità con cui si sposta nella parte superiore della zona di convezione è di quasi 1500 km/h. Rilasciando l’energia nella fotosfera, il granulo si raffredda e il gas rifluisce verso l’interno solare lungo la parete esterna del granulo. Queste pareti esterne, più fredde e scure, conferiscono ai granuli la loro caratteristica forma. I granuli ricoprono l’intera superficie visibile del Sole e, in ogni istante, ce ne sono parecchi milioni. La vita di un granulo è molto breve. Ciascuno ha una durata di soli 5-10 minuti, e poi viene sostituito da una nuova bolla emergente dalle profondità della zona convettiva. Vi è un altro movimento del plasma nella zona di convezione, ed è stato dimostrato che si compie dalla regione equatoriale del Sole verso le aree polari.

Questo movimento è chiamato flusso meridionale e può essere responsabile della migrazione dei gruppi di macchie solari verso l’equatore che avviene con il progredire del ciclo solare. Il ciclo solare è una variazione ciclica dell’attività sul Sole e dura circa 11 anni. Con il trascorrere del tempo, gli indicatori di un Sole attivo, come il numero delle macchie solari e dei brillamenti, aumentano progressivamente fino a quando si raggiunge un picco e poi l’attività comincia a declinare. A causa del flusso meridionale, il progressivo movimento del plasma crea un circuito di gas che si sposta dall’equatore verso i poli del Sole. Nelle regioni polari, il plasma si immerge e si sposta verso la parte inferiore della zona di convezione, prima di riprendere un lento viaggio di ritorno verso l’equatore. Probabilmente, la migrazione delle macchie solari dalle latitudini più elevate verso l’equatore solare è legata al fatto che i gruppi sono magneticamente ancorati alla regione inferiore della zona di convezione. Si pensa che proprio la lentezza del flusso meridionale sia il fattore determinante per l’emersione delle macchie solari vicino alle regioni equatoriali a mano a mano che il ciclo avanza.

La fotosfera La fotosfera (che significa “sfera di luce”) è lo strato che segna l’inizio dell’atmosfera solare e, visualmente, è possibile l’osservazione della sua base. Al di sotto di questo livello, il gas è così opaco che è impossibile guardarci attraverso. Tuttavia, nella fotosfera è possibile vedere la granulazione, le macchie solari e, vicino al bordo solare, zone più chiare chiamate facole. L’attività presente nella fotosfera segue il ritmo del ciclo solare di 11 anni.

Proseguendo con l’analogia del paragrafo precedente, la fotosfera è assimilabile alla copertura della palla da baseball. Quando si parla di superficie del Sole ci si riferisce alla fotosfera. Naturalmente, in realtà il Sole non ha una “superficie” perché è composto di gas ma, poiché questa regione emette la maggior parte della luce che vediamo, sembra essere la superficie solare. La fotosfera ha uno spessore di circa 500 km, la temperatura alla base è di circa 6600 K, mentre al limite superiore scende a circa 4400 K, con una pressione inferiore a 1 mb. I fotoni provenienti dalle zone interne del Sole che raggiungono la fotosfera sono finalmente liberi e sono emessi nello spazio.

L’intensità del flusso luminoso emesso dal Sole lo rende un oggetto molto brillante e, senza una sufficiente protezione per gli occhi, estremamente pericoloso da guardare. Desta un senso di meraviglia considerare che la luce che il Sole emette oggi ha iniziato il suo percorso, a partire dal nocciolo e attraversando i diversi strati più esterni che abbiamo esaminato, molte migliaia di anni fa (Figura 1.4). In un certo senso si tratta di “radiazione fossile”.

Lascia un commento

Il tuo indirizzo email non sarà pubblicato. I campi obbligatori sono contrassegnati *

Copy Protected by Chetan's WP-Copyprotect.