Meteora shock: Palla di fuoco sui cieli del Nord-Italia: Si cercano i resti nel Bolognese

Un evento davvero unico seppur preoccupante è avvenuto nella serata di martedì 30 maggio 2017, che ha interessato i cieli del Nord Italia. Ebbene sì, un grosso meteorite ha solcato i cieli del Nord Italia il 30 maggio 2017, è questo quanto riferito ad alcuni siti di meteo, ma ciò nonostante la notizia sembra che al momento non abbia trovato conferme ufficiali. Tante le segnalazioni a partire dalle ore 23:00 di martedì 30 maggio pervenute via social, soprattutto tramite Facebook e Twitter; primo tra tutti a segnalare il passaggio del meteorite, il cantante Fedez il quale via Twitter ha riferito di aver visto nei cieli sopra Milano, un meteorite verde o qualcosa di simile e a tal riguardo ha chiesto se qualcuno avesse notizie a riguardo.

Il cantante si è detto affascinato ma nello stesso tempo intimorito così come molti abitanti di Lombardia, Emilia e Triveneto per via di un grosso meteorite che pare abbia solcato poco dopo le ore 23:00 i cieli del centro-nord Italia illuminando la notte e lasciando dietro di sé una scia di colore verde e anche alcuni residui incendiati. Ma non finisce qui perché il passaggio del meteorite pare sia stato accompagnato da un grosso boato avvertito nello specifico tra il Veneto e l’Emilia, tra le province di Padova e Rovigo, Ferrara, Bologna.“Raga a Milano è appena passato un meteorite verde o qualcosa di simile, nessuno sa niente a riguardo?”, ha twittato il rapper.

In realtà si tratta di una bufala o di una verità? Anche i vigili del fuoco di Rovigo sono stati contattati telefonicamente ed hanno riferito delle segnalazioni, ma parlano soprattutto di gente che ha visto girare la notizia sui social ed ha chiamato per avere conferma sull’accaduto, conferma che i vigili del fuoco pare non possano dare almeno al momento. Comunque, il fatto che una scia luminosa con coda verdastra abbia attraversato il cielo sembra essere assodato, ma persistono i dubbi sulla sua natura.

Intervenuto a tal riguardo l’astrofisico Gianluca Masi responsabile del Virtual Telescope, il quale ha dichiarato che sarebbe un errore chiamare meteorite il fenomeno visto martedì sera nei cieli del Nord Italia, perché si tratterebbe di una semplice bolide ovvero una meteora più luminosa del solito, mentre si parla di meteorite soltanto quando si trova un frammento a terra, ma in questo caso non sembra essere stato ritrovato nulla. Poi parlando dei bolidi, Masì li ha definiti spettacolari ma ordinari e ben noti causati dall’impatto con l’atmosfera di un frammento di polvere interplanetaria un po’ più grande di quelli che causano le meteore o le stelle cadenti. Le dimensioni dei frammenti che danno origine ai bolidi sono simili a quelle di un sassolino, mentre le meteore sono causate da frammenti grandi quanto un granello di sabbia.

IL BOATO NELLA NOTTE Martedì notte la scorsa notte, alle 23:10 circa, il cielo del Nord Italia è stato solcato da un piccolo corpo di natura extraterrestre, che per alcuni istanti lo ha illuminato di verde con una lunga ed effimera scia, prima di disgregarsi nell’impatto con l’atmosfera in un fragoroso boato.

IL BOLIDE Non chiamatelo meteorite, il fenomeno visto nei cieli del Nord Italia era solo un bolide, ossia una meteora più luminosa del solito. Lo sostiene l’astrofisico Gianluca Masi responsabile del Virtual Telescope. «Si può parlare di meteorite solo quando si trova un frammento a terra in questo caso non è stato trovato niente».

LE CAUSE I bolidi sono causati, ha detto dall’impatto con l’atmosfera di un frammento di polvere interplanetaria, un pò più grande di quelli che causano le meteore o stelle cadenti. Le dimensioni dei frammenti che danno origine ai bolidi sono simili a quelle di un sassolino, mentre le meteore sono causate da frammenti grandi quanto un granello di sabbia. La scia luminosa pare sia stata associata anche a un boato.

CHE COS’E’ UN METEORITE

I meteoriti sono il residuo di corpi extraterrestri che sono riusciti a superare la barriera atmosferica e giungere sulla Terra. Ogni meteorite è contraddistinto con un nome, generalmente con quello della località ove è stato rinvenuto. La maggior parte dei corpi extraterrestri che si avvicinano alla Terra restano completamente distrutti già nella stratosfera perché bruciano per l’attrito. Soltanto i più grandi e lenti riescono ad arrivare sulla superficie terrestre, in genere dopo essersi rotti in numerosi frammenti; tutti i frammenti di una “pioggia” rappresentano il meteorite. Probabilmente, questi corpi derivano da sciami di corpi solidi di tutte le dimensioni, in prevalenza in orbita nella fascia di asteroidi tra Marte e Giove.

I corpi grossi, che non esplodono in V volo, vengono rallentati pochissimo e, cadendo sulla superficie terrestre, producono crateri più o meno grandi (crateri di esplosione o di impatto).

Vi sono tre tipi principali di meteoriti: – Meteoriti ferrosi o metallici – Meteoriti litoidi – Meteoriti intermedi I meteoriti metallici sono formati da leghe di ferro-nichel in diverse proporzioni, che portano ai seguenti tipi: –

ESAEDRITI, contenuto di nichel minore del 6% -OTTAEDRITI, contenuto di nichel tra 6 / 14% -ATASSITI, contenuto di nichel tra 14 / 30% I meteoriti litoidi sono frammenti di rocce costituiti in prevalenza da silicati (olivine, ortopirosseni) e da plaghe di ferro-nichel, con o senza piccole masse globulari (condrule). Vengono distinti come “condriti” e “acondriti” e rappresentano il 90% dei meteoriti che cadono sulla Terra.

I meteoriti intermedi sono formati da parti metalliche e parti litoidi al 50% e danno origine a: – PALLASITI ferro-nichel e olivina – MESOSIDERITI ferro-nichel, ortopirosseno e plagioclasio – SIDEROFILI ferro-nichel, ortopirosseno e tridimite.

LA CADUTA SULLA TERRA La velocità con cui un meteorite entra nell’atmosfera terrestre è compresa tra 43.000 e 260.000 Km. orari, ma la resistenza dell’aria la riduce rapidamente, soprattutto se è di piccole dimensioni. La zona in cui questo effetto è più efficace è detta “regione di rallentamento” e si trova tra 10 / 12 Km. al di sopra della superficie terrestre. I meteoriti che non vengono consumati dall’attrito, precipitano sulla Terra, non perché mantengono la loro velocità cosmica, ma perché acquistano velocità per effetto della forza di gravità. I grandi meteoriti, con massa superiore a diverse tonnellate, non risentono quasi dell’effetto frenante dell’atmosfera: la loro caduta avviene con una velocità che assomma quella di origine cosmica con l’effetto dell’accelerazione di gravità, il che provoca una tremenda esplosione. Il risultato è la formazione di un cratere di esplosione, che può avere molti chilometri di diametro. Sul fondo di questi crateri si credeva di poter trovare frammenti interessanti e di notevoli dimensioni: questo non avviene in quanto l’esplosione polverizza in gran parte il meteorite, per cui rimangono piccoli frammenti in numerosa quantità.

FORME E ASPETTO DI UN METEORITE Il meteorite si distingue da una roccia qualunque perché presenta una crosta superficiale derivante da fusione. Quando il meteorite attraversa l’atmosfera, fonde superficialmente per effetto dell’attrito. Se la traiettoria del meteorite è lineare la parte anteriore appare liscia e convessa; più spesso i meteoriti compiono dei movimenti oscillatori durante il volo e le loro superfici appaiono irregolari, con caratteristiche fossette, simili alle impronte di dita sull’argilla. Croste differenti hanno i meteoriti metallici e i meteoriti litoidi: sottile e nera nei primi, più spessa e da bruna fino a chiarissima nei secondi.

le meteoriti Tutti i principali dizionari indicano la parola meteorite come sostantivo maschile o femminile lasciando quindi libertà di scelta. Tuttavia, se si osserva l’uso che ne viene fatto, si può notare come vi sia una certa prevalenza nell’utilizzo del genere maschile quando ci si riferisce al materiale che è sopravvissuto del meteoroide originale ed è giunto al suolo magari frammentato in centinaia di pezzi (es. “il meteorite Sikhote-Alin è caduto nel 1947”), e del genere femminile quando ci si riferisce ad un esemplare specifico (es. “ho tagliato una meteorite”) o ad un meteorite di cui è stato recuperato solo un unico campione (es. “la meteorite di Bagnone è la più grande d’Italia”) o se comunque sta parlando delle meteoriti come rocce (es. “le meteoriti ferrose”).

Impatto con la superficie terrestre La maggior parte delle meteoriti si disintegrano in aria, e l’impatto con la superficie terrestre è raro. Ogni anno si stima che il numero di rocce che cadono sulla Terra delle dimensioni di una palla da baseball o più si aggiri sulle 500. Di queste ne vengono mediamente recuperate solo 5 o 6; gran parte delle rimanenti cadono negli oceani o comunque in zone in cui il terreno rende difficile un loro recupero. Le meteoriti più grosse possono colpire il terreno con forza considerevole, formando cosi un cratere meteorico (o cratere da impatto). Il tipo di cratere (semplice o complesso) dipenderà dalla grandezza, composizione, livello di frammentazione e angolo d’impatto della meteora. La forza della collisione di una grande meteora può causare disastri di grande entità. In tempi storici, sono stati registrati danni di piccola entità a proprietà, bestiame e anche persone. Nel caso in cui la meteora sia un frammento di cometa, composto per lo più di ghiaccio, il riscaldamento può provocare una notevole esplosione, senza che alcun frammento del meteoroide sopravviva. Si ipotizza, secondo alcune teorie correnti, che l’evento di Tunguska sia stato causato probabilmente da un caso di questo tipo. Più in generale si può dire che una meteorite trovata sulla superficie di un qualche corpo celeste è un oggetto venuto da qualche parte dello spazio. Infatti sono state trovate meteoriti sia sulla Luna che su Marte. Le meteoriti, recuperate subito dopo essere state osservate nell’attraversamento dell’atmosfera o nell’impatto sulla superficie terrestre, vengono chiamate cadute. Tutte le altre meteoriti sono note come ritrovate. A tutt’oggi sono oltre 1000 le meteoriti cadute presenti nelle maggiori collezioni mondiali, mentre sono ormai oltre 31000 quelle ritrovate. Ogni meteorite ha un nome specifico che deriva dal posto dove è stata trovata, di solito la località abitata o la caratteristica geografica più vicina. Nel caso in cui più meteoriti vengano trovate nello stesso luogo, al nome della meteorite vengono fatti seguire un numero (Allan Hills 84001) o più raramente una lettera (Dimmitt (b).

METEORITI ITALIANE In questa pagina vengono presentate tutte le meteoriti italiane fino ad ora conosciute. Nella tabella qui di seguito trovate il NOME della meteorite, generalmente corrispondente al nome del luogo di caduta o di ritrovamento, nella colonna a fianco sono indicate la PROVINCIA o la REGIONE di ritrovamento. Nella terza colonna è indicata la data e l’ora della caduta (evidenziata dall’inglese FALL) oppure la data del ritrovamento (evidenziata dall’inglese FOUND). Per TKW si intende il peso totale conosciuto, nel caso di vari frammenti caduti corrisponde alla somma delle masse di tutti i frammenti raccolti. Nella colonna PIECES è indicato il numero di pezzi raccolti, con MANY si indica la caduta di molti frammenti.

Il 16 febbraio 1883, alle ore 2 e 40 minuti dopo il mezzoggiorno, ad Alfianello, circondario di Verolanova, provincia di Brescia fu udita una spaventosa detonazione, seguita da un rumore paragonabile a quello di un treno ferroviario saltellante sulle rotaie, e da un sordo tonfo. Le invetrate delle finestre delle case a un miglio intorno tremarono: a Brescia, a Cremona, a Piacenza, a Mantova, a Verona, si penso’ allo scoppio d’una polveriera; da Capriano del Colle al Ponte della Gazza alle Fornaci, avvenne nel suolo un movimento sussultorio come per terremoto. Un contadino, che si trovava a raccogliere legna a 150 metri di distanza, e che allo spaventevole rumore, al traballamento improvviso del suolo, cadde a terra tramortito, pensando “si subissasse il creato”, narra, che, avendo levato gli occhi al cielo, vide una massa caderne, seguita da un pennacchio di fumo, e simile ad un fumaiuolo divelto da un tetto. Altri notarono una lieve commozione nel sottile strato di nubi che in quell’ora copriva il cielo…

Pochi minuti appresso una folla grandissima aveva invaso un campo di trifoglio, dove, a circa 300 metri al S. O. d’Alfianello, scorgevasi una buca profonda 70 cm, e nella quale un uomo avrebbe potuto agevolmente introdursi. In fondo ad essa, in parte coperto dal terreno smosso, si vedeva un enorme sasso, che fu subito, allargando la buca, messo allo scoperto. Intanto la folla cresceva. Accorrevano anche i due fratelli Bonetta, affittuari di quel campo, detto Foresta, e, scorgendo il grave danno che toccava al trifoglio nascente, viste inutili le preghiere perche’ fosse sgombrato, data mano ad una leva di ferro, si diedero con lena febbrile a fare in pezzi il masso caduto dal cielo, aiutati in questa opera vandalica da due larghe fenditure laterali che vi si scorgevano, perche’ fosse piu’ agevolmente asportato. Ond’e’ che non si hanno notizie esatte, ne’ sulla forma, ne sul peso esatto della meteorite, i frammenti della quale andarono a ruba.

Tuttavia dal racconto, che io recatomi sul luogo per incarico avutone dal professore Luigi Bombicci, direttore del Museo mineralogico di Bologna, ebbi dai molti che lo videro, credetti poter desumere ch’esso aveva forma irregolarmente conoide, con qualche analogia con quella dei caratelli toscani, della capacita’ di 25 litri. Le sue dimensioni approssimative risulterebbero di 75 cm d’altezza e di 60 cm per la massima larghezza. Quanto al peso, dall’esame dei frammenti acquistati poi dal Bombicci e di quelli venduti sul luogo, dall’aver appreso che due grossi frammenti, pesanti almeno 30 kg ciascuno, furono l’uno buttato in un torrente da un contadino stanco di portarselo sulle spalle, fatto l’altro in minutissimi frammenti, dal suo peso specifico, dal volume, si puo’ valutare a 200 kg incirca. Quando, mezz’ora dopo la sua caduta, la meteorite fu fatta a pezzi, essa era ancor calda alla superficie, mentre nella sua parte interna era fredda.

Era tutta coperta da una sottile crosta brunastra, sparsa di numerose e notevolissime cavita’ emisferiche: alcune di queste, sur uno dei piu’ grossi frammenti, gia’ posseduto da certo Rocco Ferrari alla casa detta Tira, a pochi metri dal luogo della caduta, e che pesava circa 14 kg, alto 26 cm, largo 20 cm, grosso 15 cm, e precisamente sulla faccia che, secondo le asserzioni di molti, era rivolta al basso, rappresentavano abbastanza bene l’impronta di una piccola mano avente due pollici; tanto che molti, e prima il curato d’Alfianello, il quale della grandezza e della perfezione di Dio doveva avere una ben meschina idea, credettero riconoscervi l’impronta della mano divina… La crosta, inegualmente sottile, inegualmente scabra, rugosa, increspata, presentava sul margine delle accennate cavita’, e sugli angoli dell’ irregolare poliedro, notevoli orli di fusione.

La massa intera era di color grigio cenere, sparsa di piccolissime particelle luccicanti, di ferro, di ferro nickelifero, di ferro magnetico, ecc. Qua e la’ si scorgevano delle piccole geodine, aventi un diametro da 2 a 3 mm, tappezzate di minutissimi cristallini brillanti, color di bronzo, e contenenti per lo piu’ un nucleo d’aspetto argentino. Queste particelle metalliche s’ossidavano facilmente al contatto dell’aria, circondandosi di larghe aureole di ruggine color rosso mattone. La proporzione della parte metallica magnetica rispetto alla massa litoide fu trovata di circa 6,80%. Tagliatane una scheggia sottile, e resa trasparente, la struttura ne apparve brecciforme. Il suo peso specifico fu trovato dal Bombicci oscillante fra 3,470 e 3,510; dal prof. Pantanelli: 3,548. il Cavazza ne fece una prima analisi, ottenendone i seguenti risultati: silice 45,100; magnesia 23,381; ossido ferrico 28,102; solfo nei solfuri 3,700; fosforo,sodio, nickelio, tracce d’alluminio, manganese, cobalto, rame, calcio e potassio. Un grammo d’aerolito ridotto in polvere finissima, dopo essere stato privato delle geodine metallifere, e dopo lunga ebollizione  nell’acido cloridrico fumante, diede al Cavazza 14 cc di idrogeno libero.

Il Messien fece una accuratissima analisi chimica del meteorite, dalla quale risulto’ che conteneva inoltre del cromo. La direzione del bolide pare fosse da N.N.E. a S.S.O., identica cioe’ a quella del bolide che origino’ nel 1856 la meteorite caduta a Trenzano, presso Brescia. I frammenti dell’aerolito d’Alfianello furono venduti a prezzi notevolissimi dai contadini che li possedevano. I piu’ esigenti ne domandavano ugual peso d’argento. La media dei prezzi fatti a chi ne fece acquisto sul luogo, fu di una lira al grammo. Il prof. Bombicci ne acquisto’ oltre a 25 kg. Alcuni frammenti d’un’arenaria macigno, sparsa di pagliuzze di mica argentina, sapientemente lisciata su una superficie tinta poi di nero, furono venduti per frammenti della meteorite… Si pretese pure da taluno, che certi pezzi di scoria di fucina, trovati presso il luogo della caduta, fossero d’origine meteoritica. Queste scorie furono rinvenute a 700 metri all’O. d’Alfianello il 19 febbraio, e si assicura che l’erba sotto ad esse era bruciata. Il pezzo maggiore pesava 960 gr. Se ne parlo’ molto, e se ne chiesero prezzi esorbitanti, sino a che l’analisi rivelo’ la loro vera origine. Si disse infine che fossero caduti contemporaneamente all’aerolito d’Alfianello, due altri aeroliti a Leno a 12 Km di distanza. Ma non furono rinvenuti e, d’altronde, il fatto stesso e’ molto dubbio. Mineralogicamente, la meteorite appartiene al tipo piu’ comune: consta di silicato di magnesia, di ferro metallico, di ferro nickelifero, e di pochi altri minerali di minore importanza.

LA METEORITE DI ORVINIO

Alle ore 5 1/4 del mattino, un quarto d’ora innanzi la levata del sole del giorno 31 Agosto 1872, spirando un leggerissimo vento di nord, segnando il termometro dell’osservatorio 18° centigradi, ed il barometro 762 mm con cielo chiarissimo, fu visto avanzarsi dalla marina nella direzione approssimata di SSE verso NNE, per l’orizzonte romano, una luminosa meteora, ossia un Uranolito, che entrando sul continente presso il Capo Circello andò ad estinguersi con orrendo fragore presso Orvinio ai confini della Sabina. Così scriveva G.

Stanislao Ferrari S.J. dell’Osservatorio Pontificio del Collegio Romano, mentre il Reverendo Don Valentino Valentini, arciprete di Orvinio, aggiungeva questo: ” Il fenomeno qui fu veramente sorprendente, ed atterrò molti contadini che si ritrovavano nella campagna, e qualcuno rimase privo dè sensi per qualche tempo, per i sassi infocati che cadevano vicino, e che prendevano per folgori a ciel sereno. ” Due meteoriti provenienti dalla caduta di Orvinio suno conservati presso il Museo Mineralogico dell’Università La Sapienza di Roma. Domenica 1 Settembre 1872 l’Osservatore Romano pubblicava in prima pagina il bollettino meteorologico quotidiano, però in questa uscita c’era una laconica nota che diceva ” Questa mattina, 31 Agosto, verso le ore cinque e un quarto, apparizione di un magnifico bolide. La sua traiettoria è stata dal sud a nord, nord-est con moto lentissimo. Ha lasciato dietro di sé una grandissima striscia luminosa ed ha terminato con tre detonazioni. Lo stesso fenomeno è stato osservato pure a Velletri “.

Il giorno 3 Settembre il giornale ritornava sull’evento con la pubblicazione di un articolo del Direttore dell’Osservatorio, il famoso astronomo Padre Angelo Secchi. Oltre all’articolo c’era pubblicata anche una lettera inviata all’astronomo in data 1 Settembre da parte del geologo Michele Stefano De Rossi. In base alle informazioni raccolte, Padre Secchi descriveva nell’articolo l’osservazione della meteora da Roma come una meteora piccola, all’inizio, di colore rossastro che si muoveva da sud – sud – est verso nord – nord – est mentre il suo volume e luminosità aumentava, lasciando dietro di se una scia fumosa color scuro. Arrivata ad un certo punto la meteora si accese vivamente diventando grande quasi come la luna piena e sparì lasciando una nube allungata che presto si distorse come un enorme serpente. Pochi minuti dopo, circa 4 secondo varie stime, si udì una violenta detonazione seguita da altre due più vicine e minori. La detonazione maggiore fece un rumore sordo, come una mina, diversa da un qualsiasi tuono o cannonata, seguita poi da un rombo di altre detonazioni minori, come un fuoco di moschetteria.

I testimoni pensarono ad uno scoppio di una polveriera. Sempre Secchi prosegue dicendo che il bolide fu visto anche da Velletri, Albano, Grottaferrata, Zagarolo e Frascati e in queste zone le detonazioni furono molto più forti, visto che i testimoni dissero che i vetri delle finestre e le porte delle camere furono scosse dalle detonazioni. A Zagarolo il fenomeno fu molto più imponente visto che un testimone, trovandosi a letto verso l’ora dell’evento, sentì lo scoppio come di una grossa cannonata a poca distanza che fece tremare tutta la casa e movendo il letto con effetto sussultorio. Lo scoppio fu accompagnato da un rombo in allontanamento. Ad un tratto altri testimoni urlarono ” E’ fuoco! ” e il testimone si alzo dal letto e guardando fuori dalla finestra, vide perpendicolarmente alla città un vapore denso, ma chiaro, che formava una striscia serpeggiante larga due metri che in breve tempo si dileguò. Parlando con altri testimoni, la persona seppe che prima di quella osservazione, fu visto in cielo un grosso globo di fuoco arrivare molto rapidamente dalla parte meridionale della città, attraversare questa obliquamente e poi avvenne lo scoppio con il rombo.

Secchi conclude che i dati raccolti non sono completi e quindi non può asserire di preciso l’altezza assoluta e la sua distanza e invita i vari testimoni ad informarlo con qualsiasi dato. Questa cosa avvenne tramite Michele Stefano De Rossi, che scrisse a Secchi informandolo che lui fu testimone dell’evento presso Rocca di Papa, e non appena finì l’evento si mise a cercare testimonianze presso i paesi vicini e con la speranza di trovare qualche frammento dell’aerolite. La maggior parte delle informazioni che De Rossi raccolse erano relative all’osservazione del bolide e della sua traiettoria. Presso Rocca Priora, De Rossi trovò in un prato dei fori praticati recentissimamente e sembravano prodotti da dei colpi di fucile mirati verso terra con una declinazione verso nord-est di forma conica con un diametro di circa dieci centimetri e profondi trenta. De Rossi provò a scavare alcuni di questi fori, ma non trovò nulla anche se scavò fino ad una profondità di cinquantacinque centimetri. La zona dell’impatto fu calcolata dal De Rossi nella zona dei monti vulcanici laziali, dove il bolide assunse una direzione discendente con una larghissima spirale che dopo la prima esplosione si è immensamente ristretta aggirandosi lungo il versante settentrionale dei Colli Albani, dileguandosi.

I testimoni di quei posti videro il bolide luminoso mentre quelli che lo osservarono dalla pianura lo descrivono nero e con una massa di fumo. Una ennesima lettera fu ricevuta da Secchi dal sig. Angelo Alvarez, ingegnere in Subiaco, dove lo informa che il bolide aveva un diametro apparente di 25 centimetri e il suo moto non appariva molto celere e che dopo la prima esplosione il bolide indietreggiò andando in frantumi. Lo stesso Alvarez dice di possedere un frammento della meteorite, raccolto appena caduto, dal guardiano Raffaele Proietti, alla costa del Chio nel territorio di Gerano. Lo descrive come un pezzo nerastro, pesante, con tracce di vetrificazione. Una lima lo intacca appena, e si notano delle tracce di metallo finissima. Non ha traccia di magnetismo ma attrae potentemente l’ago calamitato. Altri frammenti sono stati visti cadere nel territorio d’Afile dove si dice che una casetta è bruciata, un altro è stato visto sopra Afile nella direzione del Piglio e un altro si dice sia caduto a Genazzano. Un altro presso una chiesa a Paliano e altri si sono visti presso le montagne di Cerreto.

L’11 Settembre 1872, oltre dieci giorni dopo la caduta, comparve nell’Osservatore Romano una seconda relazione compilata sempre dal De Rossi, dove cerca di ricostruire la traiettoria della meteorite. Risultano numerose testimonianze da vari paesi, compreso una da Ischia, vicino Napoli. Il De Rossi ha analizzato un frammento recuperato a Ceciliano, anche se cadde a Gerano, studiato altri frammenti caduti presso Affile e Orvinio. Il frammento di Gerano fu recuperato dopo la caduta dal sig. Angelo Alvarez. Questo lo prese nel podere dei sig. Fratelli Manni, dove Raffaele Proietti, dopo l’esplosione del bolide, udì un sibilo nell’aria e vide cadere presso di se un sassolino che raccolse subito. Questo è molto piccolo (4.75 grammi), grande come una palla da revolver, di colore bruno con angoli arrotondati e con tracce di fusione. Sempre Alvarez visitò il fienile bruciato forse dal bolide, del sig. Luigi Musatti.

Per tre giorni cerco tra le rovine del fienile ma non trovò nulla. Ad Affile si disse che alcuni pezzi erano caduti sopra la chiesa di Genazzano, ma non furono recuperati frammenti. Ad Orvinio, secondo testimonianze, dopo l’esplosione del bolide, fu cercato il professor Valentini, chirurgo, perché corresse presso l’abitato per soccorrere un pastore colpito dalla meteorite. Valentini accorse e trovò il pastore scosso, che ripresosi dalla paura, descrisse di essersi trovato in messo ad una pioggia di sassi che non sapeva da dove provenivano, se dal cielo o dalla terra. Un altro pezzo della meteorite cadde a 5 miglia da Canemorto, questo pezzo è descritto di peso superiore alla libbra, di colore bruno e con una patina nerissima e fu trovato da un contadino nelle varie buche che si formarono dopo il passaggio del bolide.

I primi esami mineralogici dei pezzi furono fatti dal prof. Giuseppe Bellocci del laboratorio di Chimica dell’Università di Perugia e il De Rossi il 25 Maggio 1873 presentò una sessione presso l’Accademia, presieduta da Secchi, dove esponeva i primi risultati degli esami geologici fatti sulle meteoriti. Intanto altri frammenti tornavano alla luce. L’8 maggio 1873, dopo otto mesi dall’evento, il contadino di Orvinio Nicolò Taschetti, mentre arava il suo campo, trovò a meno di un chilometro di distanza dall’abitato ed a circa 200 metri dal luogo del ritrovamento dell’anno precedente, a pochi centimetri sotto il livello del suolo, un quinto frammento della meteorite, acquistato poi dal prof.Valentini. Viene descritto di forma irregolare, lungo 8 centimetri e largo/alto 7 centimetri con un peso di 1003 grammi. Un sesto frammento di 622 grammi fu trovato due – tre giorni dopo la caduta dal sig. Augusto Pancotti di Pozzaglia, ma la sua esistenza era rimasta fino ad allora ignota a Roma.

Il Pancotti si accorse del frammento perché la terra intorno, in un campo di stoppie, risultava un po’ smossa e perché alcuni testimoni gli avevano raccontato della caduta di un oggetto luminoso più o meno in quel luogo. L’analisi chimica del frammento da 1003 grammi fu affidata dal Keller al collega Giovanni Campbell, assistente presso il Gabinetto di Fisica dell’Università romana. I sei frammenti della meteorite di Orvinio rinvenuti nel 1872-73 assommano complessivamente a 3397,15 grammi. Vari campioni della meteorite si trovano presso i musei di Berlino, Budapest, Londra, Mosca, Austria, Francia, Cecoslovacchia, Stati Uniti e Italia. Le analisi moderne hanno catalogato la meteorite di Orvinio come una Chondrite H6 Brecciata Nera.

La Meteorite di Fermo caduta a Fermo il 25 settembre 1996

CARATTERISTICHE Data della caduta: 25 Settembre 1996, 15:30 TU Sito della caduta: Italia Centrale (13°45’12″E, 43°10’52″N) a nordest della città di Fermo. Fenomeni associati: il testimone alla caduta – Luigi Benedetti – ha udito il suono di almeno un‚esplosione, seguito da un forte rumore simile a quello di “un elicottero in avvicinamento”. Dopo pochi secondi ha avvertito uno schianto, a circa 200 metri dalla più vicina casa di campagna Scoperta: Due giorni dopo, il 27 settembre alle 06:00 TU, Giuseppe Santarelli ha raccolto, su indicazione del Benedetti, un‚unica meteorite in un piccolo cratere largo 30-40 cm, su un terreno argilloso bagnato ai bordi di un senti  Forma: irregolare, prismatica con bordi acuminati, alcuni dei quali scheggiati a seguito dell‚impatto sul suolo Crosta di fusione e remaglipti: presenti Collocazione attuale: Museo Polare di Villa Vitali in Fermo.

Dei circa cinquanta reperti attualmente conservati e classificati come meteoriti cadute in Italia negli ultimi duemila anni, Fermo è la dodicesima meteorite scoperta in Italia in questo secolo, ma è la terza più importante in termini di peso, dopo Vigarano (una condrite carbonacea di due pezzi, 11.5kg and 4.5kg, trovata nel 1910) e Bagnone (un corpo ferroso di 48kg rinvenuto nel 1904). E’ ovvio che le meteoriti cadute in Italia anni sono in numero decisamente più elevato, ma la stragrande maggioranza di questi corpi non sono stati trovati anche se in molti casi sono stati visti cadere. I reperti sono in maggioranza condriti come Fermo ed il record nazionale di peso è detenuto con 228 chili dalla meteorite Alfianello, vicino a Brescia, una condrite ordinaria caduta il 16 febbraio 1883 .

La meteorite Fermo entrando in atmosfera ha probabilmente cominciato a perdere massa già al di sotto di 100 km, raggiungendo la massima luminosità dopo alcuni secondi. Poi ha seguito in stratosfera una forte decelerazione e la pressione dell’atmosfera lo ha spaccata in più parti. I bang sonici riportati da alcuni testimoni suggeriscono che Fermo si è spaccata perlomeno in 2-3 pezzi nella bassa stratosfera e a queste altezze la sua velocità di entrata nell’atmosfera che era probabilmente vicino ai 15 km/s si è molto ridotta, la sua luminosità è scomparsa ed i pezzi sono caduti sotto l’influenza del loro peso e della resistenza dell’aria a velocità di qualche centinaia di metri al secondo. In questa fase un qualsiasi osservatore non ha potuto vedere alcun effetto luminoso anche per la probabile traiettoria rivolta verso il Sole e l’impatto al suolo dei frammenti del corpo che in entrata poteva avere le dimensioni del metro, è avvenuto senza grossi danni formando solo un piccolo cratere.

Anche se è stato recuperato finora un solo pezzo, si ritiene che altri frammenti siano disseminati nella zona di caduta. Un po’ problematica risulta la ricostruzione della traiettoria di Fermo. La caduta, avvenuta in pieno giorno limita i dati disponibili a testimonianze di fenomeni acustici. Da queste e dalla forma del piccolo cratere si intuisce una traiettoria nordovest-sudest. La determinazione della traiettoria è di grande importanza per risalire all’origine del corpo. I valori dei parametri descritti sono tipici degli asteroidi Apollo, da cui sembra che queste meteoriti e probabilmente Fermo, abbiano origine. Un altro dato importante per ritenere che il reperto italiano debba avere parametri simili a quelli delle altre meteoriti qui elencate, è che tutte e cinque i corpi sono condriti ordinarie, cioè esemplari del sistema solare primitivo.

CLASSIFICAZIONE Fermo evidenzia una struttura eterogenea caratterizzata da frammenti irregolari (clasti) di diverse tonalità di grigio. Più precisamente, l’esame petrografico condotto al microscopio su una sezione sottile lucida, spessa 0.03 millimetri, rivela differenze nella tessitura tra questi frammenti osservati ad occhio nudo, mentre l’analisi chimica effettuata con la microsonda elettronica sulle fasi mineralogiche (circa 300 punti) ha determinato il contenuto degli elementi chimici nei vari cristalli. I minerali presenti nella meteorite sono in prevalenza costituiti da silicati di ferro e magnesio, e di solfuri di ferro. In ordine di importanza i minerali presenti sono: olivina, pirosseno, plagioclasio, kamacite, taenite e troilite; e, in minore quantità, cromite e apatite E’ pure presente vetro a volte ricco in potassio. I dati petrografici e mineralogici permettono di classificare la meteorite Fermo come una condrite ordinaria brecciata, classe chimica H (cioè ad alto contenuto in ferro), con frammenti di diverso tipo petrologico (3-5) in quanto i costituenti mineralogici presentano diverse fasi di cristallizzazione. Un’indagine preliminare sull’analisi petrografica-chimica è riportata in Molin et al. (1997).

NUCLIDI COSMOGENICI Alcuni giorni dopo la caduta, si è iniziata nel Laboratorio sotterraneo del Monte dei Cappuccini a Torino la misura non distruttiva in un frammento di 800 g dell‚attività g dei radioisotopi cosmogenici prodotti da reazioni nucleari dei raggi cosmici galattici (GCR) con il meteoroide nello spazio interplanetario, utilizzando uno spettrometro Ge-NaI ad alta efficienza e basso fondo (Bonino et al., 1995 e 1997). Il lungo intervallo di misura (circa 10 milioni di secondi) unito alle elevate caratteristiche dello spettrometro hanno fornito con notevole precisione l‚attività dei radioisotopi cosmogenici: 48V (T 1/2 = 16d), 31Cr (27.7d), 58Co (70.78d), 56Co(78.8d), 46Se(83.9d), 57Co(271.35d), 54Mn(312.2d), 22Na (2.6y), 60Co (5.27y), 44Ti (66.6y), 26Al (7.3x105y). A causa della bassa attività di alcuni radioisotopi, ed in particolare del titanio 44 (44Ti) utilizzato per lo studio dell’effetto delle variazioni dell’attività solare su scala secolare (Bonino et al., 1995) è necessario eseguire le misure per tempi lunghi (alcuni mesi) in modo da ridurre l’incertezza statistica dei conteggi. Anche il sodio 22 (22Na) che ha un periodo di dimezzamento di 2.6 anni, è particolarmente utile per lo studio della variazione un decennale dell’attività solare. Fermo contiene l’impronta della fase discendente dell’ultimo ciclo un decennale (ciclo n.22) dell’attività solare (Bonino et al., 1997). Dal rateo di produzione di questi radioisotopi proporzionale al flusso dei raggi cosmici che a sua volta è anticorrelato all‚attività solare, si sono così ottenute preziose informazioni sul comportamento dell’eliosfera su scala decennale e secolare. Le variazioni dell’attività solare dedotta dallo studio delle meteoriti possono avere anche notevoli implicazioni sull’ambiente terrestre, in quanto un’attività bassa persistente per alcuni decenni, come quella osservata nelle meteoriti cadute di recente, può produrre cambiamenti sensibili sul clima La Meteorite e la relativa documentazione sono in mostra presso Villa Vitali di Fermo dal gennaio 1997.

Le meteoriti cadute in Umbria UFFICIALMENTE REGISTRATE sono due : la prima caduta ad Assisi (Perugia) la seconda a Collescipoli (Terni)

la meteorite di Tordandrea di Assisi caduta nel 1886 non si hanno molte notizie nelle cronache del tempo Il fatto, anche se altamente rilevante dal punto di vista astronomico, non è stato poi messo in dovuto risalto dalla cronaca di quel tempo, anche se numerosi studi e pubblicazioni scientifiche sono state fatte da vari studiosi, ma veniamo ai fatti. La mattina del 24 Maggio 1886 alle ore 7, l’azzurro cielo di Tordandrea venne sconvolto dal passaggio da un singolo corpo ,fenomeno astronomico accaduto nel lontano 1886, più di un secolo fa. Il fatto, anche se altamente rilevante dal punto di vista astronomico, non è stato poi messo in dovuto risalto dalla cronaca di quel tempo, anche se numerosi studi e pubblicazioni scientifiche sono state fatte da vari studiosi, ma veniamo ai fatti.

La mattina del 24 Maggio 1886 alle ore 7, l’azzurro cielo di Tordandrea venne “sconvolto” dal passaggio di un singolo meteorite pesante 1795 g. Caduta in un campo di grano alcuni contadini, tre per la precisione, avendo visto uno squarcio nel cielo, si precipitarono nella zona dove poi, trovarono il frammento a 60 cm. di profondità in un cratere di 25 cm. di diametro. Il rinvenimento portò ala luce una meteorite, lunga 13.8 cm. e larga 12.8. Un primo e superficiale esame scientifico venne effettuato dal Bellucci (1887), che successivamente spedì l’oggetto a Vienna all’attenzione del Prof. Eger che lo ha diviso in pezzi e sottoposto a studi più accurati.

Molti pezzi sono sparsi in giro per il mondo, nei musei italiani troviamo gr.93 all’Università di Bologna, gr.159 al Museo di Storia Naturale di Milano, gr.18 al Museo di Parma, gr.114 al Museo dell’Università La Sapienza, gr.227 al Museo dell’Università di Torino e gr.1.8 al Museo Vaticano; attualmente ora il frammento più consistente è conservato al British Museum. la meteorite, denominata “Assisi” è una meteorite del tipo pietroso (condrite) del tipo H5 cioè ad alto contenuto di particelle di ferro e nickel e per il suo peso e caratteristiche è considerato un avvenimento molto raro. Ad un esame più dettagliato della crosta si notano delle piccole protuberanze diffuse lungo la superficie che hanno una orientazione preferenziale. Delle fessure molto sottili si sono sviluppate lungo la stessa direzione e la superficie spezzata si presenta grigiastra e a grani fini. Ad ingrandimenti dell’ ordine dei 200-400 si notano effetti di microricristallizzazione dovuti sicuramente alle alte temperature incontrate nell’attraversare l’atmosfera terrestre e ai “repentini sbalzi di pressione”. Si desidera ringraziare il Dott. Matteo Chinellato di Venezia, noto esperto in fatto di meteoriti, per l’aiuto, foto e documenti forniti.

Una serata calda di inizio estate. Nel buio calato da poco si vede una scia in cielo. È verdastra. Subito penso: una stella cadente. Ma la traccia che disegna nel cielo è molto più luminosa rispetto a quella di una comune meteora che si polverizza nell’impatto con l’atmosfera. Sembra quasi un fuoco d’artificio, visto che la «testa» del corpo celeste si frammenta in tanti pezzi. Sono passate da poco le 23 del 30 maggio. Un boato sordo e lontano chiude lo spettacolo, che in tutto dura una manciata di secondi. Quattro, cinque al massimo. Il tempo che la meteora impiega ad attraversare il quadrante disegnato dalla finestra di casa mia, sulle pendici dell’Appennino lombardo.

In Oltrepò Pavese.
E in effetti, da quel che scopro il giorno successivo, che poi sarebbe ieri, l’evento a cui ho assistito, comodamente seduto sul divano, è per lo meno poco comune. «Nulla a che vedere con le stelle cadenti che siamo abituati a vedere nelle notti d’estate», mi spiega Sandro Bardelli, astronomo dell’Osservatorio di Bologna, il più vicino in linea d’aria al fenomeno. «Quello entrato martedì nell’atmosfera terrestre era un bolide, di dimensioni ben maggiori rispetto ai pochi centimetri delle stelle cadenti. È per questo che la scia era visibile ad occhio nudo dal Salento fino a Bolzano», aggiunge Bardelli, «e probabilmente alcuni frammenti hanno impattato la superficie terrestre. Li stiamo cercando. La massa del bolide? Per ora non possiamo dirlo con certezza, i dati di cui disponiamo sono ancora troppo pochi per calcolarla».

Le immagini non mancano. Ma sono tutte rubate col cellulare. Impossibile che il telescopio di un osservatorio astronomico, riesca a intercettare (e soprattutto a seguire) l’ingresso nell’atmosfera terrestre di un bolide come quello
di due giorni fa. Le uniche immagini «ufficiali», infatti, sono quelle registrate da una telecamera posta sul tetto del liceo scientifico Paleocapa di Rovigo. La telecamera è una delle due installate nell’Italia nord-orientale, nell’ambito del progetto Prisma, acronimo di Prima rete italiana per la sorveglianza di meteore e atmosfera. Un programma promosso dall’Istituto nazionale di astrofisica e attualmente in fase di realizzazione, il cui scopo è proprio quello di determinare le orbite degli oggetti che entrano nell’atmosfera e dell’imitare con un buon grado di approssimazione le aree di caduta dei frammenti. Per poterli recuperare.
Ad alimentare l’attesa ha contribuito an- cheilrapperFe- dez che poco dopo le 23 di martedì ha postato su Twitter un messaggio inequivocabile: «Raga a Milano è appena passato un meteorite verde o qualcosa disimile, nessuno sa niente a riguardo?». I social network sono letteralmente impazziti alla notizia, rimbalzata sulle diverse piattaforme alla velocità della luce. Ma vista l’ora tarda l’eccitazione è durata
poco.
Eventi di questo genere non sono molto frequenti. Accadono una o due volte l’anno e di solito, in presenza di una fenomenologia simile a quella a cui ha assistito l’Italia dei nottambuli due giorni or sono, i frammenti che cadono sulla superficie terrestre non superano mai i 10 centimetri di lunghezza. Facile intuire perché le loro ricerche, che si concentrano in un’area attorno a Rovigo, siano quanto mai difficoltose: è come cercare l’ago nel pagliaio.
Il forte boato avvertito soprattutto nella parte orientale della Pianura Padana, testimonia che la disintegrazione del corpo celeste, che viaggiava ad almeno 10mila chilometri l’ora, è avvenuta a una distanza non superiore ai 50 chilometri dalla superficie della Terra.

Ha un nuovo nome la sonda che toccherà prossimamente il Sole. Inizialmente nata come Solar Probe Plus, la sonda è stata ribattezzata in onore dell‘astrofisico Eugene Parker, con una cerimonia svoltasi a Chicago; l’astrofisico in questione, oggi 90enne, nel 1958 predisse l’esistenza del vento solare, confermata dalle osservazioni pochi anni dopo. Si tratta di un evento unico, visto che sarebbe la prima volta che la Nasa da il nome di uno scienziato vivente ad una sua missione. 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. Era il 1958 quando Parker pubblicò Dynamics of the Interplanetary gas and magnetic fields, secondo cui esiste un flusso di particelle cariche emesso proprio dall’alta atmosfera della nostra stella; il flusso del vento solare avrebbe temperature e velocità che sono variabili nel tempo e che interagiscono con il nostro campo magnetico. Il lancio pare sia previsto per il 31 luglio 2018; dunque, mancherebbe poco più di anno al lancio della sonda, che ci svelerà i misteri del Sole.

La conferma è arrivata nel corso della conferenza stampa appena conclusa a William Eckhardt Research Center Auditorum della University of Chicago, quando la Nasa ha fatto sapere che nel 2018 si partirà per un lungo viaggio che porterà a toccare il Sole. Nello specifico, la sonda Nasa si spingerà a circa sei milioni di chilometri di distanza dalla nostra stella, dove nessun’altra è risultata essere arrivata; l’obiettivo principale della missione sembra essere lo studio della corona solare, al fine di comprendere i meccanismi che regolano le temperature, il campo magnetico ed il vento solare.

La sonda solare sarà la missione più calda e più veloce. Ci muoveremo a temperature altissime, stiamo andando per andare fino alla corona. 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. La sonda per poter raggiungere il Sole dovrà effettuare un percorso innovativo, e grazie a questo potrà osservare i cambiamenti di velocità del vento solare, da subsonico a supersonico e la formazione delle particelle solari altamente energetiche; a bordo della sonda vi saranno una serie di spettrometri, ovvero uno strumento per la misurazione delle onde generate dal plasma solare e uno per la realizzazione di immagini ad alta definizione della superficie.

La sonda compirà rilevamenti con magnetometri, antenne elettromagnetiche, ricettori per misurare particelle cariche, per ‘contare’ quante sono e che energia hanno L’obiettivo di questa missione, ribattezzata anche ‘la più calda di sempre’ per ovvi motivi, è quello di osservare da vicini il vento solare e di ottenere informazioni nuovi che, dichiarano i ricercatori, sicuramente sapranno sorprenderci.

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”.

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