LA STRUTTURA DEL SOLE Calogero Gebbia

COMPOSIZIONE E STRUTTURA

Abbiamo potuto suddividere la struttura del Sole in una serie di involucri concentrici, pur tenendo presente che, essendo tutti gassosi, non esistono tra di essi limiti precisi. Distinguiamo, in tal modo, l'interno del Sole formato a sua volta da un nucleo (zona convettiva, zona radiattiva) avvolto da una visibile fotosfera, e la sua atmosfera distinta in due strati: cromosfera e corona.

STRUTTURA INTERNA DEL SOLE

Nel cuore del Sole si è individuato un nucleo che è la zona di vera produzione di energia. Tale nucleo ha attualmente un raggio di circa 150.000 km: l'energia in esso prodotta si trasmette verso l'esterno con un processo di radiazione che interessa l'involucro gassoso circostante per uno spessore di circa 500.000 km, chiamato zona radioattiva, in cui gli atomi dei gas assorbono ed emettono energia, ma, per la minor temperatura, non danno luogo a reazioni nucleari. Alla profondità, rispetto alla superficie del Sole, di circa 130.000 km i gas, per la minore pressione, diventano meno stabili e si innescano giganteschi movimenti convettivi . Il trasporto di energia avviene quindi per convezione e questo involucro di gas più esterno (con pressioni e temperature minori) viene chiamato zona convettiva. Le collisioni tra i nuclei degli atomi di idrogeno innescano violente reazioni di fusione nucleare. Il risultato di questo processo è che quattro nuclei di idrogeno si combinano per formare un nucleo di elio . mentre viene liberata energia sotto forma di raggi gamma. Ogni secondo avvengono moltissime reazioni. La trasformazione di idrogeno(70%)in elio (27%) è in atto nel Sole da almeno 5 miliardi di anni, ma la quantità di idrogeno del nucleo è tale che occorreranno altri 5 miliardi di anni perché il nucleo diventi tutto di elio e la combustione nucleare si arresti. Interverranno allora altre trasformazioni, che segneranno l'inizio della fine della nostra stella, destinata a divenire una gigante rossa.

LA FOTOSFERA

La fotosfera è l'involucro che irradia quasi tutta la luce solare e corrisponde, quindi, al disco luminoso del Sole. Quella che vediamo, in realtà, è solo la parte sommitale dell'involucro di gas incandescente che costituisce l'intera zona convettiva: la trasparenza di tali gas, infatti, non è totale e l'osservazione con i normali telescopi non può penetrare per più di 300-400 km, per cui quest'ultimo è anche lo spessore dell'involucro luminoso.La superficie della fotosfera non è liscia ma presenta, su un fondo meno chiaro, una struttura a granuli brillanti . Ogni granulo dura solo pochi minuti, ma il movimento di tutti i granuli fa sembrare la superficie della fotosfera in continua ebollizione. La superficie brillante della fotosfera appare costellata, con una certa periodicità, da macchie solari, continuamente variabili per dimensioni, per forma e, soprattutto, per numero. Sono piccole aree scure, depresse rispetto alla superficie circostante, nelle quali si distingue una zona centrale più scura (ombra) circondata da una fascia più chiara (penombra). In realtà tali strutture appaiono scure solo per contrasto con la fotosfera, rispetto alla quale la loro luminosità è ridotta a 1/3. Le macchie appaiono in genere a gruppi, raramente sono isolate, e hanno all'inizio un diametro di circa 1 600 km. In ognuno di tali gruppi si osserva una regolare evoluzione: per un certo tempo dopo la loro comparsa, le macchie aumentano di dimensioni e di numero, poi cominciano a ridursi fino ad estinguersi, mentre nascono e si sviluppano altri gruppi di macchie. In media i singoli gruppi di macchie hanno una vita di una settimana, ma una piccola percentuale di essi (circa il 2%) può continuare a svilupparsi fino a raggiungere, nell'arco di parecchi mesi, diametri di 100.000 km (quasi 10 volte quello della Terra). L'osservazione sistematica della superficie solare ha messo in evidenza altre due caratteristiche molto interessanti delle macchie. La prima è che il loro numero non è costante, ma passa da valori minimi ,che arrivano fino all'assenza di macchie, a valori massimi, con una periodicità che ha permesso di individuare un ciclo di 11 anni. La regolarità dei cicli delle macchie solari a volte si interrompe: tra il XVII e il XVIII secolo vi furono 34 anni con macchie e 70 senza: durante questa inattività scomparvero anche altri fenomeni che interessano la Terra, come le aurore boreali, la cui origine è in qualche modo legata alle macchie solari.L'altra caratteristica interessante delle macchie solari, nella quale probabilmente è la chiave per interpretare la natura e l'origine ditale complessa attività, è che alle grandi macchie è associato un forte campo magnetico.Il campo magnetico globale del Sole è molto debole e variabile: la sua forma è, però, molto complessa a causa della rotazione differenziale della materia gassosa.

CROMOSFERA

La cromosfera è un involucro trasparente di gas incandescente che avvolge la fotosfera, con uno spessore di circa 10.000 km. E' visibile per un breve tempo durante un'eclissi totale di Sole, quando la Luna nasconde completamente il disco della fotosfera: la cromosfera appare allora come un sottile alone roseo, il cui bordo esterno è sfrangiato in numerose punte luminose (spicole). La cromosfera è, in pratica, uno strato di transizione a bassa temperatura tra la fotosfera e la corona.

CORONA

La corona è la parte più esterna dell'atmosfera solare ed è formata da un involucro di gas ionizzati (i cui atomi, cioè, sono elettricamente carichi) sempre più rarefatti man mano che ci si allontana dalla sottostante cromosfera. La sua luminosità è così bassa che la corona si può osservare direttamente solo durante un'eclissi totale, quando assume l'aspetto di un tenue alone con una luminosità pari a metà di quella della Luna piena.Nella parte più estrema della corona le particelle ionizzate hanno velocità sufficienti per sfuggire all'attrazione gravitazionale del Sole e si disperdono perciò nello spazio come vento solare. Questo continuo flusso di particelle, che in certi momenti viene notevolmente rafforzato da particolari aspetti dell'attività solare, interagisce in modo anche vistoso con i corpi celesti che incontra nella sua propagazione.

PROTUBERANZE

Esistono numerosi aspetti molto vistosi dell'attività della parte più esterna del Sole, che ne possono modificare sensibilmente lo stato "normale": uno è rappresentato dal periodico formarsi e scomparire delle macchie, gli altri sono le protuberanze e, soprattutto, i brillamenti .Le protuberanze sono grandi nubi filamentose di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano ampiamente nella corona, in genere fino a quote di 20-40.000 km. Hanno forma di immense fiammate, di vortici, di archi giganteschi lunghi anche 100-200.000 km. La temperatura della materia gassosa delle protuberanze è compresa tra 15.000 e 25.000 K: sono molto più calde, perciò, della cromosfera, ma decisamente "fredde" rispetto alla corona solare entro cui si spingono.Le protuberanze si osservano durante un'eclissi totale come lingue luminose che sporgono dalla cromosfera; se si osservano, invece, contro il disco del Sole appaiono come strutture lunghe e oscure, chiamate filamenti.

BRILLAMENTI

I brillamenti sono violentissime esplosioni di energia, veri e propri lampi di luce intensissimi associati a potenti scariche elettriche: compaiono di tanto in tanto in prossimità di grandi gruppi di macchie e nel giro di pochi minuti si propagano su un'area di milioni di km2, per poi estinguersi completamente. Nel corso di tali esplosioni vengono liberate enormi quantità di energia, con un'ampia gamma di radiazioni, dai raggi X alle onde radio, che rinforzano notevolmente la radiazione stazionaria del Sole.Oltre a radiazioni di carattere ondulatorio, i brillamenti possono lanciare getti di materia gassosa incandescente fino a 10-20.000 km di altezza

VENTO SOLARE

A una distanza dalla superficie del Sole pari a uno o due raggi solari, il campo magnetico è abbastanza intenso da intrappolare in grandi anelli il materiale coronale caldo.Lontano dal Sole il campo è più debole e il gas può letteralmente "spingere" il campo magnetico nello spazio. Quando ciò accade, il materiale fluisce lungo le linee del campo fino a grande distanza. Il flusso costante di materiale espulso dalla corona è detto vento solare e tende a provenire da regioni dette buchi coronali, nelle quali il gas, essendo più freddo e meno denso che nel resto della corona, emette minori quantità di radiazione. Il vento solare che proviene da grandi buchi coronali è particolarmente intenso. A causa della rotazione del Sole, queste regioni di intenso vento solare sono visibili dalla Terra con periodi di 27 giorni. Il vento solare, inoltre, produce interferenze rilevabili nel campo magnetico terrestre.