IL SOLE

Il sole è nato 4,5 miliardi di anni fa ed attualmente è una stella di classe G e nel diagramma di HR si trova nella sequenza principale.

Il suo diametro equatoriale attuale è di 1390 milioni di Km e la sua massa è di 1,9891x1030 Kg.

Si stima che tra 7 miliardi di anni il Sole si trasformerà in una gigante rossa e ingloberà al suo interno i pianeti più vicino e attraverso una serie di esplosioni del nucleo di Elio finirà la sua vita come nana bianca.

Il Sole e' costituito per il 92,1% di Idrogeno, il 7,8% di Elio e lo 0,1% di altri elementi e si trovano allo stato di plasma (gli elettroni dei livelli più esterni non sono legati agli atomi, ma si distribuiscono uniformemente nel mezzo separati dai nuclei da continue collisioni con altri atomi ionizzati).

Partendo dalla parte più interna e andando verso la parte più esterna il Sole è formato dal NUCLEO che è il 25% del raggio solare e che con una temperatura di 15 milioni di °C e una pressione di 2,334x1011 bar creano le condizioni per innescare tra i nuclei di Idrogeno i processi di fusione nucleare detti protone-protone o catena p-p, caratterizzato da tre fasi. Nella prima fase due protoni collidono per produrre deuterio (nucleo di idrogeno composto da un protone e da un neutrone), un positrone (un antielettrone che annichila subito con un elettrone, producendo due raggi gamma) ed un neutrino. Nella seconda fase un protone collide con il deuterio per produrre un nucleo di elio-3 (isotopo dell'elio con due protoni ed un solo neutrone) ed un raggio gamma. Nella terza fase due nuclei di elio-3 collidono per dare origine ad un nucleo di elio-4 (il normale isotopo dell'elio con due protoni e due neutroni), con l'emissione di due protoni che vanno nuovamente ad alimentare la catena.

L'energia prodotta dal nucleo viene rilasciata nella ZONA RADIOATTIVA che si estende dal bordo esterno del nucleo fino allo strato di interfaccia, posizionato alla base della zona convettiva, in pratica dal 25% al 70% del raggio del Sole. Nella zona radiativa la modalità di trasporto dell'energia è per irraggiamento: i fotoni uscenti dal nucleo urtano continuamente le particelle di plasma, rimbalzando da un punto ad un altro. Nonostante i fotoni viaggino alla velocità della luce, a causa del numero elevatissimo di urti a cui sono sottoposti, essi possono impiegare milioni di anni prima di riuscire a raggiungere lo strato di interfaccia. All'interno della zona radiativa la densità scende da 20 g/cm3  a 0,2 g/cm3  muovendosi dalla sua base verso l'esterno. Contemporaneamente anche la temperatura scende da 7.000.000 °C fino a circa 2.000.000 °C.

Lo STRATO DI INTERFACCIA separa la zona radiativa da quella convettiva. I moti fluidi che animano la zona convettiva svaniscono lentamente muovendosi dalla superficie verso l'interno del Sole, fino appunto a questo strato, dove si annullano completamente per lasciare il posto alla calma zona radiativa. Lo strato di interfaccia ha assunto in tempi recenti sempre più importanza grazie agli studi che lo individuano come lo strato del Sole in cui si genera il campo magnetico per "effetto dinamo". I cambiamenti delle velocità di flusso nel plasma fluido attraverso lo strato possono infatti distorcere le linee di forza del campo magnetico e renderle più intense.

La ZONA CONVETTIVA è lo strato più esterno della struttura interna del Sole. Si estende da una profondità di circa 200.000 km fino alla superficie visibile. Alla base della zona convettiva la temperatura è di circa 2.000.000 °C, sufficientemente "fredda" per permettere ad alcuni elementi pesanti (come carbonio, azoto, ossigeno, calcio e ferro) di trattenere almeno parte dei loro elettroni. Questo rende il plasma più opaco, così che diventa più difficile il passaggio della radiazione proveniente dagli strati più interni. In queste condizioni, con il calore "intrappolato" alla base, il fluido diventa instabile e comincia a bollire, ovvero a trasportare calore per convezione: celle di plasma caldo iniziano a muoversi verso l'alto, verso la superficie visibile della fotosfera, espandendosi e raffreddandosi fino ad una temperatura di circa 6000 °C, mentre celle di plasma freddo scendono verso la base della zona stessa riscaldandosi. Alla superficie la densità del plasma è di appena 0,0000002 gm/cm3  I moti convettivi trasportano il calore alla superficie molto rapidamente. Questi stessi moti sono visibili alla superficie sotto forma di granuli e supergranuli

Alla sommità della zona convettiva troviamo la FOTOSFERA, la superficie visibile del Sole.

Sopra la fotosfera, troviamo la CROMOSFERA, una sottile regione di transizione e, infine, la CORONA. Questi ultimi strati emettono in particolare radiazione ultravioletta e X.

I campi magnetici e la loro evoluzione nel tempo determinano lo svolgersi dei fenomeni sul Sole. L'attività magnetica varia con un ciclo di circa 11 anni e in tale periodo l'attività del Sole passa da un minimo fino ad un massimo; innoltre ogni ciclo è caratterizzato dall'inversione della polarità del campo magnetico con lo scambio tra il polo S e il polo N magnetici (ciclo di 22 anni).

Campi magnetici subfotosferici affiorano sulla fotosfera e si alzano negli stati superiori andando a costituire anelli di linee di forza di campo magnaetico. La forma, l'intensita, l'estensione e la interazione tra cappi di linee di forza innescano nelle zone superficiali e atmosferiche del Sole una particolare attività che prendono il nome di regioni attive; sulla Fotosfera sono le cosidette macchie solari, caratterizzate da una zona di polarità positiva e una negativa. A livello superiore si hanno invece processi esplosivi detti brillamenti che generano l'espulsione di materia nello spazio.

Sul disco fotosferico, nel visibile, si possono osservare le macchie solari, le facole brillanti e i granuli. Le macchie solari sono regioni più fredde della fotosfera circostante, per questo ci appaiono più scure. Le temperature tipiche al centro di una macchia sono attorno ai 4.000 °C, circa 2.000 °C meno del disco brillante. Le macchie solari sono caratterizzate dalla presenza di un forte campo magnetico, più intenso nella parte scura della macchia, detta ombra, e meno intenso nella zona più brillante, detta penombra. La presenza delle macchie sulla superficie ha permesso di scoprire la rotazione del Sole che si svolge in maniera differenziale, ovvero più velocemente all'equatore che ai poli.

Le facole, al contrario della macchie, sono zone più brillanti della fotosfera circostante. Anche esse sono associate a campi magnetici concentrati però in regioni più limitate rispetto alle macchie.

Nella cromosfera, che è lo strato irregolare posto al di sopra della fotosfera, le temperature salgono dai 6.000 °C fino a circa 20.000 °C. In queste condizioni, l'idrogeno neutro emette radiazione ad una lunghezza d'onda caratteristica ubicata nella zona rossa dello spettro (emissione H-alfa). Oltre alle emissioni H-alfa nella Cromosfera si hanno emissioni di raggi X, raggi Y e radio.

La cromosfera può essere osservata durante le eclissi totali di Sole, quando si vedono in particolare le protuberanze che si proiettano al di sopra del bordo oscurato, ma visto attraverso un filtro che isola la riga H-alfa si notano strutture come la rete cromosferica, le zone brillanti (plage) attorno alle macchie, le spicole, i filamenti scuri proiettati sul disco e appunto le protuberanze oltre il bordo di questo.

La corona è la parte più esterna dell'atmosfera solare. Essa è visibile durante le eclissi totali di Sole come una corona che avvolge il Sole. I gas coronali sono sovrariscaldati fino a temperature che superano il milione di gradi. A queste temperature sia l'idrogeno che l'elio - i due elementi dominanti - sono completamente ionizzati, come pure altri elementi come il carbonio, l'ossigeno e l'azoto. E' proprio l'emissione di questi elementi ionizzati a produrre le righe in emissione osservate nello spettro della corona

Con l'uso dei coronografi, particolari strumenti che ricreano artificialmente le condizioni di un'eclisse occultando il disco fotosferico, accoppiati a speciali filtri che lasciano passare solo la radiazione emessa alle lunghezze d'onda di queste righe è possibile osservare la cosiddetta "corona a emissione".

A causa delle alte temperature in essa presenti, la corona emette intensamente anche nell'ultravioletto estremo (EUV) e nei raggi X. D'altra parte, la fotosfera, molto più fredda, emette molto poco nei raggi X. Questo permette agli astronomi di vedere la corona anche sovrapposta al disco del Sole, a patto di osservarla proprio nei raggi X.

I fenomeni osservabili sulla Corona sono per lo piu' associati a brillamenti, le caratteristiche che si osservano sulla corona sono i pennacchi, piume e cappi. I pennacchi a elmetto sono strutture di forma allungata e appuntita che si trovano tipicamente al di sopra delle macchie e delle regioni attive in generale. Alla base di queste strutture si osserva spesso una protuberanza o un filamento. Come per la maggior parte delle caratteristiche osservate sul Sole, il campo magnetico ha un importante ruolo anche nella formazione di questi pennacchi. Il vento solare, che soffia via dal Sole proprio dagli spazi presenti fra i diversi pennacchi, è invece responsabile di questa loro forma caratteristica con terminazione a punta.

I cappi o anelli o archi coronali   si trovano nelle regioni attive, in genere attorno alle macchie. Queste strutture sono associate con le linee di campo magnetico chiuse che connettono due regioni magnetizzate della superficie solare. Molti cappi coronali durano giorni o settimane, ma possono variare di aspetto molto rapidamente. I cappi coronali contengono gas a densità maggiore di quella delle regioni circostanti.

Le piume o raggi polari sono pennacchi lunghi e sottili che si proiettano verso l'esterno del Sole partendo dalle regioni polari nord e sud della stella. Alla base di queste caratteristiche si trovano spesso aree brillanti associate a piccole regioni magnetizzate della superficie. Queste strutture sono in relazione con linee di campo magnetico "aperte" (ovvero trasportate via dal vento solare) uscenti o entranti nei poli.

Infine i buchi coronali sono le regioni in cui la corona appare scura e sono associati a linee di campo magnetico "aperte" e si trovano più di frequente ai poli del Sole. Dai buchi coronali ha origine il vento solare ad alta velocità.

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