Guide

Il sole - Come funziona?

Il sole, una fornace nucleare

Come tutti sappiamo dagli studi scolastici l’energia delle stelle arriva da reazioni nucleari. Mentre nelle centrali termonucleari che costruiamo sulla terra questa energia proviene dalla fissione (separazione) di atomi più pesanti in atomi più leggeri, nel sole proviene dalla reazione opposta: la fusione. Il combustibile del sole è la materia stessa di cui è composto, principalmente l’idrogeno. La reazione di fusione combina due atomi di idrogeno in un atomo di elio, ma l’unione di questi atomi possiede una massa leggermente inferiore a quella degli atomi originari. Proprio questa massa “scomparsa” è quella che si trasforma in energia secondo la famigerata equazione di Einstein: E=mc^2. Questa è però solo una delle tante reazioni che avvengono all’interno del sole, ma sicuramente la più importante.

Per avere un’idea delle energie in gioco la scomparsa di un solo grammo di materia genera un’energia di 25 GigaWatt/ora, quanto basta per fornire energia a tutta l’Italia per un’ora d’estate. Il sole brucia ogni secondo METTERE VALORI producendo in un’ora 1’377’720’000’000’000’000’000 GW/ora!

La reazione di fusione avviene nella parte più interna del Sole e l’enorme energia generata all’interno tende a spingere verso l’esterno la materia. Se questa spinta non fosse controbilanciata dalla gravità, che tende invece ad aggregare la massa, il sole evaporerebbe in pochissimo tempo. Questa guerra costante tra le due forze è il fenomeno che mantiene in equilibrio non solo il Sole, ma qualunque stella dell’universo.

Tre zone

L’interno del sole è diviso in tre zone (FIGURA).

La prima partendo dal centro è proprio il nucleo dove avvengono le reazioni nucleari. E’ questa la vera e propria fornace. Qui abbiamo pressioni altissime e temperature altrettanto enormi necessarie per mantenere la fornace stessa accesa. L’energia generata viene quindi trasmessa allo strato superiore.

La seconda è quella dove la trasmissione dell’energia verso l’esterno avviene per principalmente per radiazione. Questo tipo di trasmissione di energia è lo stessa che c’è tra il Sole e la nostra Terra. Ma mentre lo spazio è sostanzialmente vuoto, l’interno del sole è pieno di materia.

La terza è quella dove, come in un liquido in ebollizione, la trasmissione dell’energia avviene per convezione. In questa zona le masse più calde di materia salgono fisicamente verso l’alto fino alla fotosfera, la superficie visibile del Sole, dalla quale quest’energia verrà irradiata nello spazio fino ad arrivare a noi ed anche molto oltre.

Proprio questi fenomeni superficiali, insieme alla rotazione del sole su se stesso, sono i fenomeni che più facilmente riusciamo ad osservare direttamente con gli strumenti.

L’atmosfera solare

La fotosfera

Quando osserviamo il sole ad occhio nudo (opportunamente protetto con appositi filtri) quello che vediamo è una sfera precisa e (quasi) sempre uniforme. La realtà è che nel caso del Sole, così come per i pianeti giganti del sistema solare (Giove, Saturno, Urano e Nettuno), non esiste una vera e propria superficie. Quello che percepiamo come bordo è solamente il punto dove la sua atmosfera non è più trasparente rispetto allo sfondo. Questo passaggio non è netto, ma è sufficientemente rapido al punto che il nostro occhio come una linea, anche aiutato dalla distanza che ci separa. Questo strato di passaggio è complessivamente di circa 600 km e viene chiamato fotosfera. E’ questa la zona dell’atmosfera solare che dà il colore del sole percepito dal nostro occhio. In termini fisici questo colore deriva dalla temperatura di 5777 K che si misura in questa zona.

Osservando il Sole con un telescopio la struttura più profonda che siamo in grado di identificare è simile ad un mosaico. E’ la granulazione ed è proprio il punto di passaggio dalla zona convettiva (comunque interna al sole) e la fotosfera. Ogni singolo tassello di questo mosaico è grande circa 700 km (come l’intera Francia) e ha una vita media che oscilla tra i 5 e i 10 minuti. Dall’interno del Sole arrivano bolle di materia cariche di energia che viene rilasciata attraverso i fotoni e viene irradiata nello spazio. Una volta che la materia si è raffreddata riscende di nuovo all’interno.

VIDEO GRANULAZIONE INOYUE

Osservando la fotosfera siamo anche in grado di stabilire la velocità di rotazione del sole. Per effettuare questa misura in modo affidabile viene osservato l’effetto Doppler nelle immagini. L’effetto Doppler che tutti conoscono associato al cambio di tono delle sirene a seconda che stiano venendo verso di noi o si stiano allontanando. Nella luce questo effetto causa lo spostamento dello spettro verso il rosso o il blu a seconda che il punto che osserviamo si allontana o si avvicina a noi. Così è stato scoperto che il periodo di rotazione del Sole risulta essere non omogeneo. Mentre all’equatore è di circa 25 giorni, ai poli arriva a circa 36. La rotazione differenziale è uno degli elementi alla base del modello che è attualmente usato per spiegare vari fenomeni solari descritti più avanti.

La cromosfera

Abbandonando la fotosfera, ed allontanandoci verso lo spazio, entriamo in quella che chiamiamo cromosfera. L’intensità delle emissioni provenienti da questa zona è circa 10'000 volte inferiore a quella della fotosfera e termina ad un’altezza di circa 2100 km. Questa enorme differenza di intensità luminosa la rende una zona normalmente invisibile ad occhio nudo e la temperatura sale da 4’400 K a circa 10'000 K. Durante le eclissi di sole ci sono alcuni istanti, prima che la luna copra completamente il Sole (o poco dopo che si inizia a scoprire), dove si vede il lembo del Sole con uno spettro normalmente non visibile, questo effetto viene detto flash spectrum. Quel piccolo lembo di cromosfera assume un colore rossastro dove dominano le righe di emissione H-alpha, proprie dell’idrogeno. Senza aspettare una rara eclissi di Sole nella zona dove abitiamo, con appositi filtri possiamo osservare l’immagine piena del sole lasciando solo queste righe spettrali. In questo modo riusciamo a vedere ulteriori dettagli come la supergranulazione. Queste strutture, estese per circa 30'000 km, raccolgono al loro interno i granuli visibili nella fotosfera mostrando ulteriori effetti generati dalla zona convettiva dell’interno del sole. Qui osserviamo anche le spicole, filamenti di gas che si estendono nell’atmosfera solare anche per 10'000 km le cui particelle si muovono a velocità di circa 15 km/s. Alle volte sono così numerose che possono coprire una superficie notevole del Sole.

La regione di transizione

Oltre la cromosfera, la temperatura cresce rapidamente fino ad arrivare fino a 1’000'000 K. Questa regione di transizione, che parzialmente si fonde con le altre, può essere osservata in varie lunghezze d’onda ed a varie altezze

La corona

L’ultimo strato dell’atmosfera solare è la corona che si estende per tutto lo spazio senza un limite ben definito. Sono state le eclissi solari che per prime ci hanno mostrato questa zona dell’atmosfera solare normalmente invisibile. Così come accade per la cromosfera la sua luminosità è molto bassa, 1'000'000 di volte meno della fotosfera. Quando la luna oscura completamente il disco solare, trasformando sulla terra il giorno in notte, diventa finalmente visibile. In alternativa possiamo osservarla dallo spazio dove, in assenza dei fenomeni di diffusione dell’atmosfera, è sufficiente oscurare artificialmente il cerchio solare attraverso un coronografo per poterla fotografare. La densità dell’atmosfera coronale è veramente molto bassa, da 1010 a 1019 volte inferiore a quella dell’atmosfera terrestre al livello del mare, di conseguenza è essenzialmente trasparente. Proprio per la sua estensione è anche difficile stabilire una temperatura che comunque viaggia intorno al milione di gradi Kelvin. La corona ha un’ulteriore classificazione in base alle righe spettrali utilizzando le lettere K, F ed E. In particolare, la corona F si confonde con la luce zodiacale, la polvere interplanetaria che giace sul piano dell’eclittica. La bassa densità limita le collisioni tra particelle e anche la capacità della corona di emettere radiazioni. Più ci si avvicina al sole e più aumentano le probabilità di emissioni.

Se pensiamo che la corona inizia a circa 2100 km dalla base della fotosfera è chiaro che qualunque immagine dove si vede l’intero sole, in qualunque lunghezza d’onda, mostra al di là del bordo, la corona. Se pensiamo che il diametro del sole all’equatore è di 1’391'000 km, fotosfera e cromosfera si estendono per lo 0,15% dello spazio rispetto al diametro del sole. Un fenomeno importante della corona sono i buchi coronali (coronal holes). Da queste regioni, scure se osservate ai raggi X, si originano delle linee magnetiche aperte che invadono lo spazio fino a grandissime distanze. Il vento solare è veicolato da questo campo che spinge le particelle fino a velocità di circa 750 km/s. Un altro vento solare, più lento, è invece veicolato dal campo elettromagnetico lungo linee chiuse molto più corte dove l’emissione di raggi X è più intensa. Solo il primo tipo di vento solare (più veloce) è in grado di veicolare particelle verso lo spazio fino ai pianeti ed oltre.

IMMAGINE RAGGI X La coda delle comete RIQUADRO CODA COMETE

Le particelle ionizzate in arrivo verso la Terra, principalmente protoni ed elettroni (ma anche ioni più pesanti), interagiscono con il suo campo magnetico e vi rimangono intrappolate rimbalzando tra il nord e il sud magnetico. È proprio questo il fenomeno che dà origine alle fasce di radiazione di Van Allen. Quando le particelle con maggiore energia vanno a colpire gli strati più alti dell’atmosfera gli atomi vengono eccitati dando luogo a fenomeni visibili ad occhio nudo: le aurore boreali e australi.

RIQUADRO Dove finisce il campo magnetico solare?

I modelli del Sole

Dall’osservazione di questi fenomeni Eugene Parker nel 1958 elaborò un modello che cerca di spiegare l’inevitabilità dell’esistenza del vento solare. Il suo modello considera il sole in un equilibro idrostatico. Se da un lato questo modello spiega i comportamenti principali, commette errori grossolani sulla pressione soprattutto a grandi distanze dal Sole stesso. Per questo motivo è necessario utilizzare un modello idrodinamico. Nella parte alta della zona di convezione all’interno del Sole vengono generate delle onde longitudinali che si propagano nella fotosfera e poi nella cromosfera. La repentina diminuzione di densità con l’altezza fa in modo che la velocità dell’onda sia maggiore della velocità del suono in quella zona dando luogo ad un’onda d’urto molto simile a quella generata dal boom sonico di un jet che supera la velocità del suono nella nostra atmosfera. La forte compressione che subisce il gas produce un grande calore e il gas stesso viene fortemente ionizzato. Questo modello illustra chiaramente come l’energia della zona di convezione viene trasferita fino alla cromosfera.