SOLE

Caratteristiche
Corona
Strato invertente
Cromosfera
Fotosfera
Nucleo
Spettro
Protuberanze
Radiazione solare
Vento solare
Moto del Sole
Fonti dell'energia solare
Macchie solari

Indice
Fusione nucleare

La gravita' sul Sole e' 28 volte quella terrestre.
Il raggio del sole (700.000 Km) e' 109 volte quello terrestre.
Temperatura Media  6,000°C
Massa (Terra = 1)332,830
Raggio Equatoriale (km) 695,000
Raggio Equatoriale (Terra = 1) 108.97
Periodo di Rotatione (Giorni) 25-36, il Periodo di Rotazione del Sole varia approsimativamente da 25 giorni all'equattore a 36
giorni ai Poli.

Il Sole è la Stella che dà il nome al sistema planetario cui appartiene la Terra e per la quale costituisce in pratica la sola fonte di energia. Ogni fattore che influisca sulle caratteristiche del Sole si riflette inevitabilmente su quelle dei Pianeti e dei loro satelliti: ad esempio, tralasciando l'ovvio influsso esercitato dal Sole sulle condizioni atmosferiche attraverso le radiazioni elettromagnetiche, si conoscono altri fenomeni (che, per la verità, attendono ancora un'esauriente spiegazione), quali le cosiddette tempeste magnetiche. Queste, che causano le aurore boreali, intensi disturbi radio e   violente perturbazioni atmosferiche, sono strettamente legate all'andamento delle macchie e dei brillamenti solari, cioè, in ultima analisi, all'improvvisa emissione di radiazioni e di flussi di particelle elettricamente cariche in seguito a violente eruzioni (o
modificazioni) nella cromosfera.
Malgrado l'importanza fondamentale che il Sole riveste per le forme di vita terrestri, va puntualizzato che, in termini cosmologici, è soltanto una tipica stella nana di classe G0, con diametro di 1.390.180 chilometri (110 volte il diametro della Terra), volume pari a circa 1,3 ¨ 106 volte quello del nostro pianeta, massa uguale a 330.000 masse terrestri, densità corrispondente a solo 1/4 di quella della Terra (1,4 volte la densità standard dell'acqua), forza di gravità alla superficie superiore di 28 volte circa a quella tipica del nostro pianeta (si calcola che un oggetto pesante 45 chilogrammi sulla Terra peserebbe circa 1,26 tonnellate sul Sole) e distanza media dalla Terra di 1.494.760 chilometri. Il Sole, la cui luce impiega all'incirca 499,02 secondi, poco più di 8 minuti, per aggiungere il nostro pianeta, si muove in direzione di Vega a quasi 20 chilometri al secondo; la costante solare è di 1,934 calorie per centimetro quadrato al minuto (misure più recenti indicano 1,99 cal/cm2 al minuto con un errore probabile di + 2%; il valore si eleva del 2 o 3% in presenza di intense macchie solari.

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Corona.

E' la regione luminosa più esterna dell'atmosfera solare; con densità estremamente rarefatta, si estende per tutto il  nostro pianeta. Si compone di tre parti:
1) la corona K o continua, il cui spettro è dovuto a dispersione provocata da elettroni
  liberi
2) la corona E o di Fraunhofer, dove vengono generate linee di grande energia;
3) la corona F o esterna, che si confonde gradualmente con la luce zodiacale. La corona solare è altamente ionizzata ed ha una temperatura di circa 106 °K; è sorgente di emissioni radio e può quindi essere studiata sia con metodi radioastronomici sia con metodi ottici.

Inizio

E' la parte inferiore dell'atmosfera solare. Strato gassoso più freddo della fotosfera, spesso solo poche centinaia di chilometri, si confonde gradualmente con la cromosfera.

Inizio

E' quella regione dell'atmosfera solare compresa fra la fotosfera e la corona; ha uno spessore variabile dai 10.000 ai 14.000 chilometri. La sua parte inferiore è probabilmente formata per la maggior parte da idrogeno neutro, ad una temperatura di circa 5000 °K; la parte superiore è composta da idrogeno, elio e metalli e in apparenza manca di equilibrio termodinamico. E caratterizzata dalla presenza di caratteristici granuli, detti flocculi, visibili negli spettroeliogrammi sia nelle zone quiete sia vicino alle facole.

Inizio

E' la superficie del Sole visibile ad occhio nudo in luce normale. In realtà, è lo strato (non più spesso di qualche centinaia di chilometri) che separa la parte interna (densa) della stella dai gas (relativamente più rarefatti e freddi) che costituiscono l'atmosfera solare. La fotosfera irraggia uno spettro continuo e, grazie all'applicazione delle leggi sulla radiazione, si è trovato che la sua temperatura è di circa 5750 °K. All'apparenza si presenta di un bianco brillante, più intenso al centro che al bordo (fenomeno questo chiamato oscuramento al lembo), ed ha carattere distintamente granulare. Tali granuli sono molto grandi (raggiungono spesso un diametro di qualche centinaio di chilometri) ed hanno vita relativamente breve; fotografie ottenute ad intervalli inferiori al minuto hanno però evidenziato sensibili variazioni nelle loro caratteristiche. Si possono notare inoltre aree abbastanza grandi, irregolari e molto luminose, dette facole: all'analisi spettroscopica si rivelano essere masse formate da gas molto caldi, i quali salgono verso l'atmosfera attraversando la fotosfera. Studi spettroeliografici condotti su quest'ultima hanno infine rivelato la presenza di zone caratterizzate da vapori di idrogeno e calcio (dette flocculi) un po' più piccole delle facole ma indubbiamente superiori ai granuli. Le macchie solari sono aree relativamente scure che appaiono sulla fotosfera.

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Nucleo

Nel cuore del Sole le temperature sono abbastanza elevate da mantenere attiva la catena protone – protone e la pressione gravitazionale dell’enorme involucro circostante è in grado di contenere la violenza esplosiva delle reazioni termonucleari.
Si è individuato così un nucleo, che è la zona di vera produzione di energia e in cui aumenta continuamente l’elio (He4) a spese dell’idrogeno (H1).
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. In questa, chiamata zona radiativa, gli atomi dei gas assorbono ed emettono energia, ma, per la minor temperatura, non danno luogo a reazioni nucleari. Alla profondità di circa 130 000Km rispetto alla superficie, i gas, per la minore pressione, diventano meno stabili. Si innescano così giganteschi movimenti convettivi (si chiamano così tutti i movimenti di materia che sale e scende secondo tragitti ciclici attivati da differenze di temperatura).
Il trasporto di energia avviene quindi per convezione e questo involucro di gas più esterno (con pressioni e temperature minori) viene chiamato zona convettiva: la parte sommitale delle grandi celle convettive è direttamente osservabile e forma la superficie luminosa del Sole.
La trasformazione di idrogeno in elio è in atto nel Sole almeno da 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.

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Nello spettro del Sole sono stati osservati quasi tutti gli elementi che compaiono nella Tavola Periodica; non esistono linee che lascino supporre la presenza di elementi sconosciuti. L'esame dello spettro di assorbimento della stella ha indotto a ritenere
che essa sia formata per l'80% da idrogeno e per il 19% da elio, con tracce di altri elementi.

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Protuberanze.

Sono enormi fiammate della cromosfera che, per ragioni ancora non del tutto chiarite, s'innalzano per migliaia di chilometri e ricadono a formare enormi ponti, i quali talvolta raggiungono in altezza anche il mezzo milione di chilometri; come la cromosfera, appaiono in genere di un brillante colore rosso. Fino alla metà del X/X secolo, le protuberanze potevano essere osservate solo durante le eclissi totali di Sole; nel 1868, tuttavia, l'astronomo inglese sir Norman Lockyer (Ruby, 1836 / Sidmouth, 1920) ed il fisico francese Jules Jansen (Parigi, 1824 / Meudon, 1907) inventarono un  sistema per osservare questi interessanti fenomeni in qualsiasi momento: poiché le protuberanze contengono notevoli quantità di idrogeno, calcio ad altissima temperatura e di elementi caratterizzati da linee isolate ed intense? che risaltano nettamente sullo spettro continuo disperso dalla luce solare, i due scienziati disposero la fenditura di uno spettroscopio ad alta dispersione prima in posizione tangente al bordo del Sole e successivamente la allargarono fino ad osservare l'intera rotuberanza.
Le protuberanze sono divisibili in sei classi principali: attive, eruttive, macchie solari, coronali, a vortice ed a riposo; queste ultime, in particolare, hanno una qualche rassomiglianza con le nuvole presenti nell'atmosfera terrestre, ma sono molto grandi
espesso si estendono fino a 80.000 chilometri di distanza dal Sole.
Le protuberanze eruttive, più piccole, raggiungono però distanze ben più notevoli (spesso superiori agli 800.000 chilometri) e si pensa abbiano enormi velocità, fino a 320 chilometri al secondo (vedi figura 5). Entrambi i tipi contengono idrogeno, calcio ed elio; in quelle eruttive si ritrovano anche ferroJ magnesio ed altri elementi che in apparenza provengono dagli strati inferiori dell'atmosfera solare.
 Non si conoscono ancora appieno i meccanismi che foniscono le enormi energie necessarie per vincere l'intensa attrazione gravitazionale e lanciare verso l'esterno la materia solare con velocità così elevate; si sa solo che il numero delle protuberanze
 è legato a quello delle macchie solari. Le protuberanze a riposo /possono manifes7tarsi in qualunque regione del disco solare, le eruttive solo nelle zone in cui sono presenti anche le macchie (spesso, anzi/ hanno origine proprio a causa della vicinanza di queste).

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La radiazione proveniente dal Sole comprende un vasto intervallo di frequenze, dall'infrarosso lontano all'ultravioletto prossimo, con un'intensità massima nel verde, a circa 5000 angstrom. Tuttavia, poiché l'aria assorbe notevolmente le radiazioni vicine ai bordi dello spettro visibile, la radiazione solare che raggiunge la Terra è in larga parte contenuta nella regione visibile e nell'infrarosso vicino, con una piccola percentuale di raggi ultravioletti; da notare che l'uomo e molti altri organismi non potrebbero sopravvivere se fossero esposti all'intero spettro di radiazione solare. L'assorbimento di raggi ultravioletti ha luogo principalmente nella stratosfera, dove probabilmente contribuisce alla ionizzazione dell'atmosfera; il lontano infrarosso è assorbito per lo più dal pulviscolo e dal vapor acqueo negli strati inferiori.
L'intensità della radiazione solare è misurata con vari tipi di pireliometri o solarimetri; il suo valore, noto come costante solare, è pari a circa 70.000 lumen per metro quadrato.

Inizio

Da molto tempo si teorizza l'esistenza di un vento solare per trovare una spiegazione alla coda delle comete, alle aurore boreali e ad altri fenomeni: dev'essere un gas ionizzato (plasma), composto da particelle provenienti dal Sole e tali da diffondersi nello spazio in tutte le direzioni quando si trova in prossimità della Terra, tocca una velocità d; circa 400 chilometri al secondo, la sua densità elettronica è di 3 o 4 elettroni per centimetro cubo, e la temperatura di circa 200.000 °K (condizioni di Sole calmo). Nell'impatto contro il vento solare, il campo magnetico terrestre viene compresso e raggiunge un'estensione molto minore (circa 60.000 chilometri) in direzione del Sole rispetto al senso opposto; il fronte d'urto, dovuto al fatto che il vento solare si muove più rapidamente dell'onda magneto idrodinamica che l'accompagna causa le tempeste magnetiche che disturbano le trasmissioni radio; molte particelle cariche del vento solare rimangono intrappolate nel campo magnetico terrestre e contribuiscono a produrre le aurore boreali, come risulta evidente dalla parziale correlazione tra aurore ed attività solare.

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Il periodo di rotazione del Sole, che varia dai 24,65 giorni all'equatore ai 34 giorni in corrispondenza dei poli, è calcolabile o sulla base della velocità radiale del suo bordo o mediante lo studio relativo alla deriva delle macchie solari in funzione della loro latitudine solare. E noto da tempo che le cosiddette macchie in realtà si muovono nello spazio e, in molti casi, è stato persino possibile determinarne la velocità.
Nel 1783 si conoscevano già con sufficiente precisione i moti propri di tredici stelle e sir William Herschel si era accorto che essi sembravano manifestare un carattere preferenziale: si aveva l'impressione che gli astri si stessero allontanando fra loro,   muovendosi contemporaneamente verso la costellazione di Ercole.
Lo scienziato inglese, anziché interpretareil fenomeno come una caratteristica dello spazio siderale nel suo complesso, l'aveva ritenuto essere un effetto ottico causato dal moto del Sole verso Ercole. Nei successivi cinquant'anni si determinarono i moti  propri di molte altre stelle; nel 1837 l'astronomo tedesco Friedrich Argelander (Memel, 1799 / Bonn, 1875), discussi statisticamente i risultati, confermò le supposizioni di Herschel; infine, grazie al rapido incremento del numero di moti propri identificati, si tennero durante il secolo scorso analoghe discussioni statistiche e tutte quante si rivelarono concordi con la teoria di Herschel.
Con l'applicazione del principio di Doppler-Fizeau al calcolo delle velocità radiali delle stelle, si rese disponibile un metodo per determinare il moto solare indipendentemente dai moti propri. Il punto della sfera celeste verso il quale il Sole sembra muoversi è detto apice solare; il punto opposto è l'antiapice. I risultati dell'analisi statistica dei moti propri danno per /'apice un'ascensione retta di 18h 3,1m ed una declinazione di + 27°,0; altri calcoli. eseguiti a partire dalle velocità radiali, hanno fornito valori di 18,1h 2,4m per l'ascensione retta e di 29°,2 per la declinazione: ciò è un'ulteriore conferma che i risultati ottenuti, pur dipendendo ciascuno dal metodo di ricerca adottato, si accordano sufficientemente bene l/uno all'altro.
La velocità con cui il Sole si muove verso la costellazione di Ercole è di circa 20,0 + 0,5 chilometri al secondo recentemente, tuttavia, si è visto che la nostra stella segue una traiettoria rettilinea che la conduce verso un punto situato in prossimità di Vega, nella costellazione della Lyra.

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Identificato agli inizi degli anni Trenta, si ritiene che il meccanismo mediante il quale si genera l'energia solare prenda il via quando, attraverso diverse catene di reazioni, quattro atomi d'idrogeno si combinano a formare un atomo di elio. La differenza di massa fra i primi ed il prodotto della reazione si libera come energia (circa 5 x 10?26 grammi, corrispondenti a 26,740 MeV), per la maggior parte sotto forma di raggi gamma (circa 96%), parzialmente in forma di neutrini (circa 4%): a differenza dei raggi gamma, che si convertono in calore, i neutrini sfuggono immediatamente e risultano persi per quanto concerne il riscaldamento operato dalla stella.
Si suppone che circa 4700 milioni di anni fa una massa di gas, dalla quale avrebbe tratto origine il nostro Sole, si sia distaccata da una nebulosa primitiva ed abbia iniziato a collassare sotto l'effetto della sua stessa massa. Di colore rossastro, doveva apparire molto più brillante dell'attuale Sole; le particelle componenti erano per lo più atomi d'idrogeno (intorno al 90%), elio (circa il 9%), carbonio, azoto e ossigeno (meno dell'1/o) ed infine tracce di molti altri elementi, compresi alcuni metalli come il ferro. Con il procedere della contrazione, il gas si sarebbe fatto via più caldo; raggiunta una temperatura aggirante intorno al milione di gradi, sarebbero iniziate reazioni termonucleari tra gli atomi del gas, con successiva liberazione di energia. Quando la potenza prodotta da tali reazioni raggiunse lo stesso ordine di grandezza della potenza irraggiata dal Sole, la contrazione (durata quasi 107 anni) ebbe termine e la temperatura si stabilizzò, da quel momento, il Sole divenne una stella, con quel tipico colore giallo e quella stessa brillantezza che ancor oggi ammiriamo.
Le catene di reazioni cui si attribuisce la produzione di energia nel Sole, sono illustrate nella tabella allegata: si ritiene che oggi il 40% dell'energia solare sia dovuto alla reazione PP I (protone?protone) ed il 56% alla PP II; si stima inoltre che la densità al centro del Sole sia di 180 grammi per centimetro cubo (si prenda come base di paragone quella dell'acqua, che è di 1 grammo per centimetro cubo).
Il processo di conversione dell'idrogeno in elio ebbe forse inizio 4,5 miliardi di anni fa; si ritiene che il numero di atomi di elio al centro della stella sia passato dal 10% iniziale a poco più del 30% odierno: dal momento che, quanto più questa percentuale aumenta, tanto maggiore è la frazione di energia solare prodotta attraverso la catena del carbonio, è lecito supporre che tra qualche miliardo di anni, allorché il nucleo della stella non conterrà quasi più idrogeno, il Sole entrerà in una fase caratterizzata dal rialzo della temperatura.
Il sottile strato d'idrogeno attorno al nucleo di elio diventerà abbastanza caldo da generare energia (questa volta quasi completamente attraverso la catena del carbonio/; gli strati più esterni cominceranno ad espandersi piuttosto rapidamente; il Sole diventerà una gigante rossa.
La sua superficie, un po' più fredda di quanto sia attualmente ma comunque sempre a temperatura superiore a quelle necessarie per la fusione e la vaporizzazione di qualunque materiale in essa contenuto, inghiottirà gradualmente Mercurio, Venere, Terra e forse anche Marte e Giove; la temperatura del nucleo raggiungerà ben presto i cento milioni di gradi ed inizierà la combustione dell'elio.
La collisione di due atomi di 4He porterà alla formazione di un atomo di 8Be, che si frantumerà rapidamente nei suoi componenti originali: il rapido susseguirsi di simili combinazioni e dissociazioni (secondo procedure analoghe ai processi che si verificano nei gas atomici e molecolari) permetterà l'instaurarsi di una concentrazione di euilibrio del berillio. Potrà di conseguenza accadere che uno di questi atomi entri in collisione con un altro atomo di 4He così da formarne uno di carbonio: la reazione 3He > 2C sarà allora in grado di fornire energia al Sole per qualche decina di milioni di anni.
Anche l'elio, tuttavia, è destinato ad esaurirsi: il Sole riprenderà a riscaldarsi al centro, bruciando contemporaneamente carbonio ed ossigeno (elementi prodotti entrambi nel corso del processo di combustione dell'elio sopra descritto). Ben presto verrà a mancare qualsiasi fonte di energia il Sole comincerà a raffreddarsi ed a collassare, diventando dapprima una nana bianca; successivamente non emetterà più luce e perderà ogni contatto con gli altri corpi celesti, che non si presenti mediato dall'attrazione gravitazionale.

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Perturbazioni che interessano zone? molto ampie della superficie solare e che si presentano nelle fotografie in forma di macchie scure: la regione centrale, più scura, è detta ombra, quella circostante penombra. Interpretabili come regioni di gas più freddi sono causate senza dubbio da altera/ioni del campo magnetico solare: queste,
infatti, ogni qualvolta si manifestano tra i 5 ed i 40 gradi di latitudine Nord (o Sud)7 vengono seguite da raggruppamenti di macchie solari, variabili per dimensioni da meno di 150 chilometri (la minima misura osservabile) ad oltre 100.000 chilometri di diametro.
Le macchie solari seguono un ciclo ben definito che copre circa 11,2 anni e presenta un cambio di polarità, cosicché un ciclo completo dura all/incirca 22,5 anni. Le macchie solari hanno una vita media dell'Ordine di 4 giorni; tuttavia, ne sono state osservate alcune la cui durata ha toccato i 18 mesi.
Il numero di macchie per ogni ciclo è estremamente variabile, come mostra la figura 6. Il periodo necessario per passare dal minimo al massimo è alquanto più breve di quello inverso (sotto questo profilo il ciclo delle macchie solari ricorda la variazione d'intensità di una stella variabile a lungo periodo). Si manifestano generalmente a coppie ed in ogni ciclo la macchia anteriore conserva sempre la stessa polarità: se, per esempio/ è orientata verso il polo nord, quella posteriore lo sarà verso il polo sud; ciò vale per tutte le coppie di un ciclo e di un emisfero, di solito quello nord (nell'emisfero sud la situazione si presenterà ovviamente invertita). Quando un ciclo termina e ne incomincia un altro, quello nuovo nell'emisfero nord avrà polarità opposta al precedente (la stessa cosa avverrà à nell'emisfero sud). L'intensità del campo magnetico in ogni macchia può superare i 2000 gauss, mentre l'intensità normale alla superficie del Sole raggiunge appena qualche gauss.
La teoria della formazione, dello sviluppo e del decadimento delle macchie nel corso di un ciclo non è stata ancora messa completamente a punto; nonostante ciò, sono stati fatti notevoli progressi nel corso degli ultimi anni. La teoria oggi più accreditata afferma che un aumento del debole campo magnetico solare fornisce una spinta di alleggiamento al plasma solare: ciò crea un'instabilità che forza il materiale solare ad innalzarsi, ad espandersi e, conseguentemente, a raffreddarsi, generando così le zone più fredde osservate. In tal modo si riesce a spiegare sia la doppia polarità sia la sua inversione quando si passa da un massimo di macchie a un minimo.

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