Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) Osservatorio Astrofisico di Catania

Transcript

1 Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) Osservatorio Astrofisico di Catania Università degli Studi di Catania Dipartimento di Fisica e Astronomia - Sezione Astrofisica Il Sole Scheda didattica realizzata in occasione della XVII Settimana della Cultura Scientifica e Tecnologica - Marzo 2007 G. Cutispoto (1), V. Battiato (1), C. De Martino (2), S. Guglielmino (2), G. Leto (1), I. Pagano (1), P. Romano (1), D. Spadaro (1), G. Strazzulla (1), F. Zuccarello (2) (1) INAF Osservatorio Astrofisico di Catania (2) Università degli Studi di Catania, Dipartimento di Fisica e Astronomia Sezione Astrofisica Rapporti interni e tecnici N.1 / 2007

2 Attenzione, il Sole non va mai osservato direttamente senza opportune protezioni per gli occhi Il Sole Il Sole è una stella dotata di un sistema planetario. Il Sole è una sfera gassosa, non ha, a differenza della Terra, una superficie solida; la sua densità media è solo 1,4 volte quella dell acqua. L elemento chimico più abbondante nel Sole è l Idrogeno, che costituisce il 73% della massa; segue l Elio con il 25%. Tutti gli altri elementi ammontano solo al 2% della massa del Sole. Sole Terra Il Sole è il corpo più grande del Sistema Solare. Nella figura le dimensioni del Sole e dei pianeti sono in scala, le reali distanze dei pianeti dal Sole sono invece enormemente maggiori di quanto mostrato. Diametro e Massa Il diametro del Sole è 109 volte il diametro della Terra. La massa dell insieme di tutti i pianeti del Sistema Solare è meno dell 1% della massa del Sole. Le stelle più grandi hanno massa fino a 80 volte quella del Sole, le stelle più piccole hanno una massa limite di circa l 8% di quella solare. I diametri delle stelle possono variare tra un massimo di circa 1000 volte quello del Sole e un minimo, per le cosiddette stelle di neutroni, dell ordine di 20 km. Terra Sole Diametro del Sole = km Gruppo di macchie Distanza media Sole Terra = km

3 Macchia Fotosfera Osservazione del Sole Soltanto l atmosfera solare (un sottile e tenue guscio di gas che circonda il Sole) è osservabile direttamente. La struttura interna del Sole è stata dedotta dalla teoria della struttura delle stelle e dallo studio delle oscillazioni e dei neutrini. I diversi strati atmosferici (dall interno verso l esterno) sono denominati: Fotosfera, Cromosfera e Corona. La Fotosfera E la regione che produce la maggior parte della radiazione emessa dal Sole ed in particolare quasi tutta quella a cui i nostri occhi sono sensibili; ha uno spessore medio di circa 600 km e la sua temperatura è di circa 5780 K. Le strutture più appariscenti della Fotosfera sono le macchie. Osservando la Fotosfera è possibile notare la granulazione, un alternarsi di zone brillanti (con dimensioni di circa 1000 km) circondate da regioni più scure. La granulazione è il risultato della presenza di moti convettivi sotto la Fotosfera. Le macchie solari Sono le strutture più appariscenti della Fotosfera e sono generate dal campo magnetico del Sole, la loro temperatura è compresa tra 3800 K (ombra) e 4800 K (penombra). Le macchie si presentano quasi sempre in coppia o in gruppi ( regioni attive ). I gruppi di macchie hanno tempi di vita compresi tra un minimo di 1-2 giorni e un massimo di circa 2 mesi. I gruppi di macchie più grandi possono avere dimensioni dell ordine di km. Osservando la posizione delle macchie giorno dopo giorno è possibile misurare con buona precisione la rotazione del Sole. Il Sole ruota in modo differenziale, il periodo di rotazione è più breve all equatore (circa 26 giorni) e più lungo in prossimità dei poli (circa 36 giorni). Ombra Penombra Gruppo di macchie

4 Numero di macchie La Cromosfera E una regione, con spessore di circa km, che si estende sopra la Fotosfera, Nella Cromosfera la temperatura cresce verso l esterno da circa 4300 K a K. Le strutture più evidenti sono le protuberanze ad arco, formate da gas con temperatura di circa K, e regioni brillanti dette facole. Le protuberanze più grandi hanno dimensioni paragonabili al raggio solare. Protuberanza Per osservare la Cromosfera occorre utilizzare appositi filtri per bloccare la luce, molto più intensa, della Fotosfera. Buco coronale La Corona E la regione più esterna del Sole e si estende per milioni di km. Emette in prevalenza radiazione UV e Raggi X, la sua temperatura supera i K. Le strutture più evidenti sono le regioni brillanti e i buchi coronali. Da Terra è possibile osservarla solo durante le eclissi totali di Sole o con i coronografi ; dallo spazio è osservabile senza limitazioni. Media annuale del numero di macchie Il Ciclo Solare Minimo di Maunder Il numero di macchie visibili in Fotosfera segue un ciclo della durata di circa 11 anni. Anno Al massimo di attività la Fotosfera può essere coperta da macchie per quasi l 1% della sua superficie. Al minimo di attività la Fotosfera può presentarsi priva di macchie per settimane. La Fotosfera solare al massimo di attività La Fotosfera solare al minimo di attività

5 Il ruolo del Campo Magnetico loop I gruppi di macchie si formano in Fotosfera, in corrispondenza delle regioni dove il campo magnetico presente nell interno del Sole emerge. Sopra le macchie, dalla Cromosfera fino alla Corona, si formano delle strutture ad arco dette loop. In Fotosfera le regioni attive appaiono scure, pèrché sono più fredde delle regioni circostanti. In Cromosfera e in Corona le regioni attive appaiono invece come zone più brillanti, perché più calde delle regioni circostanti. Corona Cromosfera Fotosfera macchie Linee di forza del campo magnetico Immagini simultanee della Fotosfera e della Cromosfera del Sole ottenute il 29 Marzo 2001 Attività della Corona solare Minimo di attività Il Ciclo di attività di 11 anni è presente in tutta l atmosfera solare, dalla Fotosfera alla Corona, come è stato possibile evidenziare anche grazie alle immagini ottenute dai telescopi spaziali che hanno studiato il Sole negli ultimi 20 anni. Massimo di attività Immagini in raggi X della Corona solare ottenute dal 1992 al 1999 dal satellite Yohkoh (Giappone USA UK)

6 La struttura interna L interno del Sole non è osservabile direttamente, la sua struttura è stata ricavata dalla teoria e dallo studio delle oscillazioni e dei neutrini solari. L interno del Sole può essere suddiviso in tre parti: il nucleo, la zona radiativa e la zona convettiva, la parte superiore di quest ultima coincide con la parte inferiore della Fotosfera. zona convettiva zona radiativa nucleo La temperatura del Sole aumenta dalla Fotosfera verso l interno, il nucleo ha una temperatura di circa K e una densità di circa 160 g/cm 3. La fusione dell Idrogeno Energia prodotta dal Sole Il Sole produce energia nel nucleo tramite reazioni di fusione nucleare. Nel nucleo del Sole la temperatura è così alta da permettere la reazione di fusione dell Idrogeno: quattro atomi di Idrogeno si uniscono e formano un atomo di Elio (catena protone-protone). La massa di quattro atomi di Idrogeno è però maggiore di quella di un atomo di Elio. La massa mancante si trasforma in energia secondo la relazione: E = Dm c 2. L energia prodotta nel nucleo viene trasportata verso l esterno ed emessa nello spazio dalla Fotosfera. Ogni secondo il Sole produce Joule (è l energia che sarebbe prodotta in un anno da 2,5 miliardi delle più grandi centrali elettriche costruite dall uomo). Per far ciò, ogni secondo nel nucleo del Sole 564,5 milioni di tonnellate di Idrogeno vengono convertite in 560 milioni di tonnellate di Elio. Quindi ogni secondo nel nucleo del Sole scompaiono 4,5 milioni di tonnellate di materia. Una moderna nave da crociera stazza circa tonnellate. Ogni secondo nel nucleo del Sole scompare l equivalente in massa di 45 di queste navi. Il Sole produce energia da circa 5 miliardi di anni e ha nel nucleo Idrogeno sufficiente per mantenere le reazioni di fusione al ritmo attuale per altri 5 miliardi di anni.

7 Glossario Coronografo. Il coronografo è uno strumento astronomico introdotto nel 1930 dall'astronomo Bernard Lyot per osservare la corona solare. E un telescopio in cui il percorso della luce del Sole è ostruito da un cono posto su una lente di campo. Questo schema ottico consente di generare una sorta di eclisse artificiale e permette di osservare regioni della parte più esterna del Sole che altrimenti non risulterebbero visibili a causa dell enorme brillanza della Fotosfera. Moti Convettivi. La convezione è uno dei tre meccanismi esistenti in natura per condurre il calore; nel Sole è un meccanismo molto efficiente negli strati sottostanti la Fotosfera. Bolle di gas caldo provenienti dall interno salgono verso la Fotosfera dove cedono calore, si raffreddano, per poi ritornare verso l interno. Questi moti, simili a quelli che si producono in una pentola d'acqua in ebollizione, danno origine alla granulazione della Fotosfera. Neutrino. Particella elementare priva di carica elettrica e di massa molto piccola (da a 1 milione di volte inferiore a quella dell'elettrone). Per le loro caratteristiche i neutrini interagiscono debolmente e possono muoversi con grande facilità attraverso la materia. Ogni secondo, ogni centimetro quadrato della superficie della Terra è attraversato da più di 60 miliardi di neutrini prodotti dalle reazioni di fusione nucleare dell Idrogeno che avvengono nel nucleo del Sole. L'esistenza del neutrino venne postulata nel 1930 da Wolfgang Pauli; il nome neutrino fu invece coniato da Enrico Fermi come diminutivo di neutrone. Oscillazioni stellari. Deformazioni periodiche della Fotosfera a cui sono associate piccolissime variazioni di luminosita. Le oscillazioni di una data frequenza contengono informazioni sulle caratteristiche fisiche di una particolare zona all interno della stella. L'asterosismologia, studia queste oscillazioni e ci permette quindi di sondare l interno delle stelle. Stella di Neutroni. E uno degli stadi finali dell'evoluzione stellare. Si può formare nelle esplosioni di supernova come residuo collassato di una stella di grande massa. Una tipica stella di neutroni ha un diametro dell ordine di km, ma una massa compresa tra un minimo di 1,4 volte quella del Sole e una massimo di 3 volte quella del Sole. Le stelle di neutroni ruotano molto rapidamente, le più rapide possono effettuare fino a 30 rotazioni al secondo. Zona Convettiva. E la regione del Sole che si estende dalla base della Fotosfera verso l interno, per circa un terzo del raggio solare, in cui sono presenti i Moti Convettivi. Alla base della Zona Convettiva la temperatura del gas è di circa K. Zona Radiativa. E la regione del Sole immediatamente esterna al Nucleo. Si estende da circa ¼ ai 2/3 del raggio del Sole. In questa regione l energia è trasportata per irraggiamento. I fotoni prodotti nel nucleo urtano le particelle di plasma, rimbalzando caoticamente da un punto ad un altro. A causa di questi innumerevoli urti i fotoni, sebbene viaggino alla velocità della luce, possono impiegare milioni di anni prima di riuscire a raggiungere la base della Zona Convettiva. Nella Zona Radiativa la temperatura diminuisce verso l esterno da K fino a circa K. Alcune delle immagini contenute in questa dispensa sono tratte da siti web pubblici: si ringraziano in particolare la NASA (National Aereonautics and Space Administration), l ESA (European Space Agency), l ESO (European Southern Observatory) e il NOAO (National Optic Astronomical Observatory) per averne permesso la riproduzione. Pagina web dell Osservatorio Astrofisico di Catania: Pagina web delle attività divulgative: Per informazioni scrivere a: education@oact.inaf.it