LEZIONI DI SCIENZE DELLA NATURA IL SOLE IL SOLE

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1 1 IL SOLE 1. FORMAZIONE DEL SOLE FIG. 1 a) l alta velocità di rotazione determinò l appiattimento della nebulosa; b) la temperatura della nebulosa diminuiva verso la sua periferia; lungo questa direzione la composizione chimica dei materiali si differenziava; c) i materiali della zona centrale si ammassarono per formare il Protesole, mentre nelle zone periferiche iniziò il processo di concrescenza La contrazione della nebulosa primitiva determinò la rotazione dell intera massa intorno ad un asse centrale. A causa dell aumentata velocità di rotazione,la nebulosa assunse una forma schiacciata, simile a quello di un disco rigonfio al centro (Fig.1a). Nelle fredda periferia della nebulosa l aumentata densità favorì le collisioni fra le particelle di polvere e ghiacci (Fig. 1b). Il risultato fu la con crescenza di questi corpi (Fig. 1c). Per attrazione gravitazionale i detriti si unirono formando corpi di dimensioni sempre maggiori. I corpi di dimensioni attorno a un millimetro si unirono formando corpi grandi un centimetro; molti di questi si unirono formando corpi delle dimensioni di un metro e così via. (Fig.2). Ebbero origine così i pianeti. I pianeti erano distribuiti sul piano del disco, a distanze crescenti dal Protesole: Procedendo verso la periferia, la temperatura diminuiva progressivamente e la composizione chimica della nebulosa era differente. La diversa composizione dei pianeti trova una spiegazione quindi nella loro distanza dal centro della nebulosa. Inoltre i pianeti con massa sufficientemente grande,, a causa dell aumentata forza di attrazione gravitazionale, furono in grado di trattenere un atmosfera, costituita soprattutto da idrogeno ed elio, i gas più abbondanti della nebulosa. Mentre in periferia si formavano i pianeti, nel Protosole la materia continuava ad addensarsi. La temperatura salì fino a raggiungere 10 milioni di gradi. Questa temperatura consentì l innesco di una reazione che liberò enormi quantità di energia. Si tratta della reazione termonucleare che trasforma l idrogeno in elio. Nacque così, circa 4,7 miliardi di anni fa, il Sole. L energia sviluppata dalla reazione termonucleare, come in un esplosione atomica, sospinse la materia verso l esterno e si oppose alla contrazione gravitazionale. Il collasso gravitazionale fu bloccato (Fig.3). L equilibrio fra i due processi stabilizzò il Sole all incirca nelle condizioni in cui si trova oggi.

2 2 Polveri Corpi Corpi Corpi Protopianeta Protopianeta e atmosfera primitiva centimetrici metrici chilometrici 2. DIMENSIONI DEL SOLE Il Sole è un corpo celeste normalissimo. Se lo osserviamo dall esterno, il Sole ci appare simile a tutte le altre stelle. Il Sole ha un diametro di circa 1, km, 110 volte il diametro terrestre. Il volume del Sole è di circa 1, volte maggiore di quello della Terra. La massa è di 3, maggiore di quella terrestre. La sua densità è di 1,4 g/cm 3, circa un quarto di quella della Terra. 3. STRUTTURA DEL SOLE Attualmente conosciamo abbastanza bene la struttura del Sole e i fenomeni che avvengono sulla sua superficie, grazie anche alle continue osservazioni compiute da una rete mondiale di osservatori. Le regioni interne del Sole sono costituite da un gas che può considerarsi perfetto, in quanto costituito da protoni ed elettroni liberi (plasma) Per quanto riguarda la struttura interna del Sole si distinguono: un nucleo centrale a temperatura di circa K ed un raggio di circa km; l energia prodotta nel nucleo si propaga attraverso l interno del Sole, impiegando più di un milione di anni per raggiungere la superficie; all interno del nucleo si forma continuamente elio a spese dell idrogeno attraverso la reazione di fusione termonucleare con la liberazione appunto di una enorme quantità di energia; LA FUSIONE TERMONUCLEARE L enorme quantità di energia che tiene in vita il nostro pianeta proviene dal Sole. Essa viene appunto prodotta nella reazione di fusione termonucleare. Nella reazione di fusione 4 nuclei di idrogeno (H) a temperature e pressioni elevate, fondono formando un nucleo di elio (He).. Per fondere questi due nuclei è necessario che essi si scontrino con una velocità tale da superare le forze di repulsione elettrica; queste velocità si ottengono portando gli atomi a temperature elevatissime, quelle appunto che si registrano sul Sole. Ogni secondo di tonnellate di idrogeno si trasformano in milioni di tonnellate di elio. In questa reazione la massa complessiva dei prodotti è inferiore a quella delle particelle interagenti e la perdita di massa m = = milioni di tonnellate si trasforma in energia tramite la nota legge di Einstein di equivalenza fra massa ed energia; E = m c 2 (nella formula m è il difetto di massa e c è la velocità della luce nel vuoto = m/s). Quindi è possibile calcolare la quantità di energia prodotta ogni secondo dalla reazione di fusione nucleare: E = 4, kg ( m/s) 2 = 4, J

3 3 Il Sole è una potentissima fonte di energia: in un solo secondo ne emette più di quanta l intera umanità ne abbai consumata in tutta la sua storia. Quanto durerà il carburante Sole? La trasformazione dell idrogeno in elio è in atto da almeno quasi 5 miliardi di anni e si ritiene che ne saranno necessari altrettanti prima che tutto l idrogeno del nucleo si trasformi in elio. protuberanze macchie solari Intorno al nucleo è presente al zona radiativa, un guscio spesso circa km, costituito da gas che assorbono ed emettono energia, senza che possano avvenire reazioni nucleari, perché la temperatura è inferiore a quella del nucleo. Quindi l energia prodotta nel nucleo viene assorbita dagli atomi di gas che la emettono verso l esterno. A circa km dalla superficie del Sole è presente un involucro gassoso, la zona convettiva, in cui il trasporto di energia avviene per grandi movimenti convettivi. La zona convettiva è attraversata da grandi flussi di materia calda, che salgono dalla zona radiativi verso la superficie solare e risprofondano dopo essere stati raffreddati. ha uno spessore di circa km. La fotosfera è l involucro gassoso esterno, spesso km, che irradia la luce del Sole. Ha una temperatura di circa 5500 C che corrisponde alla lunghezza d onda del giallo, il colore di cui ci appare il Sole. Quando si osserva direttamente il Sole ad occhio nudo, la fotosfera ci appare liscia ed uniforme. Ma basta un piccolo telescopio, anche amatoriale (Attenzione ad oscurare l'oculare utilizzando un filtro solare! Si rischiano gravi danni alla vista!), o meglio la proiezione dell'immagine ingrandita su uno schermo, per accorgersi che la fotosfera possiede una struttura a granuli costituiti da masse di gas più calde delle zone circostanti. Le dimensioni dei granuli sono dell'ordine di 700 km. Nei granuli la materia risale e nelle zone circostanti discende. La velocità di questi moti varia da 1 a 2 km/sec. Per questo motivo si pensa che la granulazione sia la manifestazione

4 4 superficiale della zona convettiva sotto la fotosfera solare. Ciascun granulo esiste in media per un tempo che va da 5 a 10 minuti, dopo il quale esso si decompone per cedere il posto ad un altro granulo. La fotosfera, sotto questo aspetto, sembra una caldaia di riso in ebollizione; da qui il nome di grani di riso dato anche ai granuli. Sulla superficie della fotosfera sono presenti macchie più scure: le macchie solari (scoperte da Galileo nel 1610), aree di qualche migliaio di chilometri di diametro, di forma, dimensioni e numero continuamente variabili, di colore scuro che rappresentano zone fredde della fotosfera: la loro temperatura è infatti più bassa di quella del resto della superficie solare. Una macchia compare inizialmente sul disco solare sotto forma di un minuscolo poro, appena percettibile. Nello spazio di pochi giorni i pori si sviluppano, proliferano, si allargano, si fondono insieme, dando luogo a gruppi di macchie, i quali in un periodo di circa un mese si dissolvono per far posto ad altri gruppi. Le macchie più grandi possono avere un diametro di alcune decine di migliaia di chilometri. Una grande macchia solare può quindi contenere comodamente al suo interno la Terra. Le osservazioni consentono di affermare che le macchie sono sedi di vere e proprie aree cicloniche, simili (ma su scala infinitamente più grande) a trombe d'aria, che succhiano il materiale dagli strati immediatamente inferiori della fotosfera e lo proiettano in alto con moto vorticoso, raffreddandolo. Un dato importante che riguarda le macchie è quello del forte campo magnetico associato ad esse. Al di sopra della fotosfera i gas solari si estendono nello spazio per distanze anche di migliaia di chilometri, formando l'atmosfera solare, che diviene sempre più rarefatta e quindi più trasparente mano a mano che si procede verso l esterno. L'atmosfera solare è distinta in due regioni: la cromosfera, spessa circa km, è un involucro trasparente che avvolge la fotosfera. E possibile vederla durante le eclissi totali di Sole, cioè quando la Luna viene a trovarsi tra la Terra e il Sole, nascondendo completamente la fotosfera; la corona solare che è la parte più esterna dell atmosfera. La corona solare si estende, oltre la cromosfera, fino a distanze di milioni di chilometri ed è costituita da un gas estremamente rarefatto. Questo spiega il fatto che essa non sia normalmente visibile, così come invece lo è la fotosfera, ma appare in tutto il suo splendore solo durante le eclissi totali di Sole, con una luminosità circa uguale a quella della Luna piena. La corona è un involucro di gas ionizzati (cioè i cui atomi hanno una carica elettrica). Via via che ci si allontana dal Sole la corona diventa sempre più rarefatta. Nelle parti più esterne della corona le particelle cariche elettricamente riescono a sfuggire e si disperdono nello spazio come vento solare un flusso continuo di protoni ed elettroni che raggiunge anche la Terra. La temperatura della corona solare è di qualche milione di gradi. Questo fatto comporta un elevatissimo grado di ionizzazione del gas che è quindi un plasma. La conseguenza è che la forma della corona e la sua estensione possono cambiare fortemente in concomitanza con l'attività solare: con il Sole attivo si presenta di forma circolare e simmetrica, mentre è fortemente asimmetrica nei periodi di Sole calmo. Nei periodi di intensa attività solare la corona solare è sede di protuberanze. Le protuberanze sono formazioni attive osservabili nella corona solare, di colore rosso vivo per la predominanza di idrogeno, intimamente legate all'evoluzione dei gruppi di macchie solari. Le protuberanze sono le più grandi formazioni dell'atmosfera solare, estese per centinaia di migliaia di chilometri e con una

5 5 larghezza dell'ordine di km circa. La loro parte inferiore si confonde con la cromosfera realizzando così uno scambio permanente di materia tra la cromosfera e la corona. Bibliografia web.freepass.it D.G. Mackean, Laura Masini La Terra nell Universo T1 D. Casagrande, F.Fantini,C.Menotat,S. Monesi,S Piazzini 15 Moduli per lo Studio delle Scienze della Natura