Il Sole, la nostra stella. Lezione 7

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1 Il Sole, la nostra stella Lezione 7

2 Sommario Perché le stelle brillano? La fusione termonucleare. La catena protone-protone. I neutrini solari. La struttura interna del sole ed il trasporto di energia. L atmosfera solare. La fotosfera, la cromosfera e la corona. L attività solare. Macchie solari. Il ciclo magnetico. Attività cromosferica e coronale. 2

3 La stella Sole Proprietà principali Tipo spettrale G2 V Stella giallognola di sequenza principale, niente di speciale! Raggio km (109 R ) Massa kg (333,000 M ) Periodo di rotazione 25.4 d (all equatore) Densità media 1400 kg/m 3 (quasi esclusivamente H e He) Potenza emessa W (luminosità) Temperatura superficiale 5800 K Temperatura al centro K Magnitudine apparente

4 La produzione di energia La fonte dell energia prodotta dal Sole (e dalle altre stelle) è stata un mistero fino a che non si è meglio compreso il nucleo atomico (1938). La soluzione al problema è la fusione termonucleare Ad altissime temperature 2 nuclei atomici leggeri (massa ma) si possono fondere per creare un nucleo più pesante (massa mb). Durante questo processo una piccola frazione della massa dei nuclei originali viene convertita in energia: la massa del nucleo risultante è mb < ma+ma vale l equivalenza massa-energia: E = m c 2 l energia liberata è quindi E = (2mA-mB) c 2 Nel Sole (ed in tutte le altre stelle) i nuclei di H (protoni) si fondono per formare nuclei di He! E lo stesso processo della bomba H! 4

5 La fusione nucleare Per vincere la repulsione elettrostatica (forza di Coulomb) tra i protoni, i nuclei atomici sono legati insieme dalla Forza Nucleare Forte. E la più forte delle 4 forze fondamentali. Agisce su scale di ~10-15 m. Nei nuclei con numeri di massa più piccoli del Ferro 56, l energia di legame nucleare diventa più negativa (nuclei più legati) all aumentare della massa. La fusione di due nuclei più leggeri del Fe 56 rilascia energia! Meno strettamente legato Più strettamente legato Energia di legame per particella nucleare (10-13 J) Carbonio Ossigeno Idrogeno Fusione Litio Elio Azoto Ferro Energia di legame dovuta alla forza nucleare forte. Numero di massa Fissione Uranio 5

6 La barriera Coulombiana Perchè la fusione H+H He possa avvenire i protoni devono essere portati entro il raggio d azione della forza forte. La forza forte opera tramite lo scambio di particelle virtuali (pioni) ed ha un raggio d azione RN~10-15 m. F C R N Forza di Coulomb F C = k q2 r 2 F C Carica del protone q Per vincere la barriera Coulombiana (repulsione e.m. tra protoni) occorrono energie dell ordine del MeV: π 0 Forza Forte E~kT T > 10 7 K. La temperatura nel nucleo del Sole è T~ K. 6

7 La catena protone-protone Si passa da 4 H ad 1 He in 3 fasi (ciclo p-p): Deuterio 1 H + 1 H 2 H + e + + ν 2 H + 1 H 3 He + γ 3 He + 3 He 4 He + 1 H + 1 H Raggio γ ν Neutrino Protone Neutrone Positrone Positrone (e + ) elettrone con carica positiva Neutrino (ν) particella neutra con massa estremamente piccola 7

8 Energia rilasciata Il risultato finale della catena p-p è: 4 1 H 4 He + Energia(2γ+2ν) Paragoniamo le masse atomiche del protone e del nucleo di Elio: Massa di 4 protoni = amu = amu Massa di 4 He = amu Differenza di massa: Δm = amu = kg 4 protoni hanno lo 0.7% di massa in più di 4 He. unità di massa atomica (atomic mass unit) amu = 1.66x10-27 kg L energia rilasciata per ogni processo di fusione: ΔE = Δm c 2 = J Quante reazioni p-p / secondo sono necessarie per alimentare la luminosità del Sole L = W? N = L/ΔE ~ s -1 Questo corrisponde ad una massa bruciata ogni anno: N x Δm = kg/s = kg/y ~ M /y Per bruciare tutta la massa del Sole occorrerebbero quindi: τ = M ( M /y) -1 ~ Gyr 8

9 I neutrini solari Ogni volta che si forma un nucleo di 4 He con la catena p-p, vengono rilasciati 2 neutrini (ν): 2 ( 1 H + 1 H 2 H + e + + ν) Proprietà del neutrino: elettricamente neutro; massa molto piccola (~1/10000 della massa dell elettrone); interagisce solo attraverso la Forza Nucleare Debole. In realtà il flusso osservato a Terra è più piccolo... I neutrini interagiscono molto poco con la materia: il Sole è trasparente ai neutrini (come quasi qualsiasi altra cosa!) i neutrini sono molto difficili da rivelare. I neutrini si portano via ~2% dell energia totale irraggiata dal Sole. Nν ~ neutrini/secondo prodotti nel nucleo del Sole Il flusso di neutrini a Terra è: N ν F ν = 4π(1 AU) m 2 s 1 9

10 Il problema dei neutrini solari Le teorie sulla produzione di energia solare sarebbero confermate dalla rivelazione dei neutrini prodotti dal Sole. Il problema dei neutrini solari: tutti gli esperimenti hanno rivelato solo ~1/3 del flusso di neutrini predetti. Nel 2001, nuovi risultati hanno confermato che i neutrini oscillano tra 3 tipi: neutrino elettronico τe neutrino muonico τμ neutrino tauonico ττ Il totale del flusso di neutrini nei 3 tipi è consistente con le predizioni deli modelli solari (prima si cercavano solo τe...) Prodotti nel ciclo p-p e cercati dagli esperimenti Esperimento nella miniera d oro di Homestake, USA (615 tonnellate percloroetilene C2Cl4) Esperimento di Kamiokande, Giappone (2140 tonnellate H2O) 10

11 La struttura interna del Sole Nucleo ad alta pressione ed alta temperatura R < 0.25 R l energia è rilasciata dalle reazioni di fusione nucleare. L energia è trasportata fuori in due modi diversi: zona radiativa R < 0.71 R ioni H + ed elettroni e - trasporto per emissione ed assorbimento di fotoni. zona convettiva R > 0.71 R atomi di H celle di convezione (circolazione di gas caldo e freddo). Trasporto di energia per irraggiamento Flusso di energia ~ y Produzione di energia nel nucleo Temperatura, densità e pressione che aumentano Atmosfera solare Trasporto di energia per convezione 11

12 Gli strati dell atmosfera solare Visibile Ultravioletto Regioni delle macchie solari Fotosfera Cromosfera Coronografo che blocca la luce del disco solare Corona Luce coronale vista in luce visibile 12

13 Dimensioni relative La corona solare (vista durante un eclisse) si estende per vari raggi solari Corona ~2000 km <500 km Cromosfera Centro del Sole km Fotosfera Fotosfera: superficie apparente del Sole. 13

14 Immagine in luce bianca del disco solare. La Fotosfera Sottile strato superficiale di gas che emette gran parte della luce: Spettro (quasi) di corpo nero. Temperatura media ~5800 K. Molte righe di assorbimento. Opaca alla radiazione dall interno (densità ~10 23 atomi/m 3 = 1% dell atmosfera terrestre). Sulla superficie sono visibili macchie solari e granulazione. La granulazione è causata dalla convezione. 14

15 L oscuramento ai bordi La fotosfera appare più scura intorno ai bordi. Questo mostra che la temperatura diminuisce con l altezza. Le righe di assorbimento nello spettro solare vengono dagli strati alti più freddi dell atmosfera. Vediamo sempre fino alla stessa profondità. Cima della fotosfera Appare arancione e debole Appare giallo e brillante All osservatore All osservatore Base della fotosfera T 5800 K T 4400 K 15

16 Spettro e composizione chimica Molte righe di assorbimento sovrapposte ad un continuo di (pseudo) corpo nero: righe di Fraunhofer. L analisi delle righe di assorbimento fornisce: Temperatura Densità Abbondanze di elementi. Abbondanze Elemento Frazione massa Idrogeno Elio Carbonio Azoto Ossigeno Neon Magnesio Silicio Zolfo Ferro Composizione in massa: 70% H; 28% He 2% tutti gli altri 16

17 Macchie Solari Penumbra Umbra Sono regioni più fredde nella fotosfera T~4300 K contro i T~5800 K della fotosfera. Legge di Stefan le macchie solari emettono meno radiazione di corpo nero appaiono scure sulla fotosfera. Durano ore mesi. 17

18 La Cromosfera Strato di gas ionizzato spesso ~2000 km sopra la fotosfera (di cui è molto meno denso). La temperatura aumenta da ~4500 K a K. Passa rapidamente fino a ~10 6 K nella regione di transizione tra cromosfera e corona. Lo spettro è dominato dalla riga di Balmer Hα a nm (ci sono anche righe di He + e di altri ioni). Durante un eclisse Venere Strutture cromosferiche visibili in Ha. I filamenti scuri sono collegati all attività solare. 18

19 La Corona Parte più esterna dell atmosfera solare. Si estende dalla cromosfera fino a ~20 raggi solari. La temperatura cresce da ~10 5 K fino a ~ K. Il gas è fortemente ionizzato (ionizzazione collisionale). Esistono righe di emissione da altamente ionizzati, p.e. Fe +13 E molto tenue. ~10 12 atomi/m 3 nelle regioni più interne; ~10 6 atomi/m 3 nelle regioni più esterne. Emissione coronale nell estremo UV da Fe altamente ionizzato (Fe +8 e Fe +9 ) ottenuta dal satellite SOHO. 19

20 Buchi coronali e perdita di massa Il gas coronale è abbastanza caldo da sfuggire alla gravità del Sole (ovvero le particelle sono abbastanza veloci...) ma è intrappolato dal campo magnetico. Immagine X dal satellite Yohkoh Le regioni scure nella corona ( buchi ) sono regioni dove il campo magnetico ha una conformazione tale da consentire al gas ionizzato di sfuggire al Sole. I buchi coronali consentono la fuga di gran parte del gas che dà origine al vento solare, un flusso continuo di plasma di elettroni e ioni (principalmente nuclei di H e He). 20

21 Il Vento Solare Il vento solare è un flusso Velocità (km/s) continuo di plasma ionizzato dal Sole: non è regolare; il vento è lento e variabile all equatore (~300 km/s); veloce e regolare ai poli (~800 km/s); la sua densità è di ~ protoni/m 3 Esistono eventi di forte espulsione di massa coronale (enormi folate ). Il Sole perde massa continuamente (~10-14 M /y = kg/s). 21

22 Macchie e attività solare Le macchie solari coincidono con regioni attive nella cromosfera e nella corona. Fotosfera - visibile Cromosfera - UltraVioletto 22

23 Il ciclo delle macchie solari Diagramma a farfalla di Maunder (latitudine della macchia in funzione del tempo) Il numero di macchie solari varia con un ciclo di 11 anni: poche macchie al minimo; ~100 al massimo. La distribuzione delle macchie evolve verso latitudini più basse durante il ciclo (diagramma a farfalla). 23

24 Macchie e campi magnetici Poli Nord Magnetici Poli Sud Magnetici Luce visibile Campo magnetico Le macchie solari sono associate a forti campi magnetici, circa 1000 volte superiori alla media. Spesso compaiono in coppie con polarità opposta (poli magnetici Nord e Sud ovvero + e -). 24

25 Gli archi magnetici (loops) I campi magnetici emergono dalla fotosfera dalle macchie poli nord e si richiudono ad arco nei vicini poli sud. Linee di campo magnetico Il Sole ha una rotazione differenziale: l equatore ruota più velocemente che i poli. La macchia che sta davanti (nel senso della rotazione) ha polarità opposte nell emisfero Nord e Sud: N nel Nord S nel Sud. La polarità magnetica si inverte all inizio di ogni ciclo di 11 anni. 25

26 Il ciclo magnetico solare Inizio Dopo 1 rotazione Dopo 2 rotazioni Dopo 3 rotazioni Dopo molte rotazioni Il ciclo delle macchie solari (11 y) e del campo magnetico (22 y) si spiegano con il progressivo attorcigliamento del campo magnetico dovuto alla rotazione differenziale ed alla convezione: il campo magnetico è congelato nel gas ionizzato, la rotazione differenziale avvolge il campo magnetico attorno al Sole. 26

27 L atmosfera attiva del Sole L attività cromosferica e coronale ha 3 caratteristiche principali: Prominenze; Brillamenti; Espulsioni di massa coronali. Tutte sono causate dall interazione tra il gas ionizzato (plasma) ed il campo magnetico. Le dimensioni della Terra (in scala) Archi coronali Il gas coronale è scaldato dagli eventi di riconnesione magnetica: linee di campo magnetiche vicine e dirette in verso opposto si connettono e rilasciano l energia immagazzinata nel gas. 27

28 Prominenze Emissione nel lontano UV da Elio ionizzato (He + ) a 30.4 nm (SOHO, ESA & NASA) Il gas ionizzato è intrappolato negli archi di campo magnetico: è relativamente freddo rispetto alla corona ( K); alle λ visibili emette luce nelle righe di Balmer; si manifesta sulla cromosfera come filamenti scuri. Le prominenze eruttive esplodono nell arco di alcune ore. 28

29 Prominenze eruttive Dimensioni della Terra Prominenza eruttiva osservata dal satellite SOHO. 29

30 I brillamenti I brillamenti solari sono veloci e di breve durata. Raggiungono il loro massimo in alcuni minuti e decadono in ~1 ora. 30

31 Espulsioni di massa coronali... Sono eventi ancora più energetici dei brillamenti. Il gas caldo ionizzato si espande causando violente folate di vento solare. Materiale espulso dalla corona Il materiale espulso incontra la magnetosfera terrestre... (a) Espulsione di massa (b) Da 2 a 4 giorni dopo... 31

32 ... e le aurore boreali Filmato ottenuto dal satellite Imager for Magnetopause-to-Aurora Global Exploration (IMAGE) della NASA. 32

33 Sommario Le reazioni di fusione nucleare producono energia nel nucleo del Sole: 4 1 H 4 He + Energia(2γ+2ν) L energia è trasportata verso la superficie per assorbimento e riemissione di fotoni (zona radiativa); convezione (zona convettiva). Gran parte dell energia viene irraggiata sotto forma di radiazione di corpo nero emessa dalla fotosfera. Parte dell energia è immagazzinata nei campi magnetici che poi riscaldano l atmosfera attiva del Sole dando luogo a: Cromosfera; Corona. Le macchie solari sono regioni dove il campo magnetico emerge dalla fotosfera e forma archi. Le riconnessioni magnetiche sono la causa dei brillamenti e delle espulsioni di massa. 33

34 World Wide Web SOHO space mission: Sudbury Neutrino Observatory: NOAA Space Weather forecasts: NASA/Marshall SFC Solar Physics site: 34