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1 Corso di astronomia per tutti Il Nostro Sole Ing. Claudio Costa Carocicosta.it

2 Diametro: 1,4 milioni di Km (~ volte la Terra) Volume: 1,4 miliardi di miliardi di miliardi di m³ Massa: 2000 miliardi di miliardi di miliardi di kg (~ volte la Terra) Temperatura superficiale: K Temperatura del nucleo: ~15.7 milioni K Luminosità: 0,4 miliardi di miliardi di miliardi di W Età stimata: 4,6 miliardi di anni

3 Molte cose sulle stelle le abbiamo imparate studiando proprio l unica che possiamo vedere bene: il nostro Sole! La superficie solare è tanto splendente (si chiama per questo fotosfera) che dobbiamo usare filtri speciali per riuscire a guardarla senza perdere la vista! Terra

4 Il Sole, come tutte le stelle, è una sfera di gas, o meglio di plasma (gas con elettroni liberi) nella maggior parte dei casi, per il 75% Idrogeno e per il rimanente 25% Elio con tracce piccolissime di altri elementi È un gas molto caldo e quindi luminoso: anche le stelle più fredde hanno infatti temperature in superficie di circa gradi E proprio per questo che le stelle riescono a vivere molto a lungo mantenendo un equilibrio idrostatico tra: la gravità, che vuole comprimerlo la pressione prodotta dai moti frenetici delle particelle gassose, scaldate a temperature di milioni di gradi dalle reazioni nucleari che avvengono al centro, che spinge il gas dal centro verso l alto e tende a disperderlo nello spazio

5 Inoltre il Sole è anche in equilibrio termico: l energia che esce dalla loro superficie è uguale a quella che viene prodotta nel centro Una stella si stabilizza quando la sua dimensione è tale che la superficie è sufficientemente grande da permettere di dissipare tutta l energia prodotta all interno

6 La compressione dovuta alla gravità fa sì quindi che la sfera di plasma diventi via via più calda e densa andando verso il centro Qui le temperature raggiungono i 15 milioni di gradi A quella temperatura, i nuclei di idrogeno, i protoni, che sono dotati di carica elettrica positiva che per la forza elettromagnetica tenderebbero a respingersi, sono invece costretti a collidere tra di loro a causa del prevalere di un altra forza detta Interazione Forte

7 L interazione forte, che opera quando i protoni sono vicinissimi, rende possibile la fusione dell idrogeno in Elio secondo lo schema rappresentato qui a lato detto ciclo protone-protone Per ogni reazione del ciclo vengono anche generati due fotoni gamma e due neutrini e due positroni Quindi nel Sole (e allo stesso modo in tutte le altre stelle) è presente un enorme reattore nucleare a fusione in cui gli stati esterni meno caldi agiscono come un guscio che impedisce l esplosione della stella Calcolando quanto idrogeno c è nel Sole e osservando la quantità di energia prodotta si arriva a capire che esso ha potuto splendere praticamente più o meno stabilmente per almeno 5 miliardi di anni

8 Questo spiega come mai sulla Terra siano stati trovati batteri fossili che risalgono a 3 miliardi di anni fa Nel corso di tutto questo tempo, le condizioni climatiche non debbono essere cambiate di molto, altrimenti la vita avrebbe avuto grossi problemi a evolversi E dato che il clima terrestre è regolato dalla quantità di luce solare, è chiaro che da quel momento a oggi la nostra stella deve essere rimasta sostanzialmente stabile Oggi, nel nucleo, rimane ancora abbastanza idrogeno da convertire in Elio per mantenere le reazioni stabili almeno per un altro miliardo di anni

9 La fusione avviene solo nella parte centrale, il nucleo Attorno al nucleo c è una regione detta radiativa, in cui il calore prodotto nel nucleo si propaga verso le zone più esterne per radiazione diretta Ancora più all esterno c è la zona convettiva, quella i cui strati si rimescolano Ora, vista la grande densità di materia nel Sole, ciascun fotone (raggio g) prodotto nelle reazioni impiega 1 milione di anni a uscire dalla superficie! Ma a causa dei continui urti con i protoni presenti all interno del Sole, che gli fanno perdere energia, quando riesce a sbucare dalla fotosfera, la sua lunghezza d onda è nel visibile

10 Sulla superficie del Sole spesso possiamo scorgere delle zone scure: sono le macchie solari Appaiono scure perché sono leggermente più fredde delle regioni circostanti

11 A volte le loro dimensioni sono impressionanti come nel caso di questa comparsa nell ottobre 2014

12 La fotosfera solare, osservata ad alta risoluzione, presenta una struttura granulare, detta «a grani di riso»: quelle che vediamo sono le «celle convettive» ovverro le sommità di colonne di plasma ascendenti (chiare) e discendenti (scure) dovuto al riscaldamento del plasma solare Questa è una ripresa accelerata della dinamica della granulazione della fotosfera

13 Questo è invece un modello al computer della granulazione della fotosfera: si vede l evoluzione di ciascuna delle celle convettive

14 Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l'atmosfera solare e risultano visibili a tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile Gli strati sono, in ordine: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l'eliosfera: quest'ultima, che può essere considerata la tenue prosecuzione della corona, si estende sin'oltre la Fascia di Kuiper, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine (bow shock) con il mezzo interstellare La cromosfera, la zona di transizione e la corona sono molto più caldi della superficie solare; la ragione di questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta Qui si trova anche lo strato più freddo del Sole: si tratta di una fascia chiamata regione di minima temperatura (temperature minimum in inglese), posta circa 500 km sopra la fotosfera: quest'area, che ha una temperatura di 4000 K, è sufficientemente fredda da consentire l'esistenza di alcune molecole, come il monossido di carbonio e l'acqua, le cui linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare

15 Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dal greco χρῶμα, χρώματος - chroma, chromatos -, che significa colore) a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi di origine magnetica, come le spicule e le protuberanze solari La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente man mano che ci si allontana dalla stella, raggiungendo i K negli strati più esterni

16 Il sole emette continuamente getti di plasma che vengono denominati protuberanze e che si possono osservare bene in «luce d idrogeno», cioè isolando la radiazione che proviene dall idrogeno presente nella cromosfera Qui vedete alcuni splendidi disegni eseguiti da Padre Angelo Secchi all Osservatorio del Collegio Romano nell Ottocento usando una spettroscopio collegato al telescopio

17 Qui invece uno splendido disegno dell intero bordo visibile allo spettroscopio di Pietro Tacchini a Catania, sempre nell Ottocento: la cosiddetta «prateria infuocata» di Padre Secchi

18 Oggi questi fenomeni li osserviamo con piccoli telescopi dedicati come questo mio: un apposito filtro lascia passare solo la luce emessa dall idrogeno della cromosfera solare a 563 nm

19 Ma meglio ancora, tramite il telescopio posto sul satellite denominato Solar Dynamics Explorer (SDO) in orbita da parecchi anni e dotato di filtri che permettono di osservare il Sole nei diversi intervalli di frequenza dove avviene l emissione del plasma: qui vedete un filmato con le immagini ottenute attraverso i differenti filtri

20 Le esplosioni solari, denominate «flare» o brillamenti, talvolta proiettano enormi getti di idrogeno a milioni di km dalla superficie solare

21 Questo filmato riassume i primi cinque anni di attività dello SDO

22 Il moto turbolento del plasma e delle particelle cariche della zona convettiva generano un potente campo magnetico, caratterizzato da poli appaiati (nord e sud) disposti lungo tutta la superficie solare Il campo inverte il proprio verso ogni undici anni, in corrispondenza del massimo del ciclo solare Il campo magnetico solare è all'origine di diversi fenomeni che prendono complessivamente il nome di "attività solare"; tra essi si annoverano le macchie fotosferiche, i flare (o brillamenti) e le variazioni nell'intensità del vento solare, che diffonde materia attraverso il sistema solare La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee del campo magnetico, che appaiono aggrovigliate su sé stesse; su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, che vanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali Le deformazioni delle linee di campo danno luogo alla dinamo e al ciclo undecennale dell'attività solare, durante il quale l'intensità del campo magnetico subisce delle variazioni L'interazione tra il campo magnetico solare ed il plasma del mezzo interplanetario crea una corrente eliosferica diffusa, ossia un piano che separa regioni in cui il campo magnetico converge in direzioni diverse

23 Quando il Sole si trova in una fase molto attiva emette grandi quantità di particelle e di pericolose radiazioni, che invadono il sistema solare e arrivano a colpire anche l atmosfera della Terra I primi a soffrirne sono i satelliti artificiali, che possono andare in avaria E anche gli astronauti corrono dei rischi: quando il Sole è molto attivo è meglio che rimangano chiusi dentro la Stazione Spaziale senza fare passeggiate all esterno Però c è anche un aspetto positivo: quando l attività solare è elevata diventano più frequenti le aurore polari, prodotte dallo scontro tra le particelle emesse dal Sole e il campo magnetico terrestre

24 Lo strato più esterno è la corona solare, che normalmente non è visibile ma lo diventa in occasione delle eclissi totali di Sole e che si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue È costituita da plasma a elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin) Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica Gli strati interni della corona hanno una densità 100 miliardi inferiore a quella dell atmosfera terrestre al livello del mare

25 Il Sole Un disegno della corona solare eseguito da Pietro Tacchini in occasione dell eclissi del 22 Dicembre del 1870 in Sicilia

26 Il Sole Un eclissi totale di Sole è uno spettacolo unico: nessun video può rendere l emozione dello spettacolo reale; tuttavia, per darvi una pallida immagine di quello che accade ecco un video ripreso da Lorenzo Comolli durante l eclissi del Marzo del 2006

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