Astronomia Testo

La struttura del Sole: dal nucleo alle macchie solari

Il Sole ha consentito agli astronomi di investigare in modo più dettagliato quanto avviene nella maggior parte delle stelle. Oltretutto lo studio del Sole ha comportato grandi progressi nella fisica nucleare, atomica, del plasma  etc.

L’interno del Sole, malgrado i grandi progressi fatti dagli studi recenti e dalla moderne strumentazioni, anche portate “in vicinanza” dalle sonde spaziali e dai satelliti artificiali, mantiene ancora aspetti sconosciuti. Per descriverlo ci si affida pertanto a un modello secondo il quale il Sole può essere paragonato a una sfera con una serie di strati concentrici, ciascuno dei quali presenta caratteristiche e condizioni fisiche diverse.

Partendo dallo strato più interno, il nucleo, fino all'esterno, atmosfera solare, possiamo distinguere:

  • nucleo,
  • zona radiativa,
  • zona convettiva,
  • fotosfera (atmosfera interna),
  • atmosfera esterna (divisa in cromosfera e corona).

 

Il nucleo (o nocciolo) è la zona dove avvengono le reazioni di fusione nucleare che trasformano l’idrogeno in elio e generano una quantità di energia enorme emessa sottoforma di radiazioni elettromagnetiche. In questa regione, la più interna del Sole, la pressione e la densità sono a livelli elevatissimi, e la temperatura può raggiungere i 15 milioni di kelvin.

La zona radiativa è l’involucro che riveste il nucleo e ne assorbe le radiazioni trasferendole agli strati più esterni attraverso irraggiamento. Questo meccanismo prevede la continua riemissione dei fotoni che, muovendosi in tutte le direzioni, sono assorbiti e riemessi dalle particelle già presenti nello strato. In questa zona, che ha uno spessore di circa 500 000 km, la temperatura e la densità diminuiscono man mano che ci allontaniamo dal nucleo. Qui non avvengono reazioni di tipo termonucleare.

La zona convettiva è uno strato di circa 10 000 km, dove vi sono enormi movimenti di grandi masse di gas. Queste correnti (correnti convettive) si muovono verso gli strati più esterni del Sole, in un’azione di continuo rimescolamento che tende a trasportare l’energia generata negli strati più interni verso la superficie del Sole.

La fotosfera è notevolmente più sottile degli stati precedenti (300 km di spessore) ed è il primo strato visibile del Sole. Le temperature in questa zona si aggirano intorno ai 6000 K, e sulla sua superficie si possono distinguere aree più luminose e più calde, chiamate granuli, che continuamente appaiono e scompaiono, sostituiti da nuovi granuli, grazie alla turbolenta azione delle correnti ascensionali di gas. In questa zona sono distinguibili anche le cosiddette macchie solari, delle aree circoscritte, caratterizzate da temperature inferiori rispetto alle zone adiacenti (circa 4000 K) e da un’intensa attività elettromagnetica. Le macchie solari sono l’unico segno dell’attività solare che possa essere osservato dall’occhio umano. Conosciute fin dall’antichità, furono descritte con precisione già nel 1611 da Galileo.

La cromosfera è l’ultimo involucro con un limite definito, molto sottile (2000 km), costituito principalmente da gas rarefatti. Presenta un’intensa colorazione rossastra causata dalla massiccia presenza di atomi di idrogeno che, con le basse pressioni della cromosfera, emettono radiazioni di questo colore. La temperatura in questa zona raggiunge i 10000 K.

La corona rappresenta lo strato più esterno del Sole. In realtà non è una zona con limiti ben definiti, e definirla “strato” potrebbe trarre in inganno. Si estende per decine di km in modo del tutto irregolare intorno al Sole, e la temperatura cinetica* al suo interno è molto elevata.
Verso l’esterno della corona, i flussi di particelle di gas ionizzati riescono ad acquisire notevole velocità grazie alle elevate temperature. Questi flussi prendono il nome di venti solari e sono diffusi per tutto il Sistema Solare. Il vento solare impiega circa cinque giorni a giungere in prossimità della Terra, dove, bloccato dal campo magnetico terrestre, scorre attorno al guscio protettivo magnetico del nostro (e anche di altri) pianeta.

 

*la temperatura alla quale, in gas estremamente rarefatti, le particelle si dovrebbero trovare sulla superficie terrestre per muoversi con energia cinetica pari a quella che hanno nelle condizioni in cui si trovano.

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Relatori

Vincenzo Belluomo

Relatore di Oilproject

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