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Argomenti della pagina
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Termini da conoscere
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Anno di luce,
Atmosfera,
Campo magnetico,
Effetto Doppler,
Energia,
Equatore,
Fusione nucleare,
Galassia,
Gravità,
Kelvin,
Lunghezza d'onda,
Massa,
Materia,
Neutrino,
Orbita,
Pianeta,
Plasma,
Radiazione,
Righe di assorbimento,
Rotazione,
Spettro elettromagnetico,
Stella,
Telescopio,
UA
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Il Sole: la nostra stella |
 Il Sole
è la stella del
nostro Sistema Solare, stella fortunatamente di sequenza principale ,
di età
stimata intorno ai 4,5-5 miliardi di anni e con una vita sperata pari, più o
meno, ad altri 6,5 miliardi di anni circa. Benché si presenti all'occhio
osservativo umano come la stella più grande dell'universo, la sua grandezza è
dovuta ovviamente alla vicinanza al nostro pianeta. In realtà, il Sole è una
stella nana gialla, di medie dimensioni, come ce ne sono tante. Sebbene ci
sembri grande quanto la Luna, ovviamente non è così ed il suo piccolo diametro è
dovuto essenzialmente ai circa 150 milioni di chilometri che lo separano da noi. Per uno strano scherzo,
invece, il Sole ha un diametro più grande di 400 volte di quello lunare ma si trova
ad una distanza di circa 400 volte maggiore, quindi i due dischi ci sembrano più
o meno uguali.
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Il Sole è la stella intorno alla quale orbita la Terra insieme
agli altri corpi del Sistema Solare, una nana gialla di sequenza principale. |
Una palla di fuoco dal diametro di 1,5 milioni di chilometri (in confronto ai
nostri circa 12.000 sono davvero tanti), una massa di 2.000 miliardi di miliardi
di miliardi di chilogrammi posta a 150 milioni di chilometri dalla Terra,
distanza presa come base per la scala delle Unità Astronomiche.
Questo è il Sole, il motivo della nostra vita, la cui distanza ci consente, ad
oggi, di ottenere dettagli della dimensione minima di 150 chilometri. Gli
unici dati che abbiamo sono quelli che viaggiano con la radiazione solare fino a
noi o fino alle sonde che sono state dedicate allo studio di questa stella.
La massa è stata calcolata basandosi sulla Legge di Gravitazione Universale
di
Newton: ponendo a zero la massa della Terra rispetto a quella del Sole
(visto
che in rapporto è davvero un numero infinitesimo) e prendendo in considerazione
la distanza tra i due corpi (149.600.000 di chilometri circa) ed il tempo
impiegato dalla Terra a percorrere la sua orbita si ottiene una massa solare di
1,99*103 kg, confermata anche dalle varie sonde che hanno effettuato
altri tipi di calcoli. |
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Dati astrofisici |
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Tipo stellare |
Nana gialla
sequenza principale |
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Classe spettrale |
G2V |
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Parametri orbitali |
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Semiasse maggiore |
26-28.000 a.l. |
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Periodo orbitale |
2,25 x 108 |
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Velocità orbitale |
217 km/s |
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Dati fisici |
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Diametro equatoriale |
Equatore 1,391 x 109 m
Polare 1,3909 x 109 m
Medio 1,39095 x 109 m |
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Schiacciamento |
9 x 106 |
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Superficie |
6,0877 x 1018 m2 |
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Volume |
1,4122 x 1027 m2 |
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Massa |
1,9891 x 1030 kg |
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Densità media |
Media 1,408 x 103 kg/ms
Nucleo 1,5 x 105 kg/ms
Fotosfera 2 x 10-4 kg/ms
Cromosfera 5 x 10-9 kg/ms
Corona 10 -12 kg/ms |
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Accelerazione gravità sup. |
274,0 m/s2 |
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Velocità di fuga |
617,54 km/s |
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Periodo di rotazione |
Equatore: 24g 6h 36m
30° lat: 28g 4h 48m
60° lat: 30g 19h 12m
75° lat: 31g 19h 12m |
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Velocità di rotazione |
1993 m/s (equatore) |
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Inclinazione assiale su eclittica |
7,25° |
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Inclinazione su piano galattico |
67,23° |
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Temperatura superficiale |
5778 K |
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Temperatura corona |
5 x 106 K |
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Temperatura nucleo |
15,7 x 106 K |
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Luminosità |
3,827 x 1026 W |
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Età stimata |
4,57 x 109 anni |
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Dati osservativi |
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Magnitudine apparente |
-26,8 |
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Magnitudine assoluta |
4,83 |
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Diametro apparente |
32' 03'' medio
31' 31'' afelio
32' 35'' perielio |
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Noto il raggio solare, di circa 700.000 chilometri, la densità media risulta
pari a circa 1,4 volte quella dell'acqua, quindi il Sole è più denso, ad
esempio, di Saturno.
 La struttura del Sole
dovrebbe essere, dagli
studi effettuati e quasi certamente, di tipo a gusci concentrici,
le
cui caratteristiche fisiche dovrebbero essere abbastanza omogenee e quindi ben
individuabili.
A parte le radiazioni che provengono dal Sole, quindi, dovremmo avere, partendo
dallo strato più interno:
nucleo: 150.000 chilometri;
zona radiativa: estesa per 300.000 chilometri circa;
regione convettiva: estesa per 250.000 chilometri;
fotosfera: è la parte visibile, spessa circa 400 chilometri;
cromosfera: sfera di colore alta circa 10.000 chilometri;
corona: sopra la cromosfera e dispersa sottoforma di vento
solare.
Il Sole è una stella comune all'interno della Galassia, nell'ambito della quale
occupa una posizione eccentrica, nel Braccio di Orione,
a circa 28.000 chilometri
di distanza dal centro galattico.
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La radiazione |
Oggi sappiamo che se il Sole brilla è per la serie di reazioni nucleari che si
verifica al suo interno.
L'energia che ne deriva si propaga in forme diverse,
quali:
calore: si propaga nel gas solare tramite aumento del moto
delle particelle del plasma e tramite correnti convettive;
suono: dovuto al rapido spostamento di grosse masse di gas. Una
misurazione delle onde sonore è stata effettuata dalla sonda SOHO:
il Sole
agisce come cavità risonante, nella quale le onde sonore e gravitazionali si
trasmettono a velocità altissime;
radiazione elettromagnetica: oscillazioni dell'intensità del
campo elettro-magnetico che si allontanano nello spazio come onde.
L'energia prodotta si propaga nel vuoto, raggiungendo la Terra ed oltre, con
radiazioni che abbracciano l'intero spettro elettromagnetico, dai raggi gamma e
raggi x alle onde radio più lunghe. A Terra giungono soltanto la luce visibile,
una piccola parte di UV e di IF e le onde radio. Le altre radiazioni vengono
assorbite o riflesse dall'atmosfera.
 La
radiazione solare è uno
spettro continuo segnato da alcune righe di assorbimento che formano ristrette
zone meno intense. Come si nota dal grafico posto sulla sinistra,
l'atmosfera terrestre blocca molte radiazioni,
facendo passare soltanto quelle dall'ultravioletto all'infrarosso passando per
il visibile e tagliando le altre. Del resto neanche quelle che passano sono
tutte quelle che arrivano sugli strati più alti dell'atmosfera. Nello spettro
ultravioletto ed in quello visibile i tagli maggiori sono quelli operati
dall'ozono (O3) mentre nel campo dell'infrarosso i tagli maggiori sono operati
dal vapore acqueo (H2O). Proprio questi tagli effettuati a svariate lunghezze d'onda
ha spinto ad un esame dell'universo a partire da punti esterni all'atmosfera terrestre:
lo studio dell'universo alle varie lunghezze d'onda
ha spinto all'era spaziale.
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Il nucleo solare |
Il nucleo, o core, è la sede delle fusioni
nucleari che trasformano idrogeno in elio liberando l'energia necessaria a
brillare. Si tratta di una sezione del raggio di 150.000 chilometri (già
questa, qindi, è più di venti volte il raggio terrestre), che detiene oltre il
40% dell'intera massa solare e che possiede la densità massima, con 160 g/cm3
circa. La temperatura all'interno del nucleo è di circa 1,5*107 K.
Durante la fusione, che da quando il Sole è nato ha già bruciato il 40%
dell'idrogeno originario, che costituiva il 75% della massa nucleare totale,
soltanto alcune particelle tra quelle che si creano riescono a giungere fino a
noi, portandoci informazioni su quanto avviene. Sono i neutrini,
elementi che interagiscono pochissimo con la materia e che sono quindi in grado
di oltrepassare tuti gli ostacoli che trovano dal Sole alla Terra. In realtà
oltrepassano anche la Terra, ma alcuni si rendono visibili interagendo con la
barriera che si trovano davanti.
L'energia scaturita dal Sole è un numero illeggibile. Ogni giorno, da miliardi
di anni, sulla Terra arrivano circa 200.000 miliardi di kilowatt.
E come
arrivano sulla Terra, arrivano anche in tutte le altre direzioni rispetto a noi.
Ogni secondo, quindi, il Sole irradia una quantità di energia pari a circa
400.000 miliardi di miliardi di kilowatt. Questo, ripetiamo, ogni secondo! Per
tutti i minuti di tutte le ore di tutti i giorni di tutti gli anni da miliardi
di anni e per altri miliardi di anni ancora!
A temperatura e pressione del nucleo solare, la reazione avviene spontaneamente
all'interno dello stesso.
Della fusione nucleare si è già parlato in tema di nascita stellare, relativamente
alla catena protone-protone quindi per questa parte si rimanda a quanto già detto.
L'idrogeno presente nel nucleo solare è sufficiente per almeno altri 5 miliardi
di anni, dopodiché sarà trasformato interamente in elio ed allora sarà l'elio a
fondersi in carbonio. Quando tutto il carbonio sarà trasformato in ossigeno, i
processi si arresteranno ed il Sole sarà destinato a spegnersi lentamente.
Attualmente, ogni secondo, il Sole trasforma 5,7*1011 kg di idrogeno
in 5,6*1011 kg di elio liberando energia che, nel 97% dei casi, è
formata da raggi gamma.
Le fusioni sono autoregolanti, il che consente al Sole di viaggiare tranquillo
per miliardi di anni nella sua Sequenza Principale.
La stella in pratica è in
equilibrio tra pressione gravitazionale che spinge verso l'interno e pressione
interna che spinge verso l'esterno. Se la produzione di energia aumenta, la
pressione interna inizia a vincere ed il Sole si espande, il che fa diminuire la
pressione e quindi la temperatura, riportando tutto allo stadio di partenza
visto che le reazioni nucleari interne rallentano. Se, invece, le reazioni
diminuiscono, vince la pressione gravitazionale che però fa aumentare la
pressione interna e fa riprendere, quindi, le reazioni nucleari.
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Gli strati intermedi |
STRATO RADIATIVO
Esteso da 150.000 a 450.000
chilometri dal centro del Sole, e quindi esternamente al nucleo e per una
estensione di circa 300.000 chilometri, la zona radiativa
ha valori di pressione
e temperatura molto più bassi rispetto al nucleo: circa 10 volte inferiori.
I raggi gamma generati dalla catena protone-protone vengono bloccati all'interno
del Sole da uno strato superiore. I raggi gamma vengono a trovarsi così in una
situazione di rimbalzo tra il nucleo e questo strato superiore, e durante
questi rimbalzi perdono di energia visto che i raggi stessi vengono più volte
assorbiti e riemessi dalla materia che incontrano. Il processo dura milioni di
anni, ed infatti la luce del Sole che vediamo, anche se in effetti esce dal Sole
soltanto otto minuti-luce prima di giungere a noi, impiega milioni di anni
per uscire dal Sole. In questa fase l'energia è trasmessa tramite radiazione,
per questo si parla di strato radiativo.
STRATO CONVETTIVO
Lo strato convettivo si estende per
250.000 chilometri circa oltre lo strato radiativo, con densità, pressione e
temperatura decrescenti: rispettivamente pari a 6*10-3 g/cm3, 10 Pa e 6*105 K. I raggi gamma, come detto, perdono
energia fino al punto in cui la loro energia diventa uguale all'energia termica
della materia solare. La materia della zona convettiva
ha il compito di far
passare l'energia proprio attraverso il meccanismo di convezione, che è lo
stesso per il quale l'aria calda sale rispetto all'aria fredda.
FOTOSFERA (osservazione del Sole)
La fotosfera (sfera della luce) è ciò che
si vede guardando il
Sole (ovviamente con un opportuno filtro!!).
Spessa 400-500 chilometri circa, ha una temperatura di circa 6000 °K, con densità media e pressione
media pari rispettivamente a 8*10-8
g/cm3 e 104-103. La sua superficie è costituita da
piccoli grani, detti grani di riso, visibili anche con un piccolo telescopio.
Proprio la fotosfera riuscì a mettere in crisi la visione della stella come
corpo celeste perfettamente sferico e senza macchia. Si, perché in effetti le
macchie ci sono eccome, come le vide Galileo Galilei a costo di perdere la
vista, come in effetti accadde. Dalla fotosfera fuoriesce, finalmente, la
radiazione che si è prodotta milioni di anni prima, nel nucleo.
Come detto, sulla fotosfera si presentano quei fenomeni superficiali che
costituiscono i motivi principali di osservazione solare: macchie solari,
granulazione e supergranulazione, facole, brillamenti o flares, flocculi,
spicole, protuberanze o filamenti, vento solare.
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Cromosfera e corona |
CROMOSFERA
La sfera del colore (cromosfera, appunto) è posta sopra la
fotosfera, e raggiunge i 10.000°K di temperatura. Si tratta di uno strato di
plasma considerato come la bassa atmosfera del Sole. Sulla cromosfera sono
presenti dei filamenti di gas incandescente, che in realtà son getti di idrogeno
lanciati verso l'alto fino a circa 10.000 Km (meno delle protuberanze) per un
periodo di tempo non superiore a 5 minuti: sono le spicole.
CORONA SOLARE
La corona è la parte più esterna del Sole, non ha un confine netto e si estende fino a che non sfuma nel gas
interplanetario, che raggiunge sottoforma di vento solare. La sua
temperatura raggiunge il milione di gradi. E' considerata l'alta atmosfera
solare, caratterizzata da temperatura in rapida crescita. Da Terra si osserva
soltanto durante le eclissi solari, anche ad occhio nudo. Su questa parte di Sole hanno luogo i fenomeni più importanti quali le protuberanze o filamenti.
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Fenomeni solari |
Sebbene il Sole non abbia una superficie propriamente detta, essendo una massa
di gas, sui suoi strati visibili, come fotosfera, cromosfera e corona, si
verificano eventi degni di rilievo.
GRANULAZIONE E SUPERGRANULAZIONE
Sono fenomeni della
fotosfera e rappresentano la parte visibile delle correnti convettive. Si tratta
di macchie più chiare (correnti in ascesa, più calde) e più scure (correnti in
discesa, meno calde) mutevoli per forma e dimensione. Il diametro di ciascun
granulo è compreso in media tra 300 e 1000 chilometri, ed ha una
vita che non dura più di 5 minuti. I granuli presenti vicino le macchie solari hanno forma
più allungata, a causa della distorsione indotta dai campi magnetici. I granuli
chiari hanno una temperatura più alta, come detto, di quelli più scuri e la
differenza è intorno ai 100-300 K, con differenza di luminosità del 15-20%
circa. Il gas in ascesa ha una velocità, misurata con effetto
doppler, di circa
300 m/s, quindi molto alta.
Tra i granuli a volte ci sono punti più scuri, isolati, detti pori:
la loro vita è breve ma a volte si trasformano in vere e proprie macchie solari.
I granuli, a volte, si associano dando luogo a macchie più grandi e luminose: si
parla in tal caso di supergranulazione.
Il diametro raggiunge i 30.000
chilometri e la durata raggiunge anche le 24 ore terrestri.
FACOLE
Si tratta di fenomeni tipici della fotosfera e
della cromosfera, piccole luci associate alle macchie anche se non disdegnano di
comparire in prossimità dei poli solari (fino a 80° circa). Solitamente le
facole sopravvivono alle macchie, perdurando anche quando queste sono ormai
scomparse. Si tratta di masse gassose più calde di quelle circostanti, luminose
quanto il centro solare o quasi e quindi più visibili quando compaiono lungo il
bordo esterno della stella, dove la fotosfera è meno luminosa (si parla
di oscuramento al bordo). Al centro del disco solare appaiono, con
appositi filtri H-alfa, più grandi ma è solo un dato prospettico.
MACCHIE SOLARI
Note da centinaia di anni, fin dagli
astronomi cinesi, dal momento che macchie visibili ad occhio nudo, e quindi del
diametro di 45.000 chilometri, si verificano in media ogni 11 anni.
Le macchie sono tipici fenomeni della fotosfera e, come si può invece pensare,
non sono porzioni di fotosfera più scure, ma soltanto più fredde (4500°K circa)
e che, quindi, sembrano più scure.
In realtà il distacco non è netto, dal momento che intorno alla macchia
c'è un
alone di temperatura intermedia (5500°K), e quindi anche di colore intermedio.
La parte più fredda e più scura è detta ombra (già
questa, da sola, sarebbe comunque più brillante della Luna piena) , la parte
intermedia è la penombra. Proprio questa sfumatura di
colore, dal chiaro al centro, fece pensare ad una forma ad imbuto delle macchie
(effetto Wilson), cosa che invece è da escludersi alla luce dei dati
delle sonde: le macchie hanno, o dovrebbero avere, un aspetto tendenzialmente bidimensionale e quindi non dovrebbe trattarsi di buchi.
Le macchie sembrano formarsi a causa dei campi magnetici che impediscono al
materiale solare interno di affiorare in superficie, tuttavia la ragione della
loro esistenza è ancora molto dibattuta. Le cause più indiziate, e opposto, sono
il blocco della convezione, causato da perturbazioni nel campo magnetico, e
l'intensificazione della convezione: i moti convettivi nelle macchie sarebbero
così efficienti da disperdere più energia di quanta ne venga rifornita dagli
strati sottostanti.
Ogni macchia ha una estensione che arriva fino a 70.000 Km, sebbene la media sia
di 13.000 chilometri (non è poco, è come il diametro terrestre!), e si muove
sulla fotosfera sia per un proprio movimento sia per la rotazione solare.
Le macchie isolate sono rare: spesso sono raggruppate e nascono dall'aggregarsi
dei pori. Si formano nella fascia compresa tra 40°N e 40°S, in genere
sotto i 30°. Sopra i 40° si verificano, a volte, macchie
piccole e veloci nello
sparire.
Le macchie solari sembrano cicliche, con un periodo intorno agli 11
anni. Durante questo periodo, le macchie vanno da un minimo ad un massimo di
attività, passando da una totale assenza ad un numero anche di venti o più. In
realtà il periodo non è così preciso: c'è stato un periodo di 75 anni con totale
assenza di attività solare (periodo di Maunder), con tutte le relative paure. Il
primo ciclo ben documentato è datato 1755. L'evoluzione dal minimo al massimo è
più rapida della fase opposta e più breve è l'ascesa e più attiva è la fase
culminante. Le macchie, ad ogni ciclo, invertono la polarità magnetica. Per
valutare il livello di attività si utilizza un indice chiamato
numero relativo di Wolf, ideato nel 1848 da Rudolf Wolf
e dato da
R = k(10g+f)
dove R è il numero relativo, k è una costante strumentale, g è il
numero dei gruppi di macchie, f il numero di macchie singole.
BRILLAMENTI o FLARES
Spesso le macchie solari sono associate a fenomeni quali i
brillamenti, che di conseguenza sono proporzionali al numero di Wolf
(che misura proprio l'attività solare): in pratica, un brillamento
è una
variazione positiva di luminosità sottoforma di eruzione che coinvolge regioni
molto estese. L'eruzione è avvisata da una intensificazione di emissione di
Raggi X, ultravioletto e H-Alfa (riga di emissione dell'idrogeno). Il brillamento
dura da qualche minuto a più di un'ora, anche se la parte più
evidente è comunque di pochi minuti. I brillamenti emettono molte onde radio:
gli effetti arrivano sulla Terra sotto due forme. La prima forma è antipatica:
un disturbo nei segnali radio su scala planetaria. La seconda forma è
letteralmente spettacolare, perché produce le aurore polari.
Il plasma si riscalda lungo strutture ad arco dal diametro di 3000-4000
chilometri: in poco tempo e per poco tempo, piccole regioni della cromosfera
diventano più luminose mentre miliardi di tonnellate di plasma vengono spinte a
500 km/s fino nella corona, dando vita ai fenomeni transienti che
modificano la struttura in modo rapido. I getti gassosi sviluppano una energia
pari a circa 1027 Joule, all'incirca quanto un numero di bombe
atomiche compreso tra 50.000 e 500 miliardi!
I lampi, di forma allungata o tondeggiante, seguono precise fasi:
- fase preparatoria: dura fino ad un giorno, durante questa fase si
accumula energia magnetica, mentre aumenta il flusso di raggi X, UV e visibili;
- fase del flash: dura pochi minuti e rilascia la metà dell'energia
accumulata sottoforma di radiazione, soprattutto X ma anche gamma, e di energia
cinetica di ioni ed elettroni che lasciano il Sole come vento solare alla
velocità di 1500 km/s;
- fase di decadimento: da 20 minuti a qualche ora, il resto
dell'energia viene liberato sottoforma di radiazione.
FLOCCULI
Fenomeni della bassa cromosfera, che
necessitano di filtri speciali per essere visti, a particolari lunghezze d'onda.
Si tratta di regioni piccole, con gas più caldo e, probabilmente, accompagnate
da brusce variazioni del campo elettromagnetico.
SPICOLE
Fenomeni della cromosfera, nei pressi dei
confini dei supergranuli dove il campo magnetico è più intenso e la temperatura
più elevata. Si tratta di getti di gas spessi in media 800 chilometri, che si
muovono verso l'esterno ad una velocità di circa 30 km/s, raggiungendo altezze
di circa 6.000 chilometri prima di sparire in pochi minuti. Le più alte
raggiungono anche i 50.000 chilometri.
PROTUBERANZE o FILAMENTI
Una protuberanza è un
fenomeno eruttivo meno drastico di un brillamento, al quale spesso si
accompagna. Si tratta di getti di materia che prendono una classica forma ad
arco in grado di innalzarsi al di sopra della cromosfera. La loro durata va da
qualche minuto a qualche mese. Si tratta dei fenomeni più spettacolari e
dibattuti. Spesso sono costituite da materia coronale, con temperatura più bassa
rispetto a quelle circostanti e più densa della corona. Nonostante la densità,
le protuberanze
sono comunque oggetti molto rarefatti: il volume medio è pari a
quello di 1000 Terre mentre la massa è poco meno la massa di 20 chilometri
cubici di acqua.
Variano forma continuamente e scambiano materiale con protuberanze vicine. Alte
fino a 150.000 chilometri e con lunghezze che raggiungono i 300.000 chilometri e
larghezze che arrivano a 40.000 chilometri, le protuberanze a volte esplodono
per meccanismi ancora sconosciuti proiettando materiale a velocità di 400.000
chilometri al secondo! Ci sono vari tipi di protuberanze:
- attive: subiscono i campi magnetici e sono legati in genere ad un
gruppo di macchie, con evoluzione rapida;
- quiescenti: evoluzione molto lenta, quasi imprigionate nel campo
magnetico, conservano il loro aspetto per giorni ed a volte anche per la durata
di più rivoluzioni solari;
- eruttive: evoluzione veloce, sono quasi perpendicolari alla fotosfera
e ricadono verso la cromosfera in poche ore;
- loop: tipica forma ad anello chiuso, arco, a getto, a fontana o a
ventaglio, visto che la materia si dispone lungo le linee di forza del campo
magnetico;
- a vortice: forma a spirale o a corda attorcigliata;
- a getto (surge): getti di materia coronale che superano i 50.000
chilometri di quota a velocità di centinaia di chilometri al secondo.
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Vento solare |
Il Sole è sede di un forte campo magnetico: ai poli è di 1 G, nella cromosfera è
di 25-200 G, nelle protuberanze varia fra 10 e 100 G per giungere a 3000 G nei
pressi delle macchie, oscillando fino a 5000 G. L'asse magnetico solare è
inclinato di circa 6° rispetto all'asse di rotazione, e i poli magnetici non si
trovano sullo stesso diametro solare.
Dovuto alla rotazione differenziale degli strati interni e dei gas superficiali
alle diverse latitudini, il campo magnetico solare si espande nello spazio
interplanetario fino a distanze molto elevate dal Sole. Ciò equivale a dire che
la corona solare si estende ben oltre l'orbita di Plutone.
Viaggiando lungo le linee di forza del campo magnetico solare a 450 km/s e con
una densità di circa 5 protoni per ogni centimetro cubico, le particelle solari
ad altissima temperatura sfuggono alla gravità solare dando vita al vento solare,
che fa perdere al Sole una quantità di materia pari a circa 1017
grammi al giorno. La densità, tuttavia, varia periodicamente provocando
perturbazioni nella magnetosfera terrestre: ciò si deve ai buchi coronali,
zone della corona dove convergono tutte le linee di forza del campo magnetico
solare (anello coronale). Qui le particelle vengono accelerate e
proiettate nello spazio.
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Rotazione differenziale |
Il Sole, ovviamente, non è un corpo solido quindi la sua rotazione è differente
da quella dei pianeti rocciosi come la Terra.
Si ha rotazione differenziale quando le diverse parti della
superficie di un corpo non ruotano con la stessa velocità angolare ma a velocità
differenti. In pratica, è come vederlo suddiviso in fasce più o meno regolari
ognuna con la sua velocità di rotazione indipendente dalla velocità delle altre
fasce. L'equatore del Sole ruota più velocemente rispetto ai poli solari ed una
simile rotazione si riscontra anche in pianeti gassosi come Giove e Saturno.
Il movimento di rotazione del Sole è a dire poco lento: 25
giorni all'equatore (2 km/s) e 34 giorni ai poli. Si tratta di una
caratteristica puramente superficiale. Recentemente la sonda SOHO ha studiato il
fenomeno, ed i suoi dati sono riusciti a far capire che, andando in profondità,
lo strato gassoso si fa più denso ed il Sole inizia a comportarsi come un corpo
più solido, con velocità angolari che tendono ad avvicinarsi fino a diventare
uniformi.
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