Sole: struttura e attività

Il Sole, come tutte le stelle, è un corpo gassoso con raggio pari a circa 700.00 chilometri, al centro del quale si raggiungono temperature talmente elevate da consentire spontanee reazioni nucleari che portano alla formazione di energia che viene liberata sottoforma di radiazione luminosa a diverse lunghezze d’onda. Nella fase più lunga della sua vita il Sole, come tutte le stelle, è stabile in quanto la forza derivante dai processi nucleari è bilanciata dalla forza gravitazione che “preme” dall’esterno.

L’interno del Sole può essere suddiviso in strati concentrici ognuno dei quali svolge una funzione, ha delle caratteristiche e una sua estensione. Partendo dal centro abbiamo il nocciolo, con un raggio di 150.000 Km, nel quale la temperatura raggiunge i 15 milioni di gradi permettendo il ciclo protone-protone. Lo strato successivo è la zona radiativa che si estende per 500.000 Km. Qui i fotoni prodotti nel nucleo vengono assorbiti e subito riemessi in maniere disordinata fino a quando, casualmente, i fotoni riescono poi a risalire fino a raggiungere la superficie solare ed essere emessi nello spazio. Mediamente, il tempo che passa dalla formazione di un fotone alla sua risalita è nell’ordine dei milioni di anni. Salendo ancora abbiamo la zona convettiva, una zona in cui i gas diventano meno stabili per la minore pressione, portando così all’instaurarsi appunto di moti convettivi grazie ai quali l’energia continua ad essere trasmessa. Abbiamo poi la superficie del Sole, quella che possiamo vedere, detta fotosfera che costituisce la parte più esterna della zona convettiva. Qui la temperatura è scesa a circa 6000 gradi Kelvin. La fotosfera non è perfettamente liscia ma presenta dei grani luminosi sparsi su un fondo leggermente più scuro che corrispondo a delle zone sottostanti in cui avviene la risalita di materia. La vita di ciascun grano dura pochi minuti cosicché si ha l’immagine di una superficie solare brulicante, fenomeno che va sotto il nome di granulazione. La mancanza di questa attività porta alla formazione di aree più scure dette pori. Quando queste aree diventano di dimensioni consistenti si è allora davanti al fenomeno delle macchie solari. Individuate per la prima volta da Galileo hanno una vita che può andare dall’ordine dei giorni a qualche mese e presentano un colore più scuro per la loro minore temperatura che si aggira intorno ai 2000 gradi, a differenza dei 6000 della fotosfera. Presentano una zona centrale molto scura (ombra) e una di contorno più calda e luminosa (penombra). Sono inoltre sede di forti campi magnetici diretti perpendicolarmente alla superficie che possono superare di migliaia di volte quello del Sole stesso.


L’osservazione sistematica della loro formazione è vita ha permesso di mettere in evidenza un ciclo undecennale che porta da un minimo numero di macchie (anche all’assenza) alla piena attività solare con la presenza di moltissime formazioni; a questo ciclo è anche sottoposta la polarità del Sole stesso, infatti ogni 11 anni si capovolge il suo campo magnetico influenzando anche la polarità delle macchie. All’inizio del ciclo esse compaiono a gruppi alle medie latitudini (40°-45°) simmetricamente rispetto all’equatore. La prima macchia del gruppo ha sempre la stessa polarità dell’emisfero magnetico a cui appartiene, quella finale ha polarità opposta; il fenomeno si inverte poi nel ciclo successivo a causa dell’invertimento dei poli magnetici solari. Dall’osservazione delle macchie si deduce inoltre la rotazione differenziale del Sole, cioè il fatto che la velocità di rotazione varia in base alla latitudine. Si è calcolato che il periodo di rotazione all’equatore è 25 giorni mentre in prossimità dei poli diventa circa un mese.

Oltre alle macchie la fotosfera è interessata da altri fenomeni quali le protuberanze e i brillamenti. Le protuberanze rappresentano degli enormi getti di materia che si possono innalzare in poche ore per migliaia di chilometri. In alcuni casi possono ricadere sulla superficie del Sole formando delle strutture ad arco, dette appunto protuberanze a ponte. I brillamenti invece, come dice la stessa parola, sono delle enormi e repentine emissioni di energia rintracciabili come lampi di luce; in genere si formano presso gruppi di macchie e in pochi minuti occupano vastissime aree. Le radiazioni prodotte, giungendo sulla Terra, sono la causa delle tempeste magnetiche che portano al malfunzionamento degli apparecchi di trasmissione, ma allo stesso tempo alla formazione delle aurore polari.

Oltre la fotosfera è inizia l’atmosfera solare. Il primo strato è la cromosfera, spesso poche migliaia di chilometri. In condizioni normale è totalmente “oscurata” dalla luce della fotosfera ma diventa visibile durante le eclissi totali di Sole come disco roseo che circonda il disco solare caratterizzato dalla presenza di numerose “punte” luminose dette spicole.

A quota maggiore si estende la corona, costituita da gas ionizzati che si estende per circa 13 milioni di chilometri dalla superficie. Negli strati più esterni le particelle riescono a sfuggire all’attrazione gravitazionale esercitata dal Sole e quindi si disperdono nello spazio sottoforma di vento solare. Anche la corona è visibile solo in occasione di un’eclisse totale come tenue bagliore oltre il disco solare o con uno strumento apposito detto appunto coronografo. La sua temperatura è sorprendentemente alta, molto più alta rispetto allo strato sottostante della cromosfera raggiungendo i 2 milioni di gradi. Per molto tempo questi dati sconvolsero fisici e astronomi i quanto sembrava violato il secondo principio della termodinamica: un corpo più freddo (la fotosfera) sembrava trasferire calore ad uno più caldo (la corona)! Per la spiegazione del fenomeno le ipotesi più accreditate sono due: o l’energia si propaga nell’atmosfera solare sottoforma di onde d’urto prodotte nella fotosfera a causa dei moti convettivi causando così aumento di temperatura, oppure il riscaldamento è prodotto da correnti elettriche che si generano nella corona grazie ai campi magnetici.