IL SOLE

Titolo: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 12:49 am

IL SOLE

Il Sole (in lingua latina Sol) è la stella madre del sistema solare, il nostro sistema planetario. Attorno ad essa orbitano gli otto pianeti principali (tra cui la Terra), i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio (che forma il mezzo interplanetario). Il Sole costituisce da solo il 99,8% della massa del sistema.

La radiazione solare, emessa nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche (in particolare luce ed infrarossi), consente la vita sulla Terra, mentre l'insolazione della superficie terrestre regola il clima dando luogo alla maggior parte dei fenomeni meteorologici.

Il Sole fa parte delle oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 note all'interno della Via Lattea e supera in luminosità ben l'85% delle stelle della Galassia, gran parte delle quali sono deboli nane rosse. Collocata all'interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario, la stella orbita attorno al centro della Via Lattea ad una distanza media di circa 26 000 anni luce e completa la propria rivoluzione in circa 225-250 milioni di anni. Tra le stelle più vicine, poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole è la quinta più luminosa in termini intrinseci: la sua magnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83.

Se fosse possibile osservare la nostra stella da a Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe nella costellazione di Cassiopea con una magnitudine apparente di 0,5.

Il simbolo astronomico del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro (Unicode U+2609: ; in esadecimale, ☉ == ?).

Etimologia

Il termine "Sole" deriva dal latino sol, solis, che deriverebbe, a sua volta, dal sanscrito ?????? (sûryas, in origine *svaryas), la cui radice svar- significa risplendere. Dalla medesima radice deriva l'aggettivo greco se????? (séirios; originariamente s?e?????, swéirios), splendente; tale aggettivo, soprattutto nella sua forma personificata ? Se????? (ho Séirios, che significa Colui che risplende), era uno degli epiteti con cui era indicato, soprattutto in ambito poetico-letterario, il Sole. È da notare anche come dal medesimo aggettivo derivi il nome della stella più luminosa del cielo notturno, Sirio (a Canis Majoris).[11]

Il prefisso elio-, che indica diversi aspetti riguardanti il Sole (come elio-grafia, elio-sismologia e via dicendo), deriva dal greco ????? (Helios), che era il nome con cui gli Antichi Greci designavano correntemente l'astro e la divinità preposta. Il termine ?????, principalmente nella variante dorica a????? (aèlios, che sta per un antico *ayelios), deriverebbe da una radice indoeuropea *us- allungata in *aus-, che significa ardere, rilucere.[12]

Osservazione

Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista.[13] Possiede infatti un diametro angolare apparente medio di 32' 03" d'arco, che varia però a seconda del punto in cui la Terra si trova nel corso della sua orbita: raggiunge infatti il valore massimo (32' 35") quando il nostro pianeta si trova al perielio, mentre il valore minimo (31' 31") all'afelio. Simili dimensioni apparenti consentono, previo l'utilizzo di particolare strumentazione ed adeguate protezioni,[13] di osservare i dettagli della superficie della nostra stella allo scopo di rivelare e studiare i fenomeni che la caratterizzano.

A occhio nudo è possibile distinguere il disco solare al tramonto o in presenza di nebbia e nubi, quando l'intensità luminosa decresce sensibilmente. Tali osservazioni permettono, seppure in rare circostanze, di osservare delle macchie solari particolarmente estese. Utilizzando poi un modesto telescopio, dotato di un adeguato filtro o utilizzato per proiettare l'immagine della stella su uno schermo bianco, è possibile osservare agevolmente le macchie solari e i brillamenti;[13] tuttavia, a causa dei rischi a cui è soggetta la retina dell'occhio, l'osservazione del Sole senza le giuste protezioni è dannosa alla vista.

Per una strana coincidenza, la combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e della Luna sono tali che i due astri appaiono nel cielo pressappoco col medesimo diametro apparente; tale situazione è all'origine di periodiche occultazioni della stella da parte del nostro unico satellite naturale, che prendono il nome di eclissi solari; le eclissi totali, in particolare, consentono di visualizzare la corona solare e le protuberanze.

Un altro tipo di osservazione non riguarda direttamente la stella ma i suoi moti apparenti sulla volta celeste. Il moto apparente del Sole nell'arco della giornata è sfruttato dagli uomini nella scansione delle ore, grazie anche all'ulitizzo di strumenti preposti come le meridiane.

Inoltre, la stella sembra compiere, nell'arco di un anno, un tragitto lungo la fascia zodiacale che varia di giorno in giorno. La traiettoria descritta dal Sole, rilevata alla stessa ora ogni giorno durante l'anno, prende il nome di analemma ed ha una forma assomigliante ad un numero 8, allineato secondo un asse nord-sud. La variazione della declinazione solare annua in senso nord-sud è di circa 47° (per via dell'inclinazione dell'asse terrestre rispetto all'eclittica di 66°33', causa fondamentale dell'alternarsi delle stagioni), mentre vi è anche una piccola variazione in senso est-ovest causata dalla differente velocità orbitale della Terra, che, nel rispetto delle leggi di Keplero, è massima al perielio e minima all'afelio.

Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 12:52 am

Storia delle osservazioni

Prime conoscenze

L'uomo, fin dalle sue origini, ha reso oggetto di attenzioni e spesso venerazione molti fenomeni naturali, tra cui il Sole. Le prime conoscenze astronomiche dell'uomo preistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nella sfera celeste, consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e dei pianeti sullo sfondo delle stelle fisse.[25] Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti dei primi monumenti megalitici, che tenevano conto della posizione del Sole nei vari periodi dell'anno: in particolare i megaliti di Nabta Playa (in Egitto) e Stonehenge (in Inghilterra) erano stati costruiti tenendo conto della posizione dell'astro durante il solstizio d'estate. Molti altri monumenti dell'antichità sono stati costruiti tenendo in considerazione i moti apparenti del Sole: un esempio è il Tempio di Kukulkan (meglio noto come El Castillo) a Chichén Itzá, nel Messico, che è stato progettato per proiettare ombre a forma di serpente durante gli equinozi.

Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere i primi calendari, impiegati per regolare le pratiche agricole.[27] Rispetto alle stelle fisse, infatti, il Sole sembra compiere una rotazione attorno alla Terra nell'arco di un anno (sul piano dell'eclittica, lungo la fascia zodiacale); per questo la nostra stella, contrariamente a quanto oggi assodato, fu considerata dagli antichi astronomi greci come uno dei pianeti che ruotavano attorno alla Terra, la quale era ritenuta al centro dell'Universo; tale concezione prende il nome di sistema geocentrico o sistema aristotelico-tolemaico.

Sviluppo di una conoscenza scientifica moderna

Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo greco Anassagora, che lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande del Peloponneso, e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro del dio Helios. Per aver insegnato questa dottrina, considerata "eretica", venne accusato dalle autorità di empietà, imprigionato e condannato a morte (anche se venne in seguito rilasciato grazie all'intervento di Pericle).

Eratostene di Cirene, probabilmente, fu il primo a calcolare accuratamente la distanza della Terra dal Sole, nel III secolo a.C.; secondo quanto tramandatoci da Eusebio di Cesarea,[29] egli calcolò la distanza dalla nostra stella in «stad??? µ????da? tet?a??s?a? ?a? ??t???sµ???a?» (stadìon myrìadas tetrakosìas kài oktokismyrìas), ovvero 4 080 000 stadi, equivalenti a 149 milioni di chilometri: un risultato sorprendentemente molto simile a quello attualmente accettato, da cui differisce di appena l'1%.[30]

Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fu Nicolò Copernico, che nel XVI secolo riprese e sviluppò la teoria eliocentrica (che considerava il Sole al centro dell'Universo), già postulata nel II secolo a.C. dallo scienziato greco Aristarco di Samo. È grazie anche all'opera di importanti scienziati del XVII secolo, come Galileo Galilei, Cartesio e Newton, che il sistema eliocentrico arrivò, infine, a prevalere su quello geocentrico.
Galileo fu inoltre il pioniere dell'osservazione solare, grazie al cannocchiale; lo scienziato pisano scoprì nel 1610 le macchie solari,[31] che riteneva essere dei piccoli oggetti che transitavano tra la Terra ed il Sole; tuttavia l'osservazione diretta del Sole costò a Galileo la perdita quasi totale della vista.

Isaac Newton, il padre della legge di gravitazione universale, osservò la luce bianca solare attraverso un prisma, dimostrando che essa era composta da un gran numero di gradazioni di colore,[33] mentre verso la fine del XVIII secolo William Herschel scoprì la radiazione infrarossa, presente oltre la parte rossa dello spettro solare.

Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 1:05 am

Posizione all'interno della Galassia

Il Sole orbita ad una distanza dal centro della Via Lattea stimata in 26 000 ± 1400 anni luce (7,62 ± 0,32 kpc).[51] La stella è situata in una regione periferica della Galassia, e più precisamente all'interno della Bolla Locale, una cavità nel mezzo interstellare della Cintura di Gould, collocata nel bordo più interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario posto tra il Braccio di Perseo e il Braccio del Sagittario;[52] i due bracci sono separati da circa 6500 anni luce di distanza.[53] La nostra stella si trova attualmente nella Nube Interstellare Locale, un addensamento del mezzo interstellare dovuto all'unione della Bolla Locale con l'adiacente Bolla Anello I.[54][55] Data la relativa lontananza dal centro galattico, da altre regioni ad elevata densità stellare e da forti sorgenti di radiazioni quali pulsar o oggetti simili, il Sole, e dunque il sistema solare, si trova in quella che gli scienziati definiscono zona galattica abitabile.[55]

Il sistema solare impiega circa 225–250 milioni di anni per completare una rivoluzione attorno al centro della Galassia (anno galattico);[56] perciò il Sole avrebbe completato 20–25 orbite dal momento della sua formazione ed 1/1250 di orbita dalla comparsa dell'essere umano sulla Terra. La velocità orbitale della nostra stella è di circa 220 km/s; a questa velocità il sistema solare impiega circa 1400 anni per percorrere un anno luce, il che equivale ad una unità astronomica ogni 8 giorni.[57] La direzione apparente verso cui si muove la nostra stella durante la propria rivoluzione attorno al centro di massa della Galassia prende il nome di apice solare; è orientato verso la stella Vega e la costellazione di Ercole, con un'inclinazione di circa 60° in direzione del centro galattico.

Si ritiene che l'orbita del Sole abbia una forma ellittica quasi circolare, tenendo conto delle perturbazioni causate dalla diversa distribuzione delle masse nei bracci della spirale galattica; inoltre il Sole oscilla al di sopra e al di sotto del piano galattico mediamente 2,7 volte ogni orbita, secondo un andamento assimilabile ad un moto armonico.[53] Poiché la densità stellare è piuttosto alta nel piano galattico e nei suoi pressi, tali oscillazioni coincidono spesso con un incremento nel tasso degli impatti meteoritici sulla Terra, responsabili talvolta di catastrofiche estinzioni di massa. Tale incremento è dovuto al fatto che le altre stelle esercitano delle forze mareali sugli asteroidi della Fascia principale o della Cintura di Kuiper o sulle comete della Nube di Oort, che vengono di conseguenza dirette verso il sistema solare interno.

Ciclo vitale

Il Sole è una stella di popolazione I (o terza generazione) la cui formazione sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più supernovae nelle vicinanze di un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione.[2][59] È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa,[60] il rapido collasso della nube, innescato dalle supernovae, portò alla formazione di una generazione di giovanissime stelle T Tauri, tra le quali anche il Sole, che, subito dopo la sua formazione, assunse un'orbita quasi circolare attorno al centro della Via Lattea, ad una distanza media di circa 26 000 a.l. Le inclusioni ricche in calcio-alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente.[61]
Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell'alta abbondanza di elementi pesanti, quali oro ed uranio, nel nostro sistema planetario. Gli astronomi ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati o tramite una serie di processi nucleari endoergonici durante l'esplosione della supernova (fenomeno che prende il nome di nucleosintesi delle supernovae), o grazie alle trasmutazioni, per mezzo di successivi assorbimenti neutronici, da parte di una stella massiccia di popolazione II (o di seconda generazione).[62]

Il Sole è attualmente nella sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell, ovvero in una lunga fase di stabilità durante la quale l'astro genera energia attraverso la fusione, nel suo nucleo, dell'idrogeno in elio; la fusione nucleare inoltre fa sì che la stella sia in uno stato di equilibrio, sia idrostatico, ossia non si espande (a causa della pressione di radiazione delle reazioni termonucleari) né si contrae (per via della forza di gravità, cui sarebbe naturalmente soggetta), sia termico.[2] Una stella di classe G2 come il Sole impiega, considerando la massa, circa 10 miliardi (1010) di anni per esaurire completamente l'idrogeno nel suo nucleo.

Il Sole si trova a circa metà della propria sequenza principale. Al termine di questo lungo periodo di stabilità, ossia tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà in una fase di forte instabilità che prende il nome di fase di gigante rossa: nel momento in cui l'idrogeno contenuto nel nucleo si esaurirà, i suoi strati più esterni si espanderanno e, in conformità con la legge di Boyle, si raffredderanno, assumendo una colorazione rossastra; quando la temperatura interna sarà attorno ai 100 milioni K,[64] avrà inizio la fusione dell'elio, che produrrà carbonio e ossigeno.[64]
Le dimensioni dell'astro saranno colossali, prossime ad 1 UA (circa 100 volte quelle attuali),[65] tanto che la sua atmosfera esterna ingloberà quasi sicuramente il pianeta Mercurio e molto probabilmente Venere.[65] Incerto è invece il destino della Terra. Alcuni astronomi ritengono che anche il nostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente;[66] altri invece ipotizzano che il pianeta si salverà, poiché la perdita di massa da parte della nostra stella farebbe allargare la sua orbita, che slitterebbe di conseguenza sino a quasi 1,7 UA.[66] Il nostro pianeta sarà però inabitabile: gli oceani saranno evaporati a causa del forte calore e gran parte dell'atmosfera verrà dispersa nello spazio dall'intensa energia termica, che incrementerà l'energia cinetica delle molecole del gas atmosferico consentendo loro di vincere l'attrazione gravitazionale del nostro pianeta.

Entro 7,8 miliardi di anni il Sole rilascerà gli strati più esterni, che verranno spazzati via dal vento della stella morente formando una nebulosa planetaria, mentre le parti più interne collasseranno e daranno origine ad una nana bianca, che si spegnerà lentamente nello spazio.

Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che non hanno una massa sufficientemente elevata da esplodere come supernovae

Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 1:07 am

Caratteristiche morfologiche e rotazione

Il Sole è una sfera di plasma quasi perfetta, le cui dimensioni sono di poco più grandi di quelle di una stella di media grandezza, ma comunque decisamente più piccole di quelle di una ben più imponente gigante blu o gigante rossa. Possiede un'ellitticità stimata in circa 9 milionesimi:infatti, il suo diametro polare differisce da quello equatoriale di appena 10 km.[68] Tale differenza sussiste perché la rotazione del corpo sul proprio asse origina all'equatore una forza, che tenderebbe a fargli assumere una forma ellissoidale: la forza centrifuga. Tuttavia, poiché la rotazione della stella è molto lenta,[68] la forza centrifuga è 18 milioni di volte più debole della gravità superficiale; da ciò ne consegue che la stella non possieda un rigonfiamento equatoriale molto pronunciato, caratteristica propria invece di alcune stelle, come Achernar, le quali possiedono elevate velocità di rotazione. Inoltre, gli effetti mareali esercitati dai pianeti sulla stella non ne influenzano significativamente la forma.

Poiché si trova allo stato di plasma e non possiede, al contrario di un pianeta roccioso, una superficie solida, la stella è soggetta ad una rotazione differenziale, ovvero ruota in maniera diversa a seconda della latitudine: infatti la stella ruota più velocemente all'equatore che non ai poli ed il periodo di rotazione varia tra i 25 giorni dell'equatore e i 35 dei poli.[68] Tuttavia, poiché il punto di vista osservativo dalla Terra cambia man mano che il nostro pianeta compie il proprio moto di rivoluzione, il periodo di rotazione apparente all'equatore è di 28 giorni.[68] Inoltre, la densità dei gas che costituiscono la stella diminuisce esponenzialmente all'aumentare della distanza dal centro.

Struttura

Il Sole possiede una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati interni della stella. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia,[72] una disciplina che, esattamente come la sismologia, che si serve delle onde generate dai terremoti per rivelare l'interno della Terra, fa uso delle onde di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole.[72] L'analisi eliosismologica è spesso associata simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella.

Il raggio del Sole è misurato dal suo centro sino al limite della fotosfera, lo strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo.[71][74]

La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare suddivisa in involucri concentrici;[74] ogni strato possiede delle caratteristiche e delle condizioni fisiche ben precise, che lo contraddistinguono dal successivo.

Gli strati sono, partendo dal centro verso l'esterno:

* Il nucleo;
* La zona radiativa;
* La tachocline;
* La zona convettiva;
* La fotosfera, la superficie del Sole;
* L'atmosfera, suddivisa in:
o Cromosfera;
o Zona di transizione;
o Corona.

Nucleo

IL SOLE Strutu2gy2

Il nucleo solare comprende il 10 % del volume totale della stella, ma costituisce oltre il 40 % della sua massa totale.[71][72] È qui che avvengono le reazioni di fusione nucleare, la fonte principe dell'energia solare.[72]

Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia delle dimensioni prossime agli 0,2 raggi solari, con una densità superiore a 150 000 kg/m³ (150 volte quella dell'acqua), una temperatura di circa 13 600 000 K (per raffronto, la temperatura superficiale della stella è 2350 volte inferiore – 5 785 K –) ed una pressione di quasi 500 miliardi di atmosfere;[71][74] è la combinazione di simili valori a favorire la fusione nucleare dell'idrogeno in elio. Il nucleo è l'unica regione della nostra stella in cui, attualmente,[75] avvenga la fusione nucleare. L'energia prodotta dalle reazioni nucleari mantiene alta la temperatura della stella; la radiazione elettromagnetica che ne risulta deve poi percorrere tutti gli altri strati del corpo celeste, perdendo così parte della sua energia, per poi diffondersi nello spazio come luce o flusso di particelle.

Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 1:10 am

Zona radiativa

Situata all'esterno del nucleo, la zona radiativa si estende da circa 0,2 sino a 0,7 raggi solari; essa assorbe l'energia prodotta dal nucleo e la trasmette per irraggiamento (donde il nome) agli strati superiori.[63] Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da permettere il trasferimento dell'energia allo strato successivo.[71][73]

In questa fascia avviene il trasferimento dell'energia creata nel nucleo verso lo strato superiore, la zona convettiva; la zona radiativa appare priva di moti convettivi: infatti, mentre la materia diventa più fredda a quote crescenti, il gradiente di temperatura resta minore di quello del tasso di caduta adiabatica, il che agevola il trasferimento di energia per irraggiamento.
Rielaborazione computerizzata dei dati eliosismologici che mette in evidenza la disposizione e la struttura della zona radiativa, della tachocline e della zona convettiva.
Rielaborazione computerizzata dei dati eliosismologici che mette in evidenza la disposizione e la struttura della zona radiativa, della tachocline e della zona convettiva.

L'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta: infatti, gli ioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti e riemessi da altri ioni.

Una recente analisi dei dati raccolti dalla missione SOHO suggerisce che la velocità di rotazione della zona radiativa sia leggermente inferiore a quella del nucleo.

Zona di transizione (Tachocline)

La zona di transizione tra la porzione radiativa e quella convettiva prende il nome di tachocline e si estende, secondo recenti studi eliosismologici, a partire da 0,70 raggi solari. Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni svolgano un ruolo determinante nella genesi del campo magnetico solare, in quanto interverrebbero nella dinamo solare (il meccanismo grazie al quale si origina il campo magnetico della nostra stella) rinforzando i deboli campi poloidali per crearne uno più intenso di forma toroidale.

Zona convettiva

La zona convettiva ha uno spessore di circa 200 000 km e si trova nella porzione più esterna del Sole, a partire da circa il 70% del raggio solare.

L'area è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati inferiori; di conseguenza, l'energia ed il calore non possono essere trasferiti attraverso l'irraggiamento, ma tramite moti convettivi. La materia più calda e meno densa viene portata in superficie, dove cede parte della propria energia termica; una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa. A differenza dello strato sottostante, dunque, nella zona convettiva la materia è in costante movimento.Questo constante e turbolento movimento sembra essere una delle cause fondamentali della dinamo solare.[80]

Le colonne termiche della zona convettiva lasciano dei segni sulla fotosfera solare che prendono il nome di granuli o supergranuli solari.

Fotosfera

La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, al di sotto del quale la stella diviene opaca alla luce visibile;[71] si tratta dunque del primo strato visibile, dal quale l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio. È sede di fenomeni come le macchie solari e i flare.
È caratterizzata da una densità di 1023 particelle al m3 (equivalente all'1% della densità dell'atmosfera terrestre al livello del mare),[73] mentre il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di km.

Il cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori (la sua opacità è infatti lievemente inferiore a quella dell'atmosfera terrestre) è dovuto alla diminuzione del numero di ioni idruro (H-), che assorbono con facilità la luce visibile; la luce da noi percepita è invece prodotta dalla ricombinazione tra gli elettroni liberi e gli atomi di idrogeno per generare ioni H-.

Poiché gli strati più alti della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa al centro, e si fa via via più tenue man mano che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno è chiamato oscuramento al bordo, ed è causato da un fenomeno di prospettiva.

Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche simili a quelle dello spettro continuo di un corpo nero riscaldato alla temperatura di 5777 K, e appare intervallato dalle linee di assorbimento della tenue atmosfera stellare. All'osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della supergranulazione.
Durante i primi studi dello spettro ottico della fotosfera, furono trovate alcune linee di assorbimento che non corrispondevano con nessun elemento noto sulla Terra. Nel 1868, Norman Lockyer ipotizzò che queste linee fossero causate da un nuovo elemento, che chiamò elio, come l'omonimo dio greco del Sole; venticinque anni dopo, l'elio venne isolato sulla Terra.

Atmosfera

Gli strati al di sopra della fotosfera sono chiamati collettivamente 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.

Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 1:13 am

Cromosfera

Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dal greco ???µa, ???µat?? - 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 interassata 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 100 000 K negli strati più esterni.

Zona di transizione

Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di K della corona;[73][85] tale incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine ben definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti, ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente da terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto distante.

Corona

La corona solare è la parte più esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da plasma ad elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin). Tuttavia, 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 di 1014 – 1016 kg/m3 (l'atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2×1025 kg/m3) ed è sede di numerosi fenomeni di tipo magnetico, come le espulsioni di massa (CME) e gli anelli coronali.

Gli astrofisici non sono ancora riusciti a comprendere perché la corona abbia una temperatura così elevata, ma ritengono che una parte del calore sia originato dalla riconnessione delle linee del campo magnetico solare (l'argomento è trattato più ampiamente nel paragrafo Problema del riscaldamento coronale).

Vento solare

IL SOLE Ventosxe0

Anche il Sole, come altre stelle, emette un flusso di particelle dall'atmosfera superiore: il vento solare.

Il vento solare è formato da plasma e la sua composizione chimica è identica a quella della corona: 73% idrogeno e 25% elio, con il restante 2% formato da elementi in tracce.Nei pressi della Terra, la velocità del vento solare varia tra 200 e 900 km/s (in media 450 km/s). Ogni secondo la stella perde, tramite il vento solare, circa 800 kg di materia; tuttavia, rispetto alla massa complessiva del Sole questa perdita è del tutto insignificante.

Il vento solare trasporta con sé, a causa del peculiare comportamento del plasma magnetizzato, il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario, fino ad una distanza massima di circa 160 unità astronomiche. Il vento solare si muove in direzione radiale rispetto al Sole, ed a causa della sua rotazione le linee di campo si curvano a formare una spirale.

Alcuni studi ipotizzano che il vento solare svolga un'importante funzione protettiva nei confronti dei pianeti, in quanto "schermerebbe" i raggi cosmici grazie alla sua natura ionizzata.

Eliosfera

l vento solare crea una "bolla" nel mezzo interstellare, che prende il nome di eliosfera. L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggi solari (0,1 UA) dalla superficie del Sole fino alle regioni più estreme del sistema solare. Il suo limite più interno è definito come la regione in cui il flusso del vento solare diventa "superalfvénico", ossia supera la velocità dell'onda di Alfvén; le forze dinamiche e di turbolenza all'esterno di questo limite non possono comunque influenzare la forma della corona solare, poiché entro questo limite il flusso viaggia a velocità inferiori o uguali a quelle dell'onda di Alfvén. Il vento solare viaggia in maniera continua attraverso l'eliosfera, fino a che non si scontra con l'eliopausa, ad oltre 50 UA dal Sole. Nel dicembre del 2004, la sonda spaziale Voyager 1 attraversò l'eliopausa; entrambe le sonde Voyager, nell'avvicinarsi al confine col l'eliopausa, hanno registrato un livello sempre più alto di particelle energetiche

Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 1:20 am

Campo magnetico

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.[89] 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.[84][90]

La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee del campo magnetico, che appaiono aggrovigliate su se stesse;[90] su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, che vanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali.[91] 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.

La densità del flusso magnetico solare è di 10-4 tesla in prossimità della stella.

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

Ciclo solare

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Il ciclo solare (detto anche ciclo dell'attività magnetica solare) è il periodo, della durata media di undici anni, che intercorre tra un periodo di minimo dell'attività solare e il successivo minimo; la lunghezza del periodo non è strettamente regolare ma può variare tra i dieci e i dodici anni. È anche la principale causa delle periodiche variazioni di tutti i fenomeni solari che influiscono sul tempo meteorologico spaziale.[93]

Alimentato da un processo di tipo idromagnetico, all'origine del campo magnetico solare stesso, il ciclo solare:

* modella l'atmosfera ed il vento solare;
* modula l'irradianza solare;
* modula il flusso delle radiazioni a lunghezza d'onda corta, dagli ultravioletti ai raggi X;
* modula la frequenza dei fenomeni eruttivi, come i flare e le espulsioni di massa;
* modula indirettamente il flusso dei raggi cosmici ad alta energia che penetrano nel sistema solare.

Il ciclo solare si divide in due fasi: una fase di massimo, in cui l'attività della stella si presenta più frenetica, e una fase di minimo, in cui l'attività è meno intensa. L'attività solare durante il minimo coincide spesso con temperature più fredde rispetto alla media sulla Terra, mentre le fasi di massimo più ravvicinate tendono ad essere correlate a temperature più alte rispetto alla media.

Poiché i campi magnetici possono influire sui venti stellari, arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la rotazione della stella man mano che essa compie il proprio percorso evolutivo, le stelle non più giovani, come il Sole per l'appunto, compiono la propria rotazione in tempi più lunghi e presentano un'attività magnetica meno intensa. I loro livelli di attività tendono a variare in maniera ciclica e possono cessare completamente per brevi periodi di tempo. Un esempio fu il minimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro ad un settantennio, nel corso del XVII secolo, di attività minima;[94] in questo periodo, noto anche come "Piccola era glaciale", l'Europa subì un brusco calo delle temperature.[95]

I primi minimi solari di considerevole durata furono scoperti attraverso l'analisi dendrocronologica degli anelli annuali dei trochi di alcuni alberi, il cui spessore dipende dalle condizioni ambientali in cui vivono i vegetali; le linee più sottili sembravano coincidere con i periodi in cui le temperature globali erano state al di sotto della media.

Macchie solari

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Osservando il Sole con dei filtri adatti, è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristiche macchie fotosferiche, aree ben definite che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" (dell'ordine dei 4500 K).[31] Si tratta di regioni ad intensa attività magnetica, nelle quali la convezione (visibile nel resto della superficie sotto forma di granulazione) risulta inibita dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri.

Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, ma varia durante il ciclo solare. Normalmente, durante il minimo solare le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano di solito alle alte latitudini (lontane dell'equatore). Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il massimo, le macchie si fanno sempre più frequenti e tendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella, in osservanza della legge di Spörer. Le macchie di solito si trovano in coppie di polarità magnetica opposta;[31] la polarità magnetica delle macchie si inverte durante ogni ciclo solare, cosicché se in un ciclo una assume le caratteristiche di un polo nord magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico

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Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 1:22 am

Eventualità di fenomeni ciclici a lungo termine

Una recente teoria afferma che possano esistere delle instabilità magnetiche all'interno del Sole che causano delle fluttuazioni con periodi di 41.000 o 100.000 anni; tali fluttuazioni potrebbero fornire una spiegazione sia delle ere glaciali che del ciclo di Milankovitch. Tuttavia, come molte teorie in astrofisica, anche questa non può essere verificata direttamente

Composizione chimica

Il Sole, come ogni altro corpo celeste nell'Universo, è costituito da elementi chimici. Molti scienziati hanno analizzato questi elementi per conoscerne l'abbondanza, le loro relazioni con gli elementi costitutivi dei pianeti e la loro distribuzione all'interno della stella.

La stella ha "ereditato" la sua composizione chimica da quella del mezzo interstellare da cui ha preso origine: l'idrogeno e l'elio, che ne costituiscono la grande parte, si sono costituiti grazie alla nucleosintesi del Big Bang, mentre gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalla nucleosintesi delle stelle più evolute, che, al termine della propria evoluzione, li hanno diffusi nello spazio circostante.[73] La composizione del nucleo è fortemente alterata dai processi di fusione nucleare, che hanno aumentato la percentuale in massa dell'elio a discapito dell'idrogeno: infatti l'idrogeno costituisce il 34% della massa del nucleo,[99] mentre l'elio costituisce il restante 64%.[4][100][101] La percentuale di elementi pesanti, detti convenzionalmente metalli, è rimasta pressoché invariata. Gli elementi più pesanti, presenti in tracce soprattutto negli strati più superficiali, sono: litio, berillio e boro;[102] neon, la cui quantità effettiva sarebbe maggiore di quella precedentemente stimata tramite le osservazioni eliosismologiche;[103] gli elementi del gruppo 8 della tavola periodica, cui appartengono ferro,[104] cobalto e manganese.[104] Numerosi astrofisici hanno preso anche in considerazione l'esistenza di relazioni di frazionamento della massa tra le composizioni isotopiche dei gas nobili, quali neon e xeno, presenti nell'atmosfera solare e in quelle planetarie.[5]

Poiché le parti più interne della stella sono radiative e non convettive, la fotosfera, costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume), elio (circa il 24-25% della massa, il 7% del volume) ed elementi in tracce, ha mantenuto e mantiene tuttora una composizione chimica essenzialmente immutata dalla formazione della stella,[73] tanto che molti tendono a considerarla come l'esempio della composizione chimica primordiale del sistema solare.[105]

Fino al 1983 era diffusa la convinzione che l'intera stella avesse la stessa composizione della sua atmosfera; tuttavia nello stesso anno si scoprì che proprio il frazionamento degli elementi nel Sole era all'origine della distribuzione degli stessi al suo interno.[5] Tale frazionamento è determinato da vari fattori, quali la gravità, che fa sì che gli elementi più pesanti (come l'elio, in assenza di altri elementi più pesanti) si dispongano nel centro di massa dell'astro, mentre gli elementi meno pesanti (quindi l' idrogeno) si diffondano attraverso gli strati esterni del Sole;[101] la diffusione dell'elio all'interno del Sole tende a velocizzarsi nel corso del tempo.

Problema del riscaldamento coronale

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È noto che la fotosfera solare ha una temperatura di circa 6 000 K. Al di sopra di essa si estende l'atmosfera stellare, la quale raggiunge, in corrispondenza della corona, una temperatura di 1 000 000 K; l'alta temperatura della corona induce a ritenere che essa sia riscaldata da qualcos'altro che non sia la conduzione termica della fotosfera.

Si pensa che l'energia necessaria per riscaldare la corona sia fornita dal movimento turbolento del plasma della zona convettiva. Sono stati proposti due meccanismi per spiegare il riscaldamento coronale: il primo è quello dell'onda di calore, in cui si afferma che dalla zona convettiva vengono prodotte onde sonore, gravitazionali e magnetodinamiche, che si propagano verso l'esterno e si disperdono nella corona, cedendo la propria energia al plasma coronale sotto forma di calore. L'altra teoria prende in considerazione il calore magnetico: l'energia magnetica viene continuamente prodotta dai moti della fotosfera e viene rilasciata attraverso le riconnessioni magnetiche sotto forma di vasti brillamenti o eventi simili di intensità minore.

Al giorno d'oggi non è chiaro se le onde sono un meccanismo di riscaldamento efficiente; si è scoperto che tutte le onde, ad eccezione di quelle di Alfvén, si dissipano o si rifrangono prima di raggiungere la corona.[124] Inoltre, le onde di Alfvén non si disperdono con facilità nella corona; l'obiettivo delle ricerche attuali si è così incentrato sul meccanismo di riscaldamento. Una possibile soluzione per spiegare il riscaldamento coronale considera il continui brillamenti a piccola scala,[125] ma questo resta ancora un campo aperto di ricerca.

Problema del Sole giovane debole

I modelli teorici sull'evoluzione del Sole suggeriscono che nel periodo compreso fra 3,8 e 2,5 miliardi di anni fa, ossia durante l'eone Archeano, il Sole avesse soltanto il 75% della luminosità che mostra attualmente. Una stella così debole non sarebbe in grado di sostenere l'acqua allo stato liquido sulla superficie terrestre e dunque la vita non sarebbe stata in grado di svilupparsi. Tuttavia, le prove geologiche dimostrano che la Terra ha mantenuto una temperatura media relativamente costante lungo tutta la sua esistenza e anzi che la giovane Terra fosse persino più calda di quella attuale. Fra gli scienziati c'è consenso sul fatto che l'atmosfera della Terra nel suo lontano passato fosse più ricca di gas serra, come il diossido di carbonio, il metano e/o l'ammoniaca rispetto ad oggi, i quali trattenevano il calore a sufficienza da compensare la minor quantità di energia solare assorbita dal pianeta.[126]

Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 1:25 am

Sistema planetario

Il Sole è una tra le numerose stelle a possedere un proprio sistema planetario,[127] il sistema solare, costituito da tutti i corpi che sono mantenuti in orbita attorno alla stella dalla sua attrazione gravitazionale. Questi si suddividono in tre principali categorie: pianeti, pianeti nani e corpi minori.[1]

I pianeti del sistema solare sono otto; in ordine di distanza dalla stella: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno (conosciuti fin dall'antichità), Urano (scoperto nel 1781) e Nettuno (scoperto nel 1846).[1] I pianeti si distinguono in terrestri o rocciosi e gassosi o gioviani, a seconda delle loro caratteristiche chimico-fisiche; i primi, solidi, densi e poco massicci, si trovano nella parte più interna e calda del sistema solare; i secondi, gassosi, poco densi ed estremamente massicci, sono propri delle zone più esterne e fredde del sistema.[1]

Tradizionalmente si contavano nove pianeti: il nono era Plutone, scoperto nel 1930. Nel 2006 l'Unione Astronomica Internazionale ha tuttavia deciso di declassare quest'ultimo al rango di pianeta nano,[128] promuovendo in questa categoria anche l'asteroide Cerere e l'oggetto trans-nettuniano Eris. Recentemente è stata introdotta una nuova categoria di oggetti, i plutoidi, della quale fanno parte i pianeti nani trans-nettuniani; ad oggi (settembre 2008)[128][129][130] fanno parte di questa categoria quattro oggetti: oltre ai già citati Plutone ed Eris, Haumea e Makemake;[128][129][130] si ritiene però che il numero di pianeti nani sia destinato a crescere nei prossimi anni.Tutti i pianeti nani sin'ora scoperti si trovano all'interno di cinture asteroidali.

Al novero dei corpi minori appartiene un vastissimo numero di oggetti; tra essi si ricordano gli asteroidi, disposti in cinture asteroidali: tra Marte e Giove si estende la fascia principale, composta da milioni di oggetti rocciosi caratterizzati da orbite più o meno variabili; oltre Nettuno si stende una seconda cintura asteroidale, la fascia di Kuiper, la cui densità effettiva è sconosciuta. Ancora più esternamente, tra 20 000 e 100 000 UA di distanza dalla stella, si trova la nube di Oort, ritenuta il luogo d'origine delle comete.

Tutti questi oggetti costituiscono però una minima parte de sistema: infatti il 99,8% della massa complessiva del sistema solare è costituito dal Sole. All'interno del sistema solare lo spazio tra un corpo celeste e un altro non è vuoto: pulviscolo, gas e particelle elementari costituiscono il mezzo interplanetario.

da wikipedia

Titolo: Re: IL SOLE Mer Ago 19, 2009 1:28 am

Il Sole "malato" si rianima con macchie e tempeste

Gli studiosi: il ciclo della stella sta riprendendo. Il “vento” investe il campo magnetico terrestre

INAF - OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI TORINO

Finalmente sul Sole sono apparse le prime macchie solari, chiaro segno dell'inizio di un nuovo ciclo.

Tutto, quindi, nonostante i recenti allarmismi su un indebolimento dell'attività solare, sembra rientrare nella normalità. Una normalità relativa, comunque, in quanto in un passato relativamente recente una diminuzione dell'attività solare (le macchie solari scomparvero), iniziata intorno alla metà del XVII secolo e terminata una settantina di anni dopo, provocò sul nostro pianeta una mini-glaciazione con un abbassamento medio della temperatura di circa 2 gradi. Un fenomeno che, come si è già verificato in passato, potrebbe ancora accadere in futuro.

Da oltre un secolo e mezzo è noto che la nostra stella non è un oggetto stabile e immutabile, ma che la sua attività varia con un periodo la cui ciclicità non è strettamente regolare, ma è compresa tra i 10 e i 12 anni. È il cosiddetto «ciclo solare», di cui è responsabile il campo magnetico che permea la struttura del Sole stesso. Nel corso di questo ciclo il numero medio di macchie solari varia tra un massimo e un minimo. Durante il periodo di minimo dell'attività possono anche trascorrere alcuni mesi senza che sia visibile alcuna macchia (come è successo negli ultimi mesi), mentre durante il massimo è possibile osservare la presenza contemporanea di diversi grandi gruppi di macchie.

Il «numero di Wolf»
Questa regolarità nel comportamento delle macchie solari venne notata per la prima volta verso la fine della metà dell'Ottocento dal tedesco Heinrich Schwabe, ma fu studiato in maniera più sistematica negli anni successivi dall'astronomo svizzero Rudolf Wolf, che introdusse il cosiddetto «numero di Wolf», sul quale, anche adesso, si basa la caratterizzazione dell'attività solare. Questo numero viene calcolato moltiplicando per 10 il numero di gruppi di macchie presenti sul disco solare, aggiungendovi poi il numero di macchie presenti in tutti i gruppi.

L'attività solare si manifesta in svariati modi, oltre alla variazione del numero di macchie, e molti fenomeni osservabili sulla nostra stella manifestano variazioni cicliche undecennali, tra cui la frequenza dei «brillamenti», espulsioni di massa dalla corona solare: sono tutti fenomeni, come le macchie, connessi all'attività magnetica del Sole. All'aumentare di questa attività corrisponde un incremento nella frequenza di aurore nelle regioni polari del nostro pianeta. I dati raccolti dalla sonda «Ulysses» ci dicono che il campo magnetico solare si sta indebolendo e, se questo trend dovesse continuare, il flusso di raggi cosmici sarebbe meno schermato e questo produrrebbe un aumento delle nubi nell'atmosfera terrestre. È stato infatti dimostrato che i raggi cosmici, ionizzando le molecole dell'atmosfera del nostro pianeta contribuiscono alla formazione delle nubi. Ad un campo magnetico più debole corrisponderebbe, quindi, un maggiore flusso di raggi cosmici con un conseguente aumento di nubi, le quali contribuirebbero a riflettere nello spazio una maggiore quantità di energia solare, bilanciando di conseguenza, almeno in parte, il riscaldamento indotto dalle attività antropiche.

I dati a disposizione e le conoscenze sulle interazioni tra i raggi cosmici, il campo magnetico solare e la loro influenza sul nostro pianeta, sono, tuttavia, ancora così scarse e incerte che trarre adesso delle conclusioni è per lo meno prematuro.