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Il Sole

La struttura






Il Sole è un'enorme sfera di gas incandescente, costituita principalmente da idrogeno ed elio, il cui diametro è di 1,4 milioni di chilometri. E' così grande che al suo interno potrebbe contenere circa 1 milione di pianeti grandi come la Terra. Ed è proprio per queste notevoli dimensioni che ci appare così grande, nonostante sia una stella 'piccola' in confronto ad altre presenti nell'Universo, e nonostante disti 150 milioni di km.



1.1  Come è fatto il Sole

La nostra stella può essere suddivisa in "zone" (o gusci concentrici, vedi figura 1); al centro troviamo il nucleo, nel quale avvengono i processi chimici che mantengono in vita il Sole, e attraverso i quali viene prodotta l'energia sotto forma di raggi X e raggi g (gamma). Tale energia attraversa la zona radiativa, raggiungendo lo strato convettivo; qui i gas presenti trasportano l'energia verso l'esterno, per poi raffreddarsi e ricadere verso l'interno.


La struttura interna del Sole

Fig. 1: La struttura interna del Sole. Al centro è presente il nucleo, circondato dallo strato radiativo e dallo strato convettivo. Fotosfera e cromosfera rappresentano il limite del Sole, oltre i quale si estende solo la corona, costituita da gas rarefatti.



Subito dopo questa zona troviamo la fotosfera, che rappresenta il limite tra la parte interna del Sole, e quella più esterna. Subito dopo di essa infatti si trova la cromosfera, molto più rarefatta. Infine troviamo la corona, ossia la parte più esterna del Sole, estesa per milioni di chilometri e con una forma che varia continuamente nel corso del tempo. Man mano che ci si allontana dalla cromosfera, la corona diventa sempre più rarefatta.
Vediamo ora nel dettaglio la struttura della nostra stella.




1.2  Il nucleo

Il nucleo si estende per circa 150.000 km e in esso è contenuta circa 1/10 della massa totale del Sole. Come già detto poco sopra, i processi chimici attraverso i quali viene prodotta l'energia, avvengono nel nucleo.
Qui infatti la temperatura e la pressione sono elevatissime (15.000.000°C e 220 miliardi di atmosfere), e possono dar luogo a violenti fusioni nucleari. Ogni secondo, milioni di tonnellate di idrogeno si fondono tra loro, originando altrettante tonnellate di elio.
La produzione dell'energia è però più complessa, come descritto nel riquadro a lato.
I raggi gamma e i raggi X, man mano che procedono verso l'esterno, perdono parte della loro energia, trasformandosi prima in ultravioletti e poi in luce visibile.




1.3  Zona radiativa e convettiva

La zona radiativa circonda il nucleo e si estende per circa 500.000 km. Il nome deriva dal fatto che in essa, l'energia prodotta nel nucleo, si irradia verso l'esterno tramite l'assorbimento e la reimissione da parte della materia. Tuttavia questo processo avviene numerose volte a causa dell'elevata densità di materia presente all'interno del Sole; inoltre la zona radiativa è molto vasta, di conseguenza l'energia impiega 10 milioni di anni per attraversarla completamente, per poi raggiungere raggiungere lo strato convettivo. Qui i gas presenti (ragruppati in zone dette celle convettive) si muovono verso l'esterno, trasportando l'energia. Una volta raffredati, essi riscendono verso la zona radiativa. Questo movimento continuo permette all'energia di raggiungere in breve tempo la fotosfera.




1.4  La fotosfera

Rappresenta la superficie apparente del Sole; è un guscio spesso circa 700 km e con una temperatura di 5.700°C che segna il confine tra la densa materia solare presente all'interno, e l'atmosfera, più trasparente e posta all'esterno.
I gas che compongono la fotosfera non sono distribuiti uniformemente, ma sono raggruppati, formando alte colonne di materia che salgono verso la superficie, per poi riscendere verso la zona convettiva. Sono presenti a milioni e la parte superiore di queste colonne gassose formano dei "pennacchi", noti come granuli. Ogni granulo ha un aspetto circolare o poligonale ed un diametro che può variare dai 200 ai 1800 km. Poichè la loro vita media è di pochi minuti, la superficie del Sole cambia costantemente aspetto.




1.5  La cromosfera

L'ultimo strato del Sole, oltre il quale si estendono solo i gas coronali, è la cromosfera (dal greco: sfera, involucro colorato), estesa per 15.000 km. E' molto difficile da osservare, a causa della vicinanza con l'abbagliante fotosfera. Le occasioni migliori si verificano con le eclissi totali di sole, in quanto la fotosfera viene oscurata dalla Luna, lasciando intravedere parte della cromosfera.
Anche qui i gas non sono distribuiti in maniera uniforme, ma sono concentrati; se si trovano in prossimità delle macchie solari, formano getti simili a strette lingue fiammeggianti, detti facole, che si innalzano fino a 10.000 km, per tempi molto brevi (al massimo 5 minuti). Se invece si concentrano in altre zone della cromosfera, formano dei supergranuli, detti anche spicole, ampi 30.000-40.000 km. Come i granuli della fotosfera, le spicole si innalzano, si espandono e ricadono verso l'interno del Sole, con la differenza che queste ultime possono durare di più (fino a mezza giornata circa).
La corona solare durante le eclissi
Fig. 2:Forma della corona in base all'andamento ciclico dell'attività solare.





1.6  La corona

Oltre la cromosfera, inizia l'atmosfera solare vera e propria, chiamata corona. E' costituita principalmente da idrogeno molto rarefatto, ed è molto calda (oltre un milione di gradi Centigradi).
A causa della sua bassissima luminosità, può essere osservata solo in due modi: ad occhio nudo durante un'eclisse totale di Sole o con l'ausilio di uno strumento chiamato coronografo, il quale copre il disco solare, proprio come avviene durante un'eclisse. Nel primo caso è visibile buona parte della corona (all'incirca fino a 17 milioni di chilometri di distanza dal disco solare), mentre con gli strumenti è possibile vedere solo quella più interna.
La forma, la struttura e le dimensioni della corona solare variano nel corso del tempo (anche a distanza di ore), seguendo l'andamento ciclico del Sole (che descriveremo in un prossimo articolo). Nell'epoca del massimo appare simmetrica e quasi circolare, mentre nei periodi di minimo mostra un forte appiattimento, con lunghi fasci all'equatore solare (figura 2).
Come mai la corona, nonostante sia più rarefatta e più lontana del Sole vero e proprio, è così calda? La risposta si troverebbe (ancora se non esiste una teoria certa su questo fenomeno) nei granuli della fotosfera e della cromosfera. I calcoli hanno dimostrato infatti che 1/10000 dell'energia immagazzinata nella granulazione è sufficiente per mantenere sempre allo stesso livello la temperatura coronale.



Data di pubblicazione: 20 Febbraio 2003


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