La stella sole
Modello strutturale
modello strutturale
INTERNO DEL SOLE
1. Nucleo
2. Zona radiativa
3. Zona convettiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Corona
7. Macchia solare
8. Granulazione fotosferica
9. Protuberanza ad arco.
il nucleo e la fusione termonucleare
Fusione termonucleare
• 1 - Nella prima reazione due protoni si uniscono per
creare un nucleo di deuterio (D) ed un positrone (e+)
• 2 - Nella seconda reazione un nucleo di deuterio ed un
protone si uniscono per creare un nucleo dell'isotopo 3
dell'elio (3He)
• 2bis - La reazione (2) deve avvenire due volte perché
possa aver luogo la reazione (3)
• 3 - Nella terza reazione due nuclei di 3He danno luogo
ad un nucleo dell'isotopo 4 dell'elio (4He) più due
protoni, che sono disponibili di nuovo per la reazione (1),
donde il nome di ciclo al complesso delle reazioni p-p
Fusione termonucleare
• Affinché le reazioni termonucleari possano avvenire, è
necessario che venga vinta la forza di repulsione
elettrostatica tra cariche dello stesso segno, quali sono i
protoni del nucleo atomico, e che, avvicinatisi i protoni a
sufficienza, operi la cosiddetta interazione forte, che li
porterà, con una certa probabilità, ad unirsi per formare,
secondo la successione delle reazioni mostrate in figura,
il prodotto finale.
Alla temperatura di oltre 10.000.000 di gradi, la
temperatura centrale del Sole, tutto questo può accadere
per quanto riguarda la fusione dell'Idrogeno, l'elemento
più abbondante e più leggero.
•
Zona radiativa
• L'energia prodotta dal nucleo viene rilasciata nella ZONA
RADIOATTIVA che si estende dal bordo esterno del
nucleo fino allo strato di interfaccia, posizionato alla base
della zona convettiva, in pratica dal 25% al 70% del
raggio del Sole. Nella zona radiativa la modalità di
trasporto dell'energia è per irraggiamento: i fotoni uscenti
dal nucleo urtano continuamente le particelle di plasma,
rimbalzando da un punto ad un altro. Nonostante i fotoni
viaggino alla velocità della luce, a causa del numero
elevatissimo di urti a cui sono sottoposti, essi possono
impiegare milioni di anni prima di riuscire a raggiungere
lo strato di interfaccia. All'interno della zona radiativa la
densità scende da 20 g/cm3 a 0,2 g/cm3 muovendosi
dalla sua base verso l'esterno. Contemporaneamente
anche la temperatura scende da 7.000.000 °C fino a
circa 2.000.000 °C.
Zona convettiva
• La ZONA CONVETTIVA è lo strato più esterno della struttura
interna del Sole. Si estende da una profondità di circa 200.000 km
fino alla superficie visibile. Alla base della zona convettiva la
temperatura è di circa 2.000.000 °C, sufficientemente "fredda" per
permettere ad alcuni elementi pesanti (come carbonio, azoto,
ossigeno, calcio e ferro) di trattenere almeno parte dei loro elettroni.
Questo rende il plasma più opaco, così che diventa più difficile il
passaggio della radiazione proveniente dagli strati più interni. In
queste condizioni, con il calore "intrappolato" alla base, il fluido
diventa instabile e comincia a bollire, ovvero a trasportare calore per
convezione: celle di plasma caldo iniziano a muoversi verso l'alto,
verso la superficie visibile della fotosfera, espandendosi e
raffreddandosi fino ad una temperatura di circa 6000 °C, mentre
celle di plasma freddo scendono verso la base della zona stessa
riscaldandosi. Alla superficie la densità del plasma è di appena
0,0000002 gm/cm3 I moti convettivi trasportano il calore alla
superficie molto rapidamente. Questi stessi moti sono visibili alla
superficie sotto forma di granuli e supergranuli
FOTOSFERA
• La fotosfera è la parte più interna dell'atmosfera
solare e presenta una temperatura intorno a 5000 6000 K. La granulazione, che la caratterizza, è dovuta
ai moti convettivi presenti negli strati sottostanti. I
granuli hanno dimensioni dell'ordine di700 km e
temperatura da100 a 200 gradi superiore a quella del
gas circostante; hanno una vita media di 9
minuti circa e sono particolarmente evidenti nei
periodi di minimo dell'attività solare. Si stima che
ogni istante siano presenti almeno 4 milioni di
granuli sulla superficie del Sole
Fotosfera e macchie solari
Le macchie solari
Le macchie solari
• Le strutture più appariscenti sono le macchie, aree
che appaiono più scure rispetto alla fotosfera
circostante. Le macchie solari furono osservate per
la prima volta col cannocchiale da Galileo Galilei, nel
1610, ma erano già note nell'antica Cina. Sono
composte da una regione centrale più scura
detta ombra e da un'area circostante
chiamata penombra, hanno dimensioni e forme
variabili (il loro diametro può variare da 1500 a 50000
km). Sono sede di intensi (103 G) campi magnetici
localizzati che inibiscono il trasporto del calore per
convezione dagli strati più interni, cosicché la
temperatura tipica delle macchie è di circa 4500 K.
Le macchie solari appaiono soltanto in una fascia di
latitudine compresa fra +/- 40o e in gruppi più o
meno complessi chiamati Regioni Attive.
Atmosfera solare
la cromosfera la corona.
•
i gas solari si estendono nello spazio per distanze anche di migliaia di chilometri,
formando l'atmosfera solare, che diviene sempre più rarefatta e quindi più trasparente
mano a mano che si procede verso l'esterno.
La cromosfera
• La cromosfera, così chiamata per il suo colore rosso vivo
dovuto alla composizione prevalentemente di Idrogeno,
è lo strato gassoso che sovrasta immediatamente la
fotosfera fino ad un'altezza di circa 15.000 km, visibile
nel corso di un'eclisse di Sole o, in assenza di eclissi,
con strumenti particolari detti coronografi.
Osservata con forte ingrandimento al telescopio, la
bassa cromosfera appare costituita da innumerevoli
lingue di fuoco, dette spicole, ondeggianti, al punto da
suggerire l'immagine di una prateria in fiamme, che si
estendono verso l'alto per circa 7000 km.
La temperatura della cromosfera è, nella sua parte
bassa, inferiore a quella della fotosfera; a partire da circa
500 km di quota comincia a salire, fino a raggiungere
qualche milione di gradi nella parte più alta.
Le protuberanze
•Immagine di una protuberanza solare fotografata dalla sonda
SOHO.
Vento solare e fasce di Van Allen