LA NOSTRA STELLA: IL SOLE
A cura della prof.ssa Albina Del Grosso
Il Sole è una stella medio-piccola, di tipo molto comune, di colore
giallo e posizionata a circa 30 mila anni luce dal centro di una
galassia a spirale altrettanto comune: la Via Lattea.
Il Sole è la stella a noi più vicina ed è indubbiamente l’astro più
importante per quanto riguarda la vita sul nostro pianeta: senza la
sua luce e il suo calore la vita, come noi la conosciamo, sarebbe
impossibile. Anche la civiltà tecnologica umana è in forte debito
verso il Sole: infatti la maggior parte dell’energia consumata oggi
dall’uomo è energia di origine solare convertita.
 La stella da cui riceviamo luce e calore è una
sfera con un diametro di 1.400.000 km. Ha una
densità media 1,4 g/cm3 (la densità media della
Terra è circa 4 volte maggiore).
 Questa differenza è dovuta al fatto che il Sole è
un'enorme massa di sostanze gassose,
costituita sopratutto da idrogeno ed elio, mentre
la terra è prevalentemente rocciosa. Il Sole è
una potentissima fonte di energia: in un solo
secondo ne emette più di quanta l'intera umanità
ne abbia consumata in tutta la sua storia.
 Ma come la produce? Esattamente come le altre
stelle: attraverso la fusione termonucleare, che
trasforma l'idrogeno del nucleo solare in elio.
Ha una struttura interna a involucri concentrici.
La parte centrale è il nucleo, è un gigantesco
reattore nucleare ove avviene la fusione
dell’idrogeno in elio e quindi la produzione di
energia.
La temperatura del nucleo è 15 milioni K
 Procedendo dal nucleo verso l’esterno incontriamo una zona in
cui l’energia viene trasmessa per irraggiamento (zona radiativa
dello spessore di 500.000 km).
 Segue la zona convettiva, spessa circa 200.000 km, l’involucro
in cui l’energia viene trasferita per convezione tramite
gigantesche celle convettive che rimescolano i gas solari.
 La superficie solare a noi visibile è la sottile fotosfera, spessa
solo qualche centinaio di km; presenta granulazioni diffuse del
diametro di 1100 - 1400 Km, che rappresentano la parte
sommitale delle celle convettive sottostanti
 Al di sopra della fotosfera è l’atmosfera solare suddivisa in
cromosfera, un sottile strato di gas dove si elevano le
protuberanze solari (gigantesche eruzioni di gas con
dimensioni di decine di migliaia di chilometri) e la corona, una
regione caldissima che rappresenta la parte più esterna
dell’atmosfera solare.
 Dalla corona si sprigiona il cosiddetto vento solare, un flusso di
particelle cariche che spazza tutto il sistema solare.
 La cromosfera e la corona solare, normalmente invisibili,
possono essere osservate durante la fase di totalità delle eclissi
di Sole oppure con particolari apparecchiature.
STRUTTURA E ORIGINE
DELLE MACCHIE SOLARI
 Le macchie solari
caratterizzano la fotosfera.
 Una macchia è composta
da una regione centrale
molto scura, chiamata
nucleo od ombra,
circondata da una zona
grigia, detta penombra. La
penombra non appare
uniforme bensì striata, cioè
formata da filamenti chiari
e scuri che sembrano
convergere verso il nucleo.
La forma e le dimensioni delle macchie sono estremamente
variabili e possono cambiare anche in tempi brevi (dell’ordine di
poche ore); ciò può essere facilmente compreso se si pensa che
la fotosfera, sulla quale esse si formano, si trova allo stato
gassoso con una temperatura che si aggira intorno ai 6.000 gradi
centigradi. Per contro la temperatura nel nucleo di una macchia
può variare da 4.000 a 5.200 gradi centigradi mentre nella
penombra raggiungiamo valori pari a 5.500 gradi centigradi; di
conseguenza le macchie appaiono scure solo per contrasto con le
regioni fotosferiche adiacenti soggette a temperature più elevate
Il sospetto che il numero della macchie presenti sul Sole potesse variare con
un andamento ciclico (cioè alternando massimi e minimi con cadenza
regolare) pare l’abbia avuto per la prima volta l’astronomo danese Christian
Horrebow (1718 - 1776); purtroppo le sue opere furono pubblicate solo nel
1859 quando l’esistenza di un ciclo delle macchie solari era già stata scoperta
dal farmacista tedesco S. H. Schwabe (1789 - 1875) il cui lavoro venne
divulgato nel 1851.
Analisi statistiche effettuate su valori registrati a partire dal
1715 hanno mostrato che la durata media del ciclo solare
(ciclo di Schwabe) è di 11,4 anni; il periodo più lungo è
stato di 17,1 anni (dal 1788 al 1805) mentre quello più
breve durò 7,3 anni (dal 1829 al 1837).
Una teoria completa che spieghi nei dettagli la nascita,
evoluzione e scomparsa di una macchia solare e
l’esistenza del ciclo undecennale ancora non esiste. Quello
che si sa è che le macchie solari sono sedi di intensi campi
magnetici che affiorano dalla fotosfera provenendo dalle
regioni sottostanti; in questo modo il flusso di energia,
proveniente dall’interno del Sole e diretto verso l’esterno,
viene parzialmente interrotto e la zona interessata diventa
più fredda.
Le macchie solari, come del resto altri fenomeni quali
l’estensione della corona o il numero di aurore boreali
visibili dalla Terra, sono un indice dell’attività solare: più
alto è il numero della macchie e più elevata è l’attività della
nostra stella.
Dall’esistenza di un ciclo undecennale di variazione delle
macchie si deduce allora che anche l’attività del Sole
oscilla con lo stesso ritmo (stiamo ovviamente parlando di
variazioni molto piccole): in altre parole il Sole è una stella
variabile.
Il metodo più usato per lo studio statistico delle macchie
solari si basa sul cosiddetto numero di Wolf.
Johann Rudolph Wolf (1816-1893) ideò una formula
empirica per stimare l’attività solare sulla base del numero
di macchie presenti sul Sole. La formula è la seguente:
R = K (10g + m)
dove R è il numero di Wolf, g il numero di gruppi di
macchie, m il numero delle singole macchie e K un fattore
correttivo che dipende dal telescopio usato e dal sito di
osservazione. Il numero di Wolf può variare da 0, che
significa assenza totale di macchie, fino a oltre 200.
Fra i fenomeni rilevabili, quelli più noti sono le protuberanze,
formazioni attive osservabili nella corona solare, di colore rosso
vivo per la predominanza di idrogeno, e intimamente legate
all'evoluzione dei gruppi di macchie solari.
Le protuberanze sono le più grandi formazioni dell'atmosfera
solare, estese per centinaia di migliaia di chilometri e con una
larghezza dell'ordine di 10.000 km circa. La loro parte inferiore si
confonde con la cromosfera realizzando così uno scambio
permanente di materia tra la cromosfera e la corona.
Possono assumere forme e dimensioni molto varie; le più
frequenti si elevano quasi perpendicolari alla superficie del Sole,
per poi ricadere su di essa, formando strutture ad arco.
ECLISSI DI SOLE
Esistono alcuni corpi del sistema solare che, in virtù della geometria delle loro orbite
rispetto alla Terra, possono frapporsi fra la Terra stessa e il Sole, oscurandone il disco
parzialmente o totalmente: questi corpi sono la Luna (in grado di causare le eclissi di
Sole), Mercurio e Venere.
Le eclissi di Sole sono causati dalla Luna che si frappone
fra la Terra e la nostra stella.
Avvengono quando la Luna è in fase di Luna nuova ma
poiché l’orbita della Luna è inclinata rispetto a quella della
Terra di circa 5°, non assistiamo a un eclissi di Sole ogni
qualvolta la Luna è in questa fase, ma solo quando Terra e
Luna sono allineate lungo la linea dei nodi.
 Il numero totale di eclissi di Sole e
di Luna in un anno varia da 2 a 7.
 La relativa rarità di una eclissi di
Sole è dovuta anche al fatto che
l’ombra che la Luna proietta sulla
Terra non è grandissima (il cono
d’ombra può oscurare al massimo
una zona di 270 chilometri di
diametro), per cui quando si
verifica una eclissi solo una parte
della superficie della Terra ne
viene interessata.
Le eclissi di Sole possono essere PARZIALI o TOTALI, a
seconda che la Luna copra una parte o l’intero disco solare.
Dato che la distanza Terra-Luna è variabile, può succedere che
la Luna transiti esattamente davanti al Sole quando si trova in
afelio, alla massima distanza dalla Terra: in questo caso,
apparendo un po’ più piccola alla vista, non riesce a coprire il
Sole del tutto e ne lascia trasparire (nella fase centrale) un sottile
anello. Sono queste le cosiddette ECLISSI ANULARI.
Eclisse totale
Eclisse parziale
Eclisse anulare
TRANSITI DI MERCURIO
 I transiti di Mercurio sono invece fenomeni
visibili da un intero emisfero terrestre (e
quindi alla portata di molti osservatori) ma
accadono con una frequenza molto minore.
 Dato che le orbite di Mercurio e della Terra
non sono sullo stesso piano ma inclinate,
l’allineamento dei tre corpi può aver luogo
solo in maggio e novembre.
 La frequenza di questi transiti è di circa 7
anni (13 volte ogni secolo circa).
 Per ragioni legate al fatto che l’orbita di
Mercurio non è circolare, i transiti di
novembre sono circa due volte più frequenti
di quelli di maggio (pianeta al perielio).
Questi ultimi però, mediamente, hanno una
durata superiore, perché all'afelio il moto di
Mercurio è più lento.
La massima durata di un transito di Mercurio è di 9 ore e il pianeta si presenta
all’osservazione al telescopio come un dischetto nerissimo che attraversa il Sole
(è troppo piccolo per essere osservato senza strumenti).
L’appuntamento con il prossimo transito di Mercurio sarà il 9 maggio 2016 e sarà
visibile in Italia.
TRANSITI DI VENERE
 Il transito di Venere è un fenomeno
decisamente più raro di quello di
Mercurio: si presenta 4 volte in un ciclo
di 243 anni, a intervalli di 8 - 105.5 - 8 121.5 anni.
 Keplero fu il primo a predire dei transiti
sia di Mercurio (7 novembre 1631) che di
Venere (7 dicembre 1631).
 L’ultimo transito di Venere ha avuto
luogo il 6 giugno 2012 (ma non era
osservabile dall’Italia) – per un altro
transito di dovrà aspettare l’11 dicembre
del 2117.
 Il disco di Venere sul Sole si presenta di
dimensioni molto maggiori rispetto al
disco di Mercurio e, utilizzando
comunque un filtro per proteggere gli
occhi, è ben visibile anche senza
strumenti.
DATI FISICI DEL SOLE
Per concludere qualche numero sulla nostra stella:
 Distanza media dalla terra 149.597.000 km
 Diametro all’equatore 1.392.000 km
 Massa (Terra = 1) 332.946
 Volume (Terra = 1) 1.303.600
 Gravità alla superficie (Terra = 1) 27,9
 Temperatura alla superficie 6000° C
 Temperatura nel nucleo15.000.000 ° C
 Tempo impiegato dalla luce solare a
raggiungere la Terra 8,3 minuti
 Potenza irraggiata dal Sole 3,80 x 1020 Watt