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