Gli strati del Sole
Il Sole è troppo caldo per essere costituito soltanto da gas. In effetti, il calore è così intenso che le collisioni tra gli atomi spesso strappano uno o più elettroni, generando un "plasma", cioè un gas in cui almeno una buona parte dei suoi costituenti è composta di elettroni liberi e di "ioni positivi", atomi cioè che temporaneamente sono privati dei loro elettroni. Poiché un plasma contiene particelle elettricamente cariche, queste particelle possono condurre una corrente elettrica, aggiungendo tutta una nuova serie di fenomeni al loro comportamento.
Quella che ci appare come la "superficie" del Sole è in realtà uno strato relativamente sottile (di circa 100 km di spessore, che è pari a 1/7000 del raggio solare), chiamato fotosfera. Gli strati sottostanti non sono visibili, ma, come avviene nell'atmosfera terrestre, ci si aspetta che all'aumentare della profondità essi diventino progressivamente più densi, a causa della compressione esercitata dagli strati sovrastanti. Si presume anche che essi diventino progressivamente più caldi, poiché il calore del Sole è prodotto al suo interno e poi affiora in superficie e si propaga verso l'esterno.
Similmente, via via che ci si sposta al di sopra della fotosfera, gli strati dell'atmosfera solare diventano sempre più rarefatti, e sono trasparenti alla luce che proviene dalle regioni inferiori. Fino al ventesimo secolo, questi strati potevano essere osservati solo durante una eclisse solare totale, quando il disco solare è coperto dalla Luna.
Le osservazioni del Sole durante una eclisse totale mostrano lo strato che si trova al di sopra della fotosfera -- la cromosfera, di colore rossiccio ("chromos"=colore, in greco), di circa 5000 km di spessore. Ancora al di sopra di essa vi è la corona, i cui pennacchi luminosi si attenuano con la distanza, anche se, con lunghe esposizioni e apparecchi fotografici molto sensibili, si è riusciti a rivelarli a una distanza di diversi raggi solari.
Oltre le medie latitudini solari, i pennacchi della corona talvolta formano degli archi, suggerendo che siano i campi magnetici a determinarne la struttura. Questa impressione è rafforzata dalla presenza delle "piume polari" al di sopra del polo nord e del polo sud, disposte come la limatura di ferro si dispone alle estremità di una calamita, suggerendo che il Sole, come la Terra, abbia due poli magnetici.
Il calore della corona
La caratteristica più interessante della cromosfera e della corona è il fatto che esse siano molto più calde della fotosfera, nonostante che tutta l'energia solare che vi arriva provenga dalle più fredde regioni sottostanti.
L'alta temperatura è dedotta dalla luce emessa dai loro atomi. In un gas caldo rarefatto, la luce emessa non segue il semplice modello dettato dalla temperatura, come un ferro rovente o un filamento di una lampadina (si tratta in entrambi i casi di materia solida). Al contrario (ved. la sezione S-4), la luce è concentrata in ristretti intervalli di colore ("righe spettrali") che dipendono dagli atomi da cui la luce proviene. Le osservazioni dell'emissione da parte degli atomi (o piuttosto, degli ioni) come il ferro con 13 dei suoi elettroni mancanti suggeriscono una temperatura della corona di circa 1 000 000°C (gradi centigradi), mentre l'emissione da parte degli ioni della cromosfera similmente suggerisce una temperatura di circa 30 000°C.
L'alta temperatura della corona può anche essere dedotta dai raggi X e dalla radiazione nell'estremo ultravioletto che la corona emette, ed effettivamente la registrazione di queste emissioni (che deve essere effettuata al di fuori dell'atmosfera terrestre) è attualmente il metodo correntemente usato per l'osservazione della corona (ved. la sezione S-6). Per visualizzare una tale immagine, con la codifica dei colori corrispondenti alle regioni di diversa temperatura, si può visitare questo sito. Si vede in tal caso che il calore non è distribuito uniformemente.
Il modo con cui viene riscaldata la corona è un mistero. Non può essere un normale flusso termico dalla fotosfera sottostante, poiché una normale radiazione termica non può mai produrre una temperatura maggiore di quella della sua sorgente. Supponiamo di concentrare la radiazione solare con una lente o uno specchio su un oggetto, e supponiamo che in qualche modo si eviti che l'oggetto evapori. Ebbene, non si potrà mai far diventare l'oggetto più caldo del Sole. Via via che questo oggetto si riscalda, esso a sua volta irradia, e, prima che la sua temperatura raggiunga quella del Sole, esso comincerà a perdere altrettanto calore di quanto ne riceve.
In passato, alcune teorie avevano proposto che l'energia provenisse dall'esterno, sotto forma di una pioggia continua di meteoriti, accelerate violentemente dalla gravità del Sole, ma una tale idea fu presto abbandonata. Oggi si pensa che la causa dipenda da qualche processo nel plasma, alimentato da campi magnetici locali, ma in realtà non sappiamo molto di tali processi. Un'idea è che venga prodotta una sub-popolazione di ioni molto veloci, che non cedono la loro energia per mancanza di collisioni. A livelli al di sopra della fotosfera, la gravità solare trattiene i componenti più lenti, per cui soltanto gli ioni molto caldi popolano gli strati più alti, dando alla corona una temperatura efficace molto elevata.
Altre teorie suggeriscono che le onde di plasma provenienti dalla fotosfera arrivino nella corona e, incapaci di proseguire attraverso il gas rarefatto, dissipino la loro energia. Poiché il gas che riceve l'energia è così rarefatto, esso si riscalda a temperature molto alte.
(Per altre informazioni a proposito della corona, si può visitare questo sito).
Il vento solare
In ogni atmosfera, la velocità media di atomi, molecole e ioni dipende dalla loro temperatura. Le singole velocità, tuttavia, si distribuiscono intorno a un valor medio, e ci saranno sempre poche particelle abbastanza veloci da "evaporare" e sfuggire alla gravità che le trattiene.
La gravità della nostra Luna è debole, 1/6 di quella terrestre, sulla superficie lunare, e si pensa che, se mai ci fosse stata un'atmosfera, sarebbe evaporata da lunghissimo tempo. La più intensa gravità terrestre, d'altra parte, è riuscita a trattenere una consistente atmosfera, da cui dipende tutta la vita sulla Terra.
La gravità del Sole è molto più intensa, ma un'atmosfera a un milione di gradi è comunque troppo calda e non può essere interamente trattenuta. Come conseguenza, un flusso continuo di plasma caldo, noto come vento solare, si irradia dalla corona verso lo spazio. La corona, tuttavia, non è destinata a scomparire in breve tempo, poiché viene costantemente rifornita dalle zone inferiori. L'ipotesi di un vento solare fu formulata da Eugene Parker nel 1958 e la sua esistenza ha ricevuto sempre più chiare conferme dalla strumentazione scientifica a bordo della sonda Explorer 10 della NASA nel 1961 e dalla sonda interplanetaria Mariner 2 nel 1962. Le fiamme della corona segnano l'inizio del vento solare.
Nella zona dell'orbita terrestre, il vento solare ha una densità media di circa 6 ioni/cm3, da confrontare con 2,5×1019 molecole/cm3 presenti nell'atmosfera terrestre al livello del mare. Si tratta quindi di una rarefazione molto maggiore del miglior vuoto realizzabile in laboratorio. La Terra riceve il vento solare dalle zone di bassa e media latitudine del Sole, che viene emesso in direzione della Terra a una velocità media di circa 400 km/sec. Al di sopra dei poli del Sole, la velocità è circa doppia, come rilevato dalla sonda spaziale Ulisse. Oltre l'orbita terrestre, il vento solare prosegue con la stessa velocità (ma con densità decrescente, in quanto le particelle si sparpagliano), ben oltre l'orbita di Plutone. Gli scienziati sperano che il Voyager 2, che si sta allontanando sempre di più dal Sole, possa ancora trasmettere dati quando oltrepasserà il suo limite esterno ("eliopausa") o almeno il "fronte terminale", una discontinuità che lo precede, cosa che avverrà nel corso del 21° secolo.
Per saperne di più
Un completo sito Web relativo al Sole di Bill Arnett, con molti utili collegamenti.
"Sun Observer's Guide" (Guida all'osservazione del Sole) di Pam Spence, 159 pp., Firefly Books, 2004. Una panoramica concisa e chiaramente leggibile.
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