IL SOLE

• Tutte le informazioni che possiamo ricavare dal Sole provengono da:

Radiazioni ParticelleNeutrini

• Le radiazioni elettromagnetiche sono distribuite in tutto lo spettro elettromagnetico

• Le particelle sono elettroni, protoni, nuclei, ma essendo cariche hanno poco potere diagnostico perché sono facilmente deviabili

• I neutrini sono difficilmente captabili a causa della bassissima interazione che hanno con la materia ordinaria, essi attraversano il

nostro pianeta come se fosse pressoché trasparente nei loro confronti.

Dati generali

• Distanza sole-terra• Si può ottenere ricorrendo alla III legge di Keplero generalizzata:

T2 = 4a3/G(m1+m2) (*)

• Conoscendo i semiassi di tutte le orbite planetarie calcolo i rapporti, ottengo le scale di riferimento

• (a1/a2)3 = (T1/T2)2

• Semplificando in modo da considerare Msole>>Mterra e l’orbita della Terra circolare uniforme

• |Fc| = Mterra v2/D

• dove Fc è la forza centripeta costante e D = distanza media sole-terra

• Sapendo che v = 2D/T e |Fg| = G MsoleMterra/D2

• Sostituisco e ottengo la terza legge di Keplero generalizzata (*)

• D3/T2 = G Msole/42

• Si può ottenere anche con la Parallasse diurna oppure tramite

• il ritardo di un segnale radar.

• Si arriva così al calcolo dell’U.A.

Raggio del Sole

• Si ottiene dalla misura del diametro angolare medio del Sole che corrisponde a circa 19’ (1/100 rad) cioè

1/100 D• Esso è rilevabile da teodoliti appositamente attrezzati

• Raggio lineare 696.000 km ~ 109 Rterra

• Volume 1.304.000 Vterra

• Dalla legge di Newton si deduce la massa che è 333.000 Mterra

• Dal rapporto si ottiene d= m/V 1.41 g/cm3

• La densità superficiale è molto esigua mentre quella delle parti più interne deve essere molto elevata – la

materia è allo stato di plasma, cioè ionizzata• g = 274 m/s2

Luminosità

La luminosità di una stella • È l’energia elettromagnetica emessa dalla stella

nell’unità di tempo (è pertanto una potenza)• Misurando con un calorimetro particolare detto

piroeliometro l’irraggiamento al di fuori dell’atmosfera terrestre e quindi l’energia elettromagnetica di origine solare che nell’unità di tempo attraversa normalmente

l’unità di superficie posta al di fuori dell’atmosfera terrestre, si moltiplica per l’area della sfera avente come raggio la distanza terra-sole e si ottiene la L☼ totale (si

ammette che tra sole e terra non ci siano pozzi o sorgenti di energia)

• Si ottengono le seguenti grandezze

• Emittanza L ☼/ S ☼ 6.330 kw/m2

• Costante solare 2 cal/cm2.min = 1.36 J m-2s-1 ~ 1.4 kw/m2

Sviluppando il calcolo

4/3 (1.5 . 108)3 = 4.1023 kw = 3.8.1026 J/s• In ogni secondo il Sole emette più energia di

quanta l’umanità ne abbia impiegata dall’inizio della sua storia

COSTITUZIONE

• Come ogni stella, il Sole è un ammasso di gas di forma quasi sferica, in cui le

caratteristiche fisico-chimiche (T, P, d, composizione chimica) variano in modo

continuo lungo il raggio

Composizione chimica

• H = 70 % in massa (più di 10 volte tutti gli altri elementi messi insieme)

• He = 29%

• Altri elementi detti comunemente “metalli”

1%

Rotazione solare

• Già Galileo osservò dallo spostamento delle macchie solari che esiste una rotazione del sole sul proprio asse.

• L’asse solare è praticamente perpendicolare al piano dell’eclittica (7°)

• Essendo un corpo fluido la rotazione non avviene a velocità angolare costante, ma essa dura di più nelle zone polari (30 gg. circa) mentre è più rapida all’equatore (25 gg.)

• La rotazione solare può essere rivelata anche attraverso l’Effetto Doppler

Età

• Dallo spettro solare si conferma che l’età del sole è uguale a quella dei rimanenti

corpi del sistema solare cioè 4,6 miliardi di anni

• Le rocce più antiche della terra 3,8

• Le rocce lunari 4,3

• I meteoriti 4,5

• Questa massa di gas è in equilibrio termodinamico tra due forze contrapposte

• FORZA DI GRAVITA’

• FORZA DI ESPANSIONE DEL GAS (pressione + pressione di radiazione)

Esso si suddivide in:

• Atmosfera solareE’ costituita dagli strati esterni,

da cui rileviamo radiazione elettromagnetica

Questa è la parte che si può studiare più direttamente,

perché più accessibile: comprende fotosfera, cromosfera e corona

Interno del SoleE’ costituito dagli strati sottostanti,

non visibili direttamente a causa dei gas molto opachi

dell’atmosfera

Essendo più profondo occorre ricorrere a dei modelli. Esso

comprende, dal centro verso la superficie: nucleo, zona

radiativa, zona convettiva

Ø 400.000 km40% M ¼ R

Ø 1.400.000 km

Modello dell’interno del sole

• E’ costituito da un grafico o una tabella in cui sono riportati, per le varie distanze dal centro del Sole, i valori di T, P,d, massa contenuta entro la

sfera concentrica col Sole ed avente come raggio la distanza considerata, nonché i valori di

Energia che fuoriesce da questa sfera in ogni secondo

• Se si riporta una serie di modelli costruiti in epoche successive si ottiene un

• MODELLO EVOLUTIVO

ATMOSFERA SOLARE

• Essa costituisce gli strati più superficiali• Come per le altre stelle, questi strati sono sede

di numerose perturbazioni che concorrono a formare fenomeni chiamati complessivamente

• ATTIVITA’ SOLARE• Tali attività presentano carattere ciclico

• Quando questi fenomeni giungono al minimo ed il sole è sferico e tranquillo si parla di

• SOLE QUIETO

La fotosfera

• E’ la zona più superficiale, spessa

~ 400 km

• Da essa dipende la temperatura efficace, da cui originano le radiazioni emesse

all’esterno.

• Lo spettro della fotosfera è continuo nel visibile

Fenomeni fotosferici• La superficie della fotosfera

appare costellata da strutture quali:

• GRANULAZIONI• Appaiono come punti più luminosi

e più scuri. Sono zone che hanno mediamente 1000 km di diametro

e sono dati dall’affiorare di colonne di gas in ascesa, molto caldi e provenienti dalla zona

convettiva sottostante. Hanno una durata di circa una decina di

minuti e poi scompaiono. Infatti, il gas una volta raffreddato

sprofonda, apparendo come granulo scuro. I granuli sono

anche raggruppabili in strutture più ampie dette supergranuli.

Oscuramento ai bordi

• La fotosfera appare al centro più luminosa mentre ai bordi lo è di meno perché la linea di vista attraversa strati superficiali più freddi che irraggiano a tassi meno elevati

Regioni Attive

• L’attività solare è determinata dall’interazione fra i campi magnetici ed i moti del plasma

nell’atmosfera solare che interessano la fotosfera, la cromosfera e la corona

• Ogni giorno si formano anche centinaia di regioni attive e possono evolvere verso strutture più o meno durature, dando origine a macchie, brillamenti e protuberanze a rapida evoluzione

MACCHIE SOLARI• Scoperte da Galileo nel 1610

sono caratterizzate da ampie depressioni fotosferiche (Ø

7.000-50.000 km) più fredde rispetto alle zone circostanti. La zona interna più scura è

detta ombra (T=4500K) mentre le zone periferiche

vengono chiamate penombra• Sono associate a campi magnetici intensissimi, fino a 10.000 Gauss contro il c.m. medio solare che è circa 1

Gauss.• La loro durata varia da un

giorno a qualche mese

• Dalle regioni in cui sono presenti le macchie

vengono proiettati verso l’alto, quindi verso la

cromosfera, dei getti di gas incandescente e

ionizzato, che rimangono intrappolati dalle linee di

forza del campo magnetico dando luogo a strutture a pennacchio o ad arco (protuberanze)

• Le macchie solari presentano un ciclo evolutivo. Compaiono in

gruppi, spesso in coppie, di cui la prima viene detta macchia di testa

e l’altra di coda, e presentano polarità magnetiche opposte. Le

polarità sono invertite nei due emisferi solari.

• La loro comparsa si verifica alle medie latitudini e

progressivamente esse si spostano, aumentando in numero,

verso l’equatore solare. Poi tornano a diminuire, fino a lasciare il disco solare interamente libero.

• Il ciclo dura 11 anni, ma considerando la polarità, che torna ad essere la stessa soltanto dopo

due cicli, in tutto dura 22.

Origine delle macchie solari• Le macchie solari sono un fenomeno

strettamente connesso con il campo magnetico solare.

• Essendo un corpo fluido, le linee di forza del c.m. bipolare medio del sole seguono l’andamento della sua rotazione differenziale.

• Mentre le linee equatoriali procedono più velocemente, quelle delle alte latitudini rimangono indietro.

• Si ottiene un avvolgimento delle linee di forza su se stesse, che porta alla formazione di cappi

• Tali cappi finiscono con l’emergere dalla superficie.

• I punti di emersione delle linee di tali cappi sono sede di intensi c.m. che si manifestano sotto forma di depressioni superficiali più fredde delle zone circostanti, le macchie solari

• L’avvolgimento delle linee di forza risulta tale da portare prima ad un insorgere sempre più massiccio di nuove macchie

• Poi infine le linee si sgretolano determinando una diminuzione

• Il minimo delle macchie si interpreta come il momento in cui le linee tornano ad essere normali, senza più avvolgimenti