IL SOLE

Linterno del sole contiene quasi tutta la massa della stella ed formato da:-nucleo-zona radiativa-zona convettiva.Il nucleo, che ha un raggio di circa 15000km la zona di produzione dellenergia, dove lelio aumenta continuamente a spese dellidrogeno. Qui in funzione un vero e proprio reattore nucleare a fusione, mantenuto stabile dalla forza di gravit. A quella profondit, infatti, la pressione gravitazionale dellenorme involucro di materiali sovrastanti in grado di contenere la violenza esplosiva delle reazioni termonucleari, fatte innescare da temperature elevatissime, prossime ai 15 milioni di gradi kelvin.Lenergia prodotta nel nucleo si trasmette verso lesterno attraverso la zona radiativa (involucro gassoso). Gli atomi dei gas della zona radiativa assorbono ed emettono energia, ma a causa della minore temperatura, non danno luogo a razioni nucleari.Nella zona convettiva il trasporto dellenergia avviene per convezione, cio attraverso movimenti della materia innescati da differenze di temperatura.La fotosfera linvolucro che irradia quasi tutta la luce solare e corrisponde, quindi, alla superficie visibile del sole. Quella che vediamo, in realt, solo la parte sommitale dellinvolucro di gas incandescente che costituisce lintera zona convettiva: la trasparenza di tali gas infatti non totale e losservazione con i normali telescopi non pu penetrare per pi di 400-500km. La temperatura media superficiale del sole di 5785 K e ad essa dovuto il colore giallo della stella. La superficie della fotosfera non liscia, ma presenta una struttura a granuli brillanti, detta granulazione. Questi granuli segnano laffiorare di gigantesche bolle di gas molto caldi e corrispondono alla parte sommitale dei movimenti in atto nella sottostante zona convettiva. Inoltre, la superficie brillante della fotosfera appare costellata, con una certa periodicit, da macchie solari: piccole aree scure depresse rispetto alla superficie circostante, nelle quali si distingue una zona centrale pi scura circondata da una fascia pi chiara. In realt tali strutture appaiono scure solo per il contrasto con la litosfera. Losservazione sistematica della superficie solare ha messo in evidenza che il numero di macchie non costante, ma passa da valori minimi a valori massimi in modo ciclico ogni 11 anni.

Latmosfera solare divisa in due strati: la cromosfera e la corona.La cromosfera un involucro trasparente di gas incandescenti che avvolge la fotosfera. visibile per un breve tempo durante uneclissi totale di sole, quando la luna nasconde completamente il disco della fotosfera. La cromosfera appare allora come un sottile alone roseo, il cui bordo esterno sfrangiato in numerose punte luminose dette spicole (diametro di 1000 km, altezza 15000km, velocit di innalzamento 20/50 km/s): esse appaiono come un prolungamento verso lalto dei moti turbolenti dei granuli della fotosfera. La cromosfera , in pratica, uno strato di transizione a bassa temperatura tra la fotosfera e la corona.La corona la parte pi esterna dellatmosfera solare ed formata da un involucro di gas ionizzati sempre pi rarefatti. La sua luminosit cos bassa che la corona si pu osservare direttamente solo durante uneclissi totale. Nella parte pi estrema della corona le particelle ionizzate hanno velocit sufficienti per sfuggire allattrazione gravitazionale del sole e si disperdono perci nello spazio come vento solare.

Lenergia irradiata dalla superficie legata solo alla temperature del sole chiamata radiazione stazionaria.Insieme al vento solare la radiazione stazionaria rappresenta la normale attivit solare. Esistono per altri aspetti molto vistosi dellattivit della parte pi esterna del sole.-la formazione e la scomparsa delle macchie solari a intervalli regolari di circa 11 anni-le protuberanze: grandi nubi di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano ampiamente nella corona. Sono molto pi calde della corona ma fredde rispetto alla corona solare entro cui si spingono.-i brillamenti (o flares): violentissime esplosioni di energia, veri e propri lampi di luce intensissimi associati a potenti scariche elettriche. Nel corso di tali esplosioni la temperatura pu raggiungere parecchi milioni di gradi e vengono liberate enormi quantit di energia con unampia gamma di radiazioni, dai raggi X alle onde radio. Oltre a radiazioni di carattere ondulatorio, i brillamenti possono lanciare getti di materia gassosa incandescente fino a 10-20 000 km di altezza, ma soprattutto emettono un intenso flusso di particelle atomiche (elettroni protoni) che lasciano il sole verso lo spazio viaggiando ad alta velocit. Nel caso dei flares pi intensi, si osserva anche lemissione di unultraradiazione (o radiazione cosmica), formata da particelle ad altissima energia che si propagano a velocit prossima a quella della luce. Quando un flare esplode presso il centro del disco solare (rispetto alla terra), nel giro di 26 ore il flusso di particelle raggiunge il nostro pianeta. I velocissimi corpuscoli di origine solare colpiscono con violenza le particelle ionizzate dellalta atmosfera soffiandole verso la bassa atmosfera, dove danno origine alle aurore polari. Contemporaneamente alle autore polari si verificano forti perturbazioni nel campo magnetico terrestre chiamate tempeste magnetiche. Nel sole, quindi, si alternano periodi di attivit normale a periodi di attivit pi intensa. Durante questi periodi alla radiazione stazionaria si sommano:-le radiazioni ondulatorie collegate soprattutto alla comparsa si macchie solari e brillamenti-i flussi di particelle atomiche, emesse soprattutto dai brillamentiTutti i fenomeni temporanei e periodici che caratterizzano lattivit dellatmosfera solare risultano collegati in qualche modo ai cicli di 11 anni delle macchie solari, che a loro volta sembrano condizionati da fluttuazioni del campo magnetico solare che presente periodici e forti aumenti di intensit localizzati in numerose aree della superficie.