Il Sole

Il SoleIl Sole una stella gialla di classe spettrale G (G2) di massa medio-piccola. Non un corpo fermo, infatti oltre a muoversi allinterno della Galassia, ha un moto di rotazione in direzione ovest-est intorno al proprio asse. Si trova nella Via Lattea (una galassia a spirale a cinque bracci) ed esattamente nel braccio di Orione. A causa della sua attrazione gravitazionale esercitata su un insieme di corpi celesti (tra cui gli otto pianeti, i loro rispettivi satelliti e migliaia di asteroidi, comete e meteoriti) si forma il Sistema Solare. Allinterno di questo sistema il Sole lunica stella e ne rappresenta quindi il centro gravitazionale. Il Sistema Solare si trova in una zona periferica della Via Lattea (27 000 a.l. dal bulge) poich un sistema ancora giovane ed costituito da elementi pi leggeri (nebulose e polveri) rispetto a quelli centrali della Galassia. Dati generali: Et = 5 miliardi di anni

Distanza media Terra-Sole = 150 milioni di Km Densit del nucleo = 163 gr/cm

Densit a met raggio = 1,4 gr/cm Diametro solare = 1.392.000 km (109 volte pi grande di quello terrestre) Temperatura superficiale = 6000 K circa (proprio per questo una stella G2) Inclinazione dellequatore sul piano delleclittica = 7 14 Struttura

Nucleo (o Nocciolo): la zona centrale, in cui, a causa dellaltissima pressione e temperatura, troviamo materia degenerata ( i protoni al centro, poich pi pesanti, e la nube elettronica attorno), ovvero non ci sono atomi. Nel nocciolo, che rappresenta il 45% della massa solare, la materia si trova allo stato di plasma e qui si verificano le reazioni di fusione termonucleare (che trasformano lidrogeno in elio). Al suo interno, a causa di queste reazioni, si formano raggi che devono attraversare tutti gli strati successivi e impiegano milioni di anni per uscirne. Zona radiativa: chiamata cos perch lenergia prodotta nel nucleo viene irradiata negli strati pi esterni visto che lelevata pressione impedisce alla materia di muoversi. La materia degenerata arriva fino a met zona e successivamente, a causa della diminuzione della forza di gravit, la materia si presenter sottoforma di atomi di idrogeno Inoltre diminuisce la temperatura e lelettrone dellidrogeno non si trova nel primo livello energetico, ma nel secondo poich perennemente eccitato.Zona convettiva: questarea caratterizzata da temperature e densit inferiori a quelle degli strati sottostanti e di conseguenza, l'energia ed il calore non possono essere trasferiti attraverso l'irraggiamento, ma tramite moti convettivi ( i gas caldi tendono ad andare verso lalto-andando a costituire la superficie della fotosfera dove si raffreddano e tornano verso il basso ricominciando di nuovo il moto). In questa zona la possibilit di movimento dei gas massima perch si risente molto meno della forza di gravit.

Fotosfera: la superficie ribollente del Sole, costituita da granuli e bolle sommitali a forma di prisma esagonale, che si rinnovano continuamente. E una zona molto sottile e corrisponde alla superficie solare visibile. La temperatura di circa 6000K e questo determina il suo colore giallo. Da essa fuoriescono onde elettromagnetiche con energia differenziata (dai raggi alle onde radio). Sulla sua superficie troviamo le facole, le macchie solari e i flares.Cromosfera: uno strato sottile costituito da gas rarefatto; il suo colore rossastro dovuto alle radiazioni emesse dagli idrogeni. Subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole possibile vedere questo strato solare. I fenomeni che possiamo trovare sulla sua superficie sono le protuberanze, i brillamenti e le spicole.

Corona solare: la porzione pi esterna del Sole (costituita da gas fortemente ionizzati) in cui il gas, man mano che ci si allontana dalla superficie, diventa pi rarefatto. Proprio per questo non c emissione uniforme di gas e si vengono a formare i buchi coronari ( si creano co?? dovuti al campo magnetico solare che in quei punti impedisce alle particelle del gas di espandersi verso lesterno). La temperatura che troviamo su questo strato non una temperatura effettiva, ma una temperatura di fuga. Infatti la corona solare fredda e la temperatura cinetica (1 milione K) data dalla velocit molto elevata con cui le particelle, che costituiscono il vento solare, sfuggono dalla forza attrattiva del Sole.

Fenomeni

Facole: sono zone di luminosit elevata rispetto al resto della fotosfera. Compaiono in prossimit delle macchie e durano pi a lungo rispetto ad esse.

Macchie solari:si formano sulla superficie della fotosfera, a 45 di latitudine nord e sud rispetto allequatore solare. Sono dei buchi che hanno la porzione centrale scura e quella periferica chiara ed hanno una temperatura di 4000 K (1/3 della temperatura della fotosfera); proprio per questo appaiono scure, per contrasto col resto luminoso. Si creano grazie al campo magnetico solare e nascono isolate. Se ne creano altre attorno e macchie contigue, sullo stesso parallelo, sono polarizzate in senso opposto, anche in latitudine, in modo da poter stare vicine. Hanno un periodo di 11 anni, a met arrivano ad un massimo di quantit poi diminuiscono e si spostano verso lequatore, dove muoiono. Nel ciclo successivo doce cera una macchia positiva ce ne sar una negativa. Brillamenti: scoppi improvvisi di gas incandescente in cui si libera unenorme quantit di energia sotto forma di onde radio e raggi x. Si trovano in corrispondenza delle macchie solari.

Spicole: lingue di idrogeno incandescente, che dalla cromosfera si estendono verso lalto e penetrano nella corona. Potrebbero essere dovute a una propagazione del moto turbolento dei granuli della fotosfera.Protuberanze: sono getti improvvisi di idrogeno incandescente che possono o ricadere sulla superficie solare, formando degli archi sul Sole, oppure possono fuoriuscire e disperdersi nello spazio. Quando queste linee di fuoco sono al di sotto dei 400 000 km, seguono le linee di forza del campo magnetico, assumendo una forma ad arco. In questo caso esse si classificano in:

quiescenti (la ricaduta di questa materia sul Sole avviene molto lentamente,da sembrare quasi ferma nello spazio) ed eruttive (in pochissimo tempo la materia ricade sulla superficie).

Quando, invece,queste particelle riescono,grazie alla forza data dalleiezione delleruzione solare, a superare i 400 000 km, fuoriescono come lingue di fuoco dalla superficie solare, poich,dopo questo limite, le linee di forza del campo magnetico sono aperte.

Vento solare: a causa della temperatura cinetica della corona,che molto elevata (1 milione di K), le particelle dei gas ionizzati acquistano velocit sufficienti per sfuggire allattrazione gravitazionale del Sole (superando i 400 000 km dalla superficie solare), creando cos un flusso che va in tutte le direzioni dello spazio, il quale appunto il vento solare. Questo si diffonde in tutto il Sistema Solare, arrivando a investire anche la Terra.

Campo magnetico solareIl Sole ha un moto di rotazione, intorno al proprio asse, che determina la formazione di un campo elettrico. Il Sole infatti formato da gas ionizzati, quindi da p+ e e- che ruotano liberi generando campi. Per non un campo uniforme poich le varie parti del Sole ruotano a velocit diverse. Queste differenti velocit furono scoperte da Galileo che osserv quattro macchie solari inizialmente allineate; successivamente quelle al centro, essendo pi veloci, erano avanzate maggiormente. Il campo magnetico solare rappresentato da delle linee di forza chiuse, che escono dal polo negativo ed entrano in quello positivo. Queste linee raggiungono laltezza massima di

400 000 Km; oltre tale valore risultano aperte, permettendo la fuga di particelle ionizzate e la formazione del vento solare.