Sole

3.2

Campo magnetico

Gran parte del campo magnetico solare è localizzato intorno alle macchie. La sua intensità influenza fortemente gli strati più esterni del Sole. Ad esempio, la turbolenza su larga scala della zona convettiva spinge il campo magnetico sulla fotosfera e appena sopra di essa fino ai bordi delle celle di supergranulazione. La radiazione che proviene dallo strato appena sopra la fotosfera, detto cromosfera, mostra varie figure caratteristiche. Entro i confini dei supergranuli si innalzano verso la cromosfera getti di materia (“spicole”) che possono raggiungere un’altitudine di 4000 km in una decina di minuti. Le spicole sono causate dall’interazione tra la turbolenza e il campo magnetico ai bordi delle celle dei supergranuli.

Vicino alle macchie, tuttavia, la radiazione cromosferica è più uniforme. Queste zone sono dette “regioni attive”, mentre le aree circostanti, che hanno un’emissione cromosferica meno intensa, sono dette plages (dal francese, “spiagge”). Le regioni attive sono i luoghi nei quali avvengono le protuberanze solari, esplosioni causate da aumenti molto rapidi dell’energia immagazzinata nel campo magnetico. Tra i fenomeni che accompagnano le protuberanze vi sono riaggiustamenti del campo magnetico, intense emissioni di raggi X e onde radio, ed emissione di particelle molto energetiche che a volte raggiungono la Terra, disturbando le comunicazioni radio e provocando le cosiddette aurore “polari”.

3.3

La corona

L’atmosfera esterna del Sole, che si estende per molti raggi solari a partire dal disco, è detta corona solare. Tutte le caratteristiche morfologiche della corona sono dovute alla presenza del campo magnetico solare. La maggior parte della corona consiste di grandi archi di gas caldo, che sono più piccoli all’interno delle regioni attive e più grandi tra una regione attiva e l’altra. Le forme ad arco e a cerchio sono causate dal campo magnetico.

Negli anni Quaranta del Novecento si scoprì che la corona è molto più calda della fotosfera. Quest’ultima, che è la superficie visibile del Sole, ha una temperatura di circa 6000 K; la cromosfera, che si estende per molte decine di migliaia di chilometri sopra la fotosfera, ha una temperatura prossima ai 30.000 K. Infine la corona, che si trova al di sopra della cromosfera fino al confine con lo spazio interplanetario, ha temperatura di oltre 1.000.000 K. Affinché si mantengano tali condizioni termiche, ci deve essere un flusso diretto di energia verso la corona. Uno dei problemi maggiori dell’astrofisica solare è proprio riuscire a spiegare il meccanismo per mezzo del quale il calore raggiunge la corona.

3.4

Vento solare

A una distanza dalla superficie del Sole pari a uno o due raggi solari, il campo magnetico è abbastanza intenso da intrappolare in grandi anelli il materiale coronale caldo. Lontano dal Sole il campo è più debole e il gas può letteralmente “spingere” il campo magnetico nello spazio. Quando ciò accade, il materiale fluisce lungo le linee del campo fino a grande distanza.

Il flusso costante di materiale espulso dalla corona è detto vento solare e tende a provenire da regioni denominate “buchi coronali”, nelle quali il gas, essendo più freddo e meno denso che nel resto della corona, emette minori quantità di radiazione. Il vento solare che proviene da grandi buchi coronali (che possono sopravvivere per parecchi mesi) è particolarmente intenso. A causa della rotazione del Sole, queste regioni di intenso vento solare sono visibili dalla Terra con periodi di 27 giorni. Il vento solare, inoltre, produce interferenze rilevabili nel campo magnetico terrestre.

4

Evoluzione del Sole

Il passato e il futuro del Sole si possono dedurre dai modelli teorici dell’evoluzione stellare. Durante i suoi primi 50 milioni di anni, il Sole si contrasse fino a raggiungere pressappoco le dimensioni attuali. L’energia gravitazionale prodotta dal collasso del gas ne riscaldò l’interno e, quando il nucleo fu sufficientemente caldo, la contrazione si arrestò, mentre nel centro iniziarono le reazioni nucleari di fusione di idrogeno in elio. Il Sole si trova in questa fase della sua vita da circa 4,5 miliardi di anni e tali reazioni continueranno per altrettanto tempo.

Quando il combustibile si esaurirà, il Sole subirà alcune modificazioni: gli strati esterni si espanderanno dalle dimensioni attuali fino a sfiorare l’orbita della Terra, mentre il Sole diventerà una gigante rossa, un po’ più fredda di adesso ma 10.000 volte più brillante.

La nostra stella rimarrà una gigante rossa, con un nucleo nel quale avviene la fusione dell’elio, per circa mezzo miliardo di anni; il nucleo non è abbastanza massivo per innescare reazioni nucleari successive o, addirittura, un’esplosione distruttiva come accade ad altre stelle. Dopo la fase di gigante rossa, il Sole si contrarrà fino a diventare una nana bianca, di dimensioni simili a quelle della Terra, e si raffredderà lentamente per molti miliardi di anni.