3.

Composizione e struttura

L’energia emessa dal Sole viene irradiata in modo approssimativamente costante in ogni direzione dello spazio; la fonte di questa energia è nell’interno del Sole che, come la maggior parte delle stelle, è composto prevalentemente da idrogeno (il 71%) ed elio (27%) allo stato di plasma, con tracce di elementi più pesanti. All’interno del Sole si è individuato un nucleo centrale, con un raggio di circa 150.000 km, in cui la temperatura raggiunge i 16.000.000 K e la densità è 150 volte quella dell’acqua.

In tali condizioni, le collisioni tra i nuclei degli atomi di idrogeno innescano violente reazioni di fusione nucleare. Il risultato di questo processo è che quattro nuclei di idrogeno si combinano per formare un nucleo di elio (catena protone-protone), mentre viene liberata energia sotto forma di raggi gamma. Ogni secondo avvengono innumerevoli reazioni, che generano un’energia equivalente a quella rilasciata nell’esplosione di una bomba atomica di 100 miliardi di megaton.

Entro una zona che ha spessore di circa 500.000 km, l’energia prodotta all’interno del Sole si trasmette verso l’esterno per irraggiamento. Nei pressi della fotosfera, tuttavia, si trova una zona convettiva che occupa circa l’ultimo terzo del raggio solare, dove l’energia si trasmette per mezzo di moti turbolenti del gas. La fotosfera è la superficie superiore della zona convettiva.

Le celle convettive conferiscono alla fotosfera un aspetto irregolare a macchie, noto come “granulazione solare”. Ciascun granulo ha un diametro di circa 2000 km e una vita media di soli 10 minuti circa. Vi è anche una granulazione provocata dalla turbolenza che si estende in profondità nella zona convettiva. Questa supergranulazione ha celle che sopravvivono per circa un giorno e hanno dimensioni di circa 30.000 km.

1.

Macchie solari

La superficie della fotosfera appare costellata di aree scure variabili per forma e per numero, nelle quali si distingue una zona centrale (ombra), circondata da una regione di bordo leggermente più luminosa (penombra). Queste strutture prendono il nome di macchie solari e costituiscono i “punti freddi” della fotosfera.

Nel 1908 l’astronomo statunitense George Ellery Hale scoprì che le macchie solari sono sede di intensi campi magnetici. Una macchia tipica ha un campo magnetico di intensità pari a 0,25 Tesla, circa 10.000 volte più intenso di quello terrestre. Le macchie solari compaiono generalmente a coppie, con campi magnetici di polarità opposta. Dapprima aumentano di numero, per poi diminuire, con un ciclo regolare che dura circa 11 anni, già noto almeno dall’inizio del XVIII secolo. I complessi campi magnetici associati al ciclo solare, tuttavia, furono notati solo dopo la scoperta del campo magnetico della stella.

In una coppia di macchie che si forma nell’emisfero settentrionale del Sole, la macchia che precede (nella direzione della rotazione) ha polarità opposta rispetto a quella che si forma nell’emisfero meridionale. Quando inizia un nuovo ciclo, la direzione del campo magnetico delle macchie di ciascun emisfero si inverte. Così un ciclo solare completo, che includa anche l’inversione di polarità del campo magnetico, dura circa 22 anni. Inoltre, le macchie tendono a formarsi sempre simmetricamente nei due emisferi alla stessa latitudine, partendo da 45° fino a circa 5° nel corso del ciclo.

Poiché ogni macchia esiste al massimo per qualche mese, il ciclo di 22 anni riflette processi solari profondi e di lunga durata, e non solo proprietà delle singole macchie. Benché non sia stato ancora del tutto compreso, tale ciclo sembra essere il risultato delle interazioni del campo magnetico del Sole con la zona convettiva. Queste interazioni, tuttavia, sono influenzate dalla rotazione del Sole, che non è uguale a tutte le latitudini: il Sole ruota una volta ogni 27 giorni all’equatore e ogni 31 giorni vicino ai poli.

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.

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.

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.