la struttura del Sole pubblicazione: agosto 2005 - ultimo aggiornamento: agosto 2005 Il Sole è un'enorme sfera di gas incandescente, costituita principalmente da idrogeno ed elio, il cui diametro è di 1,4 milioni di chilometri. È cosí grande che al suo interno potrebbe contenere circa un milione di pianeti grandi come la Terra. Ed è proprio per queste notevoli dimensioni che ci appare cosí grande, nonostante sia una stella "piccola" in confronto ad altre presenti nell'Universo, e nonostante disti 150 milioni di km dal nostro pianeta d'origine.   [1] Spicole [2] Protuberanze [3] Macchie [4] Facole [5] Nucleo [6] Vento solare [7] Strato convettivo [8] Strato radiativo [9] Cromosfera La struttura interna del Sole. Il Sole può essere suddiviso in gusci concentrici, come in figura. Al centro troviamo il nucleo, nel quale avvengono i processi nucleari che sono alla base della vita della stella, e attraverso i quali viene prodotta l'energia sotto forma di raggi X e raggi gamma. Tale energia attraversa la zona radiativa, raggiungendo lo strato convettivo; qui i gas presenti trasportano l'energia verso l'esterno, per poi raffreddarsi e ricadere verso l'interno. Subito dopo troviamo la fotosfera, che rappresenta il limite tra la parte interna del Sole e quella piú esterna. Segue infatti la cromosfera, molto piú rarefatta. Infine troviamo la corona, ossia la parte piú esterna del Sole, estesa per milioni di chilometri e con una forma che varia continuamente nel corso del tempo. Man mano che ci si allontana dalla cromosfera, la corona diventa sempre piú rarefatta. Il nucleo. Il nucleo si estende per circa 150mila km e contiene circa un decimo della massa totale del Sole. Come già detto poco sopra, i processi chimici attraverso i quali viene prodotta l'energia avvengono nel nucleo. Qui infatti la temperatura e la pressione sono elevatissime (15 milioni di gradi e 220 miliardi di atmosfere) e possono dar luogo alla fusione nucleare. Ogni secondo milioni di tonnellate di idrogeno si fondono tra loro, originando una massa leggermente inferiore di elio. La massa mancante si trasforma in energia. I raggi gamma e i raggi X cosí emessi, man mano che procedono verso l'esterno, perdono parte della loro energia, trasformandosi prima in ultravioletti e poi in luce visibile. Lo strato radiativo e lo strato convettivo. La zona radiativa circonda il nucleo e si estende per circa 500.000 km. Il nome deriva dal fatto che in essa l'energia prodotta nel nucleo si irradia verso l'esterno tramite l'assorbimento e la riemissione da parte della materia. Tuttavia questo processo avviene numerose volte a causa dell'elevata densità di materia presente all'interno del Sole; inoltre la zona radiativa è molto vasta, di conseguenza si stima che l'energia impieghi 10 milioni di anni per attraversarla completamente, per poi raggiungere lo strato convettivo. Qui i gas presenti (raggruppati in zone dette celle convettive) si muovono verso l'esterno, trasportando l'energia. Una volta raffredati, essi ridiscendono verso la zona radiativa. Questo movimento continuo permette all'energia di raggiungere in breve tempo la fotosfera. La fotosfera. Rappresenta la superficie apparente del Sole; è un guscio spesso circa 700 km e con una temperatura di 6000 K, che segna il confine tra la densa materia solare presente all'interno e l'atmosfera solare. I gas che compongono la fotosfera non sono distribuiti uniformemente ma sono raggruppati, formando alte colonne di materia che salgono verso la superficie per poi ridiscendere verso la zona convettiva. Sono presenti a milioni e le loro parti superiori formano dei pennacchi noti come granuli. Ogni granulo ha un aspetto circolare o poligonale ed un diametro che può variare dai 200 ai 1800 km. Poiché la loro vita media è di pochi minuti, la superficie del Sole cambia costantemente aspetto. La cromosfera. L'ultimo strato del Sole, oltre il quale si estendono solo i gas coronali, è la cromosfera (dal greco: involucro colorato), estesa per 15.000 km. È estremamente difficile da osservare a causa della vicinanza con l'abbagliante fotosfera. Le occasioni migliori si verificano nel corso delle eclissi totali di Sole, in quanto la fotosfera viene oscurata dalla Luna, lasciando intravedere parte della cromosfera. Anche qui i gas non sono distribuiti in maniera uniforme, ma sono concentrati; se si trovano in prossimità delle macchie solari formano getti simili a strette lingue fiammeggianti, detti facole, che si innalzano fino a 10mila km per tempi molto brevi (al massimo 5 minuti). Se invece si concentrano in altre zone della cromosfera, formano dei supergranuli, detti anche spicole, ampi 30-40mila km. Come i granuli della fotosfera, le spicole si innalzano, si espandono e ricadono verso l'interno del Sole, con la differenza che queste ultime possono durare di piú (fino a mezza giornata circa). La corona. Oltre la cromosfera inizia l'atmosfera solare vera e propria, chiamata corona; essa è composta principalmente da idrogeno molto rarefatto ed è molto calda (oltre un milione di gradi). A causa della sua bassissima luminosità, può essere osservata solo in due modi: ad occhio nudo, durante un'eclisse totale di Sole, o con l'ausilio di uno strumento chiamato coronografo, il quale copre artificialmente il disco solare proprio come avviene durante un'eclisse. Nel primo caso è visibile buona parte della corona (all'incirca fino a 17 milioni di chilometri di distanza dal disco solare), mentre con gli strumenti è possibile vedere solo quella piú interna. La forma, la struttura e le dimensioni della corona solare variano nel corso del tempo (anche a distanza di ore), seguendo l'andamento ciclico del Sole. Nel periodo di massimo appare simmetrica e quasi circolare, mentre nei periodi di minimo mostra un forte appiattimento, con lunghi fasci all'equatore solare. Perché la corona, nonostante sia piú rarefatta e piú lontana del Sole vero e proprio, è cosí calda? La risposta si troverebbe (ancora se non esiste una teoria certa su questo fenomeno) nei granuli della fotosfera e della cromosfera. I calcoli hanno dimostrato infatti che 1/10000 dell'energia immagazzinata nella granulazione è sufficiente per mantenere sempre allo stesso livello la temperatura coronale.   (bdn) (C) Terminus Central, 2005. Torna all'indice degli articoli per principianti.