lunedì 7 dicembre 2015

Il Sole 1/3 - caratteristiche: dall'interno all'atmosfera










Per andare subito agli altri post della serie:
- 2/3 la zona estesa
- 3/3 La Luce che da la Vita

La nostra stella merita un post a parte, questa meraviglia che consente la vita sul nostro pianeta, che ci riscalda, ci invia calore ed energia attraverso la sua radiazione elettromagnetica ed è responsabile di fenomeni spettacolari ed affascinanti quali le aurore.

                                                                                                                                         Colgo l'occasione per ribadire un concetto importante per quanto riguarda tutti questi post e le informazioni in essi contenute: l'Astronomia è una materia in continua evoluzione, così come il Cosmo è continuamente in evoluzione, mai fermo, statico. 
                                                                                                                                      Potete quindi capire che continuamente vengono effettuate nuove scoperte che poi devono essere vagliate e confermate dal mondo scientifico. Queste nuove scoperte, una volta confermate, modificano i dati in nostro possesso, quindi occorre essere aperti di mentalità, pronti a mettere in discussione anche paradigmi che credevamo ormai assodati da anni. 
                                                                                                                                           Così l'invito è ad affascinarsi alla materia e ad essere sempre curiosi e "affamati" di conoscenza, ma restando comunque aperti ed elastici. Non esiste "o nero o bianco", ma tante infinite sfumature di colori, l'Universo insegna. Non fossilizziamoci quindi sui dati ma restiamo aperti come bambini di fronte ad un mondo pieno di sorprese e capaci di sorprenderci ed entusiasmarci. Guai a perdere questa caratteristica, pur restando coi "piedi per terra".                                                                                                                                                                            
                                                                                                                               

Abbiamo già trattato alcuni argomenti che la riguardano in altri post, così non serve in questa sede affrontarli nuovamente. Nel seguente sintetico riassunto vi invito, se non l'avete già fatto, ad andare a visitarli per rendere più completa la vostra lettura:

- le incredibili dimensioni del nostro Sole e le posizioni sua e del resto dei pianeti del Sistema Solare (post 2015 l'anno del contatto con Plutone, post Il Sistema Solare in Scala - con un'utile esperienza scolastica - e post comparazioni sorprendenti, anche video nel post l'Emozione del Viaggio nel Vuoto Cosmico)

- una enorme palla di fuoco, se confrontata con la terra e gli altri pianeti giganti gassosi, ma paragonata a certe stelle giganti si ridimensiona fino ad arrivare ad un puntino minuscolo.... tanta è la varietà di dimensioni nell'universo, dal micro al macro (post Stelle Giganti 1 e 2 ed etichetta "simulazioni di stelle").


- responsabile delle magnifiche aurore (post Aurore e post L'atmosfera terrestre 3/4 e 4/4)




- l'imperdibile ed unico fenomeno delle eclissi di sole (post eclissi)








- l'incredibile e inimmaginabile velocità della luce, che percorre la distanza Sole-Terra in un tempo altrettanto incredibile (post distanze)

- la radiazione emessa come onde elettromagnetiche (soprattutto visibile e infrarossa come vedremo, mentre la parte a destra nell'immagine, la radiazione ionizzante nociva per noi, viene fortunatamente schermata nell'alta atmosfera un po' dallo strato d'ozono, un po' dalla magnetosfera e dal vento solare, post atmosfera 3/4 e post Big Bang)


Le radiazioni più nocive per noi, provenienti dal Sole, non raggiungono la superficie, e in questo, come vedremo verso la fine del post, ha il suo importante ruolo anche il vento solare nell'interazione con la magnetosfera.
- il vento solare, questo sconosciuto, visibile praticamente quasi solo nella sua manifestazione a contatto con il campo magnetico terrestre (post Aurore e post atmosfera 3/4)






- l'enorme distanza che la separa da noi, distanza che tra l'altro è perfetta per consentirci la vita (post 2015 l'anno del contatto con Plutone, sezione zona abitabile e video nel post l'Emozione del Viaggio nel Vuoto Cosmico),



- nonostante tale enorme distanza, una tempesta solare riesce tuttavia saltuariamete a creare notevoli problemi alle nostre comunicazioni radio e satellitari (post 3/4 alta atmosfera e 4/4 viaggio attraverso l'atmosfera)



- poi scopriamo che, contrariamente alla antica concezione astronomica, la nostra stella corre nell'universo viaggiando ad una velocità pazzesca attorno al centro della galassia e trascinandosi dietro i pianeti e relativi satelliti del sistema solare in un nuovo modello dinamico, non più statico (post la Via Lattea e 2015 Plutone e il Sistema Solare), dove la spirale è la forma predominante






                                                                                                                                 Progetto Stereo 
                                                                                                                                        Molte delle splendide immagini che vedremo sono frutto del lavoro sofisticato di alcuni speciali satelliti. Questo progetto, che sta per Solar Terrestrial Relations Observatory (Osservatorio per le Relazioni Sole-Terra), è iniziato nel 2006 con il lancio in orbita di 2 sonde gemelle, con il nome in codice Ahead e Behind ("Davanti" e "Dietro") a sottolineare la posizione specifica di ognuna di esse. In pratica le due sonde gemelle si sono stabilizzate in posizione contrapposta di 180°, in modo da riuscire ad ottenere una visione complessiva della stella, così a febbraio del 2011 abbiamo ottenuto le spettacolari immagini.                                                                                                                                                         
                                                                                                      
       La finalità ultima del progetto non è certo solamente quella di permetterci di ammirare il Sole in 3 dimensioni, perché con questo sistema di sonde gemelle è ora possibile monitorare con certezza quello che succede sulla superficie del Sole, e quindi tenere controllate le famose macchie solari e l’attività elettromagnetica della stellaUna delle applicazioni più concrete, ad esempio, potrebbe essere effettuare una sorta di previsione delle attività “meteo” del Sole, in grado di avvertire dell’arrivo di eventuali tempeste solari, fenomeno capace di causare un blackout totale delle nostre telecomunicazioni.                                                                                                                                                                
                                                                                                                                Una composizione di immagini negli Euv riprese da Stereo 1l 4/12/2006.           Questi falsi colori mostrano l'atmosfera solare a differenti temperature.                            In senso orario dall'alto a sinistra:                                                                                    - 1 milione di gradi °C (171 Å - blu)                                                                          - 1,5 milioni °C (195 Å - verde)                                                                                - 60.000 - 80.000 °C (304 Å - rosso)                                                                      - 2,5 milioni °C (286 Å - giallo)                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                              satellite SDO                                                                                                                                                                                                                                                                                    
                                                                                                                                      E' un osservatorio NASA dedicato allo studio del nostro Sole, il satellite SDO (Solar Dynamics Observatory - Osservatorio delle dinamiche solari) lanciato l'11 Febbraio 2010 da Cape Canaveral.

La foto qui sopra, ripresa da Sdo il 30 Marzo 2010, è il risultato di un'osservazione estrema su varie lunghezze d'onda della banda degli ultravioletti.                                         - Il colore rosso indica gas a temperature relativamente "basse", circa 59.727 °C (60.000 °K);                                                                                                        - il blu ed il verde sono invece gas "più caldi", con temperatura maggiore di 999.727 °C (1.000.000 °K).

       Sdo è il satellite più avanzato in assoluto per lo studio del Sole. Nei suoi 5 anni di missione Sdo ne avrà esaminato il campo magnetico ed aiuterà gli scienziati a comprenderne meglio l'influenza sulla chimica dell'atmosfera terrestre e sul clima. Sdo determinerà come viene generato il campo magnetico solare, come esso è strutturato e come viene convertito nei violenti eventi quali ad esempio il vento solare, i brillamenti solari e le CME (Coronal Mass Ejections, materiale espulso a gran velocità dall'atmosfera solare verso lo spazio esterno).
       Quando queste immense nuvole di materiale sono dirette verso la Terra possono causare grandi tempeste magnetiche nella nostra magnetosfera e negli strati più alti della nostra atmosfera.                                                                                                                                                                                                                                      Obiettivo fondamentale è quindi quello di migliorare la nostra abilità di predire tali fenomeni.

L'immagine che vedete qui sotto mette a confronto la dimensione relativa delle immagini prodotte da Sdo con quelle di precedenti missioni dedicate allo studio della nostra stella.
                                                                                                                                             
                                                                                                                                Per la prima volta sono state campionate e registrate immagini dell'attività solare con una risoluzione 10 volte superiore alla TV in HD. Per capire quanto il progresso della tecnologia sia cruciale per il miglioramento degli strumenti di analisi e di conseguenza per lo studio accurato e la comprensione del Cosmo, basti considerare questi dati:  - Sdo cattura 1 immagine ogni 0,75 secondi                                                      - STEREO 1 ogni 90 secondi                                                                                     - SOHO 1 ogni 12 minuti

Dalla sua orbita geostazionaria (post 4/4 viaggio nell'atmosfera) Sdo invia ogni giorno a Terra 1,5 Terabyte di dati. Si tratta di una bella cifra, pari a 1,5 x 1024 x 1024 x Megabyte = 1.572.864 MB, un milione e mezzo di megabyte, all'incirca 1/2 milione di canzoni in formato MP3.                                                                                                                                                                      
             


Iniziamo col dire che il Sole (in lingua latina "Sol") è la stella madre del sistema solare, di cui costituisce, da solo, ben il 99,8% della massa. E' la nostra stella più vicina, è corresponsabile della vita sul nostro pianeta, brilla da 4,6 miliardi di anni ed è una stella di "mezza età", lungo la Sequenza Principale del diagramma H-R (Hertzsprung-Russell).


Prima di vedere cosa si intende con questa "sequenza principale", è d'obbligo un accenno ad un argomento che ci aiuta ad avere le idee più chiare. Questo approfondimento ci servirà
anche quando vedremo il post sulle Stelle in generale. Seguitemi con pazienza, e vedrete che non sarà così difficile capire i concetti.



Luminosità, Magnitudine e Classe Spettrale 
di una stella

Concetti fondamentali per studiare e comprendere le stelle.

Lo splendore di una stella, così come lo percepiamo dalla Terra, dipende da due fattori:
- la sua luminosità propria (che nasce dalla quantità di energia che irradia)
- la distanza

Tutti possiamo facilmente comprendere che stelle che sembrano (apparentemente) poco luminose possono infatti essere di per sé luminosissime, ma molto molto lontane; la distanza diventa quindi elemento chiave (un piccolissimo esempio tramite qualche immagine, che però come sempre rende bene l'idea, lo trovate nel post Il Sistema Solare in scala e.... se al posto del Sole e della Luna - 2^ parte).

Vediamo allora di mettere un po' di chiarezza in questi concetti spesso confusi.

                                                                            "Luminosità" e "Splendore": facciamo chiarezza 
                                                                                                                                         *Tolomeo classificò le stelle sulla base della luminosità apparente, ma oggi, anche se il termine continua a essere utilizzato in modo improprio, si preferisce:                                                                                                                   - riservare il termine "luminosità" allo splendore intrinseco (quindi la luminosità propria della stella: la sua luminosità effettiva)                                     - usare il termine "splendore" per l’apparenza più generale (quindi la percezione visiva: quanto mi sembra splendere) 
                                                                                                                                            In effetti l'aggiunta dell'aggettivo "apparente" o "assoluto", nell'incertezza, aiuta a non sbagliarsi; anche perché i termini luminosità e splendore vengono spesso usati come se fossero sinonimi, mentre noi sappiamo che non lo sono, e così aggiungendo uno dei due aggettivi si capisce se il relatore parla di energia oppure della sua componente luminosa. Poi ci sono anche altri aggettivi usati, vediamoli:                                                                   
 - luminosità assoluta =                                                                                        - luminosità propria =                              LUMINOSITA'                                     - luminosità intrinseca =                                                                                      - luminosità effettiva =                                                                                          - splendore assoluto =                                                                                          - splendore intrinseco =                                                                                                           

- luminosità apparente =                          SPLENDORE                                        - splendore apparente =

Il concetto chiave è questo: la luminosità è una forma di energia, dipendente da temperatura e dimensioni; di conseguenza noi non percepiamo l’energia, ma la sua componente luminosa, cioè lo splendore.                                                                                                                                      





Procediamo tramite semplici esempi.


Esempio-1: 
la stella che sto guardando o fotografando, 
quanto la vedo luminosa?

Lo splendore apparente (anche, con minor precisione, luminosità apparente*, vedi finestra appena sopra), percepito dai nostri occhi, ma anche da una lastra fotografica o da uno strumento di misura, è quindi l’energia luminosa che ci colpisce in ogni unità di tempo, oppure come dicevamo rappresenta la componente luminosa dell'energia della stella. Essa varia in proporzione inversa al quadrato della distanza, quindi più è lontana e due volte meno è luminosa.


Esempio-2: 
visto che la distanza può cambiare tutto, la stella che sto guardando quanto è realmente, effettivamente luminosa?

La luminosità assoluta, o splendore intrinseco è invece l’energia totale emessa da una stella in un’unità di tempo ed è in relazione a dimensioni e temperatura superficiale.



Si parla invece di un altro parametro, la magnitudine, quando si vuole vuole fare una comparazione, mettendo in relazione la luminosità di una stella con quella di altre stelle di grandezza comparabile.
Anche qui si distingue tra magnitudine apparente o magnitudine assoluta.


Esempio-3: 
rispetto alla famosa Stella Polare, 
la stella che sto guardando quanto è luminosa? 

La magnitudine apparente è la luminosità di una stella confrontata con quella della Stella Polare (che ha un valore assegnato di 2,12, post Stelle Giganti - 2 per vederla), quindi un valore relativo ad un unico confronto.


Esempio-4: 
posta insieme a tutte le altre stelle, in fila alla stessa distanza di 10 pc dalla Terra, la stella che sto guardando quanto sarebbe luminosa?

La magnitudine assoluta, invece, è definita come la magnitudine che avrebbero le stelle se si trovassero tutte alla stessa distanza stabilita, per convenzione, di 10 parsec (pari a circa 32,6 anni lucepost distanze e tempi di percorrenza) dalla Terra. 
Per ricavare la magnitudine assoluta di una stella dalla sua magnitudine apparente è necessario quindi conoscere la sua distanza dalla Terra.





Classe spettrale di una stella

Lo spettro del Sole

“Le stelle brillano di luce propria” e questa luce (ovvero le radiazioni elettromagnetiche emesse) può essere analizzata attraverso lo studio dei loro spettri di assorbimento (quelle righette che assomigliano tanto ad un codice a barre come quelli sulle etichette dei prodotti che compriamo, solo che queste sono colorate e non nere).
Anche la temperatura di una stella può essere determinata empiricamente, tenendo come riferimento il colore e la classe spettrale.
Le stelle assumono delle colorazioni che vanno dall’arancio al blu.
Il colore è il parametro di riferimento per la loro temperatura e permette di classificarle in 7 classi spettrali principali (a seconda della presenza o assenza di righe di assorbimento).


"Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!", così gli studenti americani ricordano le 7 classi (la classificazione viene definita anche classificazione di Harvard), sempre legate agli spettri di assorbimento e con temperatura decrescente nel rispettivo ordine:

- stelle blu, le più calde
- azzurre
- bianche
- bianco-gialle
- gialle
- arancioni 
- stelle rosse, le più fredde

Grazie alla temperatura in superficie il Sole appare bianco-giallo, ma secondo la classe spettrale che abbiamo visto prima, se fosse molto più caldo sarebbe bianco e in seguito blu; se fosse meno caldo, sarebbe molto più giallo, fino al rosso.

Avete quindi capito? 
La temperatura per le stelle funziona quindi al contrario rispetto al colore associato sulla Terra all'indice di acqua calda o fredda: quella che per noi è acqua fredda viene indicata dall'azzurro, mentre per una stella l'azzurro è caldissimo. Al contrario quella che per noi è acqua calda è indicato col rosso, mentre per una stella il rosso equivale a freddo.




Torniamo al concetto con cui ho introdotto il Sole, ripeto: brilla da 4,6 miliardi di anni ed è una stella di mezza età, lungo la sequenza principale del diagramma H-R (Hertzsprung-Russell).
                                                                                          Diagramma HR e l'Evoluzione Stellare:                   la "Sequenza Principale"

     Il diagramma di Hertzsprung-Russel (H-R) è un particolare grafico in cui si rappresenta la magnitudine assoluta (cioè la comparazione di luminosità assoluta) di alcune stelle in funzione della temperatura.                                                                                                                                                                       Esso permette quindi di rappresentare contemporaneamente, in uno schema, stelle di diversa:                                                                                                        - dimensione                                                                                                           - luminosità                                                                                                               - temperatura                                                                                                           - età                                                                                                                                                                                                                                
                                                                                                          
Temperatura: sull’asse orizzontale possiamo trovare la temperatura assoluta superficiale, o la classe spettrale, la quale è legata al colore della stella.                -- Quindi nel disegno, le stelle più calde sono blu (a sinistra), mentre le più fredde sono rosse (a destra).                                                                                                                                                                                                                                     <----   caldo             freddo  ---->                                                                                                   
Luminosità: sull’asse verticale c’è la magnitudine assoluta, che talvolta può essere sostituita con la luminosità.                                                                                        -- Quindi nel disegno, scendendo troveremo stelle sempre meno luminose, salendo sempre più brillanti.                                                                                                                                                                                                                                                      ^                                                                                                                               |  + luminoso                                                                                                          |  + grande                                                                                                                                                                                                                                            |  - luminoso                                                                                                            |  + piccolo                                                                                                              v                                                                                                                                                                                                       Dimensione: le stelle inoltre sono posizionate in ordine crescente di dimensione dal basso verso l’alto, considerando la relazione di diretta proporzionalità fra la massa e la luminosità di una stella (più è grande e più è luminosa). Ciò però vale solo per le stelle che si trovano sulla diagonale del grafico, definita come "sequenza principale".     All’interno si trovano la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole. Nel vertice inferiore troviamo stelle piccole e fredde, le stelle rosse, come Proxima Centauri. All’estremo superiore invece si trovano stelle azzurre, come Spica, che sono grandi e calde. Le stelle nella sequenza principale sono le più stabili: per questo motivo “sostano” in questa zona per molto tempo.                                                                                                                                       
Eccezioni: le giganti rosse (fredde e grandi) e le nane bianche (piccole ma calde) si trovano al di fuori della sequenza principale, e sono alcune delle stelle che sfuggono alla relazione fra massa e luminosità, di cui dicevamo. Queste tipologie di stelle sono infatti soltanto stadi evolutivi finali di stelle che si trovavano originariamente nella sequenza principale.                                                                                          
Età: il diagramma H-R permette di capire l’Evoluzione Stellare, cioè quei cambiamenti che una stella subirà durante la sua vita, e di conseguenza di risalire all’età di una stella. Nel tempo, infatti, le stelle si trasformano, cambiando le loro caratteristiche, e di conseguenza sarà mutata la loro posizione nel grafico.                                                                                                                                                                                                                              
                                                                                                                                
                                                                                                                                                                                                         
                                                                                                                                            




Dati interessanti e fondamentali sul nostro Sole:

- assieme al Sistema Solare, si trova nel Braccio di Orione della Via Lattea (un braccio galattico secondario - post la Via Lattea)

- orbita a 2/3 dal centro della galassia ad una distanza di circa 28.000 anni luce

- impiega qualcosa come 225-250 milioni di anni terrestri per compiere la completa rivoluzione

- fa parte degli oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 note all'interno della Via Lattea

- supera in luminosità ben l'85% delle stelle della Galassia, gran parte delle quali sono deboli nane rosse

- tra le stelle più vicine, poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole è la 5^ più luminosa in termini assoluti: la sua magnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83

- se qualcuno avesse la possibilità di osservare la nostra stella da Alfa Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe nella costellazione di Cassiopea con una magnitudine apparente di 0,5

- il simbolo astronomico del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro

- dalla Terra la nostra stella dista mediamente 500 secondi luce (8 minuti circa per noi)

- ad una distanza media di 150 milioni di km, cioé la distanza adottata come unità di misura per le distanze all'interno del Sistema Solare, 1 Unità Astronomica - UA (post distanze).



La radiazione viene emessa dal Sole come onde elettromagnetiche nelle varie lunghezze, radio, UV, X e gamma, anche se la maggior parte di esse è costituita in realtà da luce visibile ed infrarossa, le quali consentono la vita sulla Terra e regolano il clima e i fenomeni meteorologici.



Che tipo di stella è il Sole?


Il nostro Sole ci sembra sempre così enorme rispetto a tutti i pianeti del Sistema Solare, soprattutto rispetto ai giganti gassosi come Giove e Saturno, ma lo sapevate che in realtà il Sole è una nana gialla, cioè una stella nana?!
Il Sole è, propriamente, una stella di medie dimensioni (con un raggio di 696.000 Km), classificata dagli astronomi come "nana gialla di classe spettrale G2 V":

- G2 indica che la stella ha una temperatura superficiale di circa 5.780 K (5.500°C), caratteristica che le conferisce un colore rosso, che però appare giallo a causa dello "scattering" dell'atmosfera terrestre

- La V (5 in numeri romani) indica che il Sole, come la maggior parte delle stelle, è nella sequenza principale (che abbiamo già visto sopra)



                                                                  "Light Scattering" di Rayleigh                  Il fenomeno della "diffusione" della luce
                                                                                    Come mai il cielo come lo vediamo noi è azzurro-blu e il sole giallo, mentre dallo spazio il cielo appare nero e il sole bianco?                                     Quali dei due casi è quello reale?                           E a cosa è dovuto questo fenomeno?

Guardando il cielo, perché ci appare azzurro e non bianco come si dice che sia la luce del sole, notoriamente composta da una miscela di tutti i colori? Perché al tramonto e all’alba esso assume colorazioni dal giallo al rosso? E perché le nuvole sono di solito bianche? Ed infine, se vi dicessi che in realtà il cielo al quale siamo abituati non è azzurro ma viola?                                                                                                                                                                        
                                                                                                                              
Per rispondere a tutte queste domande bisogna tener presente il fenomeno della "diffusione della luce" o Light scattering di Rayleigh: essa descrive “una classe” di fenomeni fisici accomunati dal fatto che comportano una deflessione, ovvero un cambiamento nella traiettoria della luce, quando questa incontra lungo il suo cammino delle particelle microscopiche (principalmente azoto, il gas largamente più diffuso in atmosfera) con le quali non ha un rapporto diretto di scambio di energia.          A differenza dei casi di assorbimento (con cessione energetica) o di riflessione in una direzione ben precisa da parte di un’ampia superficie piana, la diffusione della luce avviene un po’ in tutte le direzioni dello spazio intorno a particelle di materia di dimensioni inferiori alla sua lunghezza d’onda, rappresentate pertanto nei diagrammi come delle realtà puntiformi.
Ciò che distingue la diffusione da altri fenomeni fisici analoghi quali la rifrazione e la riflessione, oltre alla elasticità dell'interazione (non cede o acquisisce energia in modo significativo), è praticamente la totale casualità nella direzione delle molteplici traiettorie dei raggi diffusi.                                                                                                                                                       
Questa specifica tipologia di diffusione delle onde elettromagnetiche (che ha luogo, per capirci, appunto quando la luce del sole incontra le particelle di azoto dell’atmosfera - sicuramente le particelle di materia, seppur gassosa, di gran lunga più abbondanti nell’atmosfera terrestre) prende perciò il nome del grande fisico e chimico britannico John William Strutt Rayleigh (1842–1919), premio Nobel per la chimica nel 1904.                                                                                                                                                                
La diffusione ottica comporta un’interazione tra radiazione elettromagnetica e materia (come detto soprattutto nella dimensione delle sue “particelle”, anche se su scala microscopica), quindi la luce che collide con il pulviscolo o le molecole dell'atmosfera. L'entità della diffusione dipende in buona sostanza dalla grandezza e dalla quantità (quindi non dalla chimica) di particelle con cui la luce collide, e l'intensità delle diverse direzioni della luce diffusa dipende dalla lunghezza d'onda in modo inversamente proporzionale.                                                                                                                                                                                                                                                                                                                            
                                                                                                                   
Questo significa:                                                                                                           - verde, blu e soprattutto viola - per queste lunghezze d'onda dello spettro visibile, intensità elevate di luce diffusa                                                                                     - giallo e rosso - per questa parte di lunghezza d'onda intensità minime                                                      
Quindi, per tradurre:                                                                                                - i colori verde, blu e viola sono fortemente diffusi dall'atmosfera (perché i loro componenti vengono diffusi dappertutto) e sono quelli che contribuiscono a "colorare il cielo" di azzurro.                                                      - Il giallo e il rosso, invece, sono i colori che non sono diffusi dall'atmosfera e non c'entrano con il colore del cielo da noi percepito, e i loro componenti dello spettro visibile del sole proseguono la loro traiettoria senza venire deviati: poiché provengono dal Sole, li vediamo solo quando guardiamo il Sole, e per questo non ci appare azzurro ma giallo o arancio.                                                                                                                                                                       
in una pietra opalescente: azzurro diffuso mentre il raggio di luce è giallo arancio
                                                                                                                     

Quindi voi che colore usereste perché sia visto da lontano, quelli che si diffondono o gli altri?                                                                                                 I colori meno soggetti a light scattering (= diffusione della luce) nello spettro di visione dell'uomo sono proprio quelli che vengono usati per essere visibili da lontano (ad esempio il rosso per segnalare agli aerei, durante il volo notturno, la presenza di edifici): in altre parole per segnalare un pericolo devo usare un colore che non sia soggetto a diffusione, cioè che non rischia di diffondersi ma al contrario resta bello preciso e visibile.
                                                                                                                                       Senza atmosfera il cielo apparirebbe nero ai nostri occhi ed il sole decisamente bianco. Su pianeti con atmosfere di composizione chimica diversa (fatta salva la capacità di alcune molecole di eccitarsi e quindi di assorbire alcune specifiche lunghezze d’onda della luce, talvolta restituendola ad una lunghezza d’onda maggiore) il colore azzurro tornerebbe ad essere il blu proprio per la ragione in fondo non chimica del fenomeno di Rayleigh.
E veniamo ad un'altra cosa che ci sembrerà bizzarra: il cielo che vediamo azzurro, in realtà dovrebbe essere viola; sì, perché è questo il colore (e non l’azzurro o il blu) dalla lunghezza d’onda più piccola tra quelli dello spettro della luce visibile del sole. Lo vediamo invece blu in realtà per 2 motivi:                                          1) nello spettro della luce solare c'è molto più blu che viola                                          2) i fotorecettori della retina del nostro occhio sono meno sensibili al viola
                                                                                                                            Inoltre a schiarire il blu del cielo fino a quell'azzurro tenue concorrono tutte quelle particelle soprattutto di acqua, sospese nel cielo e che intercettano meglio i raggi del sole quando sono in pianura.                                                                                                                                                       
Una definizione alternativa proveniente da wikipedia, che però ora dovreste comprendere meglio:                                                                      
un esempio molto comune di diffusione della luce (scattering di Rayleigh) è dato dal colore blu del cielo; la luce (bianca) del sole incide sull'atmosfera terrestre, le cui molecole diffondono con più facilità le frequenze più alte (ovvero i colori più vicini al blu e al violetto); di conseguenza, mentre il grosso della luce ci arriva direttamente dal sole, la luce blu diffusa ci proviene da tutte le direzioni. E il sole, che, quasi per definizione, dovrebbe essere perfettamente bianco, ci appare giallastro, perché gli è stata sottratta un po' di luce blu.                                                                                                        
Un altro esempio tipico è il colore bianco del latte o della farina o delle nuvole: in questo caso le particelle del latte o della farina, o le goccioline d'acqua delle nuvole, diffondono uniformemente tutte le frequenze e, siccome il processo si ripete moltissime volte all'interno del mezzo, la direzione di provenienza della luce non è più riconoscibile ed il mezzo assume un colore bianco.                                                                                                                                                                                                                                                                                          
  



Ora partiamo con il nostro meraviglioso viaggio; nel caso poi voleste scorrere un riassunto tramite slides potete tranquillamente andare al post Il Sole 2/3 - la zona estesa mentre solo alla fine di questi primi 2 post vi suggerisco di andare a godere della libera esposizione di immagini che trovate nel terzo, Il Sole 3/3 - La Luce che da la Vita.


                           V i a g g i o 
        dal centro del Sole verso l'esterno



Premessa:
visto che il Sistema Internazionale di unità di misura della temperatura utilizza i gradi Kelvin (lo zero della scala kelvin è lo zero assoluto = -273,15 °C) manterrò questa unità di misura per le temperature, ma poiché noi siamo abituati a confrontarci quotidianamente con le nostre temperature "umane", tradurrò anche in gradi Celsius tali temperature, così da avvicinarle a noi e renderle più "familiari", per quanto inimmaginabili. In realtà è uno sforzo forse inutile poiché come vedrete, quando si arriva a certe temperature la differenza è praticamente inesistente....

Come base di riferimento, per quanto possa servire, tenete presente che la lava che fuoriesce da un vulcano in eruzione può arrivare a 1.473 K = 1.200 °C

La composizione chimica del nostro astro è la seguente:

- 73,46% da idrogeno
- 24,85% di elio
-  1,69% di metalli, dove quest’ultimo indica un termine generico usato in astronomia per indicare genericamente la presenza di altri elementi



1-  il Nucleo, nel centro del Sole, la fornace

estensione:  150.000 km
temperatura: 15 milioni di gradi
pressione: 200 miliardi di volte maggiore che sulla Terra
densità: 150 volte maggiore dell'acqua liquida


In tali condizioni esiste solo plasmaun fluido costituito da protoni liberi che continuamente collidono fra loro molte volte al secondo (abbiamo fatto un breve accenno nel post Nebulose 1/3 a questo che è il 4° stato della materia e che è diffusissimo nell'Universo e in qualche forma rara si trova anche sulla Terra). I processi di produzione energetica, quindi di fusione termonucleare, avvengono solo in questa regione; il più importante (la principale produzione di energia) è la catena protone-protone (pp1), in cui 4 protoni si fondono per generare 1 nucleo di elio.

Esistono quindi pressioni e temperature così estreme da consentire la fusione di nuclei d’idrogeno - il processo di fusione nucleare - che è alla base dell'energia del Sole stesso; il Sole diventa un reattore nucleare, nel quale l'idrogeno viene convertito in elio.

La fusione nucleare consiste nella trasformazione di 4 nuclei di idrogeno (il costituente principale del Sole) in 1 nucleo di elio; la massa di questo nucleo di elio e' leggermente minore della somma delle masse dei 2 nuclei di idrogeno; la differenza viene trasformata in energia.

In numeri; ogni secondo, 594 milioni di tonnellate di idrogeno vengono trasformate in 590 milioni di tonnellate di elio; la differenza, 4 milioni di tonnellate, corrisponde all'energia che il Sole irradia in 1 secondo.


Il nucleo della nostra stella produce quindi enormi quantità di radiazioni, che emergono in superficie sotto forma di onde elettromagnetiche (soprattutto luce visibile e infrarossi, ma anche ultravioletti, raggi X e gamma).




2- La Zona Radiativa, è meno densa del nucleo e dinamica, l'irraggiamento

estensione: 500.000 Km
temperaturapassa da 6,5 milioni fino a 2 milioni di gradi
viaggio fotoni: dal centro fino alla fine di questa zona 171.000 anni

Essa  ruota in maniera differenziale (velocità diverse in punti diversi) e produce “attriti” nella zona di confine: il gas caldo e carico elettricamente interagisce con la rotazione creando intensi campi magnetici che cambiano a secondo della zona e che sono i corresponsabili delle macchie solari che vediamo sulla “superficie” del Sole.


Nel loro viaggio verso l’esterno, i fotoni lasciano il nucleo del Sole, e a mano a mano che si allontanano la temperatura diminuisce fino ad arrivare a 9 milioni di gradi ed incontrano questa zona. L'energia del nucleo ricade e risale per secoli in questa zona prima di arrivare in superficie. Qui la reazione protone-protone non può più avvenire, l'energia viaggia attraverso questa zona nella forma di radiazione elettromagnetica, come fotoni, ed il calore è ceduto all’esterno per via della "diffusione radiativa"; come dire che i fotoni sono continuamente assorbiti e riemessi al punto che impiegano milioni di anni prima di raggiungere la superficie, ed ovviamente durante questo tragitto perdono sempre più energia.




                                                                                                                                                 Siete stati attenti? Avete letto bene??                            Non lasciamo passare inosservato e liquidato in poche parole questo concetto che ha dell'incredibile:                                                                                                                                                                                                                                           quanto impiega un singolo fotone partendo dal centro della fornace a raggiungere la superficie, in confronto a quanto tempo ci mette dalla superficie ad arrivare fino a noi.                                                                                                                                                                                                        La materia nella zona radiativa è così densa che i fotoni posso viaggiare solo per distanze molto piccole prime di essere riassorbiti e poi ri-diffusi da altre particelle. Durante questo lungo processo, cambiano la loro lunghezza d'onda. Solo per arrivare dal nucleo del Sole fino a fuori dalla zona radiativa, quindi parte del percorso, non tutto, sappiamo che i raggi gamma impiegano circa 171.000 anni
                                                           
tracciato "ottimistico" del viaggio di un fotone
                                                                                                                              Dal nucleo alla superficie:
                                                                       
l'energia liberata dalla fusione nucleare si presenta inizialmente sotto forma di fotoni gamma, che partono per la tangente alla velocità della luce. Essi però non possono fare molta strada, perché vista l'alta densità saranno presto assorbiti da un atomo sul loro cammino, il quale li riemetterà in una direzione diversa e con uno spettro di frequenze più ampio. Il ciclo si ripeterà parecchie volte, finché i fotoni non raggiungono la superficie del Sole e lo lasciano alla volta dello spazio interplanetario.                                                                                                                                          Si calcola che questo trasporto di energia dall'interno all'esterno del Sole duri ben 10 milioni di anni.                                                                                                                                                                                                         In altre parole, se il nucleo del Sole smettesse all'improvviso di produrre energia, la superficie continuerebbe a splendere ancora per lungo tempo, per noi tradotto in ere geologiche. Quindi direi che non c'è da preoccuparsi che il Sole si spenga a breve.
                                                                                                                                       I neutrini, altro sottoprodotto delle reazioni di fusione nucleare, passano invece quasi indisturbati attraverso la materia, ed escono dal Sole in linea retta. Una piccolissima parte è intercettata dai pochi rivelatori di neutrini in attività sul pianeta (vedi post 3/4 alta atmosfera). Nell'immagine qui sotto il soggetto che all'inizio manca sono proprio i neutrini.                                                                                                                                                                          
                                                                                                                                                   
Consiglio ora di andare a vedere, se avete un'ora di tempo libero, il video del post l'Emozione di Viaggiare nel Vuoto Cosmico infinito, dove "sperimentate" una simulazione del viaggio del fotone nello spazio.                                                              


                                                                                                                                                                           Attenzione                                                       "radiativo" e "radioattivo" sono 2 cose diverse, non è un semplice errore di digitazione.                                                                                                                                                                                                                                
                                                      
Radiativo: dal lat. radiare "mandare raggi", che è da radius "raggio".
Processo radiatvo: ogni processo che avvenga con emissione di energia raggiante, cioè che invia raggi.                                                                                                                    
Radioattività:
scoperta alla fine dell’800 dal fisico Henri Becquerel, la radioattività è una trasformazione dei nuclei atomici che permette di passare da un elemento all’altro della tavola periodica.                                                                                    Può essere un fenomeno spontaneo (radioattività naturale) o indotto (radioattività artificiale). Le applicazioni della radioattività oggi vanno dalla medicina alla scienza dei materiali e sono aumentate con la progressiva disponibilità di elementi radioattivi prodotti artificialmente. Ma le radiazioni vanno trattate con cautela per evitare che producano danni irreparabili agli organismi viventi.                                                                                                                        
Un'infarinatura di chimica, come faccio a volte nei post.                                                    Non tutti gli atomi sono stabili, destinati a rimanere per sempre immutabili. Quelli più pesanti – cioè con il peso atomico più grande –, per i quali il nucleo è composto da molti protoni, sono radioattivi e possono disgregarsi emettendo particelle subatomiche o radiazione elettromagnetica (radioattività naturale): questa disgregazione la conosciamo come "decadimento", il famoso decadimento radioattivo.                                                                                                                                                                                                                                               Il funzionamento è piuttosto semplice, fidatevi:                                                                                                            
      I protoni che si trovano nel nucleo dell’atomo, infatti, sono tutti dotati di carica positiva (+) e tendono a respingersi.                                                             All’aumentare del loro numero, quando le forze nucleari non riescono più a compensare la repulsione elettrica, il nucleo si suddivide in due frammenti: una particella che può essere di due tipi, α (alfa) o β (beta), e la parte residua dell’atomo; il tutto è accompagnato in genere dall’emissione di radiazioni elettromagnetiche γ (gamma).
     Ciascuno dei principali decadimenti (α, β, γ) ha caratteristiche diverse: tuttavia per ogni decadimento vale il principio che il numero di protoni e neutroni e la carica totale si conservano.                                                                                                                          
In natura sono state scoperte alcune decine di elementi radioattivi e molte centinaia possono essere creati in modo artificiale: un risultato davvero sorprendente se si considera che il primo elemento radioattivo è stato identificato solo alla fine dell’800.                                                                                                                                                  
                                                                                                         
In realtà le fonti radioattive attorno a noi non sono affatto rare: - i raggi cosmici provenienti dallo spazio contribuiscono a creare un flusso naturale di particelle radioattive (post atmosfera 3/4 e 4/4)
- il calore sprigionatosi dal nucleo della Terra (stimato in 4.000 °C all’incirca) sembra dovuto proprio a elementi radioattivi
- questi ultimi sono presenti – fortunatamente in concentrazioni decisamente inferiori – anche nei minerali della crosta terrestre, come dimostra la presenza nell’atmosfera del radon, un gas radioattivo emesso spontaneamente dal suolo.                                                                                                                                                                                          
Il Radon nella tavola periodica degli elementi
                                                                                      


3- La Tacoclina (tachocline, dal greco takhos = velocità) detta anche "zona di Interfaccia": situata nel 3° più esterno della stella, è la zona di transizione o confine, all'interno del Sole, tra la parte più interna della stella, la zona radiativa (la cui rotazione è paragonabile a quella di un corpo solido - ruota ugualmente a tutte le latitudini), e la porzione esterna, la zona convettiva (che ruota in maniera differenziale comportandosi come un fluido - ruota più velocemente in prossimità dell'equatore solare di quanto non faccia vicino ai poli solari).




Recenti studi condotti tramite l'indagine eliosismologica indicano che la tacoclina abbia un raggio circa 0,70 volte quello del Sole. Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni siano una delle cause dei campi magnetici che caratterizzano la stella.





Rielaborazione computerizzata dei dati eliosismologici che mette in evidenza la disposizione e la struttura della zona radiativa, della tachocline e della zona convettiva











4-  la Zona Convettiva

estensione: 100-200.000 Km e si estende fino alla superficie
temperatura: 2 milioni K o °C



In questa zona il trasporto di calore avviene per "convezione", processo di cui trascrivo qui due possibili definizioni:
- enormi flussi di gas caldo vengono portati verso l’alto da correnti ascensionali mentre masse di gas più freddo scendono verso l’interno allo scopo di asportare calore verso l’esterno
- il movimento di massa del plasma dall'interno della Stella fino a fuori e di nuovo sotto; il plasma caldo viene esposto sopra ed il plasma freddo scende verso il basso


La zona convettiva è anch’essa dinamica ed è caratterizzata da enormi super-granuli che
all’approssimarsi della “superficie” diventano più piccoli (vedi l'immagine qui sotto, in alto); quelli più esterni sono visibili come effetti di granulazione all’oculare di un telescopio solare e rappresentano la parte più alta della "cella di convezione", dove il plasma si raffredda prima di immergersi nuovamente verso l’interno. Questa zona è infatti all'origine delle macchie solari.





5- la Fotosfera, la "superficie" granulare

estensione: solo 300-400 km
temperatura: 5.500° C

la fotosfera, il sottile strato giallo evidenziato


Siamo arrivati alla parte più esterna del "corpo" del Sole, la parte opaca alla luce solare che noi riusciamo a vedere (la “superficie”), che circonda la zona interna e che emette radiazione nella banda ottica.


                                                                                                                                In realta' il Sole non possiede una superficie fisica ben definita; questa è la zona che noi possiamo vedere.                                                                                   Parlando di superficie solare non bisogna pensare a qualcosa di solido; sembra un disco solido e invece è una sfera di gas.
Perciò per superficie solare si intende lo strato gassoso più esterno dove termina la zona convettiva.                                                                                                                                

Questo è lo strato visibile da Terra, la così detta «sfera di luce» (fotosfera), dove si possono osservare i principali fenomeni solari attivi, quali le famose macchie, le facole e i brillamenti o flares (come vedremo, in realtà la maggior parte dei fenomeni grandiosi del Sole li vediamo oggi in cromosfera grazie a strumenti speciali).



L'osservazione con i normali telescopi non può penetrare oltre questa profondità, mentre con la eliosismologia come vedremo possiamo scansionare e analizzare fino a 20.000 km.

Su questo strato, a causa dei complessi moti delle linee di forza dei campi magnetici, si formano le famose
macchie solari: zone in cui il campo magnetico è molto intenso, sono più “fredde” dal punto di vista della temperatura (circa 4.600 K) 4.300°C (temperatura che basterebbe per sciogliere qualsiasi metallo conosciuto e più di 20 volte maggiore del calore massimo di un forno), per un effetto di contrasto appaiono nere all’oculare di un telescopio munito di filtro solare (più avanti le descrivo più approfonditamente).





La Granulazione della fotosfera: 
nella sottostante zona convettiva si sviluppano dei moti convettivi nel gas, cioe' delle bolle di gas caldo s'innalzano verso la superficie, dove si raffreddano, facendo da veicolo per l'energia che altrimenti resterebbe intrappolata all'interno. 


Questi moti, simili a quelli che si producono in una pentola d'acqua in ebollizione, fanno affiorare in superficie delle bolle di gas che danno origine alla granulazione della fotosfera, cioe' ad un aspetto irregolare simile ad un insieme di grani di riso molto luminosi e visibili nella banda ottica dello spettro

E' per questo che la superficie della fotosfera non è liscia ma presenta granuli brillanti. Ogni granulo dura solo pochi minuti, ma il movimento di tutti i granuli fa sembrare la superficie della fotosfera in continua ebollizione. La granulazione appare come un mosaico di maglie luminose, che corrispondono alle «cupole» sommitali delle celle convettive.

Questi granuli che compongono la fotosfera solare sono particolarmente evidenti nei periodi di minimo dell’attività solare, e rappresentano la sommità delle “celle di convezione” sottostanti la fotosfera che trasportano in modo turbolento l’energia verso l’alto; ogni granulo è una tempesta di gas ad altissima temperatura (plasma) larga da 500 a 1.000 km, al centro della quale del gas caldo sale dall'interno della stella, raffreddandosi e ricadendo ai bordi per moto convettivo. Un singolo granulo ha una vita media di soli 8 minuti, ma se ne formano di nuovi continuamente, dando alla fotosfera come detto un aspetto complessivo simile ad una lenta ebollizione. Tra i granuli normali si trovano dei super-granuli con diametri fino a 30.000 km, capaci di resistere fino ad 1 giorno (vedi la prossima parte, la Cromosfera).

La granulazione resta una delle prove fondanti della presenza di moti convettivi all'interno del Sole, mentre non sappiamo d'altra parte se queste formazioni si trovino anche su altre stelle, perché sono troppo piccole per essere viste. Altre formazioni presenti sulla fotosfera sono le macchie solari e i flare solari.

Grazie alla temperatura in superficie il Sole appare bianco-giallo, ma secondo la classe spettrale che abbiamo visto prima, se fosse molto più caldo sarebbe bianco e in seguito blu, se fosse meno caldo, sarebbe molto più giallo, fino al rosso.




6- la Cromosfera, il 1° strato di atmosfera "invisibile"

estensione: 10.000 km
temperatura: aumenta da 20.200 K fino a 50.000 K (20.000-49.700°C) 

Attenzione, la cromosfera è normalmente invisibile dalla Terra per via dell'incredibilmente alta luminosità della fotosfera. E' inoltre 1.000 volte più rarefatta della sottostante Fotosfera.
Può essere vista durante un'eclissi totale di Sole dove viene rivelata la sua colorazione rossa, oppure con un coronografo ove appare come un sottile anello di luce rossa, il cui bordo esterno è sfrangiato in numerose punte luminose, le spicole.




















La cromosfera è sostanzialmente trasparente rispetto al resto dell'atmosfera solare. Fino ad alcuni decenni fa la cromosfera e la corona erano visibili solo durante le eclissi solari (post eclissi), quando la parte più brillante del Sole viene schermata dalla Luna e compaiono i colori della "sfera colorata" (cromosfera).                                                                                              
A partire dal 1892 la ricerca ha fatto progressi enormi, così oggi con l´utilizzo di filtri a banda stretta (filtro de Lyot) oppure con uno spettroeliografo siamo in grado di fornire un immagine del Sole a livello Cromosfera osservata nella riga H-alfa dell'idrogeno.
Attualmente la cromosfera può essere osservata continuamente utilizzando i "filtri interferenziali" (da decenni ormai le osservazioni nelle righe Ha, dell’idrogeno, e K, del calcio 2 volte ionizzato, hanno permesso lo studio sistematico dei vari livelli della cromosfera, dove l’attività solare è molto più rimarchevole che in fotosfera).

E' uno strato che consiste di violenti gas in continuo movimento.
Nella parte più alta (migliaia di Km) si osservano intense protuberanze d’idrogeno che s’innalzano dalla superficie solare: sono immense nubi di gas sospesi sulla superficie solare che seguono gli anelli di campo magnetico. E' qui infatti che si vedono le fontane di gas e plasma così spettacolari ripresi dagli osservatori solari nello spazio.


Lo studio della cromosfera è particolarmente importante per l’analisi dell’attività solare, perché questo strato atmosferico è la sede dei maggiori fenomeni dell’attività solare e, dato che i filtri permettono di osservarla a diversa profondità, è possibile ricavare la configurazione che assumono questi fenomeni con l’altezza.
La configurazione della cromosfera cambia al cambiare della riga usata, quindi, in poche parole, a seconda del filtro usato avremo anche immagini diverse dello strato, per questo non ce n'è una sola ma diverse.


L’aspetto della cromosfera è dominato da una "rete di strutture" (che in inglese viene definita network), che si estende su tutto il Sole, e che rappresenta l’aspetto esterno delle celle di convezione del gas caldo proveniente dal basso.

In questo
spettro-eliogramma
in H-Alfa, possiamo osservare 2 tipi di filamenti:

1- nelle zone quiescenti (zone non attive), sono lunghi, piú spessi e si trovano lontani dalle regioni attive

2- filamenti piú piccoli e piú fini che si trovano nelle regioni attive



In quest'altro spettro-eliogramma della cromosfera, nella fascia K del calcio ionizzato c'é un chiaro esempio della struttura della rete cromosferica.

Gli orli delle maglie della rete sembrano brillanti, ciò è dovuto all´eccesso di temperatura che accompagna l´aumento del campo magnetico.










Le immagine ottenute nell´ultravioletto, corrispondente alla radiazione delle fasce H e K del calcio ionizzato, evidenziano le maglie di questa rete.
Queste maglie sono collegate alle cellule della supergranulazione della fotosfera. 

L'apparenza ondulata della cromosfera, come si può vedere qui a fianco (fascia H-alfa) , è dovuta a queste strutture che, quando osservate contro il disco solare, sembrano filamenti scuri: nel margine di ogni maglia della rete il campo magnetico si concentra e dá origine a getti di gas che si alzano fino a 10 mila km sopra il bordo della cromosfera e con una velocitá di molte decine di km al secondo e che durano tra i 5 e i 10 minuti.

Piccola parentesi, dobbiamo considerare i moti della Zona Convettiva, della Fotosfera e della Cromosfera strettamente legati nelle loro dinamiche e questo lo si può più facilmente capire dal seguente schema (gli strati non sono zone isolate e stagne ma tutt'altro, interagiscono):











La “rete cromosferica” è composta da una fine struttura in continuo cambiamento: la “supergranulazione”, costituita da vere e proprie “celle di supergranulazione” attorno alle quali si formano le spicole e si addensano i campi magnetici.

Queste sono costituite da gruppi di celle con dimensioni dell’ordine di 30.000 Km, che durano in media 1-2 giorni e di fatto non sono altro che il prolungamento nella cromosfera della granulazione presente in fotosfera a sua volta sollecitata dai sottostanti moti convettivi che si sviluppano dal centro al bordo, nonché zona di localizzazione dei campi magnetici e moti verticali di gas lenti. Generalmente le spicole si dispongono lungo i bordi dei supergranuli, dove le temperature sono più alte ed i campi magnetici più intensi.


L’aspetto più appariscente della cromosfera sono quindi:
i grandi fenomeni associati con l’attività

Attorno ai gruppi di macchie (quasi unico fenomeno visibile in fotosfera) si addensano:

- le facole, zone più brillanti del fondo normale dove la temperatura è più alta (ci sono anche nella fotosfera), vicine alle macchie solari ma non sempre, visibili in luce bianca. Esse sono prodotte da gas convogliato dall'interno lungo le linee del campo magnetico.


- le protuberanze (prominence), che escono dal bordo solare: sono le più spettacolari formazioni, e anche le più rare, gigantesche eruzioni/getti di gas caldo, nubi filamentose di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano ampiamente nella corona, in genere fino a quote di 20-40.000 km ma possono anche raggiungere 150.000 km, cioè più grandi dell'intero pianeta Terra, e scompaiono dopo pochi giorni o settimane. Hanno forma di immense fiammate, di vortici, di archi giganteschi. La temperatura della materia gassosa delle protuberanze è molto più calda della cromosfera, ma decisamente "fredda" rispetto alla corona solare.

Un estratto dalla loro classificazione:

Classe I: Protuberanze quiescenti (QRF) di lunga durata
Possono durare da qualche giorno a 7-8 mesi, la media è di 3 mesi

A - Hedgerow o forma di siepe
B - Curtain, Flame, Fan o tenda, fiamma, ventaglio
C - Arch o a forma di arco
D - Cap, irregular Arch o a forma di berretto o arco irregolare
E - Disparition brusque o brusca scomparsa

Classe II: Attive o eruttive (ARF) di corta durata

Le protuberanze eruttive o a rapida evoluzione sono in generale più piccole delle quiescenti, durano solo qualche ora e mostrano elevate velocità (50-1000 Km/ sec) e frequenti variazioni di brillanza. Se la velocità della protuberanza è minore di 670 Km/ sec il plasma ricadrà sul Sole, invece se la sua velocità è superiore ai 670 Km/ sec il plasma si disperde nello spazio interplanetario.

F - Eruptive
G - Surge o aumento improvviso
H - Spray o a forma di spruzzo
I  - Flare Loop o emissione a ciclo

Le protuberanze si osservano durante un'eclissi totale (a volte anche a occhio nudo) come lingue luminose che sporgono dalla cromosfera; se si osservano, invece, contro il disco del Sole appaiono come strutture lunghe e oscure, chiamate filamenti.
Solo i brillamenti solari possono superarle in energia.

- i filamenti appena visti, che sono in pratica le protuberanze viste proiettate sul disco












- talvolta i brillamenti (flares), il fenomeno più intenso dell’attività solare: nell’ambito di pochi minuti distruggono la configurazione del campo magnetico che supporta i centri di attività, liberando un’energia che può essere un millesimo dell’intera energia emessa dal Sole.

Sono violentissime esplosioni di energia, veri e propri lampi di luce intensissimi associati a potenti scariche elettriche e compaiono di tanto in tanto in prossimità di grandi gruppi di macchie. Nel corso di tali esplosioni di brevissima durata vengono liberate enormi quantità di energia, con un'ampia gamma di radiazioni, dai raggi X alle onde radio, che rinforzano notevolmente la radiazione del Sole.


Oltre a radiazioni di carattere ondulatorio, i brillamenti possono lanciare getti di materia gassosa incandescente fino a 10-20.000 km di altezza. Nel caso dei brillamenti più intensi, si osserva anche l'emissione di un'ultra-radiazione, formata da particelle ad altissima energia che si propagano a velocità prossima a quella della luce.
Quando un flare esplode presso il centro del disco solare (rispetto alla Terra, quindi esattamente di fronte a chi guarda, quasi come nella prima foto), nel giro di 26 ore (1 solo giorno!) il flusso di particelle raggiunge il nostro pianeta. I velocissimi corpuscoli di origine solare colpiscono con violenza le particelle ionizzate dell’alta atmosfera terrestre, «soffiandole» verso la bassa atmosfera, dove, a quote tra 70 e 1.000 km (ma con un massimo intorno ai 100 km) danno origine alle aurore polari, boreali e australi (post 3/4 alta atmosfera).

- le spicole o spiculae, lunghe dita di gas luminoso che si protendono dalla fotosfera; oppure anche piccole lingue di idrogeno larghe qualche centinaio di km (fino a 1.000 km) e alte fino a 10.000 km. Le spicule si originano nella bassa e media cromosfera, salgono fino alla cima della cromosfera e poi ricadono più in basso scomparendo nel giro di circa 10 minuti. Avendo la cromosfera un bordo esterno pieno di queste spicole in continuo movimento, a buona ragione P.A. Secchi ne definì l'aspetto generale come una “prateria infocata”.




Viste dall'alto, le spicole giusto attorno alle macchie solari danno una visione a dir poco affascinante e spettacolare e diversa rispetto alla visione di taglio.

Quelle che nell'immagine sono definite "filamenti della penombra" oppure "fibrille" sono le nostre spicole. Nell'immagine possiamo apprezzare anche i granuli






- la granulazione della fotosfera è osservabile anche nella cromosfera, ma qui si trova come macchie luminose (flocculi) alla situate alla base delle spicole



La cromosfera è quindi in definitiva uno strato di transizione a bassa temperatura tra fotosfera e corona.



7- la Corona solare, lo strato "invisibile" più esterno dell'atmosfera a cui arriviamo dopo una "zona di transizione" dove le temperature salgono a circa 1 milione K equivalente a 1 milione di °C

Estensione: nello spazio a più di 1 milione di Km dalla superficie
Temperatura: si ha un’inversione termica, si alza fino a oltre 2.000.000 K (lo stesso circa in °C), ma alcune zone possono raggiungere addirittura i 10 milioni di gradi (il fenomeno che porta ad un riscaldamento così elevato è frutto di discussioni scientifiche da anni)



10.000 volte più rarefatta della Fotosfera.
L'estensione della corona e' difficile da determinare, perché la sua luminosità decresce gradualmente fino a molti milioni di km dal Sole (la sua luminosità è così bassa che la corona, così come le cromosfera, si può osservare direttamente solo durante un'eclissi totale, quando assume l'aspetto di un tenue alone con una luminosità pari a metà di quella della Luna piena, oppure tramite un coronografo: nel primo caso è visibile buona parte della corona - all'incirca fino a 17 milioni di km di distanza dal disco solare - mentre con gli strumenti è possibile vedere solo quella piú interna).

























La Corona è un'immensa zona esterna; questa vasta regione fatta di plasma (cioè gas ionizzati e caldissimi), sempre più rarefatti man mano che ci si allontana dalla sottostante cromosfera, emette fortemente nella banda radio, irradia anche raggi-X. Il suo spettro indica la presenza di atomi di calcio privi di ben 14 elettroni, e di atomi di ferro privi di 13 elettroni; questo appunto indica una temperatura del gas di oltre 1 milione di gradi.


Perché la temperatura della parte più esterna dell'atmosfera è più calda di quella della superficie e dello strato sottostante?

Dallo studio di un gruppo di ricercatori del Politecnico francese Palaiseau, coordinato da Tahar Amari e pubblicato su Nature, appena sotto la superficie della stella esisterebbe una ‘dinamo’ che produce un complesso campo magnetico molto irregolare che scalda la corona solare, come se una fiamma fosse più calda all’esterno piuttosto che all’interno, una sorta di dinamo magnetica; qualcosa di simile a quella presente all’interno della Terra e che garantisce l’esistenza di uno ‘scudo’ magnetico che ci protegge dai raggi cosmici. 
Quella solare sarebbe posta appena sotto la superficie e produrrebbe una complessa ‘foresta’ di piccoli campi magnetici. Grazie a da essa si produrrebbero piccole eruzioni il cui materiale verrebbe scaraventato nelle regioni esterne, la corona. Questa maglia magnetica sarebbe in costante evoluzione e questi cambiamenti sarebbero compatibili con le deboli interferenze che si misurano sulla superficie. 



Fenomeni della Corona solare sono:

- anelli coronali, costituiscono la struttura inferiore della Corona e della zona di transizione delle stelle e quindi anche del nostro Sole. Questi anelli eleganti e altamente strutturati sono la diretta conseguenza del flusso attorcigliato del magnetismo solare rispetto alla superficie del sole.
La diffusione degli anelli coronali è direttamente collegata al ciclo solare, ed è per questo che gli anelli compaiono in genere in concomitanza con le macchie solari, che sono visibili alla base degli anelli. Il flusso magnetico in risalita riesce a perforare la fotosfera, facendo così apparire il sottostante plasma più freddo







- EMC - espulsione di massa coronale (CME "coronal mass ejection"), anche detta "eruzione", è una espulsione di materiale dalla Corona, osservata con un coronografo in luce bianca.

Un fenomeno che “spara” nello spazio miliardi di tonnellate di particelle, che possono raggiungere la Terra in pochi giorni. Il materiale espulso, sotto forma di plasma è costituito principalmente da elettroni e protoni (oltre a piccole quantità di elementi più pesanti come elio, ossigeno e ferro), viene trascinato dal campo magnetico della corona.

Di solito nel cerchio centrale che copre il Sole (coronografo) non si vede niente, qui invece è visibile il Sole adeguatamente schermato.
La sonda della NASA Iris (Interface Region Imaging Spectrograph), lanciata in orbita eliosincrona (vedi post atmosfera 4/4) nel giugno 2013 con il proposito di scrutare con una risoluzione senza precedenti i livelli più bassi dell’atmosfera del sole, ha catturato una gigantesca espulsione di massa coronale (CME) verificatasi il 9 maggio 2014.
Qui possiamo apprezzare la potenza di dettaglio della sonda, affiancata al satellite Sdo visto all'inizio.
Per riuscire a riprendere o a fotografare eruzioni solari, c’è bisogno di un certo anticipo, almeno un giorno, affinché si possano calibrare gli strumenti e puntare la sonda nella zona dell’atmosfera solare in cui avviene l’espulsione di materia.

Quando questa nube raggiunge la Terra viene chiamata ICME - Interplanetary CME; può provocare, oltre alla comparsa di aurore boreali meravigliose, anche conseguenze dannose per i sistemi elettrici e di telecomunicazione.

- buchi coronali; durante il minimo solare, i buchi coronali si trovano principalmente nelle regioni polari del Sole, mentre durante il massimo solare sono dislocate in tutta la superficie solare.
I componenti ad alta velocità del vento solare si sa che transitano lungo le linee magnetiche che passano attraverso i buchi coronali. Sono aree nelle quali le linee del campo magnetico solare si estendono verso lo spazio e non tornano sulla superficie solare (come fanno invece gli anelli coronali), il che crea un campo magnetico aperto il quale, a sua volta, è sorgente di particelle solari note come "vento solare".
I buchi coronali sono regioni-zone con densità e temperatura inferiori rispetto all’atmosfera esterna del sole, la corona (anche il plasma possiede qui una densità inferiore), e possono provocare eruzioni solari che raggiungono il nostro pianeta.
Una delle possibili conseguenze è infatti l'espulsione di massa coronale (CME).

18 luglio 2013
Enorme buco coronale

Il sole viene monitorato costantemente e attentamente dall’Ente Aerospaziale americano. Buchi coronali di tali proporzioni sono rari.














Il Solar Dynamics Observatory (SDO) della NASA ha catturato questa immagine solare il 16 marzo 2015, che mostra chiaramente due macchie scure, note come “buchi coronali“. Il più grande dei due si trova vicino al polo sud e si estende su una porzione di superficie di circa il 6-8%. Anche se può non sembrare significativo, è uno dei più estesi mai osservati dagli scienziati in decenni. Il buco coronale più piccolo, che si trova in direzione del polo opposto, è lungo e stretto. Si estende per circa 3.8 miliardi di chilometri quadrati di superficie solare, circa lo 0.16% del totale.


8-10 settembre 2015 
Si tratta di un evento un po' insolito per quanto riguarda il numero dei "buchi" visibili nello stesso momento. I buchi si presentano come aree scure nella luce dell'estremo ultravioletto, visto che è presente meno materiale in grado di emettere radiazione. 
L'immagine è stata ottenuta alla lunghezza di 211 angstroms, tipicamente color porpora.





La Corona è il posto dove hanno origine i venti solari (nella parte più estrema della corona le particelle ionizzate hanno velocità sufficienti per sfuggire all'attrazione gravitazionale del Sole e si disperdono perciò nello spazio come vento solare); essa quindi si mescola con il "vento solare" costituito di particelle di gas carico non trattenuto dalla corona che viene espulso da enormi venti che soffiano in tutte le direzioni a 400 Km/s (post Aurore e post atmosfera 3/4 Il Sole emette continuamente un getto di gas ionizzato, detto vento solare, ad una velocità variabile tra 250 e 850 Km/s).























Parte di queste particelle cariche raggiungono la Terra, vengono incanalate lungo l’asse magnetico terrestre e danno luogo alle aurore polari (post aurore e post 3/4 alta atmosfera).

Generatore Aurorale
Le particelle del vento solare fluiscono lungo il confine della magnetosfera terrestre e attraversano le linee del campo magnetico. Gli ioni positivi e gli elettroni, che sono di carica opposta, sono indirizzati in direzioni opposte e generano una corrente elettrica. Questo fenomeno costituisce un gigantesco generatore che trasforma l’energia cinetica delle particelle del vento solare in energia elettrica, con una produzione di più di 1 milione di megawatt. Questo meccanismo alimentato dall’interazione tra il vento solare e la magnetosfera terrestre è il “generatore aurorale”.
Contemporaneamente alle aurore polari, si verificano forti perturbazioni nel campo magnetico terrestre, chiamate tempeste magnetiche, anch’esse legate alle perturbazioni nella ionosfera e provocate dall’attività solare.

                                                                                           6 affascinanti influenze del vento solare                                                                                                                                                1- il suo effetto più vistoso è quello di formare la coda delle comete, respingendo i gas ionizzati che queste emettono                                                                                                    
2- i brillamenti, i quali provocano, circa 3 giorni dopo, delle tempeste magnetiche, interferenze radio o bellissime aurore                                                                                        
3- deforma le magnetosfere dei pianeti dotati di campo magnetico, come la Terra. L'atmosfera che ci protegge da queste particelle letali per la vita, viene compressa dal lato rivolto al Sole e stirata a forma di goccia nel lato opposto (post 3/4 alta atmosfera)                                                                                                                                      
4- interferisce con la ionosfera terrestre, disturbando o addirittura interrompendo, le comunicazioni radio nella banda delle onde corte, soprattutto. Ma esso disturba pure le comunicazioni con i satelliti in orbita attorno alla Terra, producendo talvolta veri e propri blackout delle comunicazioni (post 3/4 e 4/4 atmosfera)                                                                                                                                                    
5- il fenomeno più vistoso (e raro per le nostre latitudini) è però quello della generazione delle aurore (boreali ed australi) le quali possono essere viste in aree vastissime, quando le particelle cariche elettricamente vengono indirizzate verso i poli magnetici terrestri (post aurore e 3/4 atmosfera)                                                                                                                                                                                  
6- Un altro fenomeno non visibile, ma causato dal Sole, è quello del "gonfiarsi" o "ridursi" degli strati più esterni dell'atmosfera terrestre; a seconda del punto raggiunto nel periodo del ciclo undecennale, gli atomi o le molecole dell'atmosfera rarefatta della zona esterna, espandendosi, possono creare un maggiore attrito nel moto dei satelliti in orbita bassa (post 4/4 viaggio attraverso l'atmosfera).                                                                                                                              Una esempio del loro effetto è stata la progressiva "caduta" della stazione spaziale Skylab, della N.A.S.A., la quale proprio per l'attrito residuo degli strati esterni, dovuto all'eccezionale attività del ciclo solare degli anni 70, è ricaduta una decina d'anni dopo sulla nostra superficie provocando un notevole allarme nelle zone soggette a "possibile impatto" (il corpo pesava varie tonnellate !)                                                                                                                                                                                                                                     



Il Sole, stella sempre attiva

Sappiamo che il Sole è una stella sempre attiva, segni della sua attività sono infatti:
- le macchie solari
- i flare o brillamenti
- le espulsioni di masse coronali (CME)
- il vento solare

Le macchie solari sono studiate e registrate sin dai tempi di Galileo (1600) anche se sembrano ci siano testimonianze cinesi che ci portano indietro al IX secolo; ma fu solo nel 1844 che Schwabe (astronomo tedesco) scoprì l’esistenza di un ciclo periodico nella loro comparsa e scoprì che il numero delle macchie segue un ciclo di circa 11 anni.

Le macchie solari: ma cosa sono?

Vediamo alcune descrizioni, grazie alle quali sarà più facile avere un'idea precisa.

- Sono delle regioni della fotosfera solare (la “superficie” del Sole) in cui si evidenzia un’intensa variazione di campo magnetico. L'origine delle macchie solari sembra infatti dovuta al campo magnetico solare, come gran parte dell'attività fotosferica

- si presentano sempre all’interno di una fascia che va da circa +40° a -40° intorno all’equatore solare; esse appaiono spostarsi sulla superficie del disco solare, come conseguenza del moto di rotazione del Sole, e le loro proprietà variano secondo cicli di circa 11 anni.

- Sono punti "freddi" della fotosfera, hanno un diametro di circa 35.000 Km e appaiono come zone scure sulla fotosfera perché si trovano a temperatura inferiore rispetto al resto della superficie, circa 4.600 K (4.300° C) rispetto ad una temperatura superficiale media di 5.700 K (5.500° C)







- sono continuamente variabili per dimensioni, per forma e soprattutto per numero. Sono piccole aree scure, depresse rispetto alla superficie circostante, nelle quali si distingue una zona centrale più scura circondata da una fascia più chiara. In realtà tali strutture appaiono scure solo per contrasto con la fotosfera, rispetto alla quale la loro luminosità è ridotta a 1/3.

La zona oscura centrale chiamata “ombra” è circondata da una regione più chiara, detta “penombra”, di luminosità intermedia fra ombra e fotosfera, che presenta una struttura di filamenti a raggiera chiamati “fibrille” (che abbiamo visto essere le spicole della cromosfera).

I Pori sono macchi singole mentre le macchie più grandi sono in realtà raggruppamenti di pori.


- Le macchie solari sono relativamente immobili rispetto alla fotosfera e prendono parte alla rotazione solare. Una macchia solare è dunque una zona tranquilla rispetto alla fotosfera turbolenta, perché l’intenso campo magnetico ad essa associato inibisce la convezione della sottostante zona convettiva.




- hanno dimensioni comprese tra poche migliaia e più di 200.000 Km e sono circondate da regioni di penombra













- In corrispondenza della linea di separazione fra i forti campi magnetici di polarità opposta vengono osservate le eruzioni di materia ed emissione di energia nella banda X


Formazione
Le macchie appaiono in genere a gruppi, raramente sono isolate, e hanno all'inizio un diametro di circa 1.600 km. In ognuno di tali gruppi si osserva una regolare evoluzione:
si comincia con l'apparire di più macchie piccole e, per un certo tempo dopo la loro comparsa, le macchie aumentano di dimensioni e di numero e così espandendosi si aggregano tra loro; poi cominciano a ridursi fino ad estinguersi, mentre nascono e si sviluppano altri gruppi di macchie.
In media i singoli gruppi di macchie hanno una vita di 1 settimana, ma una piccola percentuale di essi può continuare a svilupparsi fino a raggiungere, nell'arco di parecchi mesi, diametri di 100.000 km (quasi 10 volte quello della Terra!): sono queste le macchie visibili ad occhio nudo, già osservate prima da Galileo.

                                                                                  Origine delle macchie solari e la "rotazione differenziale": come si produce un campo magnetico?                                                                 Un'altra piccola infarinatura di fisica                                                                                                             
     Tutti questi fenomeni della fotosfera e cromosfera che occupano determinate regioni dette regioni attive solari, sono l’effetto di interazioni di campi magnetici prodotti dal Sole. Significa che le macchie solari ad esempio nascondono un meccanismo ben più gigantesco.
Ora però serve chiarire alcuni concetti base di fisica per capire come si può generare un campo magnetico e comprendere meglio ciò che accade sul Sole.                                                                                      
     Particelle elementari come gli elettroni generano già di per se un campo magnetico, poiché è una delle loro caratteristiche fondamentali, così come lo sono la massa e la carica elettrica.
Ma accade che nella totalità dei materiali questi campi si annullano a vicenda e non si ha luogo ad un campo magnetico netto.                                                                                                                                                      
     Un altro modo per produrre un campo magnetico è quello di mettere in moto cariche elettriche, per esempio attraverso un conduttore come accade nei fili elettrici. Quotidianamente abbiamo a che fare con dispositivi che funzionano mediante questo principio, ad esempio motori elettrici, altoparlanti etc...                                                                                                        
     Applicando questa cosa al Sole, il gas del sole è un gas particolare, in pratica completamente ionizzato: un plasma, altamente conduttivo, che produce un campo magnetico.
In effetti il Sole è costituito da gas ionizzato, cioè gas «elettrizzato», quindi il fluire di questo gas è analogo al fluire di una corrente elettrica in un conduttore, generando quindi un campo magnetico.                                                                                                                                                                                                                                                                                                            
formazione del cosiddetto "gomitolo magnetico"
                                                                                                                                        Ma il Sole non è un corpo rigido, la sua superficie infatti è caratterizzata da un continuo spostarsi di masse gassose che portano alla creazione di zone a differente velocità di rotazione.
All’equatore tali zone impiegano 27 giorni per completare un giro completo, 34 se si trovano sui poli. Questa «rotazione differenziale» incide profondamente il campo magnetico prodotto ed è la causa principale delle attività solari.                                                                                                                  Le linee di forza del campo magnetico (tubi di flusso magnetico) vengono trascinate dal materiale che si trova in superficie e, quelle che si trovano in prossimità dell’equatore vengono trascinate maggiormente rispetto alle linee di campo presenti sui poli; il risultato è un groviglio che nel giro di 11,5 anni (da qui il termine undecennale) ritorna nella configurazione iniziale ma con polarità opposta.                                                                                                                                                      
                                                                                                                                       Le macchie solari sono relativamente immobili rispetto alla fotosfera e prendono parte alla rotazione solare. Misure spettroscopiche basate sull’effetto Zeeman confermano l’esistenza in esse d'intensi campi magnetici (da qualche centinaio a più di 10.000 volte il campo magnetico della Terra), la cui intensità è correlata con l’area.                                                                                                                                        Significa che le macchie solari sono le "sezioni" di un tubo di flusso magnetico emergente in fotosfera dalle zone sottostanti.                                                                                                                                                              
                                                                                                                                        Essendo dunque legate ai flussi e campi magnetici, la presenza delle macchie solari, il loro numero e la quantità media sulla fotosfera, rappresenta uno degli indicatori diretti, in quanto facilmente visibili, dell’attività solare in un determinato periodo.                                                                                                                                                                                                                                  



L'osservazione sistematica della superficie solare ha messo in evidenza 2 caratteristiche molto interessanti delle macchie, che abbiamo appena visto ma qui evidenzio.

1) La prima è che il loro numero non è costante, ma passa da nessuna macchia a moltissime macchie, con una periodicità di 11 anni. La regolarità dei cicli delle macchie solari a volte si interrompe: tra il XVII e il XVIII secolo vi furono 34 anni con macchie e 70 senza.




























2) L'altra caratteristica interessante delle macchie solari, nella quale probabilmente è la chiave per interpretare la natura e l'origine di tale complessa attività, è che alle grandi macchie è associato un forte campo magnetico (come abbiamo appena visto nell'approfondimento sul campo magnetico).




Quindi riepilogando, 
tra i fenomeni superficiali del Sole abbiamo:
(divisi per strati)

Fotosfera:

- granulazione/granuli
- macchie/spots
- facule

Cromosfera:

- granulazione/flocculi
- macchie/spots
- facule
- spicole
- brillamenti/flares
- protuberanze/prominence
- filamenti

Corona:

- anelli coronali
- esplsioni di massa coronali - EMC
- buchi coronali
- vento solare

(in forma di elenco o lista della spesa)

- macchie (fotosfera e cromosfera)
- facule (fotosfera e cromosfera)
- granuli (fotosfera)
- flocculi (cromosfera)
- super-granulazione (fotosfera e cromosfera)
- spicole (cromosfera)
- anelli coronali (corona)
- brillamenti (cromosfera)
- protuberanze (cromosfera)
- filamenti (cromosfera)
- espulsioni di massa coronali EMC (inglese CME coronal mass ejection)
- buchi coronali (corona)
- vento solare (corona)
- ciclo solare (minimo massimo), lo vediamo qui sotto



Chi è più cattivo, il Vento Solare o i Raggi Cosmici? 
Non tutto il male vien per nuocere..

Il Sole attraversa una fase di particolare attività ogni 11 anni. In queste fasi, il numero di macchie solari più scure sulla sua superficie aumentaAl momento di massima intensità del ciclo delle macchie solari, si registra un numero molto più alto di tempeste solari. Durante l'ultimo massimo solare, nel 2001, la straordinaria serie di brillamenti solari ed espulsioni di massa coronale ha liberato nello spazio miliardi di tonnellate di materiale ad altissime velocità. 

Cosa collega 

- macchie solari 
- flare
- vento solare 
- Raggi cosmici 

E come questo legame interessa la nostra salute? 


Maggiore è il numero di macchie e maggiore è l’attività solare; la quantità di macchie presenti sul Sole è registrata sia negli osservatori astronomici nel mondo che dagli astrofili amatoriali ed è associata ad un indice di attività chiamato "numero di Wolf" che rappresenta una misura soggettiva legata alle macchie solari e gruppi di macchie presenti sulla superficie del Sole.

All’interno di ogni ciclo si possono distinguere i due estremi di attività: minima e massima. Fate attenzione ora, è un discorso non secondario e contiene informazioni preziose per la nostra salute.

Lo sapevate che il vento solare, ritenuto letale per noi se non ci fosse il campo magnetico terrestre a proteggerci, è anche nostro alleato poiché ci protegge facendo da scudo naturale contro i raggi cosmici?

Quando il nostro Sole è quiescente il numero di macchie solari è al MINIMO, l’intensità del vento solare che ci protegge naturalmente dai raggi cosmici è minima, così un flusso maggiore di questi raggi cosmici (che sono particelle cariche provenienti dallo spazio - tra cui protoni, post atmosfera 3/4 e 4/4) riesce a raggiungere l’alta atmosfera terrestre. Questo fenomeno fa accrescere il processo di condensazione delle gocce di nube sulle particelle di "aerosol" (in altra sede approfondiremo questo discorso) e quindi, indirettamente, le formazioni di nubi ad alta quota, causando (su periodi lunghi) una diminuzione della temperatura terrestre e periodi di freddo.

Recentemente si è trovata una correlazione fra il bombardamento dei raggi cosmici e la produzione di radio carbonio 14C prodotto in alta atmosfera.

MIN - Minima attività solare, maggior quantità di raggi cosmici che investe la Terra e maggior produzione di 14C. Il 14C sulla Terra è assorbito dagli alberi che rappresentano quindi degli ottimi strumenti di analisi per inferire sull’attività solare in epoche passate; la quantità di C assorbito viene valutato analizzando la formazione degli anelli negli alberi (dendrocronologia).

Al contrario:

MAX - Maggiore è l’attività solare, a cui corrisponde un numero elevato di macchie solari, maggiore è la quantità di radiazione solare che il Sole produce e che investe la Terra. E’ proprio durante questo periodo che i satelliti in orbita intorno alla Terra e gli astronauti dell’ISS sono maggiormente esposti ai periodi di radiazione e ai poli le aurore sono più frequenti e più intense.
Questa quantità di radiazione che investe il nostro pianeta è incanalata lungo le regioni polari dal campo magnetico terrestre, rappresenta uno scudo difensivo (una protezione naturale) contro i raggi cosmici, e da luogo alle aurore polari. In questo caso si riduce la quantità di carbonio 14C ed una diminuzione della formazione di nubi: il clima è più mite.

Da notare:


nel periodo di massimo la Corona appare simmetrica e quasi circolare




mentre



nei periodi di minimo mostra un forte appiattimento, con lunghi fasci all'equatore solare.




Quindi riassumendo:

se c'è meno attività solare (MIN):

+++++ arrivano meno radiazioni agli astronauti e sulla terra
---------  ma in compenso arrivano più raggi cosmici (tra cui protoni) e aumenta il 14C in alta atmosfera, ed essi hanno effetti sul lungo periodo sul clima causando periodi di freddo

se l'attività solare aumenta (MAX):

-------- c'è più vento solare, più radiazioni colpiscono gli astronauti e la terra, e incanalate nelle linee del campo magnetico aumentano le aurore
+++++ ma in compenso il campo magnetico terrestre, facendo da scudo difensivo naturale, protegge gli abitanti dai raggi cosmici. Inoltre si riduce la quantità di 14C e il clima è più mite diminuendo la formazione di nubi in alta quota

In parole povere:

quando osservate il Sole notando aumento di macchie solari oppure quando ammirate le aurore che aumentano in intensità pensate che ci stanno proteggendo dai raggi cosmici e fanno tornare un po' di caldo, anche se i nostri astronauti in orbita devono stare molto attenti a proteggersi di più.
Mentre quando il Sole è "tranquillo" e le aurore "a riposo" vuol dire che noi siamo più esposti ai raggi cosmici e alla lunga farà più freddo, anche se gli astronauti sono più al sicuro.



Oltre alla struttura del Sole, rimangono innumerevoli misteri riguardo a come la nostra stella funziona e per questo abbiamo in orbita alcuni dei migliori osservatori scientifici mai costruiti, che analizzano il Sole in maniera più approfondita di quanto non sia mai stato possibile. 
Molti sono gli osservatori solari partiti in questi anni e molti altri partiranno nei prossimi anni.




Nel post 2/3 Il sole - La Zona Estesa vedremo un breve riassunto di questo post tramite slides, vedremo la Zona Estesa del Sole, il suo destino e alcune esperienze dedicate alle Scuole. Nel successivo, Il Sole 3/3 - La Luce che da la Vita, una serie di foto "libere" per goderci la sua bellezza. Per ora buonanotte.



Consiglio ora, in chiusura, di andare a vedere, se avete un'ora di tempo libero, il video del post l'Emozione di Viaggiare nel Vuoto Cosmico infinito, dove "sperimentate" il viaggio di un fotone dalla superficie solare verso il Sistema Solare.









link utili:

http://www.link2universe.net/2012-02-19/qual-e-la-temperatura-del-sole/
http://articolidiastronomia.com/category/sole/struttura-del-sole/
http://archive.oapd.inaf.it/MOSTRA/NEW/A2003SUN.HTM
http://www.castfvg.it/sistsola/sole/ilsole.htm
http://daltonsminima.altervista.org/2010/08/12/bozza-la-conoscenza-base-del-sole-6-la-cromofera/
http://www.astronomiamo.it/Articolo.aspx?Arg=La_cromosfera#sthash.CVoQLgkW.dpbs
http://www.astronomiamo.it/Articolo.aspx?Arg=La_fotosfera#sthash.QhuqpL5t.RgK70UTH.dpbs

articolo sullo scattering atmosferico
http://www.chimicare.org/curiosita/la-chimica-dellambiente/perche-il-cielo-e-azzurro-e-il-sole-e-giallo-e-le-nuvole-bianche/

ottima lezione a slides sulla dinamo solare, Franco Alladio
http://slideplayer.it/slide/2842354/

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