Studiare il sole e’ importante perche’:
- E’ un immenso laboratorio in condizioni fisiche non riproducibili sulla Terra .
- La vicinanza permette di distinguere le strutture “atmosferiche” e quindi capire il funzionamento delle altre stelle.
 

Caratteristiche   fisiche:

raggio: 696 000 km
massa: 1.98 x 1033 g
luminosita’: 3.9 x 1026 Watt/cm2
magnitudine apparente: -26.74
magnitudine assoluta: +4.83
densita’ media: 1.4 g/cm3 (acqua = 1 g/cm3)
densita’ centrale: 140 ÷ 180 g/cm3
accelerazione gravitazionale  : 274 m/sec2
eta’: circa 4.5 miliardi di anni
campo magnetico globale: 1 Gauss (~ campo magn. terrestre)
distanza media dalla Terra: 1 Unità Astronomica =~ 150 milioni di km
periodo di rotaz. all’equatore: 26 giorni
periodo di rotaz. ai poli: 32 giorni
perdita di massa : 1 miliardo di kg/sec (~ 10-14  Masse Solari / anno)
temperatura “efficace” (~ temp. superficiale): 5780 K (0 K = -273 °C)
temperature centrale : 15 milioni di K
tipo spettrale : G2 V
 
 

in generale presenti allo stato ionizzato per l’elevata temperatura.

- La radiazione emessa dagli strati interni viene riassorbita dal plasma (gas ionizzato).
- A noi perviene solo la radiazione emessa dalla fotosfera.

Atmosfera

Fotosfera: “superficie” del sole

spessore : 600 ÷700 km
temperatura: 6600 K
macchie: zone scure perche più fredde, isolate o a gruppi

Rappresentazione schematica di macchia solare

tempombra: 4000÷ 5000 K
luminosombra: 5÷15 % luminosita’ fotosfera
temppenombra: 5500 K
luminospenombra: 60 %

Filamenti:
lunghezza 5000 ÷ 7000 km
larghezza 300 ÷ 400 km

diametro macchia : 7000 ÷ 50000 km

Le macchie sono zone in cui c’è una locale intensificazione del campo magnetico (=~3000 Gauss)

- Il gas ionizzato si dispone lungo le linee di forza del campo magnetico formando i filamenti (analogamente alla limatura di ferro su un foglio di carta a cui è avvicinata una calamita).
- la convezione in superficie e’ inibita dall’intenso campo magnetico e così diminuisce la temperatura.

Dalle osservazioni delle macchie, compiute da Galileo, si è scoperto che:

- il sole ruota attorno al proprio asse
- l’asse e’ inclinato rispetto il piano dell’eclittica
- la velocita’ angolare e’ differenziale: l’equatore ruota più velocemente delle regioni polari
 

Periodicità delle macchie:
 Il numero delle macchie e tutti i fenomeni connessi col campo magnetico cambia con una ciclicità di 11 anni.
 All’inizio di ogni ciclo (quando, dopo aver raggiunto valori minimi, il numero delle macchie comincia ad aumentare) le macchie si formano ad alte latitudini, poi sempre piu’ vicino all’equatore. Non si osservano macchie a lat. > 40° (nord o sud).

Facole: zone piu’ luminose quindi a temperatura piu’ alta. Sono visibili anche in cromosfera.

Grani: sommita’ delle celle convettive.
 

Spettro solare

E’ costituito dallo spettro continuo dlla radiazione emessa dalla fotosfera a T = 5785 K --> max di emissione nel giallo-verde (Lambda =  5000 ÷ 5500 A)
 solcato dalle righe di assorbimento (scure).
righe scure--> assorbimento da parte dei gas (H, He, O, Na) presenti nelle parti più alte della fotosfera (righe di Fraunhofer)

dallo spettro possiamo conoscere:
- temperatura e densita’ superficiale.
- moti ascendenti e discendenti.
- rotazione solare.
- intensità del campo magnetico
 

Cromosfera

E’ visibile nella lunghezza d’onda rossa emessa dall’idrogeno neutro (H-alfa)

spessore = 10000 km
densità= 8 x 10(-8) ÷ 4 x 10(-5) g/cm3
T = 103÷104 K

protuberanze: eruzioni di gas osservate sul bordo. Sul disco appaiono come filamenti  scuri dalle forme piu’ varie: arco, zampillo di fontana , albero, pennacchio...

“loops”: tracciano le linee di campo magnetico che emergono dalla fotosfera. Si espandono fino in corona e collegano macchie di polarita’ opposta.

“flares” (brillamenti): intensificazione nell’emissione di radiazione all’interno di una zona attiva.
- sono causati dalla variazione della configurazione del campo magnetico vicino ad un loop.
- possono interessare tutta l’atmosfera.
- sono spesso accompagnati da emissione di materia.

spicole: strutture cromosferiche in corrispondenza delle celle convettive più grandi.
 

Corona

Emette soprattutto nei raggi X ma diviene ben visibile durante un’ecclissi totale o con il coronografo.

densità  = 10(-15) ÷ 10(-17) g/cm3
T = 100 000 ÷ 1 000 000 K

T e densità non sono uniformi e sono presenti delle strutture:
- regioni brillanti (sommittà dei loops)
- punti brillanti
- buchi coronali
 

Struttura interna del Sole: vedi capitolo sulle stelle
 

         Carla Distefano

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