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IL
SOLE
Il Sole non è che una delle oltre cento miliardi di stelle che si stima
popolino la nostra galassia la quale, a sua volta, non è che uno fra gli
altrettanto numerosi oggetti analoghi che si calcola risiedano nell’Universo
osservabile.
Attualmente esistono metodi molto precisi per valutare di ogni stella,
sufficientemente vicina, la distanza, il diametro, la massa, la luminosità, la
temperatura superficiale e la composizione chimica, oltre ad altri parametri più
tecnici (campo magnetico, indici di colore, ecc.). Queste misure hanno mostrato
che alcune grandezze, come ad esempio diametro e luminosità, variano notevolmente
da stella a stella (i diametri vanno da un centesimo a cinquecento volte il
diametro solare e la luminosità da un millesimo a più di centomila volte
quella del Sole), mentre altre variano entro intervalli relativamente piccoli
(la massa varia solo da un decimo a cinquecento masse solari). La temperatura
superficiale infine, è compresa fra un minimo di tremila e un massimo di
quarantamila gradi assoluti (i gradi assoluti o kelvin, simbolo K, hanno una
spaziatura uguale a quella dei gradi centigradi o celsius, simbolo °C, ma una
differenza di 273 gradi: lo zero kelvin ad esempio corrisponde alla temperatura
di –273 °C).
Gli astronomi classificano le stelle in funzione delle temperature
superficiali decrescenti in sette classi denominate O, B, A, F, G, K, M. Il
disordine alfabetico della successione è dovuto al fatto che la classificazione
definitiva ha subito nel tempo varie modificazioni rispetto a quella iniziale:
alcune classi essendo state soppresse, altre invertite di posizione. Gli
studenti americani di astronomia, al fine di memorizzare la sequenza confusa
delle lettere scritte sopra, si sono inventati un approccio sentimentale alle
loro compagne: “Oh! Be a fine girl, kiss me” (Oh!
Sii carina, ragazza, baciami). Il Sole appartiene alla classe G.
Una volta determinata la temperatura superficiale di una stella è
possibile calcolare di essa l’emissione di energia per unità di superficie.
Da questo dato si deduce che una stella è tanto più luminosa quanto maggiore
è la sua superficie. Si è deciso quindi di chiamare “stelle giganti”
quelle che all’interno di una stessa classe di temperatura risultano più
luminose e “stelle nane” quelle meno luminose. Il Sole risulta essere una
nana gialla. Anche il colore, come è noto, rappresenta un dato significante di
una stella perché strettamente connesso alla sua temperatura superficiale: una
temperatura di 3.500 gradi produce luce rossa mentre temperature di oltre 7.000
gradi producono luce violetta; il Sole ha una temperatura media superficiale di
5.785 K, pari a 1. LE CARATTERISTICHE FISICHE
La vita sulla Terra è connessa direttamente e intimamente con il Sole.
Le piante ad esempio sfruttano la luce di quest’astro per sintetizzare il
nutrimento e molti animali modificano il loro habitat naturale in funzione del
clima ossia dell’altezza che assume il Sole in cielo nel corso dell’anno.
Anche per l’uomo il Sole è stato un riferimento importante fin da quando
l’alternarsi del giorno e della notte e quello delle stagioni ha condizionato
la sua vita e le sue attività.
Il Sole, data la relativa vicinanza alla Terra (dista da noi solo 150
milioni di kilometri, mentre la stella più vicina dopo di esso si trova ad una
distanza che è 300.000 volte maggiore) è un astro di cui è possibile
osservare direttamente e in dettaglio molte caratteristiche fisiche. Solo
di recente, usando particolari accorgimenti, è stato possibile osservare, ma
in modo grossolano, qualche dettaglio anche sulla superficie di stelle molto
vicine mentre normalmente queste appaiono al telescopio come semplici punti
luminosi. Il Sole costituisce quindi un ottimo banco di prova per verificare le
teorie sulla struttura e sulla evoluzione delle stelle.
Se il Sole si fosse formato all’indomani del big bang, come è avvenuto
per le stelle dette “di prima generazione”, la sua composizione iniziale
sarebbe stata di idrogeno con una piccola percentuale di elio, cioè degli unici
elementi presenti a quel tempo. Ma il Sole si è formato ben 10 miliardi di
anni dopo l’inizio dell’Universo da una nebulosa che conteneva, oltre ad
idrogeno ed elio, alcuni elementi pesanti che erano stati sintetizzati entro
stelle le quali successivamente erano esplose sotto forma di supernove lanciando
nello spazio il loro contenuto.
Il Sole è quindi una stella di seconda generazione essendosi formato
utilizzando in parte materiale riciclato ed oggi si stima sia costituito per il
75% di idrogeno, il 23% di elio ed il restante 2% di ossigeno, carbonio, ferro,
azoto ed altri elementi pesanti molto diffusi sulla Terra. Quest’astro splende
da circa 5 miliardi di anni e si ritiene che possa continuare ad irraggiare
energia con la stessa intensità per un tempo altrettanto lungo.
In generale, la massa di un corpo celeste può essere determinata
misurando i suoi effetti gravitazionali su altri corpi che si trovano nelle
vicinanze. Nel caso del Sole si è presa in considerazione l’azione
gravitazionale che esso esercita sul nostro pianeta. Essendo note le
caratteristiche dell’orbita seguita dalla Terra nel suo moto intorno al Sole
è possibile stimare la forza che tiene vincolato il nostro pianeta alla sua
orbita. Questa forza è direttamente proporzionale alla massa del Sole e
inversamente proporzionale alla sua distanza dalla Terra. La massa della nostra
stella è stata quindi valutata 2×1030
kg (pari a 333.000 masse terrestri; ciò significa che se sul piatto di una
gigantesca bilancia si ponesse il Sole, sull’altro piatto, per fare
equilibrio, si dovrebbero porre 333 mila pianeti come
Conoscendo la distanza del Sole e l’angolo sotteso dal suo diametro
apparente (pari a circa mezzo grado) è possibile dedurre il diametro lineare
dell’astro e quindi il suo volume. I calcoli hanno portato ai seguenti
risultati: lunghezza del diametro 1,39×106
km (pari a 109 diametri terrestri) e volume 1,4×1018
km3 (pari a 1,3×106
volumi terrestri: esso potrebbe quindi accogliere al suo interno un milione e
trecentomila Terre). Da queste grandezze si ricava che la densità del Sole è
1,41 g/cm3, poco più dell’acqua e circa un quarto di quella
terrestre.
Un modello molto grossolano che però si ricorda facilmente per la
presentazione in scala del sistema Terra-Sole è quello di immaginare il Sole
grande come un grosso pallone di un metro di diametro posto sulla linea di porta
di un campo di calcio mentre all’altezza dell’altra porta verrebbe sistemata
una pallina (la Terra) di un centimetro di diametro, appena visibile fra l’erba.
Ciò che noi vediamo del Sole è lo strato superficiale la cosiddetta fotosfera
(dal greco: “sfera di luce”) costituita dall’insieme di tanti granuli
ovvero da milioni di punti molto luminosi interrotti qua e là da pori oscuri,
che a volte si ingigantiscono formando alcune aree altrettanto scure chiamate macchie intorno alle quali si notano delle chiazze di gas più
luminose denominate facole.
I granuli, brillanti come “grani di riso” sparsi su un piatto,
visti al telescopio sembrano minutissimi ma in realtà sono colonne convettive
di dimensioni equivalenti a quelle di uno Stato grande come
Il Sole è un corpo gassoso in cui la superficie appare solida perché il
gas diventa opaco e luminosissimo in seguito alla pressione esercitata su di
esso da quello sovrastante, il quale non si vede alla luce del giorno ma diventa
evidente quando 2. L’ATTIVITÀ SOLARE E
Nelle macchie solari si distingue una parte centrale più scura detta
“ombra” circondata da una fascia più chiara detta “penombra”. In realtà
tali strutture appaiono quasi nere per contrasto con la luminosità della
fotosfera rispetto alla quale la loro luminosità è solo leggermente minore.
Le macchie variano per dimensioni, per forma e soprattutto per numero passando
da un valore minimo ad uno massimo nel giro di circa 11 anni.
Alcuni scienziati ritengono che l’attività variabile del Sole
influisca sul clima della Terra, anche se la connessione in realtà non è ben
compresa. Nel 1893 il fisico inglese E. Walter Maunder consultando vecchi libri
e riviste scoprì che il Sole aveva subìto importanti mutamenti in tempi
relativamente recenti. In particolare, la documentazione storica mostrava che
il numero delle macchie e di altri fenomeni connessi dell’attività solare era
stato molto inferiore alla norma fra il 1645 e il 1712. Durante questo periodo di
bassa attività solare, chiamato in seguito “minimo di Maunder”, il mondo
precipitò in una specie di piccola era glaciale: in Europa il limite delle
nevi persistenti si abbassò sensibilmente e negli Stati Uniti i fiumi
ghiacciarono perfino nelle regioni più meridionali. Una conferma del fenomeno
fu fornita dalla rilevazione dell’isotopo radioattivo del carbonio (14C)
la cui
produzione nell’atmosfera è fortemente attenuata dai raggi cosmici (pioggia
di particelle cariche ad alta energia). Ebbene, campioni
di legno risalenti a quel periodo testimoniano invece un’anomala abbondanza di
Quando il Sole presenta il massimo numero di macchie si possono osservare
alcuni getti di materia che si elevano dal suo bordo descrivendo archi di enormi
dimensioni: essi prendono il nome di protuberanze.
Eruzioni che emergono dalla superficie, per certi aspetti ancora più violente,
sono dette brillamenti (o flares, in inglese). I due
fenomeni sono entrambi molto spettacolari, ma fondamentalmente diversi. Mentre
nel caso delle protuberanze la materia dopo aver raggiunto altezze di decine di
migliaia di kilometri ricade sulla superficie solare, nel caso dei brillamenti
il materiale eruttato viene proiettato nello spazio e non vi fa più ritorno.
Osservazioni molto attente e prolungate nel tempo mostravano che un paio
di giorni dopo l’osservazione di un grande brillamento gli aghi delle bussole
sembravano impazzire, le apparecchiature elettroniche finivano fuori scala e si
assisteva ad aurore boreali particolarmente spettacolari. Il ritardo di due
giorni fra l’osservazione del fenomeno del brillamento e gli effetti che esso
provocava sul nostro pianeta era dovuto al fatto che dal Sole non partivano
radiazioni elettromagnetiche che avrebbero dovuto procedere alla velocità della
luce ed arrivare a terra dopo otto minuti, ma particelle elettriche. Si trattava
infatti di ioni cioè di atomi privati di alcuni dei loro elettroni in
conseguenza delle alte temperature. Dato che il Sole è fatto quasi
esclusivamente di idrogeno le particelle di quello che in seguito verrà
chiamato vento solare erano
soprattutto nuclei di idrogeno (ossia protoni) ed elettroni. In prossimità
della Terra queste particelle viaggiano alla velocità 5 o 600 kilometri al
secondo, velocità senza dubbio elevata, ma di molto inferiore a quella della luce.
Le macchie solari non si formano su tutta la superficie ma solo a cavallo
dell’equatore mentre mancano quasi completamente nelle zone polari. Lo
spostamento delle macchie solari rappresenta la prova che il Sole ruota su sé
stesso ma lo fa con velocità diversa a seconda della latitudine: la regione
equatoriale compie una rotazione in 25 giorni mentre via via che ci si sposta
verso le alte latitudini la rotazione impiega tempi più lunghi. Ciò dimostra
che il Sole non ruota come un corpo solido (come avviene ad esempio per
Sopra la fotosfera si estende l’atmosfera costituita dalla cromosfera,
e dalla corona solare. La cromosfera, così chiamata per il suo colore, è uno
strato gassoso rarefatto che durante un’eclissi totale appare come un cerchio
rosso vivo che circonda il Sole occultato dalla Luna. Nella sua parte più
bassa la cromosfera ha una temperatura inferiore a quella della fotosfera: dai
circa 6.000 K scende a meno di 4.300 K. La temperatura poi, da questo valore
minimo, risale fino alla zona più interna della corona (detta così perché
sembra un’aureola splendente di punte che circonda il Sole) entro la quale si
possono raggiungere temperature anche di alcuni milioni di gradi. 3. METODO DI INDAGINE DELL’ATTIVITÀ
SOLARE
Uno
dei mezzi più efficaci per lo studio del Sole e su cui converrà che ci
tratteniamo, è l’analisi spettrale. La
luce, ossia la parte visibile della radiazione elettromagnetica che proviene dal
Sole, ci appare bianca ma in realtà è un miscuglio di diversi colori: la
dimostrazione sperimentale di questo fatto ci venne offerta nel 1672 da Newton
il quale, facendo passare la luce solare attraverso un prisma di vetro ottenne
una striscia continua di colori (a cui dette il nome di “spettro”) che
andava dal rosso al violetto passando per l’arancio, il giallo, il verde,
l’azzurro e l’indaco. Un
secolo e mezzo più tardi il fisico tedesco Joseph von Fraunhofer osservò che
lo spettro solare ottenuto facendo passare la luce attraverso una stretta
fessura posta davanti al prisma trasparente risultava solcato da una serie di
righe scure di cui non seppe dare una spiegazione. Nel 1860 il fisico Gustav
Robert Kirchhoff (1824-1887) e il chimico Robert Wilhem von Bunsen (1811-1899),
in seguito ad un meticoloso lavoro sperimentale, scoprirono che gli elementi
chimici, portati ad incandescenza, emettevano luce ed essa, costretta a passare per
una fenditura prima di attraversare il prisma trasparente, generava una serie
di righe caratteristiche di vari colori, diversa da elemento ad elemento. I due
scienziati tedeschi osservarono, in altre parole, che ogni elemento chimico
possiede una specie di personale «codice a barre» molto tipico. A
quel punto, confrontando lo spettro del Sole con quelli ottenuti dagli elementi
chimici portati ad incandescenza si poté osservare la coincidenza fra le righe
colorate dei singoli elementi con quelle scure presenti sullo spettro del Sole.
In altre parole le righe brillanti o in emissione dei gas caldi coincidevano con
quelle nere o in assorbimento dello spettro del Sole. Lo stesso fenomeno era
stato osservato in laboratorio quando si era fatta cadere sulla fenditura la
radiazione emessa da una sorgente che produceva uno spettro continuo qualora si
interponesse un tubo pieno di gas incandescente a bassa pressione e a
temperatura inferiore a quella della sorgente: anche in questo caso lo spettro
continuo risultava solcato da righe oscure.
Queste osservazioni convinsero i fisici che il Sole doveva essere un
corpo molto caldo avvolto da vapori relativamente più freddi. La massa interna
calda e densa emetteva una radiazione luminosa continua, cioè comprendente
tutti i colori dello spettro mentre i gas esterni, meno caldi e più rarefatti
assorbivano alcune radiazioni producendo le righe nere. Queste righe erano
determinate dagli atomi degli elementi presenti nei gas dell’atmosfera solare.
Con questo sistema fu possibile non solo individuare la natura degli elementi
chimici ma precisarne anche la quantità.
Durante un’eclissi totale di Sole, poco prima che
La radiazione elettromagnetica non comprende solo la luce, ma anche raggi
gamma, raggi X, raggi ultravioletti, raggi infrarossi ed onde radio. Sulla
Terra, l’atmosfera lascia passare solo due bande ristrette di tale spettro: la
cosiddetta “finestra ottica” e quella “radio”, mentre tutto il resto è
assorbito o riflesso nello spazio. In realtà passano attraverso l’atmosfera
anche una piccola parte delle radiazioni ultraviolette (il cosiddetto
“ultravioletto vicino”, ossia vicino al violetto visibile) e una piccola
quantità di radiazioni infrarosse (“infrarosso vicino”). In tempi recenti,
grazie all’impiego di laboratori spaziali in orbita sopra l’atmosfera, sono
state possibili osservazioni anche di tutte le altre radiazioni.
L'essere in grado di compiere osservazioni al di fuori dell’atmosfera terrestre risolse
alcuni problemi che all’inizio del Ventesimo secolo erano inspiegabili. Ad
esempio, lo spettro della corona del Sole, ossia la parte più esterna
dell’astro, presentava delle righe che non corrispondevano ad alcuno degli
elementi noti. Si pensò quindi che all’interno di quella fascia molto
rarefatta dell’atmosfera solare fosse presente un ipotetico elemento
sconosciuto sulla Terra a cui fu dato il nome di “coronio”.
Nel 1940, però, un fisico svedese di nome Bengt Edlén fece notare che
l’altissima temperatura dei gas della corona avrebbe potuto strappare molti
elettroni (una dozzina e anche più) dagli atomi di alcuni metalli come ferro,
calcio e nichel colà presenti e creare ioni che avrebbero giustificato le righe
misteriose di quello spettro. Se la teoria dello scienziato svedese fosse stata
giusta la corona ad altissima temperatura avrebbe dovuto emettere grandi quantità
di raggi X che si sarebbero potute identificare solo facendo uso di
apparecchiature posizionate su razzi lanciati oltre l’atmosfera terrestre.
Gli strumenti sistemati su satelliti in orbita intorno alla Terra
scoprirono effettivamente la presenza di raggi X: l’osservazione giustificava
le altissime temperature della corona e quindi spiegava il significato delle
righe misteriose presenti nello spettro come dovute ad elementi comuni privati
di molti elettroni. 4.
Con il progredire della contrazione le molecole e le piccole particelle
di polvere entrano in collisione con la conseguenza di accrescere la densità
e la temperatura della nube la quale si frammenta con formazione di diversi
nuclei, ognuno dei quali formerà una stella. Le stelle nascono quindi a gruppi e
ciò è confermato dalla osservazione di chiazze oscure tondeggianti dette
“globuli di Bok” dal nome dell’astronomo olandese-americano Bart Jan Bok
(1906-1983) che per primo le scoprì all’interno della nebulosa di Orione.
Questi oggetti piuttosto freddi (la loro temperatura dovrebbe aggirarsi intorno
ai 700 gradi assoluti), osservati successivamente anche in altre nebulose, sono
ritenuti nubi di gas e polveri progenitrici di stelle.
Quando la temperatura della regione centrale di una stella in contrazione
(o protostella) raggiunge valori di circa un milione di gradi gli atomi si
liberano dei loro elettroni i quali insieme con protoni e nuclei atomici di
diverso tipo, creano un fluido cui si dà il nome di plasma: esso è ritenuto un
quarto stato di aggregazione della materia dopo lo stato solido, lo stato
liquido e lo stato gassoso.
A questo punto della sua evoluzione, quella che poteva considerarsi
un embrione di stella diventa una stella vera e propria e cominciano ad
innescarsi le reazioni che comportano la trasformazione di massa in energia. Si
calcola che per irradiare tutta l’energia che invia nello spazio il Sole, ogni
secondo, debba trasformare 4,5 milioni di tonnellate di materia in energia
secondo quanto previsto dalla famosa equazione di Einstein: E=m×c2
(dove E è l’energia, m la massa e c2 la velocità della luce al
quadrato). La distruzione di 4,5 milioni di tonnellate di materia al secondo può
sembrare una perdita enorme e in effetti in termini assoluti lo è, ma rispetto
alla massa complessiva è poca cosa perché fino ad oggi ha comportato una
diminuzione della massa totale dell’astro di meno dell’uno per mille. Per
fare un esempio comprensibile a tutti è come se una persona di ottanta
kilogrammi, al termine di una lunga dieta dimagrante, avesse constatato di aver
perso pochi grammi di peso.
Il problema relativo all’origine del calore e della luce del Sole ha
sempre incuriosito l’uomo. Nell’Ottocento, quando lo studio delle rocce
terrestri cominciò a rivelare che
Era indispensabile quindi trovare una reazione che garantisse una
produzione di energia non per milioni ma per miliardi di anni. I progressi della
fisica atomica e nucleare realizzati nei primi decenni del Ventesimo secolo
gettarono una nuova luce sul problema. Scartata l’idea che l’energia
potesse essere prodotta dalla reciproca annichilazione di elettroni e protoni,
nel 1927 l’astronomo britannico Arthur Eddington avanzò l’ipotesi che,
poiché il Sole è costituito essenzialmente di idrogeno, esso potesse trarre
energia da un processo di fusione di questo elemento in elio.
Nel 1939 il fisico statunitense di origine tedesca Hans Bethe individuò
due serie di reazioni attraverso le quali nuclei di idrogeno (ossia protoni) si
sarebbero trasformati in nuclei di elio con liberazione, sotto forma di energia,
della differenza di massa in quanto quella di un nucleo di elio è più piccola
della massa dei quattro nuclei di idrogeno che si uniscono a formarlo. Infatti
la massa di quattro protoni è 4,0325 u.m.a. (unità di massa atomica) mentre la
massa di un nucleo di 4He è 4,0039 u.m.a., cosicché sono convertite
in energia 0,0286 unità di massa ogni volta che 4 protoni si uniscono per
formare un singolo nucleo di elio.
La prima serie di reazioni individuata da Bethe è detta ciclo
protone-protone e prevede lo scontro di due protoni con emissione di un
positone (particella identica all’elettrone ma con carica positiva invece che
negativa) e di un neutrino. Si viene così a formare il nucleo del deuterio (o
idrogeno pesante) costituito da un protone ed un neutrone. Al nucleo del
deuterio si aggiunge ora un altro protone formando il nucleo dell’isotopo
leggero dell’elio, l’elio-3. Infine due nuclei di elio-3 si combinano e
danno origine ad un nucleo di elio ordinario (elio-4) liberando nel contempo due
protoni con i quali si riavvia il ciclo.
La seconda serie di reazioni prende il nome di ciclo
CNO. Esso prevede che la fusione dell’idrogeno in elio sia resa possibile
dalla presenza di piccole quantità di carbonio (C), azoto (N) e ossigeno (O)
che funzionano da catalizzatori, ossia partecipano alla reazione senza essere
consumati. L’effetto finale sarà, come nel caso precedente, la conversione di
4 protoni in un nucleo di elio. Nel Sole il processo prevalente dovrebbe essere
la reazione protone-protone mentre il ciclo CNO dovrebbe prevalere nelle stelle
più calde e di massa maggiore di quella del Sole.
La gran parte dell’energia prodotta nel nucleo della nostra stella è
rappresentata da raggi gamma: una forma di radiazione estremamente energetica.
Essa si dirige verso la superficie fotosferica ma è costretta ad un cammino
lungo e tortuoso attraverso la materia che assorbe ed emette più volte questi
fotoni fino a degradarli a luce visibile. Il cammino di queste radiazioni dal
centro alla periferia del Sole può durare anche più di un milione di anni. La
luce che riceviamo dal Sole non ci fornisce quindi notizie sulle sue condizioni
attuali: informazioni più fresche, come vedremo, le possiamo ottenere dai
neutrini i quali trasportano anch’essi una piccola parte dell’energia
liberata nella catena protone-protone.
Fra circa cinque miliardi di anni, quando nella regione centrale
del Sole tutto l’idrogeno si sarà completamente trasformato in elio verrà a
mancare il rifornimento di energia che crea le alte temperature e la pressione
necessaria per sostenere gli strati sovrastanti i quali di conseguenza
crolleranno. La regione centrale riprenderà quindi a contrarsi riscaldandosi e
trasmettendo calore agli strati adiacenti dove quel poco di idrogeno ancora
rimasto si trasformerà in elio producendo ulteriore calore che porterà la
temperatura del centro a 100 milioni di gradi. A quel punto anche l’elio
comincerà a reagire trasformandosi in carbonio e producendo enormi quantità
di energia che per disperdersi avrà bisogno di una superficie molto grande. Il
Sole diventerà quindi una grande stella di colore rosso (non molto calda ma
tuttavia con una temperatura sufficiente per bruciare ogni cosa) che continuerà
ad espandersi fino a inglobare Mercurio e Venere e sfiorare
Superata questa fase il Sole non sarà più in grado di liberare altra
energia per opporsi alla forza di gravità: esso allora si contrarrà fino a
raggiungere le dimensioni di una stella grande come un pianeta, ma molto densa e
molto calda, a cui è stato dato il nome di nana bianca. La nana bianca è una
stella nella quale gli elettroni impacchettati gli uni sugli altri formano il
cosiddetto “gas degenere” un particolare stato della materia che impedisce
un ulteriore collasso. La piccola stella, essendo un corpo caldo, continuerà ad
irraggiare fino a spegnersi completamente per diventare una fredda e invisibile
nana nera. Affinché il Sole e qualsiasi altra stella delle sue dimensioni
diventi una nana nera devono trascorrere molti miliardi di anni tanto che stelle
di quel tipo attualmente nell’Universo non esistono.
5. VIAGGIO ATTRAVERSO IL SOLE: DAL
NUCLEO ALL’ATMOSFERA
Il nucleo solare si estende per quasi un quarto del raggio totale ed è
la sede delle reazioni nucleari che producono l’energia soprattutto sotto
forma di raggi gamma che procedendo lentamente ma inesorabilmente verso
l’esterno si trasformano prima in raggi X, poi in raggi ultravioletti e
finalmente in quella radiazione che sparge intorno luce e calore. Questo trasferimento
della radiazione si attua passando per la cosiddetta “zona radiativa” cioè
lungo quel percorso attraverso il quale ha luogo la trasformazione e il
trasferimento di energia per irradiamento. All’interno di questa zona i
fotoni altamente energetici entrano continuamente in collisione con le
particelle di materia, vengono assorbiti e riemessi in modo disordinato. In
conseguenza di questi continui scontri casuali un singolo fotone, per
raggiungere la superficie della stella, impiega mediamente centinaia di
migliaia di anni e quando la raggiunge la sua energia è diminuita fino al punto
di essersi trasformata prevalentemente in radiazioni del visibile e in raggi
infrarossi.
All’esterno della zona radiativa vi è una fascia che rappresenta circa
il 15 – 20% del totale in cui si verificano fenomeni di convezione. Si
realizzano cioè dei moti turbolenti della materia, di cui si è già fatto
cenno, che portano i gas caldi a salire in superficie dove si raffreddano e
quindi, divenuti più pesanti, ridiscendono. Si tratta dello stesso meccanismo
fisico che si osserva nell’acqua di una pentola posta sulla fiamma.
Attraverso questo meccanismo la materia si rimescola e viene portato in
superficie il calore che successivamente verrà irradiato nello spazio
attraverso la fotosfera.
Sopra la fotosfera vi è l’atmosfera solare che comprende la cromosfera
e la corona. La cromosfera è
rappresentata da uno strato estremamente rarefatto in cui la temperatura dai
quasi 6·000 K della fotosfera scende a circa 4·300 K. Da questo valore minimo
la temperatura quindi risale e si stabilizza intorno ai 7·000 K per quasi tutto
lo spessore di questa prima fascia di atmosfera. Ancora più all’esterno,
nella zona di transizione che separa la cromosfera dalla corona, la temperatura
balza a un milione di gradi e poi sale ancora per assestarsi su una temperatura
media di 2 milioni di kelvin che in alcune zone tocca i 5 milioni di kelvin.
Il valore eccezionalmente elevato della temperatura della corona rispetto
alla sottostante cromosfera e allo spazio esterno ha messo in crisi i fisici i
quali non riuscivano a spiegare come si potesse passare immediatamente dai
valori cromosferici intorno ai diecimila gradi ai valori coronali superiori al
milione di gradi e garantire che il tutto non si raffreddi rapidamente.
Mentre era perfettamente comprensibile che la temperatura andasse
diminuendo dall’interno del Sole (dove si ha la produzione di energia) verso la
superficie esterna, era più difficile rendersi conto di come essa potesse
passare da un valore minimo di poco più di 4·000 K presente al limite
superiore della fotosfera e raggiungere il valore di circa 10·000 K nella
cromosfera per poi superare il milione di gradi nella corona. L’osservazione
sembrava violare la seconda legge della termodinamica la quale esclude che il calore possa passare da un corpo più freddo ad uno più caldo.
Alla fine ci si convinse che doveva essere in gioco un meccanismo fisico
che permetteva di convertire una qualche forma di energia in energia cinetica
disordinata delle singole particelle cui è appunto legata la temperatura.
Ovviamente anche nella corona rarefatta, come in qualsiasi corpo materiale, la
temperatura indica la velocità con la quale i singoli nuclei atomici e gli
elettroni presenti si muovono e questa velocità è effettivamente molto
elevata, ma essa crea una temperatura “sui generis” che viene definita temperatura
cinetica. Se la densità dei gas è molto bassa, gli urti fra le particelle
sono piuttosto rari e siccome sono proprio questi urti che determinano il
calore posseduto da un corpo, all’interno della corona, nonostante le
temperature di milioni di gradi, in realtà si muore di freddo.
Rimaneva da spiegare il meccanismo attraverso il quale veniva accelerato
il moto delle particelle fino a valori tanto elevati. In un primo tempo si era
pensato ad onde d’urto che si generavano nella fotosfera mentre oggi si cerca
di battere la strada del riscaldamento della corona mediante correnti elettriche
generate, come insegna l’elettrodinamica, a loro volta da campi magnetici
variabili.
L’aspetto della corona è mutevole. Le riprese di immagini del Sole nei
raggi X compiute da satelliti orbitanti al di sopra dell’atmosfera hanno
rivelato che la fotosfera non emette questo tipo di radiazione in quantità
significativa mentre la corona, con temperatura molto più elevata, presenta una
forte emissione di raggi X. Perciò, ai raggi X, la fotosfera appare scura,
mentre la corona appare come un sistema altamente strutturato in cui a regioni
brillanti di alta temperatura si alternano regioni scure di temperature più
basse, dette "buchi coronali". Queste osservazioni mostrano quindi che la
struttura della corona è ineguale e accidentata quando il numero delle macchie
solari presenti sulla fotosfera è al minimo; diventa molto più simmetrica
quando il numero è al massimo: quando le macchie sono molto numerose
l’attività solare è infatti molto più generalizzata e la corona si estende
un po’ in tutte le direzioni.
Il Sole, come tutte le stelle, non è un corpo tranquillo e inerte ma al
contrario è soggetto a mutamenti che si manifestano sia in superficie sia
all’interno dell’atmosfera. Nonostante la continua e incessante attività
che si svolge al suo interno, quando i fenomeni più evidenti sono assenti si
usa l’espressione “Sole quieto” ma si tratta chiaramente di un termine
convenzionale perché una certa attività di fondo è presente su di esso in
ogni momento. Si parla invece di “Sole attivo” quando compaiono fenomeni
che comportano liberazione di enormi quantità di energia, come ad esempio nel
momento della massima apparizione delle macchie solari. Le macchie solari sono
indubbiamente il fenomeno di attività solare più evidente ed è stato anche il
primo ad essere osservato. La comparsa di un numero rilevante di macchie è
indicativo della presenza di intensi campi magnetici che si ripercuotono anche
sulla Terra dove si verificano le più spettacolari aurore polari. 6. OSCILLAZIONI E NEUTRINI SOLARI
Fino ad alcuni anni fa si poteva dedurre qualche conclusione sulla natura
del centro del Sole solo attraverso calcoli fondati su modelli complessi che
implicavano l’esame delle leggi della fisica nucleare al fine di determinare
le reazioni che avrebbero potuto aver luogo a temperature di molti milioni di
gradi e a pressioni elevatissime quali dovrebbero regnare nel centro del Sole e
delle altre stelle.
Ad iniziare dalla seconda metà del secolo scorso si è trovato anche il
modo di verificare la validità del modello teorico. Si tratta di due nuove
tecniche d’indagine legate l’una all’osservazione di lievi pulsazioni
della fotosfera e della cromosfera e l’altra alla registrazione dei neutrini
emessi dalle reazioni nucleari che avvengono nel centro della nostra stella.
Nel 1955 per la prima volta furono osservate sulla superficie visibile
del Sole delle deboli oscillazioni periodiche simili a quelle che si verificano
sulla superficie di un tamburo dopo che è stato percosso. Nel caso del tamburo
le oscillazioni sono causate dal colpo inferto da un’apposita mazza, nel caso
del Sole si tratta invece di oscillazioni prodotte sia da variazioni di
pressione sia dalla gravità. Nel primo caso le variazioni di pressione inducono
la formazione di un’onda che ha le caratteristiche di un’onda sonora e sono
la manifestazione superficiale dei moti convettivi che nella parte più esterna
del Sole portano ad affiorare l’energia prodotta in profondità. Nel secondo
caso le oscillazioni sono dovute alla penetrazione di un gas più denso in uno
meno denso che provoca una resistenza simile alla spinta di Archimede e sono del
tutto analoghe alle onde che si formano sulla superficie del mare.
L’osservazione di queste oscillazioni ha fatto nascere un nuovo
filone di ricerca chiamato “sismologia solare” (o eliosismologia). Si
tratta di una ricerca simile a quella utilizzata per determinare la struttura
interna della Terra attraverso la risposta di quest’ultima alle perturbazioni
sismiche.
Veniamo ora allo studio dei neutrini. Come abbiamo visto il Sole ricava
la sua energia soprattutto dalla reazione protone-protone la quale implica due
trasmutazioni di protoni in neutroni per ogni nucleo di elio sintetizzato. Nel
corso di ognuna delle due trasmutazioni viene anche emesso un neutrino insieme
con energia sotto forma di raggi gamma. Ora, mentre quest’ultima forma di
energia rimane racchiusa all’interno della materia per un tempo molto lungo, i
neutrini, ben poco influenzati da questa enorme massa di materiale sfuggono con
facilità, quindi, viaggiando alla velocità della luce, raggiungono in un paio
di secondi la superficie della stella e da lì, se per caso si muovono in
direzione della Terra, raggiungono il nostro pianeta dopo un viaggio di otto
minuti.
L’esistenza dei neutrini fu suggerita per la prima volta dal fisico
austriaco Wolfgang Pauli nel 1931 per giustificare un piccolo deficit di
energia in alcune reazioni nucleari. Egli pensò che queste piccole quantità di
energia che mancavano fra i prodotti della reazione venissero portate via da
particelle di massa nulla e prive di carica elettrica a cui Fermi
successivamente dette il nome di “neutrini” cioè piccoli neutroni. Per
molti anni i fisici hanno effettivamente pensato che i neutrini non avessero
massa, che fossero cioè pura energia, dello stesso tipo della radiazione
elettromagnetica. Esperimenti molto recenti condotti negli Stati Uniti e in
Russia avrebbero invece dimostrato che il neutrino possiede una massa, seppur
minima (circa 50.000 volte minore di quella dell’elettrone, la particella più
leggera che si conosca).
Si può facilmente calcolare il flusso di neutrini che esce dal Sole.
Poiché si conosce la quantità di energia prodotta e quella che si libera nella
formazione di un singolo nucleo di elio, si può stimare quanti nuclei di elio
si producono in ogni secondo: il numero dei neutrini sarà il doppio di questo
numero in quanto abbiamo visto che per ogni nucleo di elio che si forma due neutroni
si trasformano in due protoni con liberazione di due neutrini. Fatti i calcoli
si ricava che
Riuscire a catturarne alcuni sarebbe molto importante per le nostre
conoscenze ma l’impresa è ardua proprio perché si tratta di particelle che
interagiscono pochissimo con la materia. Tuttavia un esperimento venne tentato
quaranta anni fa da Rymond Davis junior, uno scienziato dell’Università della
Pennsylvania il quale sistemò, sul fondo di una miniera d’oro abbandonata nel
Sud Dakota, un serbatoio contenente
L’esperimento è in funzione dal 1965 e si svolge alla profondità di
I risultati dell’esperimento furono sconcertanti: dopo decenni di
rilevazioni fu conteggiato solo un terzo dei neutrini che ci si aspettava
sulla base dei calcoli astrofisici. Per interpretare i risultati
dell’esperimento di Davis bisogna premettere che mentre il flusso di neutrini
che escono dal Sole può essere calcolato con discreta precisione, sull’energia
posseduta da queste particelle c’è maggiore incertezza. Non tutti i neutrini
che arrivano alla vasca di tetracloruro di carbonio hanno energia sufficiente
per indurre la trasformazione del cloro in argo e d’altra parte l’energia
posseduta dai neutrini generati dalle reazioni nucleari che avvengono nel
centro del Sole dipende dalla temperatura esistente in quel luogo. Se essa fosse
inferiore a quella stimata l’insieme delle reazioni protone-protone sarebbe
fortemente rallentata e di conseguenza l’insieme dei neutrini energetici
ridotto. Il problema relativo ai neutrini mancanti sarebbe quindi risolto se il
nucleo solare fosse un po’ più freddo di quanto si ritiene. La discrepanza
potrebbe quindi dipendere da una scarsa conoscenza dell’interno del Sole, ma
forse anche da qualche proprietà del comportamento dei neutrini che non
conosciamo.
Vennero formulate alcune teorie che avrebbero giustificato una
temperatura del centro del Sole più bassa di quella prevista dal modello
teorico il quale è stato costruito sulla base di alcuni dati relativi alle
caratteristiche della fotosfera. Attraverso queste misure è stato possibile
dedurre temperatura, pressione e composizione chimica degli strati interni via
via sempre più profondi fino a raggiungere la sede delle reazioni
termonucleari. Per giustificare temperature più basse nel centro del Sole si
era pensato alla presenza di campi magnetici interni molto intensi, a una
composizione chimica diversa da quella superficiale e persino alla presenza di
un mini-buco nero. In tutti i casi si trattava di modelli privi di sostegno
sperimentale e quindi poco plausibili. Alla fine si ripiegò sull’idea suggerita
dal fisico statunitense Frederick Reines (nato nel 1918 e premio Nobel per la
fisica nel 1995) il quale prevedeva che il neutrino non fosse una particella stabile
ma che mutasse fra tre stati possibili.
Esisterebbero quindi tre tipi di neutrini chiamati elettronici, muonici e
di tipo tau. Lungo il cammino dalla sorgente all’apparato di registrazione i
neutrini di un tipo si trasformerebbero in neutrini di un altro tipo. Il
fenomeno si chiama “oscillazione” e prevede che i neutrini abbiano una
massa. L’esperimento del cloro-37 misurerebbe un flusso di neutrini più basso
di quello atteso, perché sensibile soltanto alle particelle che si trovano in
uno dei tre stati. Se fosse stata vera questa ipotesi era indispensabile
predisporre un esperimento in grado di rilevare tutti i neutrini che escono dal
Sole e non solo quelli più energetici.
Fu pertanto avviato il progetto Gallex, frutto della collaborazione fra
Italia, Francia e Germania. L’apparecchiatura è ospitata in una galleria
appositamente costruita al di sotto del Gran Sasso e consiste essenzialmente di
una massa di 30 tonnellate di cloruro di gallio (GaCl3). Il
gallio-71, colpito da un neutrino poco energetico, emette un elettrone e si
trasforma in germanio-71, che è radioattivo e quindi facilmente rilevabile.
Siamo ancora in attesa dei risultati definitivi.
Attualmente è in allestimento un esperimento internazionale
studiato appositamente per intercettare neutrini solari denominato Borexino
che raccoglierà i dati entro l’inizio del 2007. Si tratta di una struttura
monumentale costituita da una sfera di acciaio inossidabile riempita di 1.300
tonnellate di un liquido speciale sensibile al passaggio dei neutrini di media
e bassa energia. I neutrini che interagiscono con gli atomi del liquido
contenuto nella sfera di acciaio emettono un debole segnale luminoso che,
amplificato, viene quindi captato da una serie di sensori ottici. I dati
permetteranno di analizzare energia ed eventuali variazioni di flusso dei
neutrini in funzione dell’attività della nostra stella. 7. IL VENTO SOLARE
Vi è un ultimo fenomeno riguardante l’attività del Sole di cui si è
fatto cenno e che merita di essere approfondito. Tutti hanno potuto vedere nella
loro vita almeno una cometa ma forse non tutti avranno notato che la coda di
questo enigmatico corpo celeste è sempre rivolta dalla parte opposta del Sole.
L’osservazione è contraria ad ogni aspettativa perché un oggetto pesante
come il Sole dovrebbe attrarre la tenue coda della cometa e non respingerla.
Agli inizi il fenomeno venne giustificato sulla base della pressione
esercitata dalla radiazione elettromagnetica in quanto si sapeva che a questa
forma di energia è associata una certa pressione la quale è in grado di
produrre azioni meccaniche anche intense. Successivamente, agli inizi degli
anni Cinquanta del secolo scorso, si pensò che l’orientamento antisolare
della coda della cometa fosse dovuto non alla radiazione ma ad un flusso di gas,
originato nella calda corona del Sole, cui fu dato il nome di “vento
solare”. La conferma di questa ipotesi si ebbe quando i primi satelliti
rivelarono direttamente la presenza di una corrente di materiale proveniente dal
Sole. Si ebbe quindi la certezza che dal Sole parte un getto di plasma, cioè di
gas ionizzato a bassissima densità (composto soprattutto di protoni e di
elettroni liberi) che si espande fino agli estremi confini del Sistema Solare.
Quando investe
Le regioni in cui si origina il vento solare sono i buchi coronali così
detti perché il plasma in quelle zone ha una temperatura inferiore rispetto a
quella delle zone circostanti e quindi appaiono scure a confronto della
caldissima corona che emette raggi X. Circa cinque giorni dopo che appare un
buco coronale al meridiano centrale del Sole
Le particelle del vento solare, che come abbiamo visto sono
elettricamente cariche, interagendo con il campo magnetico terrestre formano le
cosiddette “Fasce di Van Allen” le quali intrappolano queste particelle ma
le lasciano libere di penetrare attraverso i poli ma-gnetici e raggiungere la
superficie terrestre. Qui, interagendo con gli atomi e le molecole della nostra
atmosfera, formano le strutture luminose colorate ad archi, raggi e drappeggi di
intensità variabile che costituiscono le ben note aurore polari, chiamate
“boreali” nelle regioni artiche e “australi” in quelle antartiche.
Il vento solare, interagendo con l’atmosfera e il campo magnetico
terrestre non produce solo lo spettacolare ed innocuo fenomeno delle aurore
polari ma può anche provocare danni alle apparecchiature elettroniche sistemate
all’interno delle stazioni spaziali e di conseguenza disturbi alle
telecomunicazioni. Gli stessi brillamenti solari, di cui abbiamo accennato in
precedenza, rafforzano temporaneamente il vento solare e ne intensificano gli
effetti. Esso può perfino provocare l’interruzione dell’energia elettrica,
come alcuni anni addietro è successo all’interno di una vasta regione
dell’America settentrionale.
La bassa densità del vento solare fa sì che la possibilità di
ricombinazione degli ioni sia assai ridotta e quindi quel particolare soffio
proveniente dal Sole lo si può pensare come uno sciame costituito da un eguale
numero di particelle positive e
negative così che in media esso risulta elettricamente neutro.
Il Sole in seguito alla perdita
continua di particelle sta pertanto evaporando benché ad un ritmo bassissimo.
Si stima che attraverso il vento solare l'astro perda un milione di tonnellate
di materia ogni secondo, una quantità che va ad aggiungersi a quella che si
trasforma in energia la quale, anche con questo nuovo apporto, rappresenta
tuttavia una massa del tutto trascurabile rispetto a quella totale della nostra
stella.
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