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Il sole è costituito da diversi strati, in pratica è una matriosca composta da sfere di gas. L’energia sprigionata dal cuore, risale attraverso le zone convettive, la fotosfera, la cromosfera , la corona per arrivare allo spazio aperto e giungere sino a noi come comunemente lo conosciamo. Ma cosa vediamo realmente? Osservando il sole, lo strato con cui abbiamo a che fare è la fotosfera. Come detto è gassoso, quindi non è propriamente una superfice quella che si osserva, ma più correttamente uno strato di 100Km circa, molto sottile in quanto misura lo 0.014% del raggio, con una temperatura di circa 6.000 °C. Una simpatica curiosità è data dal fatto che osservando il sole , la sua luminosità non è costante, infatti degrada allontanandosi dalla zona centrale. Questo fenomeno è da attribuite alla fotosfera in quanto i processi di generazione di energia al centro la attraversano perpendicolarmente, mentre ai bordi del disco la attraversano sempre piu obbliquamente, attraversando pertanto una maggior quantità di gas non trasparente. Il sole ruota su se stesso in circa 27 giorni, su un’asse inclinata di circa 7,25 gradi rispetto all’asse terrestre ; quindi vediamo piu emisfero Nord in Settembre e quello Sud in Marzo. Siccome il sole è una palla di gas, non ruota tutto contemporaneamente (sarebbe troppo bello) bensì più rapidamente all’equatore, circa 24 giorni, e piu lentamente ai poli, circa 30 giorni. In questa regione possiamo osservare alcuni fenomeni molto interessanti:
Scoperte nel 1908 dall’astronomo George Ellery Hale, sono aree scure variabili per forma e per numero, nelle quali si distingue una zona centrale detta ombra, circondata da zone di pen’ombra , chiamate anche spiaggie, e rappresentano i punti freddi della fotosfera infatti piu’ bassi di 1.500-2.000 °C rispetto alle regioni fotosferiche circostanti (che si trovano come detto a circa a 6.000 °C). E’ a causa di questa differenza di temperatura, relativa alla fotosfera, che appaiono scure in quanto sarebbero molto brillanti se prese singolarmente. Come diceva sempre un simpatico postino… “tutto è relativo”. Una macchia tipica ha un campo magnetico 10.000 volte circa più intenso di quello terrestre. Le macchie solari compaiono generalmente a coppie, con campi magnetici di polarità opposta. Dapprima aumentano di numero, per poi diminuire, con un ciclo regolare che dura circa 11 anni, già noto almeno dall’inizio del XVIII secolo. I complessi campi magnetici associati al ciclo solare, tuttavia, vennero notati solo dopo la scoperta del campo magnetico della stella. Il campo magnetico è più intenso nella zona piu scura, l’ombra, rispetto alle zone piu chiare, le penombre, dove diventa piu orizzontale e quindi meno intenso. In una coppia di macchie che si forma in uno dei due emisferi, la macchia che precede (nella direzione della rotazione) ha polarità opposta rispetto a quella che si forma nell’emisfero opposto. Quando inizia un nuovo ciclo, la direzione del campo magnetico delle macchie di ciascun emisfero si inverte. Così un ciclo solare completo, che includa anche l’inversione di polarità del campo magnetico, dura circa 22 anni. Le macchie tendono a formarsi sempre con una certa simmetria tra i due emisferi ; poiché ogni macchia esiste al massimo per qualche mese, il ciclo di 22 anni riflette processi solari profondi e di lunga durata. Benché non sia del tutto compreso, esso sembra il risultato delle interazioni del campo magnetico del Sole con la zona convettiva. L’attivita’ di tutte le macchie presenti sul disco viene indicata con il cosiddetto numero di Wolf; introdotto nel 1848 dal direttore dell’osservatorio di Berna R.Wolf, che osservava il Sole con un piccolo rifrattore da 8 cm di diametro. Detto g il numero di gruppi di macchie e f quello totale delle macchie R e’ dato da R=k(10*g+f) dove k e’ un fattore, dell’ordine dell’unita’, che tiene conto delle condizioni di osservazione e dello strumento utilizzato dall’osservatore. In questo modo le osservazioni di diversi osservatori vengono rese omogenee e confrontabili fra di loro. Il valore di R e’ archiviato e catalogato a partire dal 1700.
Sono aree brillanti visibili maggiormente sui bordi del disco. Esse sono prodotte da gas convogliato dall’interno lungo le linee del campo magnetico, un principio di iterazione di campi magnetici simili a quello delle macchie solari, ma in questo caso in fasci più concentrati. Mentre le macchie sembrano piu scure, le facole tendono ad essere più chiare.
Sono celle grandi circa 1000 Km che coprono interamente la superfice solare, escluse naturalmente le macchie solari e poche altre eccezioni. Questo fenomeno è l’apice delle celle convettive dove i gas bollenti fuoriescono come bolle di gas in uno stagno fangoso nela zone piu chiara per ricadere catturati dal campo magnetico in cascate piu scure. I granuli hanno una vita media di circa 20 minuti, pertanto la trama diseganta dai granuli è in continuo fermento. Questo fenomeno è ben visibile nel filmato del Swedish Vacuum Solar Telescope (470 Kb). Questi rapidissimi cambiamenti, portano i flussi di gas a raggiungere velocità supersoniche di oltre 7 Km/s con la conseguenza di boom sonici e altri disturbi elettromagnetici.
Naturalmente i granuli che sono piccoli hanno paura a stare da soli…; tentono a ragrupparsi in gruppi detti supergranuli di dimensioni sui 35.000 Km; è piu facile vederli sul versante blu dello spostamento Doppler (o spostati verso il blu), in breve, avvicinandosi verso l’operatore, comprimono le onde elettromagnetiche risultando leggermente spostati verso il blu. E’ una sorta di ragnatela che divide i gruppi di supergranuli, in lento movimento maggiormente visibile sul versante rosso dello spostamento Doppler ( o spostati verso il rosso). Sopra la fotosfera e sotto la corona c’è la cromosfera che ha uno spessore dell’ordine di 8.000 Km (1.14% del raggio), con i casi eccezionali delle spicole che possono raggiungere vette ben piu alte. Qua la temperatura passa dai 6.000 °C ai 20.000 °C a queste temperature l’idrogeno comincia a risentire emettendo luce rossa sulla frequenza H-Alfa. Sulla fotosfera possiamo osservare aiutati dai filtri H-Alfa quindi:
Situate nella cromosfera, sono lingue incandescenti di gas parzialmente ionizzato, detto plasma, intrappolate dal campo magnetico solare. Lungo il bordo solare, si possono osservare questi fenomeni sotto forma di cappio, cespuglio, colonna o altro ancora e dimensioni che possono raggiungere qualche milione di Km. Per questa caratteristica, sono il fenomeno solare piu grande, visibile quindi anche da piccoli strumenti. La temperatura delle pretuberanze è di circa 20.000 °C e la loro densità è molto maggiore di quella della della corona circostante, si possono considerare quindi, zone di raffreddamento e condensazione della corona. Le pretuberanze viste da sopra, non esterne al disco solare, danno luogo ai filamenti. I fenomeni di prominenze sono pesantemente influenzati dai campi magnetici locali che ne determinano in pratica la prima classificazione. Sono infatti divisi principalmente in due categorie: Pretuberanze quiescenti (quelle tranquille) e pretuberanze a getto (quelle piu irruente), ognuna delle quali a sua volta divisa ancora in 3 sotto-categorie in base alla violenza e dimenzione del fenomeno. I fenomeni quiescenti sono piu stabili e tendono a rimanere sospesi nella corona per parecchie rotazioni solari, addirittura alcuni mesi.
Un fenomeno piuttosto comune di prominenza “tranquilla” è quella detta Hedgerow ossia un fenomeno di sospensione di gas con la forma di un cespuglio. Ha la caratteristica di avere una struttura a filamenti, diciamo i rami, molto complessa e affascinante se ripresa in alta risoluzione. La curiosità probabilmente sta nel fatto che rimane flottante, e probabilmente l’iterazione tra i campi magnetici e il differente peso rispetto la cromosfera la fanno, in pratica, galleggiare.
I filamenti, non sono altro che le prominenze viste da sopra.
Le spicule sono fiammate di idrogeno (o plasma) situate entro i confini dei supergranuli che si innalzano attraverso il Network cromosferico. Sono causate dall’interazione dei campi magnetici ai bordi dei supergranuli. Un’altro fattore di turbolenza è dato dal fatto che questa zona avvengono drastici cambiamenti nelle condizioni fisiche della materia, come ad esempio il forte dislivello di temperatura che passa dai 5.800 °C della fotosfera ai 100.000 °C dell’alta cromosfera su una distanza esigua pari al 2% del raggio solare, mentre la densità decresce al crescere dell’altezza. Si osservano come un prolungamento della granulazione fotosferica, assomigliano a delle piccole spine da cui il nome di spicole oppure spighe di grano e possono essere viste anche con l’ausilio di filtri e strumentazioni particolari, possono raggiungere una velocità di oltre 65 mila chilometri orari e altezze di circa 5 mila chilometri in poco meno di cinque minuti. Queste generano la bassa e media cromosfera. Scoperte nel 1877, sono un fenomeno comune, visto che in ogni momento se ne verificano fino a 100 mila: l’osservazione però è difficile perché durano poco tempo (circa cinque minuti) e sono molto piccole, circa 500 chilometri di diametro. Padre Angelo Secchi descrisse le spicule come “piccole fiammelle sotto l’azione del vento”, che danno alla cromosfera l’aspetto di una “prateria infuocata”.
Sono emissioni estremamente luminose generate dal rilascio violentissimo di energia dalla cromosfera nelle vicinanze delle macchie solari. E’ causato anch’esso, dall’iterazione di campi magnetici estremi che provocano l’eruzione di materia dalla corona sotto forma di Coronal Mass Ejection (CME) che non sono altro che fasci di vento solare molto energico. Quello che da tanto fastidio, per intenderci, alle nostre comunicazioni terresti e rappresenta un pericolo per i viaggi Extra-Terrestri. Durano da pochi minuti a 4 ore e sono visibili in diverse bande di emissione. I flare solari furono osservati per la prima volta nel 1859 dall’astronomo britannico Richard Carrington. La frequenza dei flare solari varia: da molti al giorno quando il Sole è particolarmente “attivo” a circa uno alla settimana quando invece è “quieto”. I flare solari impiegano molte ore o anche giorni per “caricarsi”, ma il flare vero e proprio impiega pochi minuti per esplodere e rilasciare la sua carica. Le onde d’urto risultanti viaggiano lateralmente attraverso la fotosfera e verso l’alto attraverso la cromosfera e la corona, a velocità dell’ordine di 5.000.000 di chilometri all’ora. I flare solari sono classificati come A, B, C, D, M o X a seconda della loro luminosità nei raggi X vicino alla Terra, misurata in Watt/m2; ogni classe è dieci volte più potente di quella precedente, con X (la più grande) pari a 10-4 W/m2. Le particelle energetiche emesse dai flare solari sono le prime responsabili dell’aurora boreale e di quella australe. In questo filmato (4,2Mb) del 10 Ottobre 1971 del Big Bear Solar Observatory è possibile vedere questo fenomeno dal “vivo”.>BR>
Sono le regioni si penombra attorno alle macchie solari che rappresentano regioni di alta temperatura e densità nella cromosfera costituite da filamenti radiali.
La cromosfera è rossa perchè gli atomi di idrogeno emettono energia nella zona rossa dello spettro visuale. Non ci credete? mhh vediamo perchè allora…
L’atomo piu semplice è quello dell’idrogeno; ha un elettrone che orbita attorno ad un protone nel nucleo. Gli elettroni che saltano dalla 4° alla 2° orbita producono una linea di emissione Idrogeno Beta (Hb). Questo ci permette di osservare ad esempio la testa di cavallo (B33 Horsehead nebula) in Orione, la “Cocoon Nebula” nel cigno e la California Nebula in Perseo usando un filtro H-Beta. Gli elettroni che saltano, invece, dalla 3° alla 2° orbita producono emissioni in H-Alfa sulla linea dei 656.3 nanometri. Nanometri e Amstrong….. se ne sente spesso parlare. Studiando accuratamente la zona rossa dello spettro visibile ci troviamo infatti l’emissione H-Alfa ed è da qui che viene definito il colore del sole. I Filtri H-Alfa usati in astronomia, sono sintonizzati su queste frequenze e in base alla loro ampiezza di banda è possibile vedere o meno i fenomeni di cui sopra. Un fitro con banda passante di 2Å puo mostrare solo le prominenze ma un filtro piu stretto è in grado di mostrare anche alcuni dettagli della superfice solare. Piu la banda si stringe e maggiori dettagli si possono scorgere facendo osservazioni; naturalmente filtro piu selettivo significa prezzo piu alto (te pareva). Fortunatamente la tecnologia accorre in nostro aiuto permettendoci di avere oggi strumenti a prezzi abbordabili con bande passanti inferioni all’angstrom (<.1Å), cosa che fino a pochi anni fa era appannaggio solo degli osservatori professionali. Bibliografia
Link utili
Gennaio 2005
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IL SOLE: cosa si puo vedere ?
IL SOLE: cosa si puo vedere ?
