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Sole - Sun

sole - sun
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Il Sole ( dal latino Sol ) è la stella madre del sistema solare, attorno alla quale orbitano gli 8 pianeti principali ( tra cui la Terra ), i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio che forma il mezzo interplanetario. La massa del Sole, che ammonta a circa 2 × 1030 kg, rappresenta da sola il 99,8% della massa complessiva del sistema solare.

Il Sole è propriamente una stella di dimensioni medio-piccole, costituita essenzialmente da idrogeno ( circa il 74% della sua massa, il 92,1% del suo volume ) ed elio ( circa il 24-25% della massa, il 7,8% del volume ),cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce. È classificata come una nana gialla di tipo spettrale G2 V: G2 indica che la stella ha una temperatura superficiale di circa 5.780 K ( 5.507 °C ), caratteristica che le conferisce un colore bianco, 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, ovvero, in una lunga fase di equilibrio stabile, in cui, l'astro fonde nel proprio nucleo l'idrogeno in elio.
Tale processo. genera ogni secondo una grande quantità di energia ( equivalente a 3,83 × 1026 J ), emessa nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica ( radiazione solare ), flusso di particelle ( vento solare ) e neutrini.
La radiazione solare, emessa fondamentalmente come luce visibile ed infrarossi, consente la vita sulla Terra, fornendo l'energia necessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base; inoltre, l'insolazione della superficie terrestre regola il clima e la maggior parte dei fenomeni meteorologici.

Collocato all'interno del Braccio di Orione, un braccio secondario della spirale galattica, il Sole orbita attorno al centro della Via Lattea ad una distanza media di circa 26.000 anni luce e completa la propria rivoluzione in 225-250 milioni di anni.
Tra le stelle più vicine, poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole è la quinta più luminosa in termini intrinseci: la sua magnitudine assoluta infatti è pari a +4,83.

Se fosse possibile osservare la nostra stella da α Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe nella costellazione di Cassiopea con una magnitudine apparente di 0,5.

Il simbolo del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro. 


Osservazione del sole

Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista, grazie al suo diametro angolare apparente medio di 32' 03" d'arco, che varia però a seconda del punto in cui la Terra si trova nel corso della sua orbita: raggiunge infatti il valore massimo ( 32' 35" ) quando il nostro pianeta si trova al perielio, mentre il valore minimo ( 31' 31" ) all'afelio. Simili dimensioni apparenti, consentono, previo l'utilizzo di una particolare strumentazione ed adeguate protezioni, di osservare i dettagli della superficie della nostra stella, allo scopo di rivelare e studiare i fenomeni che la caratterizzano.
A occhio nudo è possibile distinguere il disco solare al tramonto o in presenza di nebbia e nubi, quando l'intensità luminosa è sensibilmente minore. Tali osservazioni permettono, seppure in rare circostanze, di osservare delle macchie solari particolarmente estese. Utilizzando poi un modesto telescopio, dotato di un adeguato filtro o utilizzato per proiettare l'immagine della stella su uno schermo bianco è possibile osservare agevolmente le macchie solari e i brillamenti.
Tuttavia, a causa dei rischi a cui è soggetta la retina dell'occhio, l'osservazione del Sole senza le giuste protezioni è dannosa alla vista: infatti, la forte radiazione può provocare la morte di parte delle cellule della retina, deputate alla visione, oppure la degenerazione di alcune strutture oculari, come il cristallino.

Per una fortuita coincidenza, la combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e della Luna è tale, che i due astri si presentano nel cielo pressappoco col medesimo diametro apparente; tale situazione è all'origine di periodiche occultazioni della stella da parte del nostro unico satellite naturale, che prendono il nome di eclissi solari; le eclissi totali, in particolare, consentono di visualizzare la corona solare e le protuberanze.
Un'altra osservazione riguarda il suo moto apparente nella volta celeste. Tale moto, nell'arco della giornata è sfruttato nella scansione delle ore, con l'aiuto di strumenti preposti come le meridiane.
Inoltre, la stella sembra compiere in un anno un tragitto lungo la fascia zodiacale che varia di giorno in giorno. La traiettoria descritta dal Sole, rilevata determinando la sua posizione alla stessa ora ogni giorno durante l'anno, prende il nome di analemma ed ha una forma somigliante al numero 8, allineato secondo un asse nord-sud. La variazione della declinazione solare annua in senso nord-sud è di circa 47° ( per via dell'inclinazione dell'asse terrestre rispetto all'eclittica di 66° 33', causa fondamentale dell'alternarsi delle stagioni ; vi è anche una piccola variazione in senso est-ovest causata dalla differente velocità orbitale della Terra, che, nel rispetto delle leggi di Keplero è massima al perielio e minima all'afelio

Analemma solare
Analemma solare

Ciclo vitale del Sole

Il Sole è una stella di popolazione I ( o 3ª generazione ) la cui formazione sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più supernovae nelle vicinanze di un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione.

È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa, il rapido collasso della nube, innescato dalle supernovae, portò alla formazione di una generazione di giovanissime stelle T Tauri, tra le quali anche il Sole, che, subito dopo la sua formazione, assunse un'orbita quasi circolare attorno al centro della Via Lattea, ad una distanza media di circa 26.000 a.l.

Le inclusioni ricche in calcio-alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente. Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell'alta abbondanza di elementi pesanti, quali oro ed uranio nel nostro sistema planetario. Gli astronomi, ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati o tramite una serie di processi nucleari endoergonici durante l'esplosione della supernova ( fenomeno che prende il nome di nucleosintesi delle supernovae ), o grazie alle trasmutazioni, per mezzo di successivi assorbimenti neutronici, da parte di una stella massiccia di popolazione II ( o di seconda generazione ).
Il Sole è attualmente nella sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell, ovvero, in una lunga fase di stabilità, durante la quale, l'astro genera energia attraverso la fusione nel suo nucleo dell'idrogeno in elio; la fusione nucleare inoltre, fa sì che la stella sia in uno stato di equilibrio, sia idrostatico, ossia non si espande ( a causa della pressione di radiazione delle reazioni termonucleari ) né si contrae ( per via della forza di gravità, cui sarebbe naturalmente soggetta ), sia termico. Una stella di classe G2 come il Sole, impiega, considerando la massa, circa 10 miliardi ( 1010 ) di anni per esaurire completamente l'idrogeno nel suo nucleo.
Il Sole, si trova a circa metà della propria sequenza principale.

Al termine di questo periodo di stabilità, tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà in una fase di forte instabilità che prenderà il nome di gigante rossa: nel momento in cui l'idrogeno del nucleo sarà totalmente convertito in elio, gli strati immediatamente superiori subiranno un collasso dovuto alla scomparsa della pressione di radiazione delle reazioni termonucleari. Il collasso determinerà un incremento termico fino al raggiungimento di temperature tali da innescare la fusione dell'idrogeno negli strati superiori, che provocheranno l'espansione della stella fino ad oltre l'orbita di Mercurio; l'espansione causerà un raffreddamento del gas ( fino a 3500 K ), motivo per il quale la stella apparirà di colore rosso.

Il ciclo vitale del Sole sul diagramma H-R

Il ciclo vitale del Sole sul diagramma H-R:
1. Protostella;
2. Stella T Tauri;
3. Sequenza principale (G V);
4. Gigante rossa;
5. Nana bianca.


Quando anche l'idrogeno dello strato superiore al nucleo sarà totalmente convertito in elio ( entro poche decine di milioni di anni ) si avrà un nuovo collasso, che determinerà un aumento della temperatura del nucleo di elio fino a valori di 108 K; a questa temperatura si innescherà repentinamente la fusione dell'elio ( flash dell'elio ) in carbonio e ossigeno. La stella subirà una riduzione delle proprie dimensioni, passando dal ramo delle giganti al ramo orizzontale del diagramma H-R.
A causa delle elevatissime temperature del nucleo, la fusione dell'elio si esaurirà in breve tempo ( qualche decina di milioni di anni ) e i prodotti di fusione, non impiegabili in nuovi cicli termonucleari a causa della piccola massa della stella, si accumuleranno inerti nel nucleo; frattanto, venuta a mancare nuovamente la pressione di radiazione che spingeva verso l'esterno, avverrà un successivo collasso che determinerà l'innesco della fusione dell'elio nel guscio che avvolge il nucleo e dell'idrogeno nello strato ad esso immediatamente superiore. Queste nuove reazioni produrranno una quantità di energia talmente elevata da provocare una nuova espansione dell'astro, che raggiungerà così, dimensioni prossime ad 1 UA ( circa 100 volte quelle attuali ), tanto che la sua atmosfera arriverà ad inglobare molto probabilmente Venere. Incerto è invece il destino della Terra: alcuni astronomi ritengono che anche il nostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente; altri invece ipotizzano che il pianeta si salverà, poiché la perdita di massa da parte della nostra stella farebbe allargare la sua orbita, che slitterebbe di conseguenza sino a quasi 1,7 UA.
Il nostro pianeta sarà però inabitabile: gli oceani saranno evaporati a causa del forte calore e gran parte dell'atmosfera verrà dispersa nello spazio dall'intensa energia termica, che incrementerà l'energia cinetica delle molecole del gas atmosferico consentendo loro di vincere l'attrazione gravitazionale del nostro pianeta. Tutto ciò avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi di anni e cioè, ancor prima che il Sole entri nella fase di gigante rossa.
Entro 7,8 miliardi di anni, esaurito ogni processo termonucleare, il Sole rilascerà i suoi strati più esterni, che verranno spazzati via sotto forma di "supervento" creando una nebulosa planetaria; le parti più interne collasseranno e daranno origine ad una nana bianca ( circa delle dimensioni della Terra ), che lentamente si raffredderà sino a diventare, nel corso di centinaia di miliardi di anni, una nana nera.
Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia, che hanno una massa non sufficientemente elevata da esplodere come supernove.

 

Struttura del sole
Struttura del sole

Struttura interna del sole

Il Sole possiede una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati interni della stella.

Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia, una disciplina che, esattamente come la sismologia, studia la diversa propagazione delle onde sismiche per rivelare l'interno della Terra e analizza la differente propagazione delle onde di pressione ( infrasuoni ) che attraversano l'interno del Sole. L'analisi eliosismologica è spesso associata a simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella.
Il raggio del Sole è la distanza tra il suo centro e il limite della fotosfera, strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo.
La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare costituita di involucri concentrici; ogni strato possiede caratteristiche e condizioni fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo. 

 

Nucleo del Sole

Il nucleo solare rappresenta in volume il 10 % della stella, in massa oltre il 40 %.
È qui che avvengono le reazioni di fusione nucleare, fonte principe dell'energia solare.
Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia dimensioni prossime a 0,2 raggi solari, con una densità superiore a 150 000 kg/m³ ( 150 volte quella dell'acqua ), una temperatura di circa 13.600.000 K ( per raffronto, la temperatura superficiale della stella è 2350 volte inferiore – 5.785 K –) ed una pressione di quasi 500 miliardi di atmosfere; è la combinazione di simili valori a favorire la fusione nucleare dell'idrogeno in elio. Il nucleo è l'unica regione della nostra stella, in cui, attualmente avviene la fusione nucleare. Tali reazioni liberano energia sotto forma di radiazione γ che, una volta emessa dal nucleo, viene assorbita e riemessa dalla materia degli strati superiori, contribuendo a mantenere alta la temperatura; nell'attraversare gli strati della stella, la radiazione elettromagnetica perde energia assumendo lunghezze d'onda sempre maggiori, passando dalla banda γ alla banda X e ultravioletta, per poi diffondersi nello spazio come luce visibile.
Un altro prodotto delle reazioni nucleari sono i neutrini, particelle che raramente interagiscono con la materia e che dunque attraversano liberamente lo spazio.

La fusione dell'idrogeno
La fusione dell'idrogeno

Zona radiativa del Sole

Situata all'esterno del nucleo, la zona radiativa si estende da circa 0,2 sino a 0,7 raggi solari; essa, assorbe l'energia prodotta dal nucleo e la trasmette per irraggiamento ( donde il nome ) agli strati superiori. Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da permettere il trasferimento dell'energia allo strato successivo.
In questa fascia, avviene il trasferimento dell'energia creata nel nucleo verso lo strato superiore, la zona convettiva; la zona radiativa appare priva di moti convettivi: infatti, mentre la materia diventa più fredda a quote crescenti, il gradiente di temperatura resta minore di quello del tasso di caduta adiabatica, il che agevola il trasferimento di energia per irraggiamento.
L'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta: infatti, gli ioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti e riemessi da altri ioni.
Una recente analisi dei dati raccolti dalla missione SOHO, suggerisce che la velocità di rotazione della zona radiativa sia leggermente inferiore a quella del nucleo.

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

Zona di transizione del Sole

La zona di transizione tra la porzione radiativa e quella convettiva prende il nome di tachocline e si estende, secondo recenti studi eliosismologici, a partire da 0,70 raggi solari.
Gli astrofisici, ritengono che tali dimensioni svolgano un ruolo determinante nella genesi del campo magnetico solare, in quanto, interverrebbero nella dinamo solare ( meccanismo grazie al quale si origina il campo magnetico della nostra stella ) rinforzando i deboli campi poloidali per crearne uno più intenso di forma toroidale.

Zona convettiva del Sole

La zona convettiva ha uno spessore di circa 200.000 km e si trova nella porzione esterna del Sole, a partire da circa il 70% del raggio solare.
L'area è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati sottostanti; di conseguenza, energia e calore non possono essere trasferiti per irraggiamento, ma attraverso moti convettivi. La materia più calda e meno densa viene portata in superficie, dove cede parte della propria energia termica; una volta raffreddata, la materia sprofonda nuovamente alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa.
A differenza dello strato sottostante, dunque, nella zona convettiva la materia è in costante movimento.
Questo costante e turbolento movimento sembra essere una delle cause fondamentali della dinamo solare.
Le colonne termiche della zona convettiva lasciano segni sulla fotosfera solare, che prendono il nome di granuli o super-granuli solari.

Fotosfera del Sole

La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, al di sotto del quale la stella diviene opaca alla luce visibile; si tratta dunque del primo strato visibile, dal quale l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio.

È sede di fenomeni come le macchie solari e i flare.
È caratterizzata da una densità di 1023 particelle al metro cubo ( equivalente all'1% della densità dell'atmosfera terrestre al livello del mare ), mentre il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di chilometri.
Il cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori ( la sua opacità è infatti lievemente inferiore a quella dell'atmosfera terrestre ) è dovuto alla diminuzione del numero di ioni idruro ( H− ), che assorbono con facilità la luce visibile; la luce da noi percepita è invece prodotta dalla ricombinazione tra gli elettroni liberi e gli atomi di idrogeno per generare ioni H−.
Poiché gli strati più alti della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa al centro, e si fa via via più tenue man mano che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno è chiamato oscuramento al bordo, ed è causato da un fenomeno di prospettiva.
Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche simili a quelle dello spettro continuo di un corpo nero riscaldato alla temperatura di 5777 K e appare intervallato dalle linee di assorbimento della tenue atmosfera stellare. All'osservazione diretta, la fotosfera, presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della super-granulazione.
Durante i primi studi dello spettro ottico della fotosfera, furono trovate alcune linee di assorbimento che non corrispondevano con nessun elemento noto sulla Terra. Nel 1868, Norman Lockyer ipotizzò che queste linee fossero causate da un nuovo elemento, che chiamò elio, come l'omonimo Dio greco del Sole; 25 anni dopo, l'elio venne isolato sulla Terra.

Atmosfera del Sole

Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l'atmosfera solare e risultano visibili a tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile. Gli strati sono, in ordine:


  • la cromosfera
  • la zona di transizione
  • la corona
  • l'eliosfera*


quest'ultima*, che può essere considerata la tenue prosecuzione della corona, si estende sin'oltre la Fascia di Kuiper, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine ( bow shock ) con il mezzo interstellare.

La cromosfera, la zona di transizione e la corona sono molto più caldi della superficie solare; la ragione di questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta.
Qui si trova anche lo strato più freddo del Sole: si tratta di una fascia chiamata regione di minima temperatura ( temperature minimum in inglese ), posta circa 500 km sopra la fotosfera: quest'area, che ha una temperatura di 4000 K, è sufficientemente fredda da consentire l'esistenza di alcune molecole, come il monossido di carbonio e l'acqua, le cui linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare.

Cromosfera del Sole

Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera ( dal greco χρῶμα, χρώματος - chroma, chromatos -, che significa colore ) a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole.

È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente.

La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore.

cronosfera
cronosfera

La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi di origine magnetica, come le spicule e le protuberanze solari.

La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente man mano che ci si allontana dalla stella, raggiungendo i 100.000 K negli strati più esterni.

Zona di transizione del Sole

Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa 100.000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di kelvin della corona; tale incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto distante.

 

Corona del Sole

La corona è la parte esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue.
È costituita da plasma a elevatissima temperatura ( oltre un milione di kelvin ). Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica.
Gli strati interni della corona hanno una densità di 1014 – 1016 particelle al metro cubo ( l'atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2 × 1025 particelle al metro cubo ) ed è sede di numerosi fenomeni di tipo magnetico, come le espulsioni di massa ( CME ) e gli anelli coronali.
Gli astrofisici non sono ancora riusciti a comprendere perché la corona abbia una temperatura così elevata; essi ritengono che parte del calore sia originato dalla riconnessione delle linee del campo magnetico solare ( l'argomento è trattato più ampiamente nel paragrafo Problema del riscaldamento coronale ).

Un'espulsione di massa coronale ripresa dalla sonda SOHO.
Un'espulsione di massa coronale ripresa dalla sonda SOHO.

Vento solare

Anche il Sole, come altre stelle, emette un flusso di particelle dall'atmosfera superiore: il vento solare.
Il vento solare è formato da plasma e la sua composizione chimica è identica a quella della corona: 73% idrogeno e 25% elio, con il restante 2% formato da elementi in tracce.

Nei pressi della Terra, la velocità del vento solare varia tra 200 e 900 km/s ( in media 450 km/s ). Ogni secondo la stella perde, tramite il vento solare, una quantità di materia pari a 1,37 × 109 kg; si tratta tuttavia di una perdita insignificante, poiché in un anno corrisponde a 2,18 × 10−14 volte la massa complessiva del Sole.
Il vento solare trasporta con sé, a causa del peculiare comportamento del plasma magnetizzato, il campo magnetico del Sole nello spazio interplanetario, fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche. Il vento solare si muove in direzione radiale rispetto al Sole; a causa della sua rotazione le linee di campo si curvano a forma di spirale.
Alcuni studi ipotizzano che il vento solare svolga un'importante funzione protettiva nei confronti dei pianeti, ossia, "schermerebbe" i raggi cosmici grazie alla sua natura ionizzata.

Rappresentazione delle strutture dell'eliosfera
Rappresentazione delle strutture dell'eliosfera

Eliosfera

Il vento solare crea una "bolla" nel mezzo interstellare, che prende il nome di eliosfera. L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggi solari ( 0,1 UA ) dalla superficie del Sole fino alle regioni più estreme del sistema solare.

Il suo limite più interno è definito come la regione in cui il flusso del vento solare diventa "superalfvénico", ossia, supera la velocità dell'onda di Alfvén; le forze dinamiche e di turbolenza all'esterno di questo limite non possono però influenzare la forma della corona solare, poiché, entro questo limite, il flusso viaggia a velocità inferiori o uguali a quelle dell'onda di Alfvén.

Il vento solare viaggia in maniera continua attraverso l'eliosfera, fino a che non si scontra con l'eliopausa, ad oltre 50 UA dal Sole. Nel dicembre del 2004, la sonda spaziale Voyager 1 attraversò l'eliopausa; entrambe le sonde Voyager, nell'avvicinarsi al confine col l'eliopausa, hanno registrato un livello sempre più alto di particelle energetiche.

Campo magnetico del Sole

Il moto turbolento del plasma e delle particelle cariche della zona convettiva, generano un potente campo magnetico, caratterizzato da poli appaiati ( nord e sud ) disposti lungo tutta la superficie solare. Il campo inverte il proprio verso ogni undici anni, in corrispondenza del massimo del ciclo solare.

Il campo magnetico solare è all'origine di diversi fenomeni che prendono complessivamente il nome di "attività solare"; tra essi, si annoverano le macchie fotosferiche, i flare ( o brillamenti ) e le variazioni nell'intensità del vento solare, che diffonde materia attraverso il sistema solare.
La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee del campo magnetico, che appaiono aggrovigliate su se stesse; su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, che vanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali. Le deformazioni delle linee di campo, danno luogo alla dinamo e al ciclo undecennale dell'attività solare, durante il quale l'intensità del campo magnetico subisce delle variazioni.
La densità del flusso magnetico solare è di 10−4 Tesla in prossimità della stella.
L'interazione tra il campo magnetico solare ed il plasma del mezzo interplanetario, crea una corrente eliosferica diffusa, ossia, un piano che separa regioni in cui il campo magnetico converge in direzioni diverse.

Rappresentazione artistica della corrente eliosferica diffusa
Rappresentazione artistica della corrente eliosferica diffusa

Ciclo solare

Il ciclo solare ( detto anche ciclo dell'attività magnetica solare ) è il tempo, mediamente pari a 11 anni, che intercorre tra 2 periodi di minimo dell'attività solare; la lunghezza del periodo non è strettamente regolare, ma può variare tra i 10 e i 12 anni. È anche la principale causa delle periodiche variazioni di tutti i fenomeni solari che influiscono sul tempo meteorologico spaziale.

Alimentato da un processo di tipo idromagnetico, all'origine del campo magnetico solare stesso, il ciclo solare:

  1. modella l'atmosfera ed il vento solare
  2. modula l'irradianza solare
  3. modula il flusso delle radiazioni a lunghezza d'onda corta, dagli ultravioletti ai raggi X
  4. modula la frequenza dei fenomeni eruttivi, come i flare e le espulsioni di massa
  5. modula indirettamente il flusso dei raggi cosmici ad alta energia che penetrano nel sistema solare


Il ciclo solare si divide in due fasi:


  1. una fase di massimo, in cui l'attività della stella si presenta più frenetica
  2. una fase di minimo, in cui l'attività è meno intensa


L'attività solare, durante il minimo, coincide spesso con temperature più basse rispetto alla media sulla Terra, mentre le fasi di massimo più ravvicinate, tendono ad essere correlate a temperature più alte rispetto alla media.
Poiché i campi magnetici possono influire sui venti stellari, arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la rotazione della stella man mano che essa compie il proprio percorso evolutivo, le stelle non più giovani, come il Sole per l'appunto, compiono la propria rotazione in tempi più lunghi e presentano un'attività magnetica meno intensa. I loro livelli di attività tendono a variare in maniera ciclica e possono cessare completamente per brevi periodi di tempo. Un esempio fu il minimo di Maunder, durante il quale, il Sole andò incontro ad un settantennio nel corso del XVII secolo di attività minima; in questo periodo, noto anche come "Piccola era glaciale", l'Europa subì un brusco calo delle temperature.
I primi minimi solari di considerevole durata furono scoperti attraverso l'analisi dendrocronologica degli anelli annuali dei tronchi di alcuni alberi, il cui spessore dipende dalle condizioni ambientali in cui vivono i vegetali; le linee più sottili sembravano coincidere con i periodi in cui le temperature globali erano state al di sotto della media.

Il ciclo solare 23 (1996-2006 con massimo nel 2001) visto ai raggi X dalla sonda SOHO.
Il ciclo solare 23 (1996-2006 con massimo nel 2001) visto ai raggi X dalla sonda SOHO.
Macchia solare più dettagliata
Macchia solare più dettagliata

Questa immagine è la foto più dettagliata di una macchia solare che sia mai stata finora ottenuta. E’ stata ottenuta con il New Solar Telescope ( NST ) da 1,6 metri di apertura ed ha una risoluzione di 80 chilometri. Ciò significa che i dettagli più minuti visibili nell’immagine hanno un diametro di 80 Km.
Al centro della macchia solare la zona più scura corrisponde ad un’area più fredda rispetto alle zone circostanti.

La temperatura qui è di circa 3600 °C. Attorno alla macchia, vediamo un mosaico di piccole celle che viene chiamato "granulazione fotosferica". La temperatura di queste celle è di circa 5.800 °C ed hanno un diametro medio di 1000 Km. L’origine delle celle è spiegabile con colonne di convezione di gas che risalgono dalle profondità del Sole.

Macchie solari

Osservando il Sole con filtri adatti è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristiche macchie fotosferiche, aree ben definite che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" ( dell'ordine dei 4.500 K ). Si tratta di regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la convezione ( visibile nel resto della superficie sotto forma di granulazione ) risulta inibita dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri.
Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, varia durante il ciclo solare. Normalmente, durante il minimo solare, le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano di solito alle alte latitudini ( lontane dall'equatore ). Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il massimo, le macchie si fanno sempre più frequenti e tendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella, in osservanza della legge di Spörer. Le macchie di solito si trovano in coppie di polarità magnetica opposta; la polarità magnetica delle macchie si inverte durante ogni ciclo solare, cosicché, se in un ciclo una assume le caratteristiche di un polo nord magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico.

Un gruppo di macchie solari; si noti la granulazione fotosferica.
Un gruppo di macchie solari; si noti la granulazione fotosferica.
La variazione nel numero delle macchie solari dal XVII secolo al 2007.
La variazione nel numero delle macchie solari dal XVII secolo al 2007.

Eventualità di fenomeni ciclici a lungo termine del Sole

Una recente teoria afferma che possono esistere delle instabilità magnetiche all'interno del Sole che causano delle fluttuazioni con periodi di 41.000 o 100.000 anni; tali fluttuazioni potrebbero fornire una spiegazione sia delle ere glaciali che del ciclo di Milankovitch. Tuttavia, come molte teorie in astrofisica, anche questa non può essere verificata direttamente.

Composizione chimica del Sole

Il Sole, come ogni altro corpo celeste nell'Universo è costituito da elementi chimici. Molti scienziati, hanno analizzato questi elementi per conoscerne l'abbondanza, le loro relazioni con gli elementi costitutivi dei pianeti e la loro distribuzione all'interno della stella.
La stella ha "ereditato" la sua composizione chimica dal mezzo interstellare da cui ha preso origine: l'idrogeno e l'elio, che ne costituiscono la grande parte, si sono costituiti grazie alla nucleosintesi del Big Bang, gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalla nucleosintesi delle stelle più evolute, che, al termine della propria evoluzione, li hanno diffusi nello spazio circostante. La composizione del nucleo è fortemente alterata dai processi di fusione nucleare che hanno aumentato la percentuale in massa dell'elio a discapito dell'idrogeno: infatti,  l'idrogeno costituisce il 34% della massa del nucleo, mentre l'elio costituisce il restante 64%. La percentuale di elementi pesanti, detti convenzionalmente metalli è rimasta invece pressoché invariata. Gli elementi più pesanti, presenti in tracce, soprattutto negli strati più superficiali, sono: litio, berillio e boro; neon, la cui quantità effettiva sarebbe maggiore di quella precedentemente stimata tramite le osservazioni eliosismologiche; gli elementi del gruppo 8 della tavola periodica, cui appartengono ferro, cobalto e manganese.
Numerosi astrofisici hanno preso anche in considerazione l'esistenza di relazioni di frazionamento della massa tra le composizioni isotopiche dei gas nobili, quali neon e xeno, presenti nell'atmosfera solare e in quelle planetarie.
Poiché le parti interne della stella sono radiative e non convettive, la fotosfera, costituita essenzialmente da idrogeno ( circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume ), elio ( circa il 24-25% della massa, il 7% del volume ) ed elementi in tracce, ha mantenuto e mantiene una composizione chimica essenzialmente immutata dalla formazione della stella, tanto, che molti tendono a considerarla come esempio della composizione chimica primordiale del sistema solare.
Fino al 1983 era diffusa la convinzione che la stella avesse la stessa composizione della sua atmosfera; in quell'anno si scoprì che proprio il frazionamento degli elementi nel Sole era all'origine della distribuzione degli stessi al suo interno.

Tale frazionamento è determinato da vari fattori, quali la gravità, che fa sì che gli elementi più pesanti ( come l'elio, in assenza di altri elementi più pesanti ) si dispongano nel centro di massa dell'astro, mentre gli elementi meno pesanti ( quindi l'idrogeno ) si diffondano attraverso gli strati esterni del Sole; la diffusione dell'elio all'interno del Sole tende a velocizzarsi nel corso del tempo.

Il sole astronomia

Ufo e il sole

Le immagini che vi proponiamo provengono dal portale ufficiale della NASA e potete scaricarle su:


http://stereo-ssc.nascom.nasa.gov/browse/2010/01/21/behind/euvi/195/2048/

Aspettiamo che la NASA ci dia immediate spiegazioni sulla presenza di enormi oggetti non identificati fotografati dalle sonde STEREO e SOHO. Gli oggetti hanno un diametro grande quanto pianeti simili alla Terra. Alcuni scienziati hanno ammesso che non si tratta di fenomeni solari.

di Massimo Fratini

Questi enormi UFO sferici sono cominciati a comparire il 18 Gennaio 2010. Questi sono stati registrati e fotografati dalle sonde spaziali NASA "Stereo" ( simili alla sonda SOHO ) nello spazio. Essi sembrano essere in movimento in quanto appaiono in posizioni diverse su molte fotografie. Ricordo che questi oggetti sono enormi, possibilmente almeno le dimensioni della Terra. Inoltre, se fossero pianeti o qualche tipo di comete o enormi asteroidi, sarebbero già stati attratti dalla gravità potente del Sole, come nel caso della comete recenti.
Si noti anche che questi enormi oggetti riflettono la luce Sole, proprio come se fossero di metallo.
La mia ipotesi migliore è che esse sono astronavi-pianeta di dimensioni spaziali che stanno osservando il Sole. Ricordo che simili oggetti sono stati avvistati e fotografati dalla sonda Cassini sugli anelli di Saturno molti anni fa. Ad ogni modo, si attendono spiegazioni ufficiali dalla NASA. Si prega di contribuire a rendere pubblico questo materiale e siamo disponibili a vostri commenti e analisi sul materiale fotografico che potete trovare all'indirizzo NASA:

Questa potrebbe essere finalmente la prova che la NASA non può coprire i File Top Secret sugli UFO o comunque ignorare questa prova inconfutabile.
Comunque, dalle fotografie ufficiali della NASA emergono discrepanze assurde. L'ente spaziale americano nasconde le prove ufficiali della presenza UFO.


Guardate con i vostri occhi:

Ufo on the Sun
Ufo on the Sun

Ora la NASA deve giustificare tutto ciò. La loro politica è stata sempre quella della "NEGAZIONE PLAUSIBILE", ovvero, negare sempre e comunque.
Ma queste sono prove inconfutabili. Non possono essere meteore, pianeti, comete, flare solari o EMC ( eiezioni di massa coronale ).

Ufo on the Sun
Ufo on the Sun

UFO alert Incredible Alien Spacecraft near the Sun, special analysis

"Alien wars on Sun" see proof of  UFO's

Satellite Soho cattura l'immagine di un misterioso oggetto che genera un lampo sulla superficie solare

Ufo???
Ufo???

Si tratta di una nuova immagine ripresa il 12 giugno 2012, la quale mostrerebbe uno strano ed enorme oggetto a forma di doppio anello che si avvicina al Sole ad elevata velocità prima di scomparire verso l’esterno dello spazio. Nel momento di avvicinamento massimo dell’oggetto alla superficie del Sole è possibile notare un ulteriore ed interessante fenomeno, un lampo su tutta la superficie solare, come se avvenisse uno scambio energetico o magnetico ad alta intensità e velocità tra i due oggetti. Dalle immagini estrapolate è presumibile considerare che lo stesso lampo avvenga in concomitanza con il passaggio dell’UFO accanto al corpo celeste e quindi, potremmo supporre con buona probabilità, che il fenomeno in essere sia stato generato o sia collegato allo stesso oggetto in transito, condizione questa, che avvalorerebbe l’ipotesi dell’ oggetto reale e non di un difetto generato dal sensore della sonda SOHO.

Le domande sorgono innumerevoli, dettate essenzialmente dai nostri dogmi, dalle nostre conoscenze e dal nostro attuale livello tecnologico .E’ attualmente inconcepibile per la mente umana che un'ipotetica astronave possa resistere senza il benché minimo risentimento strutturale alla forza di attrazione solare, viaggiando poi a quelle straordinarie velocità e compiendo manovre fuori dall’ordinario. Inoltre se consideriamo che quell’oggetto, ha un estensione in lunghezza e larghezza di qualche migliaio di km tutto questo appare ancor più fantascientifico. Eppure, se ipotizziamo possa trattarsi di un velivolo extraterrestre, quindi governato da intelligenze extraterrestri, non appare insensata l’ipotesi che alcuni esseri del cosmo abbiano sviluppato una tecnologia e una conoscenza superiore alla nostra, tale da sovvertire anche le leggi fisiche a noi conosciute, agendo inoltre con scopi a noi sconosciuti? Al lettore le proprie conclusioni.

Incredible UFO Bounces off the Sun 2012

UFO creates massive Sun flash 2012

Enormi UFO sul Sole fotografati dalle sonde spaziali Nasa S.T.E.R.E.O. e Soho

Sonda STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory)
Sonda STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory)

 

STEREO (acronimo di "Solar TErrestrial Relations Observatory") è una missione scientifica finalizzata allo studio del Sole lanciata dalla NASA il 26 ottobre 2006. La missione, consta di due sonde gemelle lanciate in orbite che consentissero loro di ottenere delle immagini stereoscopiche della nostra stella e dei suoi fenomeni, come le espulsioni di massa dalla corona.

Sonda SOHO Solar and Heliospheric Observatory
Sonda SOHO Solar and Heliospheric Observatory

 

SOHO, Solar and Heliospheric Observatory è un telescopio spaziale lanciato alla fine del 1995 per studiare il Sole. È un progetto congiunto dell'Agenzia Spaziale Europea (ESA) e della NASA.

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