Monitoraggio solare

L'Atmosfera Solare e il funzionamento del Sole nella produzione di energia

C'è una ragione per cui la Terra è l'unico luogo nel Sistema Solare dove la vita è conosciuta per essere in grado di crescere e prosperare.

Certo, gli scienziati ritengono che ci possono essere forme di vita microbiche o anche acquatiche viventi sotto le superfici ghiacciate di Europa e Enceladus, o nei laghi di metano su Titano. Ma per il momento, la Terra rimane l'unico posto che conosciamo che ha tutte le condizioni per l'esistenza della vita.

Uno dei motivi è perché la Terra si trova all'interno della zona abitabile del nostro Sole ("Goldilocks Zone"). Ciò significa che è in posizione di destra (né troppo vicino né troppo lontano) per ricevere energia solare abbondante, che comprende la luce e calore che è essenziale per le reazioni chimiche. Ma come fa esattamente il nostro Sole ad arrivare alla produzione di questa energia? Quali passi sono coinvolti, e in che modo arriva a noi qui sul pianeta Terra?

La risposta più semplice è che il Sole, come tutte le stelle, è in grado di creare energia, perché è essenzialmente una reazione di fusione massiccia. Gli scienziati ritengono che questo ha avuto inizio quando una enorme nube di gas e particelle (cioè una nebulosa) è crollata sotto la forza della propria gravità, che è conosciuta come Teoria Nebulare. Questo non solo ha creato la grande palla di luce al centro del nostro Sistema Solare, ma ha anche innescato un processo in cui l'idrogeno, raccolto nel centro, ha iniziato la fusione per creare energia solare.

Tecnicamente noto come fusione nucleare, il processo rilascia una quantità incredibile di energia sotto forma di luce e calore. Ma ottenere che l'energia dal centro del Sole arrivi fino al pianeta Terra e oltre comporta un paio di passi cruciali. Alla fine, tutto si riduce ai livelli del Sole, e il ruolo che ognuno di loro svolge nel fare in modo che l'energia solare possa arrivare dove può contribuire a creare e sostenere la vita.

Il centro:

Il nucleo del sole è la regione che si estende dal centro di circa il 20-25% del raggio solare. È qui, nel nucleo, dove l'energia è prodotta da atomi di idrogeno (H) ad essere convertiti in molecole di elio (He). Questo è possibile grazie alla pressione estrema e la temperatura che esiste all'interno del nucleo, che si stima essere l'equivalente di 250 miliardi di atmosfere (25.330 miliardi kPa) e 15,7 milioni di kelvin, rispettivamente.

Il risultato netto è la fusione di quattro protoni (molecole di idrogeno) in una particella alfa,due protoni e due neutroni legati insieme in una particella che è identica a un nucleo di elio. Due positroni vengono rilasciati da questo processo, e due neutrini (che cambia due dei protoni in neutroni), e l'energia.

Il nucleo è l'unica parte del sole che produce una quantità apprezzabile di calore attraverso la fusione. Infatti, il 99% dell'energia prodotta dal sole avviene entro il 24% del raggio del sole. Entro il 30% del raggio, la fusione smette quasi completamente. Il resto della Sole viene riscaldato dall'energia che viene trasferita dal nucleo attraverso gli strati successivi, raggiungendo infine la fotosfera solare, disperdendosi nello spazio come luce solare o energia cinetica delle particelle. Il Sole rilascia energia ad un tasso di conversione massa-energia di 4,26 milioni di tonnellate al secondo.

Zona Radiativa:

Questa è la zona immediatamente successiva al nucleo, che si estende per circa 0,7 raggi solari. Non c'è convezione termica in questo strato, ma il materiale solare in questo strato è caldo e abbastanza denso per cui la radiazione termica ha tutto ciò che è necessario per trasferire il calore intenso generato nel nucleo verso l'esterno. Fondamentalmente, si tratta di ioni di idrogeno ed elio che emettono fotoni che viaggiano a breve distanza prima di essere riassorbiti da altri ioni.

Le temperature cadono in questo strato, passando da circa 7 milioni di kelvin più vicino al nucleo ai 2 milioni al confine con la zona convettiva. Nella parte più interna la densità è di 22 gr/ cm3 e la temperatura è di 8 milioni di gradi. La parte esterna della zona radiativa ha una densità di 0,2 gr/ cm3 e la temperatura è di 2 milioni di gradi.

Zona Convettiva:

Questo è lo strato esterno del Sole, che rappresenta oltre il 70% di tutto il raggio solare interno. Questa zona è individuata come l'area dove si generano i campi magnetici per effetto dinamo.
Ha uno spessore di 200.000 chilometri, la pressione è di 10 ± 4 Atm e la densità media è di 6 x 10 ± 3 g / cm3, ed è la zona dove il gas è maggiormente opaco per effetto della diminuzione di temperatura dai 2.000.000 gradi centigradi circa (2 x 106 K), dovuta all’assorbimento dei fotoni provenienti dagli strati sottostanti, che si riscaldano a spese della loro energia arrivando ad una temperatura di circa 6.000 gradi centigradi in fotosfera. Come risultato, trasporto di calore radiante è meno efficace, e la densità del plasma è sufficientemente bassa per permettere alle correnti convettive di svilupparsi.

A causa di questo, le celle termiche aumentano e trasportano la maggior parte del calore verso l'esterno per la fotosfera del sole. Una volta che queste cellule aumentano, appena sotto la superficie fotosferica, il loro materiale si raffredda, provocando l'aumento della loro densità. Questo le obbliga a depositarsi di nuovo sul fondo della zona convettiva, dove raccolgono più calore e il ciclo convettivo continua. Un esempio di struttura del Sole e una stella gigante rossa, dove mostra la sua zona convettiva. Queste sono le zone granulari negli strati esterni delle stelle.

Sulla superficie del Sole, la temperatura scende a circa 5.700 Kelvin. La convezione turbolenta di questo strato del sole è anche ciò che provoca un effetto che produce i poli magnetici nord e sud su tutta la superficie del sole.

È su questo livello che le macchie solari si verificano, che appaiono come macchie scure rispetto alla regione circostante. Questi punti corrispondono a concentrazioni nel campo di flusso magnetico che inibiscono la convezione nelle regioni solari ed inducono le regioni sulla superficie a cadere nella temperatura confrontata al materiale circostante.

Fotosfera:

Infine, vi è la fotosfera, la superficie visibile del sole È qui che la luce solare e calore è irradiata e la convezione in superficie si propagano nello spazio. Le Temperature sono comprese tra i 4.500 e di 6.000 Kelvin (4230 - 5730 ° C, 7646 - 10346 ° F). Dato che la parte superiore della fotosfera è più fredda della parte inferiore, l'immagine del sole appare al centro più luminosa sul bordo o sulla parte del disco solare, in un fenomeno noto come Oscuramento al bordo.

La fotosfera è da decine a centinaia di chilometri di spessore, ed è anche la regione del sole dove diventa opaca alla luce visibile. Le ragioni di questo sono a causa della quantità decrescente di ioni di idrogeno caricati negativamente (H -), che assorbono la luce visibile facilmente. Al contrario, la luce visibile che vediamo è prodotta come elettroni che reagiscono con gli atomi di idrogeno per produrre H - ioni.

L'energia emessa dalla fotosfera poi si propaga attraverso lo spazio e raggiunge l'atmosfera terrestre e gli altri pianeti del Sistema Solare. Qui sulla Terra, lo strato superiore dell'atmosfera (lo strato di ozono) filtra gran parte dell'ultravioletto (UV) delle radiazioni solari, ma qualcuno passa sulla superficie. L'energia che ha ricevuto viene poi assorbita dall'aria e la crosta terrestre, riscaldando il nostro pianeta e fornendo agli organismi una fonte di energia.

Altre zone dell’Atmosfera Solare

Cromosfera:

Al di sopra della fotosfera è posta la cromosfera, regione spessa dai 12.000 ai 15.000 km e con una temperatura media di qualche decina di migliaia di kelvin. Le strutture più piccole della cromosfera sono le spicole, lingue di gas larghe 500 km e alte dai 10.000 ai 20.000 km, che spariscono e si rinnovano continuamente nel giro di pochi minuti.

Corona:

La corona è la parte più esterna e rarefatta dell’atmosfera solare, così debole rispetto alla brillanza del cielo e alla luce solare diffusa dalle parti ottiche dei telescopi, che la si può studiare soltanto durante le eclissi. Nella corona si raggiungono temperature altissime, dell’ordine del milione di kelvin.

La parte della corona contenuta in una regione che dista dal bordo da 0,2 a 0,3 raggi solari, è chiamata corona interna, e la parte restante, molto estesa, è nota come corona esterna.

La corona è sede delle protuberanze solari, enormi flussi di gas denso e freddo che emergono violentemente dalla cromosfera sottostante. Le protuberanze sono le più grandi formazioni della struttura solare (lunghe centinaia di migliaia di km) e possono mantenere la loro posizione per diversi giorni, perché sostenute da forti campi magnetici.

L’attività solare

Macchie solari:

Le macchie solari sono aree scure poste sulla fotosfera solare. La zona centrale delle macchie, denominata ombra, ha in media un diametro di 15.000 km e una temperatura di 4200 K. L’ombra appare scura per un effetto di contrasto con le zone circostanti più calde (5780 K) ed è circondata da una zona meno scura e striata chiamata penombra.

Nelle macchie il campo magnetico è molto intenso, circa 3000 gauss, con punte di 5000 gauss. Sino a qualche decennio fa si riteneva che la minor temperatura riscontrata nelle macchie fosse dovuta a un arresto dei moti convettivi sottostanti a causa del forte campo magnetico presente.

Tuttavia Parker, uno dei maggiori scienziati solari, ha ipotizzato che il raffreddamento sia causato non da un’inefficienza del meccanismo di trasporto di energia, ma al contrario da una sua intensificazione dovuta al campo magnetico, il quale trasporterebbe più energia di quanto ne possa essere rifornito. La questione è tuttavia ancora oggetto di ampio dibattito.

Le macchie solari hanno un ciclo undicinale, durante il quale il loro numero varia da un numero minimo a uno massimo. Si è scoperto che esiste un ciclo magnetico di 22 anni sovrapposto a quello di 11 anni, in cui le macchie dopo 11 anni invertono la polarità nei due emisferi.

Facole:

Le facole sono brillanti nubi di idrogeno, generalmente poste su zone in cui si formeranno delle macchie solari; compaiono uno o due giorni prima della formazione della macchia e persistono per qualche settimana dopo la sua scomparsa. Tuttavia, a volte compaiono e scompaiono senza che si siano formate macchie. Mentre le macchie si sviluppano sulla parte bassa della fotosfera, le facole occupano le zone più alte.

Brillamenti:

Nei pressi delle macchie solari a volte capita di osservare delle zone che diventano improvvisamente brillanti nel giro di qualche ora. Sono i brillamenti (o flares), fenomeni estremamente energetici, che si verificano al confine tra fotosfera e cromosfera e si manifestano con emissioni notevoli di radiazione X, ultravioletta e radio.

L’enorme quantità di materia e energia scagliata nello spazio può avere degli effetti sul campo magnetico terrestre e produrre i famosi fenomeni delle aurore polari.

Vento solare:

La maggior parte della materia della corona è trattenuta dal campo magnetico, ma ci sono delle zone, i cosiddetti buchi coronali, da cui le particelle possono fuggire all’esterno formando il vento solare. In queste zone, intensi campi magnetici aperti (le linee di forza si prolungano nello spazio interplanetario) accelerano le particelle, proiettandole nello spazio.

Il vento solare è essenzialmente composto da protoni che, nei pressi della Terra, viaggiano a una velocità media di 500 km/s e densità di 1,10 protoni per centimetro cubo. Il Sole perde con il vento solare qualcosa come 100 miliardi di tonnellate di materia al giorno, una perdita comunque insignificante rispetto all’intera massa solare. Il vento solare si spinge sin oltre l’orbita di Plutone raggiungendo i confini dell’eliosfera, la zona di influenza del Sole.

Il Sole è al centro dei processi biologici e chimici qui sulla Terra. Senza di esso, il ciclo di vita delle piante e degli animali sarebbe finito, i ritmi circadiani di tutte le creature terrestri sarebbero interrotti; e nel tempo, tutta la vita sulla Terra cesserebbe di esistere. Importanza del Sole è stata riconosciuta fin dalla preistoria, con molte culture a considerarlo una divinità (il più delle volte, come la divinità principale nei loro pantheon).

Ma è solo negli ultimi secoli che i processi che alimentano il Sole sono stati spiegati. Grazie alla continua ricerca di fisici, astronomi e biologi, siamo ora in grado di capire come il sole emette la produzione di energia, e come passa il tutto al nostro Sistema Solare. Lo studio dell'universo conosciuto, con la sua diversità di sistemi stellari e pianeti extrasolari, ci ha aiutato a fare un confronto con altri tipi di stelle.

Si ringraziano per le immagini gli Editori Bovolenta e Zanichelli.

Meteo Portale Italia © Riproduzione riservata

Homepage   Chi siamo   Info-Contatti-Archivio   Lavora con noi   Privacy e Cookies   Note legali

Seguici anche su

Meteo Portale Italia - MALU s.r.l. - C.F. e P.IVA 08683291002

Copyright © 2011-2015 Meteo Portale Italia. Tutti i diritti riservati.

Questo indirizzo email è protetto dagli spambots. È necessario abilitare JavaScript per vederlo.