sóle

Lessico

sm. [sec. XIII; latino sol solis].

1) La stella centrale del nostro sistema planetario (simbolo §; in questo senso si scrive per lo più con l'iniziale maiuscola): il moto apparente del intorno alla Terra; i raggi, la luce del ; il di mezzanotte, che si vede nel pieno della notte, d'estate, nelle regioni situate oltre il Circolo Polare, vedi sole di mezzanotte; al sorgere, al levar del , all'alba; al cadere, al calar del , al tramonto; alla luce del , apertamente, senza nascondere nulla, senza sotterfugi; sotto il , sulla terra: cose che accadono sotto il ; proverbio: “niente di nuovo sotto il sole”.

2) Per estensione, la luce e il calore che provengono dal Sole: oggi non c'è sole; un che acceca, che brucia; casa esposta al ; stendere il bucato al ; piante che hanno bisogno di ; lavorare sotto il , sotto l'azione diretta dei raggi solari, specialmente nel caldo dell'estate; una giornata di , serena, luminosa; prendere il , esporre il proprio corpo ai raggi solari per abbronzarsi o per cura; colpo di , insolazione; orologio a , meridiana. In questo senso frequente il dim. solicèllo, sole scialbo, tiepido. In loc. estens. e fig.: chiaro come il , come la luce del , più del , chiarissimo, evidente, lampante; il di luglio, vedi luglio; le terre, i Paesi del , quelli meridionali, in particolare quelli del Mediterraneo, in contrapposizione a quelli nordici; lasciare le scarpe al , morire ammazzato, specialmente in guerra; avere, conquistarsi un posto al sole; vedere il a scacchi, attraverso le inferriate della finestra, quindi essere in prigione; dove non batte il , sul sedere.

3) Poetico, giorno, in particolare la parte del giorno che va dall'alba al tramonto: “nel seguente / giunsero al fiume” (Ariosto); anche periodo di un anno: “appresso convien che questa caggia / infra tre soli” (Dante).

4) Stella qualsiasi, astro, specialmente in quanto centro di un sistema planetario: l'universo è disseminato da un numero grandissimo di .

5) Fig., simbolo di luce, di grandezza, di potenza, di bellezza, di sapienza e simili; guida luminosa: Dio è il degli uomini; il della libertà; “Quel sol che pria d'amor mi scaldò 'l petto” (Dante); il dell'avvenire, il simbolo del socialismo, a indicare il sorgere di un avvenire migliore; il Re , Luigi XIV di Francia. Per estensione, persona, cosa molto bella, molto amata: “meglio è morire, / che senza te, mio sol, viver poi cieco” (Ariosto); un raggio di , un evento luminoso, che fa sperare in meglio: finalmente un raggio di dopo tante disgrazie.

6) Nel gioco dei tarocchi, nome di un trionfo.

Astronomia: generalità

Il Sole è una sfera autogravitante di gas, in gran parte idrogeno, che emette energia sotto forma di radiazioni elettromagnetiche e corpuscolari; la radiazione elettromagnetica è emessa a tutte le lunghezze d'onda dello spettro, dalle onde radio ai raggi gamma, con un massimo di intensità nella banda visibile. Densità e temperatura crescono andando dalla superficie verso il centro. La temperatura varia dai circa 6000 K della superficie della fotosfera ai 15-20 milioni di K delle regioni centrali; a queste temperature il gas è completamente ionizzato (plasma). Secondo il cosiddetto Modello Solare Standard il meccanismo attraverso il quale il Sole produce energia è quello della fusione termonucleare, che avviene nelle regioni centrali dell'astro. Le principali reazioni termonucleari che avvengono all'interno del Sole sono del tipo protone-protone, che alle temperature relativamente basse che esistono all'interno del Sole sono più efficienti delle reazioni del ciclo del carbonio, che, invece, sostengono le stelle più massicce. Tali reazioni producono un ingente flusso di neutrini, che, inoltre, sono l'unica fonte di informazione diretta sulle regioni interne, poiché la radiazione che osserviamo, pur prodotta al centro viene assorbita e riemessa più volte dagli strati più esterni. .

Astronomia: dimensioni e orbita

Con diametro apparente medio di 31´59‟ (con valori oscillanti fra 31´31‟ e 32´36‟ quando la Terra si trova rispettivamente all'afelio e al perielio), il Sole ha magnitudine visuale apparente -26,86, 14 magnitudini più brillante della della Luna piena. La sua magnitudine visuale assoluta è tuttavia di solo +4,71. Gli altri corpi del sistema solare, compresa la Terra, ruotano attorno al Sole mantenendosi su orbite ellittiche per effetto dell'attrazione gravitazionale esercitata dal Sole stesso. Il diametro del Sole risulta di 1,392 milioni di km, cioè 109,24 volte il diametro della Terra; la massa del Sole risulta essere di 1,99∤10³⁰ kg, pari a 330.000 volte la massa della Terra, o 750 volte la massa di tutti gli altri corpi del sistema solare insieme. La densità media solare è di 1,41 g∤cm^-3, pari a ca. un quarto della densità media della Terra. L'accelerazione gravitazionale superficiale è 28 volte quella terrestre, vale a dire 27.400 cm∤s^-2, mentre la velocità di fuga all'equatore risulta di 617,7 km∤s^-1, 55 volte quella della Terra. L'equatore solare è inclinato di 7º 15´ sul piano dell'eclittica. La distanza media della Terra dal Sole è stata misurata come parallasse solare: è di 149,6 milioni di km (Unità Astronomica o UA).

Astronomia: movimenti del Sole

Il Sole compie sulla volta celeste dei movimenti apparenti, prodotti dai moti reali di rotazione e di rivoluzione della Terra: il primo, detto moto apparente diurno, ha periodicità di un giorno; il secondo moto, detto apparente annuo, è quello per cui, rispetto a un osservatore sulla Terra, il Sole appare muoversi da W verso E, cioè in direzione opposta a quella del suo moto apparente diurno; tale moto avviene sull'eclittica e ammonta in media a 59´,1 al giorno, con piccole oscillazioni dovute alla differente velocità di rivoluzione della Terra lungo la sua orbita. Per ottenere giorni di uguale lunghezza, si suole definire un fittizio, che percorre l'eclittica con velocità angolare uniforme (appunto 59´,1 al giorno), e un medio, che percorre invece l'equatore celeste ancora con velocità angolare uniforme. Il Sole fittizio passa all'apogeo e al perigeo in coincidenza con il Sole vero, mentre il Sole medio passa per gli equinozi coincidendo con il Sole fittizio; il giorno solare medio, che è quello segnato dagli orologi, è dato dall'intervallo di tempo intercorrente fra due culminazioni successive del Sole medio. Nel suo moto apparente sull'eclittica, il Sole attraversa l'equatore agli equinozi (il 21 marzo e il 23 settembre), muovendosi a N dell'equatore in primavera e d'estate e a S d'autunno e d'inverno; negli equinozi, il Sole culmina allo zenit di un osservatore sull'equatore, mentre culmina allo zenit di un osservatore ai tropici (rispettivamente del Cancro e del Capricorno) durante i solstizi d'estate (21 giugno) e d'inverno (21 dicembre). Il Sole si muove, assieme a tutto il sistema solare, verso un punto, detto apice solare, posto nella costellazione di Ercole, alla velocità di ca. 20 km/s; poiché tale movimento viene rivelato attraverso i moti propri di alcuni gruppi di stelle, direzione e velocità variano secondo i gruppi di stelle impiegate per la determinazione. Sovrapposto a questo movimento vi è quello di rotazione attorno al centro galattico, alla velocità di 230 km/s; una rotazione completa attorno al centro galattico richiede ca. 230 milioni di anni. Il Sole non ruota come un corpo rigido, ma presenta una rotazione differenziata con la latitudine: all'equatore, il periodo siderale (cioè rispetto alle stelle fisse) di rotazione del Sole è di 25,03 giorni, mentre il periodo sinodico (cioè rispetto alla Terra) è di 26,9 giorni; alla latitudine solare di 16º, il periodo siderale è di 25,380 giorni e quello sinodico di 27,275 giorni; a 70º, il periodo siderale sale a ca. 31 giorni. La velocità di rotazione equatoriale è di ca. 2 km/s. L'utilizzo di strumenti molto sofisticati, sia in laboratori a terra, sia su satelliti artificiali, ha permesso di verificare che molto probabilmente il nucleo del Sole, nel quale avvengono le reazioni termonucleari, ruota a una velocità differente dagli strati esterni. Le tecniche per l'osservazione dell'interno del Sole sono sostanzialmente due: lo studio delle pulsazioni solari (variazioni periodiche del diametro solare) e lo studio dei neutrini emessi nelle reazioni termonucleari. Lo studio delle pulsazioni solari è stato reso possibile soprattutto mediante l'uso di spettrografi a grande risoluzione che permettono di misurare movimenti di gas nella fotosfera e nella cromosfera, che avvengono con velocità di solo qualche metro al secondo. Le pulsazioni sono sostanzialmente di tre tipi. La più nota, che ha periodo di 5 minuti, è stata scoperta nel 1955 e si suppone che possa derivare da onde acustiche intrappolate sotto la superficie fotosferica. La seconda e la terza, con periodo rispettivamente di 50 minuti e di 2h 40 minuti, sono ancora di origine controversa. Nella prima di queste, il diametro solare subirebbe una variazione di 10 km, con un meccanismo simile a quello che fa pulsare le stelle cefeidi, ma in scala molto ridotta; la seconda sarebbe invece dovuta all'azione di campi gravitazionali. La scoperta e lo studio delle pulsazioni solari ha portato alla nascita di una nuova branca dell'astrofisica e cioè la sismologia solare, o eliosismologia. Come le onde sismiche permettono di studiare la struttura interna della Terra, così le pulsazioni solari permettono di studiare la struttura interna del Sole .

Astronomia: struttura del Sole

Il Sole è, analogamente alle altre stelle, una sfera di gas ad altissima temperatura (plasma solare), la cui materia è tenuta unita dalla forza di attrazione gravitazionale. La produzione di energia avviene nella regione centrale (nucleo), avente un diiamentro dell'ordine di 0,2 volte quello dell'intero globo solare e una densità pari a 160 g/cm³. La compressione qui esercitata dal peso degli strati sovrastanti (220 miliardi di atmosfere) innalza il livello termico del gas interno fino a 15-20 milioni di K, temperatura alla quale i nuclei di idrogeno (protoni), il più abbondante componente chimico del Sole, hanno energie cinetiche superiori a quelle della reciproca repulsione elettrostatica e alla quale si innescano, di conseguenza, le reazioni nucleari di fusione. Procedendo verso l'esterno, la temperatura scende al di sotto della temperatura di innesco e si incontra una zona radiattiva dove il trasferimento di energia verso le regioni più esterne avviene, appunto, mediante flusso di radiazione elettromagnetica; oltre la metà del diametro il trasporto del calore cambia modalità, passando dal modo radiativo al modo convettivo (zona convettiva). Queste regioni non sono visibili direttamente a causa dell'opacità del gas; la loro costituzione è nota, tuttavia, dalle teorie della struttura stellare. Gli strati più esterni, infine, dove densità e temperatura sono molto più basse, divengono visibili e costituiscono l'atmosfera. Essa è composta di tre strati: la fotosfera, la cromosfera e la corona. La fotosfera e la cromosfera sono i due sottili strati visibili direttamente sul disco solare, mentre la corona è visibile solo durante le eclissi o con particolari strumenti..

Astronomia: la teoria della nucleosintesi e le altre teorie

Bethe, nel 1938, dimostrò che le condizioni fisiche nelle regioni centrali sono adatte a sostenere le reazioni di nucleosintesi consistenti nella combinazione di quattro protoni liberi in un nucleo stabile di elio^-4 (2 protoni+2 neutroni), secondo un ciclo di reazioni schematizzabile nel seguente modo:

¹H+ ¹H = ²H+ e⁺ + ν_e

¹H + ²H = ³He

³He + ³He = ⁴He +2 ¹H

Poiché in un nucleo d'elio così costituito, si verifica - nei confronti della massa complessiva dei protoni reagenti - un difetto, Δm, di 0,028 U.A. per nucleo prodotto, l'opinione di Bethe fu che tale differenza, convertendosi in energia, andasse a rappresentare realmente la sorgente solare, in accordo con la legge einsteiniana di equivalenza E= Δmc². Le reazioni di combustione nucleare portano alla produzione di un rilevantissimo numero di neutrini elettronici ν^e, ma le osservazioni compiute a terra hanno sempre mostrato un notevole deficit nel flusso di tali neutrini (solamente la metà o al più i due terzi dei neutrini attesi sono rilevati). Questo disaccordo, che mette in crisi il Modello Standard Solare, è verosimilmente superabile ipotizzando "oscillazioni" dei neutrini, ovvero la trasformazione dei neutrini elettronici prodotti nelle reazioni nucleari, in neutrini di altro tipo (muonici e tauonici), durante il viaggio: la possibilità che i neutrini possano oscillare tra i vari "sapori" è prevista nell'ambito della teoria elettrodebole, soltanto nel caso in cui essi abbiano massa a riposo non nulla. La consistenza di questa ipotesi è stata rafforzata dagli esperimenti compiuti dal Sudbury Neutrino Observatory (Canada), che ha misurato il flusso di tutti i tre tipi di neutrini provenienti dal Sole mediante un rilevatore ad acqua pesante. Si pensa, inoltre, che le oscillazioni siano amplificate dalle condizioni estreme del nucleo solare. La teoria della nucleosintesi solare (e stellare) è stata universalmente accettata, avendo essa fatto giustizia alle antiche ipotesi sulla natura delle sorgenti termiche del Sole basate sulla combustione chimica (Herschel), sulla caduta dei meteoriti (J. R. von Mayer), sulla contrazione gravitazionale (H. von Helmholtz e W. T. Kelvin). Nel complesso, in ogni secondo, il Sole tramuta in energia 4,2 milioni di t di idrogeno: questo tasso di dissipazione, nei circa 5 miliardi di anni di vita dell'astro, ha provocato una diminuzione di massa pari al 3‰ e, al tempo stesso, gli assicura un'esistenza futura per circa altri 5 miliardi d'anni. Si ammette che la zona convettiva del Sole inizi a ca. 100.000 km sotto la fotosfera, ove regnano temperature già inferiori al milione di K e la densità vi è sufficientemente bassa (meno di 0,01 g/cm³) da consentirvi la risalita dei gas – riscaldati dal basso – in vasti sistemi circolatori a celle di convezione. Si distinguono tre strati di celle estese su scale dimensionali progressivamente decrescenti: di 250.000 km di diametro, di 30.000 e di 1000 km. L'ultimo strato (1500 km di spessore), produce l'affioramento in fotosfera delle cellule convettive dandovi origine a quella tipica struttura “a grani di riso” (in media di 1‟ d'arco di larghezza apparente) che viene definita granulazione fotosferica, la cui osservazione ottica e/o fotografica è, in generale, resa difficoltosa dalla turbolenza dell'atmosfera terrestre.

Astronomia: caratteristiche della fotosfera

Immediatamente sopra la regione convettiva, quando la temperatura scende intorno ai 5800 K e la densità è di circa 10^-7 g/cm³, il gas diviene trasparente e la radiazione può uscire liberamente. La superficie che emette la maggior parte della radiazione che si osserva è detta fotosfera. Lo spessore della fotosfera è di ca. 500-700 km; per un osservatore sulla Terra, tale spessore sottende un angolo di 0,5‟ d'arco - comparabile con il potere risolutivo sperimentale degli strumenti ottici - cosicché il bordo del Sole, nonostante la sua effettiva evanescenza, appare estremamente ben definito. La superficie fotosferica ha un aspetto tipicamente irregolare, dovuto alla presenza di "granuli" poligonali di dimensioni dell'ordine del secondo d'arco (1000 km circa) che evolvono rapidamente, nell'arco di pochi minuti. Tale granulazione fotosferica è direttamente connessa con lo strato convettivo sub-fotosferico, del quale sarebbero le testate delle correnti ascendenti, con una temperatura di circa 200 K superiore a quella delle regioni circostanti. Sulla superficie della fotosfera si distinguono delle regioni attive caratterizzate da un insieme di fenomeni, quali macchie solari, facole e brillamenti, direttamente connessi con il campo magnetico solare. Accanto a questi eventi macroscopici e pertanto noti da tempo, vi sono altri fenomeni su scale più ridotte e pertanto più difficili da osservare, che si cominciano a conoscere solamente grazie all'apporto dei satelliti: i microbrillamenti o blinkers sono fenomeni esplosivi con energia media di emissione circa un milione di volte inferiore ai brillamenti e sembrano essere molto più frequenti e ubiquitari di questi ultimi. Anche se non si conosce ancora bene la distribuzione di energia di questi eventi, secondo alcuni autori essi potrebbero essere una possibile spiegazione al problema del riscaldamento della corona. La superficie fotosferica, inoltre, è agitata da onde, alte fino a tre chilometri, che si propagano a velocità di circa 50 km/s e la cui origine è da ricercarsi nei brillamenti.

Astronomia: fenomeni superficiali: le macchie solari

I particolari più appariscenti della superficie solare sono costituiti dalle macchie solari, osservate al telescopio per la prima volta da Galileo e contemporaneamente, nel 1610, da J. Fabricius e C. Scheiner; quest'ultimo riteneva che si trattasse di corpi oscuri in moto attorno al Sole, mentre Galileo attribuì il fenomeno alla superficie solare. Le macchie appaiono come aree perturbate nella fotosfera solare, distribuite in genere tra 50 e 35º a N e a S dell'equatore solare, dall'aspetto più oscuro delle zone circostanti. Le macchie di area maggiore appaiono possedere, all'interno, una zona più oscura, od ombra, circondata dalla più chiara penombra con struttura filamentosa. Nel complesso, le macchie hanno una struttura a coppa, di cui l'ombra costituisce il fondo e la penombra le pareti. I termini ombra e penombra non si riferiscono tuttavia all'illuminazione ricevuta, ma unicamente alla luminosità di quelle zone, che è funzione della rispettiva temperatura: nel centro dell'ombra, infatti, la temperatura è più bassa e si aggira intorno ai 4600 K. Le macchie più piccole osservate hanno un diametro di poche migliaia di chilometri, mentre le maggiori macchie mai osservate hanno un diametro dell'ordine di 200.000 km, pari a 15 volte il diametro della Terra. Le macchie hanno una vita variabile da pochi giorni, per quelle di area minore, fino ad alcuni mesi, per le maggiori. Nel corso della loro esistenza le macchie subiscono un'evoluzione durante la quale le macchie minori in genere si ampliano, mentre quelle maggiori si frazionano. In genere, le macchie compaiono a gruppi, sotto forma di piccoli pori, che aumentano gradualmente di dimensione, mantenendosi sempre alla stessa latitudine eliografica; in una decina di giorni il gruppo di macchie può raggiungere le dimensioni massime, mentre le macchie principali del gruppo (quella p – da preceding – che precede il gruppo, e quella f – da following – che lo segue) assumono un aspetto caratteristico: la p un aspetto quasi circolare, la f irregolare. La scomparsa del gruppo è più lenta, in genere, che non la crescita; per prima scompare la macchia f, per ultima la p. Nel 1848, R. Wolf, direttore dell'osservatorio di Zurigo, come misura dell'attività fotosferica giornaliera del Sole, introdusse i numeri relativi R delle macchie – detti numeri di Wolf – correlandoli al numero n di macchie visibili, al numero di gruppi g e alle caratteristiche strumentali e atmosferiche (racchiuse in un coefficiente K) a mezzo della semplice relazione R=K(n+10g). Il valore medio mensile di R mostra, con lo scorrere del tempo, una chiara periodicità undecennale chiamata ciclo solare di attività. Tuttavia alcuni studiosi, quali G. Spörer nel 1887, F. Mounder nel 1922 e, più recentemente J. A. Eddy, hanno rilevato la presenza di lunghi periodi in cui non vi sarebbe stata presenza di macchie. Nel corso di un ciclo solare, le prime macchie appaiono alle latitudini più elevate, mentre le successive appaiono a latitudini via via decrescenti (legge di Spörer); al termine del ciclo, per un anno circa, accanto alle ultime macchie del vecchio ciclo, alla latitudine di ±5º, appaiono, alla latitudine di ±35º, le macchie del nuovo ciclo. Nelle macchie sono presenti intensi campi magnetici, fino a un massimo di 5000 gauss, come fu rilevato da G. E. Hale tramite l'osservazione dell'effetto Zeeman sulle righe spettrali delle macchie; le linee di forza del campo magnetico sono perpendicolari alla superficie del Sole. All'interno di un gruppo, le due macchie principali, la p e la f, presentano polarità differente; all'interno di un ciclo, infine, tutte le macchie p di un emisfero solare (Sole quello N) presentano la stessa polarità, opposta alla polarità delle macchie p dell'emisfero S: durante il ciclo successivo, la polarità delle macchie cambia, suggerendo l'ipotesi di un ciclo di 22 anni. .

Astronomia: fenomeni superficiali: le facole

Le facole sono zone della superficie fotosferica dotate di luminosità molto superiore a quella del resto della fotosfera, di diametro medio sui 100.000 km. Esse hanno molte caratteristiche in comune con le macchie solari (associazione con il campo magnetico, migrazione verso l'equatore durante i periodi di massimo del ciclo solare) e compaiono spesso in corrispondenza delle macchie stesse. Generalmente una facola appare due-tre giorni prima del gruppo di macchie e sopravvivono per alcuni giorni oltre il gruppo di macchie. Le facole associate alle macchie solari sono, probabilmente, responsabili di un aumento di trasporto di energia, che compensa la diminuzione dovuta alle macchie. Ad alte latitudini solari, invece, compaiono le facole polari di dimensioni inferiori, poche migliaia di chilometri, separate dalle macchie e piú frequenti durante i periodi di minima attività del Sole.

Astronomia: fenomeni superficiali: i brillamenti

In prossimità delle macchie e delle facole, appaiono sul disco solare in luce di Hα, dal quarto o dal quinto giorno dopo la comparsa delle prime macchie del gruppo, delle zone molto brillanti dette brillamenti, o flares. Nei brillamenti viene liberata in brevissimo tempo un'enorme quantità di energia in tutta la banda dello spettro elettromagnetico. La Solar Maximum Mission ha registrato quattro categorie di brillamenti, classificati in base alla loro intensità. Quelli di primo tipo durano anche 20 minuti e occupano da 100 a 250 milionesimi dell'emisfero solare interessato; quelli di secondo tipo durano in media mezz'ora e occupano una zona anche sei volte maggiore. Il terzo tipo può occupare anche una zona doppia di quella del secondo tipo, ha una durata media di 3 ore, ma può arrivare sino a 7 ore. Tutti i tipi di brillamenti hanno luogo nella parte inferiore della cromosfera, al di sopra della fotosfera, e possono raggiungere anche i 10 milioni di K, rispetto ai 5000 K della cromosfera. L'energia di un brillamento tipico equivale a quella liberata da 2 miliardi di bombe atomiche da un megaton. In un brillamento si distinguono tre fasi: nella fase preparatoria si accumula energia, soprattutto sotto forma di energia di campo magnetico; nella seconda fase si ha un breve impulso con liberazione di circa metà dell'energia accumulata, in parte sotto forma di raggi X, luce visibile, raggi ultravioletti e onde radio e in parte sotto forma di un intenso fascio di particelle nucleari ad altissima velocità. Nella terza fase, molto più lunga delle precedenti e della durata anche di alcune ore, si libera il resto dell'energia accumulata. Ai brillamenti è da associare la comparsa sulla Terra di aurore polari e tempeste magnetiche, in quanto essi sono sede di emissioni di radiazioni a breve lunghezza d'onda e corpuscolari. Durante i periodi di massima attività del Sole si osservano al massimo 10 brillamenti al giorno. Durante un brillamento l'emissione di energia, in particolare nella regione ultravioletta, e dei raggi X, aumenta anche di alcuni ordini di grandezza.

Astronomia: caratteristiche della cromofera

Sopra la fotosfera si trova la cromosfera: pur essendo questa più spessa (7000 km) della fotosfera, emette comparativamente meno energia in quanto la sua densità è inferiore di 5 ordini di grandezza (circa 10⁸ atomi/cm³). Per questo motivo, la cromosfera si è potuta osservare direttamente solo durante le eclissi, quando il disco lunare occulta la più brillante fotosfera , fino all'avvento del filtro interferenziale di Lyot. La cromosfera appare come una sottile zona dal brillante colore rossastro (da ciò deriva il nome) e dall'aspetto irregolare e frastagliato, composto da lingue in continua evoluzione, dette spicole, che si innalzano sopra la fotosfera fino a ca. 10.000 km, alla velocità di qualche decina di chilometri al secondo. Le spicole hanno una durata di pochi minuti e una dimensione media di 100 km e costituiscono il prolungamento nella cromosfera dei granuli fotosferici. Lo spettro della cromosfera, che è in emissione, viene chiamato anche flash-spectrum per la brevità dell'intervallo di tempo durante il quale può essere osservato nelle eclissi. Osservazioni mediante spettroeliografi in luce di idrogeno (riga Hα) o di calcio (riga K) hanno mostrato anche nella cromosfera la presenza di granuli, meno fitti e netti che i granuli fotosferici, chiamati flocculi. I flocculi di idrogeno appaiono in genere meno pronunciati di quelli di calcio; possiedono inoltre una struttura filamentosa a vortice. La struttura della cromosfera è alquanto complicata: la sua temperatura, da ca. 4000 K negli strati inferiori, a contatto con la fotosfera, sale a 200.000 K o più negli strati superiori. La cromosfera appare una regione di transizione, attraversata da onde d'urto che dall'interno del Sole vanno ad accelerare la sovrastante corona e a elevarne quindi la temperatura. L'attività che sconvolge occasionalmente la fotosfera dell'astro con le macchie e le facole, si ripercuote in cromosfera con tutta una complessa fenomenologia nella quale l'energia magnetica riveste un ruolo fondamentale e alla quale la rarefatta atmosfera solare si mostra estremamente sensibile. In effetti, la cromosfera del Sole si manifesta come una sorta di schiuma in continua turbolenza la cui struttura di base è rappresentata dai sottili filamenti rispettivamente luminosi e scuri delle spicole e delle fibrille. Aree luminose, più calde, a struttura ciclonica, sovrastano generalmente le regioni occupate dalle macchie e costituiscono le facole cromosferiche, dalle quali si sprigionano occasionalmente i violenti parossismi delle eruzioni o brillamenti, nonché quelli, meno energetici, dei cosiddetti surges (getti) e delle protuberanze eruttive d'idrogeno. Spesso vi appaiono anche aree isolate di attività congiunte da giganteschi “ponti” e “archi” magnetici gassosi che, se visti al bordo del disco solare, formano le protuberanze quiescenti e, in proiezione sul disco, i cosiddetti filamenti oscuri.

Astronomia: caratteristiche della corona

La corona (il termine indica sia il fenomeno luminoso, sia la materia che dà origine al fenomeno stesso) è lo strato superiore dell'atmosfera solare e costituisce la zona di transizione fra il Sole e lo spazio interplanetario (o, meglio, la materia interplanetaria). Usualmente, la corona è invisibile a causa della sua bassa luminosità, inferiore di almeno un milione di volte a quella della fotosfera. La luce del Sole diffusa a circa due raggi solari apparenti è ca. diecimila volte più luminosa della corona e circa centomila volte più luminosa a quattro raggi solari apparenti dal centro del Sole: solo quando la Luna occulta il disco del Sole, e quindi la luminosità del cielo scende a valori 10⁹ volte inferiori a quelli della fotosfera, la corona diviene visibile. Mediante particolari artifici è possibile osservare la corona anche fuori delle eclissi. La corona presenta una struttura a raggi, due possono raggiungere (sulla fotografia) una lunghezza pari a ca. 10 raggi solari. La forma e l'intensità luminosa della corona e la lunghezza dei suoi raggi sono in stretta correlazione con il ciclo solare: al massimo di attività la corona si presenta piuttosto intensa e di forma circolare, con i raggi ben visibili e netti; al minimo, invece, diviene relativamente appiattita ai poli, mentre i raggi compaiono nelle regioni prossime all'equatore, disponendosi parallelamente a questo; ai poli appaiono raggi molto ridotti, detti ciuffi. La temperatura coronale è estremamente elevata (107 K circa); tenuto conto del fatto che le regioni sottostanti, fotosfera e cromosfera, hanno temperature massime comprese tra i 6000 K e i 200000 K, appare chiaro che deve esistere un meccanismo che trasferisca in modo efficace energia sulla corona. Nonostante i numerosi dati ottenuti da vari satelliti (SOHO, TRACE, etc.), il problema del riscaldamento coronale non ha ancora una soluzione definitiva. L'ipotesi iniziale di trasferimento di energia mediante onde acustiche sta perdendo di credibilità, poiché si è appurato che le onde acustiche dissipano quasi interamente la loro energia nella cromosfera. È possibile immaginare che il trasporto di energia possa avvenire grazie a onde magnetoidrodinamiche (onde di Alfvén, nelle quali oscillano le linee di forza del campo magnetico), a condizione che il plasma coronale abbia una resistività sufficientemente alta o che la dissipazione avvenga su scale molto piccole. A sostegno di questa ipotesi, nel 1998, grazie alla sonda TRACE, è stato possibile osservare che la velocità di dissipazione nella corona dell'onda generata da un brillamento è decisamente inferiore a quella ipotizzata in un plasma la cui resistività sia semplicemente dovuta agli urti coulombiani.

Astronomia: lo studio della corona tramite i satelliti artificiali

Lo studio della corona ha ricevuto un impulso particolare dall'utilizzo di appositi strumenti (coronografi), installati a bordo di satelliti artificiali. La Solar Maximum Mission ha inviato a Terra ca. 30.000 immagini ottenute con il suo corografo. In un filmino animato realizzato con queste ultime, si è osservato in dettaglio uno spettacolare evento di arco coronale, fenomeno già scoperto attraverso i lanci del programma Skylab. Il fenomeno si manifesta con l'espansione di un enorme arco ed è un tipico fenomeno transiente, osservabile in prossimità dell'estremo margine solare. La velocità di produzione dell'arco è dell'ordine di 500 km/s. Un altro fenomeno eccezionale era stato registrato ancor prima per mezzo di un coronografo portato da un satellite artificiale: la collisione di una cometa con il Sole (1979). Nell'ultimo decennio del Novecento i satelliti artificiali per lo studio del Sole sono stati dotati di strumenti molto più sensibili, che hanno permesso di studiare in dettaglio della fisica solare. La sonda giapponese YOHKOH controlla la corona dal 1991, nella banda X, allo scopo di ottenere dati sulle strutture coronali lungo l'intero ciclo undecennale del Sole. La sonda SOHO, che orbita in uno dei punti lagrangiani in modo da poter osservare con continuità il Sole, è dotata di vari strumenti specifici per l'osservazione della corona, tra cui il Large Angle and Spectroscopic COronagraph (LASCO), che ha permesso di comprendere meglio la dinamica degli scambi di energia e materia con le regioni circostanti. I tempi di risposta degli strumenti su satellite, però, non sono ancora sufficienti per risolvere alcuni problemi. Per questo motivo i coronografi a terra rivestono ancora una notevole importanza.

Astronomia: lo studio della corona attraverso il radioeliografo

Oltre che nei raggi X, che è il principale campo di osservazione, la corona viene studiata anche nelle onde radio, all'altra estremità dello spettro elettromagnetico. A questo scopo, a Culgoora (Australia), è stato messo a punto uno strumento, chiamato radioeliografo, costituito da 96 radiotelescopi costituenti un radiointerferometro adibito esclusivamente allo studio del Sole e in particolare dell'evoluzione delle singole strutture della corona. Le osservazioni hanno rivelato nello spettro coronale la presenza di tre componenti nello spettro coronale. La componente K (o corona K) presenta uno spettro continuo, simile allo spettro continuo del Sole; la componente F (o corona F) presenta uno spettro a righe in assorbimento analogo a quello solare, mentre la componente L (o corona L) possiede uno spettro a righe in emissione. La corona, quindi, presenta nel suo complesso uno spettro continuo solcato da righe sia in emissione sia in assorbimento, la cui intensità decresce all'allontanarsi dal disco solare. La componente continua K è generata dalla luce del Sole diffusa da elettroni liberi; non presenta più le righe di Fraunhofer a causa del fatto che l'elevata velocità degli elettroni coronali durante i singoli processi di diffusione le allarga fino a farle scomparire. La componente F è invece diffusa da particelle di polveri aventi diametro compreso fra 10^-3 e 1 mm, distribuite nello spazio interplanetario, con una forte concentrazione sul piano dell'eclittica e al di là di 10 diametri dal Sole. La componente L, generata da ioni nella materia coronale, è composta da relativamente poche righe in emissione, chiamate anche righe coronali. Nella grande maggioranza, inoltre, le righe coronali sono righe proibite, tali cioè che nelle condizioni normali di laboratorio non sono state mai osservate, avendo i rispettivi livelli energetici una vita media inferiore di ordini di grandezze al tempo medio fra due collisioni; nello spazio coronale la densità è ridotta a valori tali che il tempo fra due collisioni diventa confrontabile con la vita media dei livelli energetici, pur essendo la densità sufficiente a garantire alle righe un'intensità rilevabile all'osservazione. Uno dei risultati più recenti delle osservazioni solari è la presenza, rilevata mediante osservazioni a raggi X, di fori coronali nelle regioni attorno ai poli e sopra regioni prive di attività visibile, aventi dimensioni anche di parecchie centinaia di migliaia di chilometri. Paradossalmente, i fori coronali sono anche le regioni che emettono le particelle ionizzate ad alta energia del vento solare. Durante le eclissi o mediante coronografi si possono osservare nella corona delle protuberanze che tuttavia hanno origine negli strati fotosferici e cromosferici. L'osservazione filmata ha permesso di distinguere tra protuberanze stazionarie, o quiescenti, getti dalla forma relativamente semplice, a ponte o a filamento, di durata estremamente lunga (fino a 10 rotazioni del Sole) e innalzantisi fino a 50.000 km sopra la fotosfera, e protuberanze ascendenti, o eruttive, formate da correnti ascendenti. Le protuberanze stazionarie si formano in genere al di fuori dei centri di attività, mentre quelle eruttive sono strettamente associate ai centri stessi e anche ai brillamenti. Tali zone sono particolarmente attive anche nella banda X.

Astronomia: il vento solare

Il vento solare, la continua emissione radiale di particelle cariche è originato nelle regioni coronali, dove il campo gravitazionale del Sole non è in grado di contrastare l'elevatissima energia termica delle particelle; queste vengono, pertanto, emesse a velocità comprese tra i 100 ed i 2000 km/s. L'espulsione non avviene in maniera uniforme, ma in getti, o correnti, direttamente correlati con le protuberanze e con le eiezioni di massa coronali. Alla distanza della Terra, la velocità è mediamente di 400 km/s e la densità è di 5-6 ioni/cm³. Con l'aumentare della distanza eliocentrica la densità diminuisce fino a raggiungere quella tipica dello spazio interstellare (eliopausa). Il tasso annuale di perdita di massa del Sole dovuta al vento solare è di circa 2 10^-14 M_¤. Le particelle emesse sono elettroni e ioni, in massima parte protoni, ma anche nuclei di elio e di altri elementi più pesanti. Grazie alla sonda SOHO, si è potuto stabilire l'esistenza di due distinte componenti del vento solare: la componente veloce e una seconda più misteriosa componente lenta che ha, in parte, origine dalle violenti e gigantesche eiezioni di massa coronali. La componente veloce si origina in strutture, dette supergranuli, di dimensioni paragonabili all'intera Terra, e viene accelerata mediante una risonanza ciclotrone-ione tra le oscillazioni delle linee di campo magnetico e le particelle cariche che spiraleggiano intorno a esso con la stessa frequenza.

Astronomia: l'irraggiamento del Sole

L'energia totale irraggiata dal Sole è determinata tramite la costante solare, che è la quantità di energia che nell'unità di tempo fluirebbe attraverso l'unità di area posta perpendicolarmente alla congiungente Terra-Sole, nell'ipotesi che l'atmosfera fosse completamente trasparente alla radiazione di qualunque lunghezza d'onda. La costante solare viene misurata tramite attinometri, o pireliometri, operando a quote differenti ed estrapolando i valori così ottenuti fuori dell'atmosfera. Il valore attuale della costante solare è di 1,374×10⁶ erg cm^-2 s^-1=1,374∤kW∤m^-2=1,97 cal/cm² al minuto. Le osservazioni da satellite hanno dimostrato che la costante solare presenta piccole oscillazioni di poche unità percentuali attorno al valore riportato. Uno dei sette strumenti di bordo della Solar Maximum Mission era specificamente dedicato alla misura della costante solare e delle sue variazioni. Costituito da tre pireliometri speciali, hanno registrato alterazioni della costante solare di due tipi: una lenta, che corrisponde a variazioni pari anche allo 0,06% della radiazione complessiva nel tempo di alcuni giorni, e uno più veloce, che porta a variazioni dell'ordine dello.0,02% nell'intervallo di tempo di un giorno. Il satellite SOHO, successivamente, ha misurato il valore della costante solare continuativamente dal 1995 e ha trovato variazioni massime comunque inferiori allo 0,15 %. È più difficile ottenere dati sulla variazione della costante solare su tempi scala ancora più lunghi: alcuni tentativi sono stati fatti su dati geomagnetici acquisiti nel corso di oltre un secolo. L'attività geomagnetica è direttamente correlata con l'attività magnetica solare, che a sua volta è legata con l'irraggiamento solare; anche questi tentativi hanno dato variazioni contenute entro lo 0,1%. Per quanto piccole, queste variazioni potrebbero avere effetti rilevanti sulla Terra e potrebbero essere anche state responsabili dell'avvento di alcune ere glaciali. Il Sole irraggia quindi 3,86×10³³ erg s^-1 (di cui solo una parte su due miliardi viene ricevuta, ma non utilizzata completamente, dalla Terra). Ogni cm² della superficie fotosferica del Sole irraggia quindi 6,35×10¹⁰ erg s^-1. Il Sole si discosta, in modo anche marcato in particolari intervalli di lunghezze d'onda, da un corpo nero. Lo spettro solare è di tipo G2 (classe di luminosità V); il Sole è quindi una stella nana della sequenza principale del diagramma di Hertzsprung e Russell. La parte più osservata e conosciuta dello spettro solare è quella compresa fra 3000 e 20.000 Å, in quanto tale intervallo di lunghezze d'onda è il più facilmente accessibile alle osservazioni; lo spettro solare nel visibile, come per la quasi totalità delle stelle, è uno spettro continuo sul quale sono sovrapposte numerose righe in assorbimento, le cosiddette righe di Fraunhofer, dal nome dell'astronomo che ne osservò e catalogò 567 nel 1814 (le righe di Fraunhofer furono in realtà scoperte da W. H. Wollaston nel 1802). I moderni atlanti o cataloghi spettroscopici classificano oltre 20.000 righe secondo la rispettiva lunghezza d'onda, identificando inoltre, per il 70% di esse, l'elemento, il relativo stato di ionizzazione e la transizione elettronica che le hanno generate. Le righe più intense sono identificate ancora dalle lettere attribuite loro da Fraunhofer. Nello spettro solare sono state finora identificate le righe prodotte da più di 70 elementi atomici; sono state osservate anche le bande prodotte da molecole semplici (biatomiche), fra cui quelle degli ossidi di titanio, di magnesio e di alluminio, degli idruri di calcio, magnesio e silicio e del cianogeno. Nell'ultravioletto, osservato da almeno un centinaio di km al di fuori dell'atmosfera terrestre, lo spettro solare ha un aspetto differente; le righe presenti sono in emissione; la più intensa è la riga Lyman α a 1216 Å. Nella regione dei raggi X, a lunghezza d'onda intorno a 1 Å, il Sole appare molto brillante, con temperature di brillanza attorno al milione di K, quali sono le temperature della corona che emette tale radiazione; non è stato sinora possibile rilevare righe spettrali nell'intervallo dei raggi X.

Astronomia: la radioemissione solare

La radioemissione solare è sensibilmente inferiore all'emissione ottica ed è soggetta a fluttuazioni considerevoli nel corso del ciclo solare; si suole distinguere fra la radiazione del Sole quieto (o Sole calmo) e la radiazione perturbata, sovrapposta alla prima. La radiazione del Sole quieto varia relativamente poco nel corso del ciclo solare ed è essenzialmente di origine termica (vedi radioastronomia); la temperatura equivalente osservata alle varie lunghezze d'onda corrisponde alle temperature osservate nella cromosfera e nella corona: a lunghezze d'onda centimetriche si osserva la radiazione prodotta nella cromosfera, mentre a lunghezze d'onda metriche la radiazione osservata proviene dalla corona che invece è trasparente alle onde centimetriche. Questo fatto dà origine al cosiddetto illuminamento al bordo del disco solare a lunghezze d'onda centimetriche e decimetriche, in quanto la visuale di un radiotelescopio, sul bordo del disco, attraversa una lunghezza maggiore di corona e cromosfera – più calde – che non sul centro del disco, dove è visibile la più fredda fotosfera. Sovrapposta alla radiazione del Sole quieto, si ha innanzitutto una componente lentamente variabile, prodotta in condensazioni coronali sovrastanti le macchie solari. Anche questa radiazione, osservabile a lunghezze d'onda centimetriche e decimetriche, ha origine termica; il suo periodo di variabilità è quello del ciclo solare. Le tempeste radioelettriche sono generate, principalmente a lunghezze d'onda metriche, da oscillazioni del plasma nella corona superiore o da radiazione di sincrotrone emessa da elettroni cosmici frenati nel campo magnetico solare. I burst, infine, sono aumenti (fino a 10⁴ volte) improvvisi nella radioemissione spesso collegati fra loro e sempre associati a brillamenti.

Astronomia: teorie solari

Ogni descrizione, anche sommaria, di modelli capaci di giustificare i multiformi aspetti della fenomenologia solare, non può prescindere da due circostanze: la presenza di un campo magnetico generale, e l'esistenza di una rotazione di tipo differenziale della massa dell'astro (che non riguarda soltanto le variazioni in latitudine, ma anche quelle in profondità). In più, c'è da tener conto che esiste, sul Sole, un gradiente termico meridiano, in ragione del quale la temperatura scende dai poli verso l'equatore. Studiosi di fama (W. Bjerknes, H. Alfvén, C. Walén, H. Babcock) hanno proposto l'esistenza di meccanismi perturbativi basati sostanzialmente sullo sviluppo ciclico di turbolenze in seno al plasma solare che le correnti ascensionali, dalla zona convettiva, farebbero affiorare in fotosfera mentre il gradiente termico meridiano spingerebbe a discendere di latitudine, in conformità alla legge di Spörer sulla formazione delle macchie. Sebbene non sia finora completamente chiarito in tutti i suoi aspetti, lo schema più condiviso dagli studiosi dei meccanismi che presiedono allo sviluppo dell'attività undecennale del Sole, sembra essere il seguente. L'astro, in fase quiescente (di certo, a causa dei campi indotti dal rimescolamento delle cariche elettriche presenti nel plasma gassoso della regione convettiva) può venir assimilato a una sfera magnetizzata, attraversata da linee di forza lungo i piani dei meridiani. L'intensità del campo è piuttosto debole, aggirandosi intorno a 1 gauss. Il plasma presenta la proprietà di “congelare” le linee magnetiche nel proprio flusso; cosicché esso le trascina con sé nel corso della risalita in fotosfera attraverso i sistemi di celle. L'assetto iniziale del campo subisce perciò una prima deformazione nella sua sezione verticale. Nel contempo, agiscono gli effetti di attrito della rotazione differenziale i quali, amplificati dalla viscosità interna del plasma, producono turbolenze ad andamento orizzontale, nel senso dei paralleli. Gradualmente, a una certa latitudine eliocentrica, vengono a formarsi due primi sistemi toroidali di perturbazioni (uno in ciascun emisfero) entro i quali il campo imprigionato si intensifica fortemente. Questi “tubi magnetici” sono sottoposti alle deformazioni verticali prodotte dalle correnti convettive ascensionali; esse finiscono perciò con l'assumere un profilo più o meno sinuoso, nel quale alcune anse raggiungono la fotosfera, emergendovi sezionate in due punti, ove danno luogo all'apparizione di gruppi bipolari di macchie. Le aree di sezionamento dei vortici magnetici subfotosferici appaiono più oscure in quanto, nei vortici, l'energia termica è parzialmente compensata da quella magnetica. Al di sopra della fotosfera la densità dei gas è tanto bassa da non consentire oltre il congelamento magnetico; perciò l'energia (magnetica) contenuta nel tubo subfotosferico affiorato si libera (talvolta in modo anche molto brusco) in cromosfera e nella corona, destando in tali regioni tutta la nota e complessa fenomenologia violenta che è loro propria. Nel corso del ciclo undecennale, le zone di affioramento dei vortici subfotosferici migrano in latitudine poiché questi ultimi vengono lentamente trascinati alla volta delle regioni equatoriali per effetto del gradiente termico meridiano; con loro migra anche tutta la fenomenologia associata. Ci si può domandare come mai, a un certo momento del ciclo, non appaiono ulteriori perturbazioni alle alte latitudini. La risposta sta nel fatto che il campo magnetico generale del Sole manifesta un andamento ciclico, nell'intensità e nella polarità e, in fase di declino, l'energia magnetica contenuta nelle cinture di turbolenza si indebolisce in concomitanza. Ancora non esiste una teoria definitiva e soddisfacente sulla natura della sorgente del magnetismo solare. Nondimeno, anche se il globo dell'astro non può venir assimilato a un dipolo ma, piuttosto, a un multipolo magnetico, la maggioranza degli studiosi si trova d'accordo nel ricercare le fonti a profondità che non superano il confine della zona convettiva. È infatti necessario che sussista adeguata mobilità nel plasma gassoso affinché possano stabilirsi quelle correnti capaci di attivare un meccanismo sul genere della dinamo autoeccitata di Bullard alla quale ricorrono gli studiosi per rendere ragione dei campi magnetici planetari. Nel caso del Sole, il meccanismo verrebbe complicato dalla rotazione differenziale. In realtà, i dati degli eliosismografi della SOHO, hanno recentemente misurato la rotazione differenziale dell'astro a differenti profondità sotto la superficie della fotosfera e hanno scoperto che la rotazione all'interno del Sole diviene uniforme al di sotto della regione convettiva. Sulla superficie sulla quale avviene la transizione tra la zona convettiva e la zona radiativa con rotazione uniforme si generano, pertanto, delle turbolenze che probabilmente formano la dinamo che genera il campo magnetico globale del Sole. Sempre grazie agli eliosismografi è stato possibile ricostruire anche la distribuzione di velocità della materia sotto la superficie del Sole. Questa ricerca ha portato alla scoperta di flussi di plasma viaggiante a velocità del 10 % maggiore rispetto alle regioni circostanti. Tali flussi si trovano principalmente nelle regioni polari e si arrestano approssimativamente alle latitudini di 75 gradi. Di particolare interesse è il fatto che dai primi dati sembra esserci una correlazione tra l'esistenza di questi flussi e la produzione di macchie solari, le quali, a conferma di questa relazione, si formano dapprima alle alte latitudini e poi tendono a migrare verso l'equatore solare con una velocità di deriva approssimativamente simile a quella delle correnti. Per spiegare anche le inversioni nella polarità del campo magnetico, lo schema proponibile è quello di due dinamo accoppiate per mutua induzione, in ognuna delle quali una determinata polarità del campo è generata in funzione dell'entità di variazione che si produce nell'altra. Cosicché, quando l'energia magnetica sviluppata da una delle due dinamo finisce di accrescersi (a causa delle ovvie resistenze e dissipazioni elettriche del plasma) l'altra inizia a sviluppare un campo contrario che va a indebolire – fino ad annullare – quello associato alla prima, innescando un processo a spirale. È in tale momento che il campo del Sole si inverte – e così pure quello delle macchie – finendo poi con il raggiungere un maximum di segno opposto a quello del ciclo precedente. Il lasso di tempo che intercorre per il ripristino di ogni ciclo magnetico risulta perciò doppio di quello undecennale delle macchie .

Astronomia: le relazioni tra il Sole e la Terra

Il Sole esercita la sua influenza sulla Terra sia attraverso l'attrazione gravitazionale, mantenendo la Terra sulla sua orbita, sia inviando luce e calore, con i noti effetti biologici; quali particolari di questo quadro si possono citare le stagioni, le maree ecc. L'attività del Sole si esercita, a livello planetario, sulla struttura della ionosfera, sull'intensità del campo magnetico terrestre, sulla struttura dell'alta atmosfera; a livello atmosferico si manifesta attraverso fenomeni meteorologici; a livello di superficie l'attività interessa e condiziona soprattutto la biosfera. Per quanto riguarda la ionosfera, lo stato normale di questa, che mostra periodiche variazioni diurne, stagionali e undecennali, subisce inoltre perturbazioni (chiamate ionosferiche) quando aumenta l'emissione di radiazione UV o corpuscolare da parte del Sole, il che avviene durante l'esplosione di brillamento: si forma allora alla quota di 80 km uno strato ionosferico (strato D), che impedisce le trasmissioni a onde corte; perturbazioni si verificano anche nelle trasmissioni a onde lunghe. Il campo magnetico terrestre subisce variazioni a breve periodo tempo scala di un giorno) provocate dalle perturbazioni ionosferiche. Sovrapposte a queste vi sono le tempeste magnetiche, originate dalle particelle cariche emesse dal Sole; le medesime particelle, penetrando nell'alta atmosfera, provocano le aurore polari. Il Sole, inoltre, sembra presentare alcune caratteristiche che lo rendono abbastanza peculiare rispetto alle stelle simili studiate nei dintorni della nostra Galassia: 1) bassa variabilità nell'intensità luminosa; 2) brillamenti ed eiezioni di massa coronali di ordini di grandezza inferiori (in alcune stelle sono stati misurati brillamenti anche 10 milioni di volte più intensi di quelli che si registrano sul Sole); 3) maggiore ricchezza di elementi pesanti e in particolare di ossigeno. Ciascuna di queste caratteristiche anomale può essere spiegata facendo uso del cosiddetto principio antropico debole, secondo il quale la stessa esistenza di un osservatore richiede delle ben precise condizioni all'ambiente circostante. Una bassa variazione della luminosità e dei brillamenti di bassa energia sono indispensabili per una stabilità di un ecosistema, una più ricca presenza di elementi pesanti è prevedibile data la presenza di pianeti rocciosi che si pensa siano gli unici adatti a ospitare forme di vita. Il terzo punto può rendere conto, attraverso calcoli dinamici, della relativa tranquillità del sistema solare rispetto a disturbi esterni (soprattutto supernovae).

Astronomia: l'apporto dei satelliti artificiali nella ricerca

Lo sforzo tecnologico sostenuto dagli studiosi per affrancare lo sviluppo delle osservazioni astronomiche dalle limitazioni imposte dalla presenza dell'atmosfera della Terra, è stato ovviamente diretto principalmente al campo solare. Nel 1946, durante il volo di un razzo Aerobee, si ottenne un primo spettro ultravioletto del Sole. Nel decennio successivo, furono lanciati missili e palloni equipaggiati con strumenti atti a misurare la radiazione dell'astro ad altissime quote e, con l'inizio dell'anno geofisico internazionale (1957), le campagne di rilevamento dallo spazio vennero intensificate: dalla serie dei primi Explorer che consentì di ottenere preziose e inaspettate informazioni sulle relazioni energetiche (radiative e corpuscolari) intercorrenti fra il Sole e la Terra, grazie alla scoperta delle fasce di correnti dette di Van Allen e, più in generale, delle proprietà della magnetosfera terrestre. Queste proprietà vennero ulteriormente approfondite – insieme a quelle riguardanti più direttamente il vento solare – dai dieci satelliti IMP (Interplanetary Monitoring Platforms) posti in orbita fra il 1968 e il 1973, alle sonde Pioneer che in volo fra Mercurio e Saturno trasmettevano dati sull'attività del Sole. Tra gli anni Sessanta e Settanta entrarono in orbita terrestre otto OSO (Orbiting Solar Observatory) e sei OGO (Orbiting Geophysical Observatory) dotati di sofisticate apparecchiature per l'esame delle regioni attive del Sole e delle loro influenze sul geomagnetismo; nel 1973 fu la volta del laboratorio spaziale Skylab, attrezzato con l'ATM (Apollo Telescope Mounting), un apparato progettato in modo specifico per il rilevamento in radiazione X della corona e dei centri attivi cromosferici. Nel 1980 divenne operativo, per lo studio integrale della fase di massima attività solare, il satellite SMM (Solar Maximum Mission): esso ha espletato un esauriente programma di rilevamento dell'astro in tutte le sue manifestazioni fenomenologiche. Fondamentale importanza, per l'alto contenuto informativo, stanno rivestendo gli sviluppi della ricerca volta all'esplorazione del Sole e, più in generale, della fisica nell'ambito dell'eliosfera (lo spazio interplanetario soggetto alle influenze radiative, corpuscolari e magnetiche del Sole). Una serie di robot spaziali (il giapponese YOHKOH, l'eurostatunitense SOHO, la missione Ulysses, il satellite TRACE) specificamente dedicati alla fisica solare sta indagando a tutto campo l'astro – anche nella gamma delle radiazioni penetranti – onde metterne in luce alcune problematiche di fondo ancora aperte, quali il potere emissivo e la sua variabilità (estesi alle alte latitudini eliografiche, meno conosciute), le precise interrelazioni radiative sussistenti fra le varie strutture della fotosfera, della cromosfera e della corona, l'influenza di quest'ultima nell'ambito dell'eliosfera. Al suolo, poi, la realizzazione di una serie di centri coordinati (GONG, IRIS, RISE, BISON), distribuiti sulle diverse longitudini geografiche, è funzionale all'indagine sull'interno del globo solare adottando i metodi forniti dall'eliosismologia, ovvero dal rilevamento e dall'analisi delle onde di pressione che inducono in vibrazione la fotosfera. Da questo settore della ricerca è sorto un mezzo potente di diagnostica che sostituisce l'impossibile rilevamento visuale della struttura profonda del Sole, della sua dinamica interna, e del suo equilibrio. Nell'ambito delle indagini eseguite nell'infrarosso (satelliti IRAS, COBE, ISO) e in radiofrequenza, è pure risultato che il Sole – insieme al sistema locale di stelle – si trova immerso in una doppia concentrazione di materia diffusa che si sposta a 16 km/s. Si tratterebbe di una formazione fusiforme di 60 anni luce di lunghezza, 10 atomi per cm³, 7000 K di temperatura, all'interno della quale si distingue una formazione minore (30 anni luce) a temperatura ancor più elevata. All'arricchimento delle conoscenze sui paraggi solari hanno contribuito anche i dati trasmessi dal satellite astrometrico Hipparcos (dell'ESA) che hanno reso possibile eseguire stime di 100.000 parallassi stellari con la precisione di 0,001" d'arco. Ciò ha permesso una migliore valutazione della popolazione stellare contigua al Sole: in essa, almeno il 70% delle stelle sono rappresentate da deboli stelle degli ultimi tipi spettrali (K, M, N), nane rosse di un decimo della luminosità solare. I notevoli progressi conseguiti con l'adozione dei metodi di ottimizzazione del seeing astronomico, con l'interferometria a macchie e con le tecniche di trattazione matematica delle immagini (analisi di Fourier, deconvoluzione ecc.) hanno condotto a crescenti successi nel rilevamento dei dettagli presenti nei dischi stellari. Non soltanto si è raggiunta in numerosi casi la prova di una duplicità, o molteplicità, di astri componenti, ma anche quella che riguarda la presenza di aree di maggiore o di minore luminosità. Esse attestano il diffuso manifestarsi, forse su scala estremamente più estesa che nel Sole, di fenomeni d'attività cromosferica (grandi facule, plaghe) e fotosferica (macchie) d'indubbia analoga origine magnetica .

Simbologia

Il culto del Sole, come fonte di fecondità, di vita, di energia, di calore, ebbe diffusione presso varie genti preistoriche, che lo raffigurarono con simboli costituiti per lo più da dischi metallici o fittili spesso rappresentati anche in incisioni rupestri o in soggetti incisi (o a sbalzo) su cinturoni e pettorali di bronzo o d'argento. Emblema del Sole e del suo moto apparente fu anche la svastica, diffusa presso molti popoli orientali ed europei già nell'Età del Bronzo e poi nell'Età del Ferro. Elementi del culto solare sono considerati da molti studiosi taluni monumenti delle civiltà megalitiche, come quelli di Carnac in Bretagna, di Stonehenge in Gran Bretagna e vari nuraghe della Sardegna. Come simbolo di giustizia, perché dall'alto vede tutto e rivela le azioni dell'uomo nella loro verità e le giudica, il Sole è proprio alla concezione dei popoli semitici, che lo personalizzarono nel dio Šamaš. In quanto astro il Sole è unico nel nostro sistema e superiore ai pianeti che lo attorniano, di qui la rappresentazione del Sole come prototipo di unicità e di sovranità e l'identificazione di molti personaggi, nelle mitologie dei popoli di interesse etnologico, con il Sole. Soprattutto le civiltà americane si riferiscono a gemelli antagonisti, organizzatori del mondo, e alcuni di essi si chiamano Sole e Luna. Molte vicende mitiche fanno facilmente riferimento alle vicende del Sole appropriandosi delle caratteristiche tipiche dell'astro, la luminosità per esempio si associa immediatamente allo stato di ordine visibile e distinto delle cose. Il Sole ha sempre un posto preminente in cosmogonia o come suggello dell'opera cosmogonica o con il ruolo di potenza creatrice. Talvolta esso può diventare il modello della sovranità e allora il re si carica di aspetti solari; tale concezione unendosi al ruolo cosmogonico del Sole fa sì che esso appaia come il capostipite della famiglia reale (Inca, Natchez). Per i Maya il Sole era identificato con Itramma, figlio dell'Essere Supremo e padre dell'imperatore. I Chibcha veneravano Sua, il Sole, come divinità suprema, a cui offrivano sacrifici anche umani. Come simbolo di unicità, sovranità e giustizia, nell'ambito della concezione religiosa dell'enoteismo, il dio Sole era presentato come un'entità impersonale, adorata nelle sue diverse manifestazioni: è il caso del culto al dio Aton introdotto nell'antico Egitto dal faraone Amenofi IV (Ekhnaton). Il fenomeno si ripeté nel periodo greco-romano con il culto ad Apollo-Elio, venerato sotto la figura del Sole Invitto, e nel sincretismo, che unisce in ardite simbiosi divinità come Zeus, Serapide e Mitra.

Bibliografia

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