L’idea più comune che abbiamo del Sole è quella di un immenso globo di gas incandescente. In realtà è straordinariamente complesso, al punto che per costruirne un’immagine vicina al vero c’è voluto oltre un secolo di studi e il lavoro non è ancora finito, anzi!
Abbiamo scoperto che l’arcano meccanismo che permette alla nostra stella di brillare, liberando un’immensa quantità di energia per miliardi di anni è rappresentato dalla fusione nucleare. Nel cuore del Sole atomi di idrogeno si fondono per formare atomi di elio, attraverso una serie di reazioni che avvengono creando energia come sottoprodotto. Ma il tutto non è semplice, nè ovvio.
Per permettere agli atomi di idrogeno di fondersi – in pratica, solo protoni elettricamente carichi
La catena protone-protone costituisce il processo di fusione nucleare dominante nelle stelle di piccola massa, come il nostro Sole. In questa catena, due coppie di protoni (p) fondono per formare due nuclei di deuterio (D). Ciascun deuterio si unisce a un altro protone per formare un nucleo di 3He. I due nuclei di 3He fondono per creare un nucleo di 6Be, il quale essendo instabile si scinde in due protoni e in un nucleo di 4He. Ma non è tutto … La catena protone-protone libera energia sotto forma di neutrini e di fotoni gamma.[Credit: Fusion – Physics of a Fundamental Energy Source]
poiché gli atomi nel centro del Sole sono ionizzati – è necessario vincere le forze di repulsione elettrica che si manifestano tra particelle dotate di carica dello stesso segno. Per fare questo i protoni devono possedere una grandissima quantità di energia che, in questo caso, è fornita dall’altissima temperatura a cui si trovano. L’alta temperatura aumenta il moto dei protoni che occasionalmente si scontrano con violenza, fondendosi. Sono necessari 15 milioni di gradi kelvin per avviare le reazioni di fusione termonucleare, una temperatura che il Sole ha potuto raggiungere nel suo centro grazie alla contrazione gravitazionale della nube primordiale da cui è nato.
Sappiamo infatti che le stelle come la nostra nascono nelle nubi molecolari presenti negli immensi spazi interstellari delle galassie. [vedi articolo “Nubi molecolari giganti: terreno fertile per la formazione stellare“]
Lievi instabilità gravitazionali, localizzate, avviano il processo di contrazione del gas nella nube. Il gas si riscalda fino a quando, se la massa coinvolta è sufficiente, raggiunge temperature capaci di innescare le reazioni di fusione. Non appena la stella si accende, iniziando a produrre energia, la pressione della radiazione impedirà al gas di collassare ulteriormente. Si instaura uno stato di equilibrio che permette alla stella di splendere stabilmente per miliardi di anni.
Ma una volta prodotta l’energia radiante sotto forma di fotoni gamma, essa non raggiunge subito la superficie del Sole, come si potrebbe pensare. I fotoni sono costretti a compiere un tortuoso cammino, attraverso un continuo gioco di assorbimenti e riemissioni da parte del gas estremamente denso all’interno della nostra stella. Solo dopo aver viaggiato per dieci milioni di anni nelle profondità del Sole raggiungono la sua superficie e si liberano nello spazio. Durante questo lungo viaggio perdono buona parte della loro energia. Può sorprendere, ma sembra proprio che gli intervalli temporali coinvolti siano così lunghi.
La zona più interna del Sole è costituita dal nucleo. In esso le reazioni di fusione producono energia sotto forma di raggi gamma e neutrini. I raggi gamma sono fotoni di alta energia che, nel loro viaggio verso l’esterno, subiscono continuamente processi di assorbimento e riemissione da parte degli atomi del gas, con il risultato di perdere buona parte della loro energia, ma di aumentare notevolmente in numero (ciascun fotone gamma di alta energia dà origine a un migliaio di fotoni di bassa energia). Al di fuori del nucleo si trova un inviluppo radiativo, circondato a sua volta da uno convettivo. In pratica, poiché la temperatura del gas diminuisce man mano che ci si sposta verso gli strati più esterni della stella, diventa sempre meno efficiente la propagazione di energia per irraggiamento, e sempre più vantaggioso il trasferimento del calore per mezzo di moti convettivi. [Credit: Kelvinsong/Public domain]La radiazione viaggia all’interno del Sole in modi diversi: nelle zone prossime al nucleo il trasporto energetico è di tipo radiativo, attraverso il continuo assorbimento e riemissione di fotoni. Nelle zone più esterne, invece, l’energia si trasmette per convezione, un processo simile a quello che si verifica in una pentola che bolle: il gas più caldo, più leggero, tende a salire, cede energia e si raffredda, per poi ridiscendere.
La fotosfera, letteralmente “sfera di luce”, rappresenta la superficie visibile del Sole anche se, poiché il Sole è gassoso, una superficie vera e propria di fatto non esiste. Ad un attento esame, la fotosfera non è uniforme, ma presenta un aspetto granulare. I grani luminosi sono le sommità di colonne, ampie centinaia di chilometri, di gas caldo che sale dalle zone sottostanti. Si notano anche regioni più chiare, di forma irregolare, in cui il campo magnetico è leggermente più intenso: sono le faculae.
Ma il fenomeno più vistoso sulla superficie solare, osservabile con facilità in luce bianca anche con un piccolo telescopio, è rappresentato dalle macchie. Note fin dai tempi antichi, le macchie sono regioni della superficie solare relativamente più fredde: dai 6000 gradi kelvin della fotosfera si passa ai 4500 del centro delle macchie. Ampie mediamente come la Terra, di forma irregolare, possono presentarsi in gruppi anche molto complessi. Sembrano oscure per un fenomeno di contrasto con le regioni fotosferiche vicine, se fossero isolate apparirebbero assai brillanti. Gli intensi campi magnetici propri delle macchie limitano la salita del calore dall’interno del Sole, provocando una diminuzione di temperatura. Il loro numero varia nel tempo seguendo il tipico ciclo di attività solare che dura undici anni. Le macchie rappresentano la manifestazione più vistosa dell’evolversi di questo ciclo, dovuto alle variazioni di intensità del campo magnetico solare, le cui origini sono da ricercarsi nella zona convettiva all’interno del Sole. Ma la localizzazione dei veri centri di generazione del campo magnetico solare è quanto mai ardua: potrebbero essere ovunque, nelle regioni appena sotto la fotosfera o fino ai limiti più profondi della zona convettiva.
La comprensione dell’origine del campo magnetico solare richiede un accurato monitoraggio dei moti del fluido solare sotto la superficie, una conoscenza impossibile fino a qualche tempo fa. Ora, con la scoperta che flussi di onde sonore attraversano il Sole, è nata una nuova disciplina, l’eliosismologia, che rappresenta un potente mezzo per sondare, in dettaglio, l’interno del Sole e capire, tra l’altro, come nasce e si evolve il campo magnetico della nostra stella. Parleremo più avanti di eliosismologia e vedremo come i campi magnetici del Sole siano di fondamentale importanza nel determinare altri imponenti fenomeni.
Nota: purtroppo la seconda parte di questo articolo non è più reperibile
Questo articolo fa parte di una serie di contributi pubblicati, circa 20 anni fa, in uno dei primi e forse più interessanti blog italiani di astronomia, cassiopeonline.it, fondato da Daniela Villani ed un gruppo di fantastici ricercatori, con i quali ebbi la fortuna di collaborare. Purtroppo Cassiopeaonline non è più attivo da oltre 15 anni, tuttavia, chiesi a Daniela di poterne conservare e ridivulgare i contenuti. Oggi, finalmente, ho deciso di condividerli con voi, in quanto ritengo che siano un piccolo tesoro da preservare. I contenuti sono riportati integralmente, mentre alcune immagini sono state attualizzate.