Il Sole

Anche se questo è un sito dedicato alle macchie solari, qualche informazione generale sul Sole è comunque necessaria. Il livello della trattazione è volutamente divulgativo: per discorsi più approfonditi si rimanda alla letteratura (reperibile in Rete) o alla sezione Approfondimenti del sito.

Cominciamo con un'affermazione tanto ovvia da apparire stupida: il Sole è una stella. Se vi sembra una banalità, provate a chiedere in giro quale è la stella più vicina alla Terra, e divertitevi a sentire le risposte (la più gettonata è Alpha Centauri, ma c'è gente che tira in ballo Giove o addirittura la Luna). Grazie al cielo qualcuno risponde che è il Sole. Per la vita sulla Terra e per chi si occupa di Fisica, Chimica, Biologia, Meteorologia e altro, di certo non è però una stella come tutte le altre. Proprio perché è la più vicina (solo 150 milioni di Km. circa, distanza conosciuta anche come Unità Astronomica o UA) ci mantiene in vita e ci permette di utilizzarla come vero e proprio laboratorio di astrofisica, per saperne di più su di lei ed avanzare ipotesi (che spesso trovano ottime conferme) sulla struttura e l'evoluzione delle altre stelle nell'universo. Visto che i numeri contano molto più delle parole, ecco una tabella che riassume le principali caratteristiche astronomiche e fisico - chimiche del Sole:

Solo poche parole sulla luminosità ed il tipo spettrale: nella tabella il valore della luminosità è dato seguendo la definizione, cioè la quantità di energia emessa nell'unità di tempo, da cui il Watt come unità di misura. In astronomia però si usa anche la cosiddetta magnitudine apparente, grandezza definita con una scala che attribuisce valori sempre più piccoli (anche negativi) mano a mano che la stella appare luminosa. Essendo il Sole la stella più vicina, essa appare come la più luminosa, da cui il valore decisamente negativo della sua magnitudine apparente. Altre stelle, intrinsecamente molto più luminose del Sole, ma molto più lontane da noi, appaiono meno brillanti. Per esempio le magnitudini apparenti di Sirio, Vega  e Aldebaran (tanto per citarne 3 tra le più conosciute) sono +1.4, +0.04 e +0.85 rispettivamente.

Una scala che rende maggiore giustizia alle stelle realmente più luminose è quella delle magnitudini assolute, che altro non sono che quelle apparenti che le stelle avrebbero se si trovassero tutte alla stessa distanza dalla Terra. Per convenzione questa distanza è stata fissata a 10 pc (1 parsec, pc, è la distanza dalla quale si vedrebbe il raggio dell'orbita terrestre sottendere un angolo di un secondo di grado. Corrisponde a 3.26 anni luce, ossia circa 3x10¹³ Km.). Dalla tabella leggiamo che il Sole ha magnitudine assoluta +4.83: quella di Sirio è +1.4, quella di Vega +0.5 e quella di Aldebaran -0.7. Se il Sole, insieme alle altre tre, fosse lontano 10 pc sarebbe la stella meno brillante della compagnia e non lo si vedrebbe quasi più ad occhio nudo.

La classificazione spettrale delle stelle si basa invece sullo spettro della radiazione, cioè sull'insieme di frequenze misurabili. Queste possono appartenere al cosiddetto continuo (tutte quelle possibili, la cosiddetta luce bianca), oppure assumere valori discreti: in base al tipo di spettro la maggior parte delle stelle (più o meno il 99%) sono state raggruppate in sette classi (contrassegnate dalle lettere O, B, A, F, G, K, M) e ogni classe è stata divisa in 10 sottoclassi per tenere conto delle differenze spettrali più fini. Per esempio nel tipo O si osservano alcune frequenze (comunemente dette righe) dell'Idrogeno, dell'Elio neutro e una volta ionizzato, dell'Ossigeno, dell'Azoto e del Carbonio due volte ionizzati. Una stella di classe spettrale A5 presenta uno spettro con caratteristiche intermedie tra una stella di tipo A0 ed una di tipo F0 e così via. In questa classificazione il tipo spettrale del Sole è G2, dove domina il contributo dei metalli (attenzione all'uso di questo termine: in astrofisica è consuetudine chiamare metallo tutto ciò che non è Idrogeno o Elio...): le righe più intense sono le cosiddette H e K del Calcio ionizzato una volta; inoltre sono presenti righe dovute ai metalli più comuni (Fe, Mg, Ti) allo stato neutro e ionizzato. In altre parole la classificazione spettrale ci fornisce informazioni su quella che potremmo chiamare "l'atmosfera" delle stelle.

Per dare qualche informazione sulla struttura del Sole cominciamo dalla sua parte più interna, il nucleo: qui è concentrata la maggior parte della massa del Sole e approssimativamente in una sfera di raggio pari ad un quarto di quello della stella viene prodotto il 99 per cento della sua energia. La fonte dell'energia solare è la fusione nucleare: nuclei di Idrogeno vengono per così dire uniti, fusi appunto, per dare nuclei di Elio. In questo processo la massa non si conserva ed il risultato è la "produzione" di energia. Ogni secondo vengono "distrutti" 5x10⁹ Kg. di massa, per produrre la luminosità osservata e riportata nella tabella più sopra. Chiaro che questo non è un processo che può durare all'infinito. Già ora, stimando in 4500 milioni di anni l'età del Sole, buona parte della massa iniziale di Idrogeno se ne è andata, ma possiamo stare tranquilli. A questo ritmo (sempre che non  intervengano meccanismi a noi sconosciuti) la produzione di energia andrà avanti per almeno altri 5 miliardi di anni, milione più, milione meno, prima che l'evoluzione della Stella (secondo i modelli evolutivi per ora conosciuti) trasformi il Sole prima in una gigante rossa e poi in una nana bianca, ma sicuramente nessuno di noi umani sarà qui a godersi lo spettacolo.

Fino ad una distanza di circa 0.7 raggi solari, il trasporto di energia avviene essenzialmente per radiazione; oltre questo limite (che in Fisica Solare è conosciuto con il nome di tacochline) e fino quasi alla "superficie" (più avanti vedremo perché questo termine è bene che venga scritto tra virgolette) subentrano complessi meccanismi di convezione ed il materiale della stella si può suddividere in quelle che vengono chiamate zone di convezione. Le più fini di queste appaiono ai più potenti telescopi come delle "cellule", dette granuli, delle dimensioni di circa 1000 Km. E' abbastanza ovvio pensare che anche per altre stelle le cose vadano allo stesso modo ed in effetti per una di esse, Betelgeuse, è stato possibile già parecchi anni fa (1974) osservare con chiarezza la granulazione fine della "superficie" della stella ( grazie ad una tecnica detta Interferometria a macchie, si veda la sezione Approfondimenti del sito). La "superficie visibile" del Sole, la fotosfera, è costituita da queste strutture di convezione. La fotosfera appare come un disco nettamente definito, con un bordo regolare e apparentemente perfettamente circolare (in realtà un certo "schiacciamento" ai poli c'è, ma non si nota certo facilmente). A questo punto se ci pensate, sorge spontanea una domanda: ma se il Sole è una stella, cioè un qualcosa che di certo solido non è, come mai ci appare come un disco regolare, quasi che ci si possa "atterrare" sopra (trascurando il fatto che la navicella finirebbe fusa...)? La materia di cui è fatta la fotosfera è in continuo mutamento, le cellule di granulazione non hanno una struttura stabile (questa affermazione è dimostrata dai cosiddetti spostamenti Doppler delle frequenze della luce emessa da Sole), allora, perché in fondo il Sole sembra "solido"? La risposta è che la maggior parte della radiazione visibile che osserviamo guardando il Sole proviene da uno stratarello, un "anello di stella" di circa 500 Km di spessore. Per una serie di motivi non complicatissimi, ma che in questa sede non è il caso di tirare in ballo e dovuti all'attraversamento della materia stellare dai parte dei fotoni, per i nostri occhi al di sotto di questo sottile strato il Sole è opaco, al di sopra è trasparente. Risultato: ci sembra di vedere un contorno definito anziché un globo incandescente che si perde nello spazio. Se però non ci limitiamo all'osservazione visuale del Sole, ma esaminiamo delle immagini catturate con telescopi e apparecchiature particolari, riusciamo a capire che in effetti le cose stanno proprio così: il Sole non ha un confine così definito come appare e che, per una meraviglia della natura, ha le stesse dimensioni (quasi sempre, dipende dalle loro distanze relativamente alla Terra) della Luna piena; se non fosse così, non potremmo osservare le eclissi totali. Prima di passare ad altro, vale la pena quindi di far notare che quello che chiamiamo "raggio" del Sole è la distanza dal centro al limite della fotosfera. Un vero "raggio", e quindi una vera "superficie" le stelle semplicemente non li hanno.

Una volta chiarito che il Sole non finisce lì dove ci sembra che finisca resta da capire che cosa viene dopo, oltre la fotosfera. La parte della stella per così dire successiva è la cromosfera (questo nome, che letteralmente significa sfera di colore, deve però il suo nome al fatto  che quando si riesce ad osservarla ad occhio nudo durante un'eclisse totale, appare come un bagliore, una falce sottile di luce rosa - rossastra, più o meno dello stesso colore di certi sali di Cromo, come il Tricloruro di Cromo, CrCl₃ ). La cromosfera, che ha uno "spessore" di circa 2000 Km. non ha una temperatura costante, ma cresce verso "l'esterno", fino a raggiungere anche i 60000 K. E' solcata da piccoli (relativamente al Sole, chiaro) getti di gas luminosi, chiamati spicole: possono raggiungere un"altezza" (continuo volutamente a virgolettare termini che sono solo adattati al Sole, ma che a stretto rigore avrebbero senso solo se non fosse un stella) anche di 10000 Km. e sono di breve durata, dai 2 ai 10 minuti. Sono praticamente ben osservabili solo quando appaiono al "bordo del disco" della cromosfera, che comunque non è uno strato uniforme, ma una sorta di "brodo solare" agitato e turbolento. Sia dal punto di vista della temperatura (in costante aumento), sia da quello della distanza dal centro dell'astro, la cromosfera sfocia poi nella corona solare, regione di bassa densità ed altissima temperatura (fino a 10⁶ K) ovviamente nemmeno lei dai contorni definibili e spesso sede di eventi di grande energia, gli EMC o emissioni massive coronali. La corona si trova in uno stato di equilibrio per così dire dinamico, espandendosi in forza della sua temperatura ( o per meglio dire del suo gradiente di temperatura ) contro il campo gravitazionale del Sole stesso. La materia di cui è composta la corona viene emessa nello spazio (spesso in modo violento e spettacolare) e costituisce il cosiddetto vento solare, che interagisce fortemente con il campo magnetico dei pianeti, quindi anche con quello della Terra in particolare. E' in questo senso che l'affermazione "la Terra si trova dentro il Sole" è pienamente giustificata.

E poi cosa c'è ancora? La storia non finisce di certo qui: la riprenderemo parlando dell'attività del Sole, di cui le macchie solari (per le quali come vedremo molti si sono ingegnati a trovare spiegazioni quanto meno ... originali, come quella che sosteneva che fossero "buchi nelle nubi di fuoco" del Sole, che potevano condurre a zone abitabili, pensate un po'...) costituiscono il fenomeno più facile da osservare e catalogare. Poiché le macchie sono "la cosa" principale alla quale è dedicato questo sito, è giusto parlarne a parte, in una pagina dedicata.

Sul sito di SDO sono disponibili immagini a dir poco spettacolari delle corona e della cromofera, con tutti gli eventi di attività ad esse collegati: flares, brillamenti, protuberanze, emissioni, buchi coronali. Ovviamente sono disponibili anche immagini della fotosfera, che è quella che ci interessa di più per l'osservazione delle macchie (anche se come vedremo pure le altre parti della stella, la cromosfera in particolare, devono essere tenute d'occhio dall'osservatore di macchie, e questo lo si può fare solo con strumenti spesso impressionanti per costo e dimensioni, oppure usando il sito). Però sono sicuro che, dopo aver visto qualche immagine del Sole nell'ultravioletto estremo a 17.1 nm  o qualche altra delle protuberanze a 30.4 nm (una frase chiarissima, eh?), mi darete ragione quando dico che la nostra stella è molto più affascinante non per quello che ci permette di vedere direttamente, ma per quello che non possiamo osservare semplicemente alzando gli occhi verso di lei (opportunamente protetti, anche di questo si parlerà nella sezione dedicata alla macchie solari: per adesso vi basti sapere una cosa direi vitale: il Sole non lo si deve mai guardare direttamente, nemmeno attraverso gli occhiali scuri, i vetri da saldatore, quelli affumicati o altre diavolerie pericolosissime per gli occhi. Soprattutto non vi venga mai in mente di farlo usando un binocolo o un piccolo telescopio, si corrono rischi enormi, anche quello della cecità completa).