STUDI SUL SOLE

Il Sole non è che una delle oltre cento miliardi di stelle che si stima popolino la nostra galassia la quale, a sua volta, non è che uno fra gli altrettanto numerosi oggetti analoghi che si calcola risiedano nell’Universo osservabile.

Attualmente esistono metodi molto precisi per valutare di ogni stella, sufficientemente vicina, la distanza, il diametro, la massa, la luminosità, la temperatura superficiale e la composizione chimica, oltre ad altri parametri più tecnici (campo magnetico, indici di colore, ecc.). Queste misure hanno mostrato che alcune grandezze, come ad esempio diametro e luminosità, variano notevolmente da stella a stella (i diametri vanno da un centesimo a cinquecento volte il diametro solare e la luminosità da un millesimo a più di centomila volte quella del Sole), mentre altre variano entro intervalli relativamente piccoli (la massa varia solo da un decimo a cinquecento masse solari). La temperatura superficiale infine, è compresa fra un minimo di tremila e un massimo di quarantamila gradi assoluti (i gradi assoluti o kelvin, simbolo K, hanno una spaziatura uguale a quella dei gradi centigradi o celsius, simbolo °C, ma una differenza di 273 gradi: lo zero kelvin ad esempio corrisponde alla temperatura di –273 °C).

Gli astronomi classificano le stelle in funzione delle temperature superficiali decrescenti in sette classi denominate O, B, A, F, G, K, M. Il disordine alfabetico della successione è dovuto al fatto che la classificazione definitiva ha subito nel tempo varie modificazioni rispetto a quella iniziale: alcune classi essendo state soppresse, altre invertite di posizione. Gli studenti americani di astronomia, al fine di memorizzare la sequenza confusa delle lettere scritte sopra, si sono inventati un approccio sentimentale alle loro compagne: “Oh! Be a fine girl, kiss me” (Oh! Sii carina, ragazza, baciami). Il Sole appartiene alla classe G.

Una volta determinata la temperatura superficiale di una stella è possibile calcolare di essa l’emissione di energia per unità di superficie. Da questo dato si deduce che una stella è tanto più luminosa quanto maggiore è la sua superficie. Si è deciso quindi di chiamare “stelle giganti” quelle che all’interno di una stessa classe di temperatura risultano più luminose e “stelle nane” quelle meno luminose. Il Sole risulta essere una nana gialla. Anche il colore, come è noto, rappresenta un dato significante di una stella perché strettamente connesso alla sua temperatura superficiale: una temperatura di 3.500 gradi produce luce rossa mentre temperature di oltre 7.000 gradi producono luce violetta; il Sole ha una temperatura media superficiale di 5.785 K, pari a 5.512 °C.



1. LE CARATTERISTICHE FISICHE

La vita sulla Terra è connessa direttamente e intimamente con il Sole. Le piante ad esempio sfruttano la luce di quest’astro per sintetizzare il nutrimento e molti animali modificano il loro habitat naturale in funzione del clima ossia dell’altezza che assume il Sole in cielo nel corso dell’anno. Anche per l’uomo il Sole è stato un riferimento importante fin da quando l’alternarsi del giorno e della notte e quello delle stagioni ha condizionato la sua vita e le sue attività.

Il Sole, data la relativa vicinanza alla Terra (dista da noi solo 150 milioni di kilometri, mentre la stella più vicina dopo di esso si trova ad una distanza che è 300.000 volte maggiore) è un astro di cui è possibile osservare direttamente e in dettaglio molte caratteristiche fisiche. Solo di recente, usando particolari accorgimenti, è stato possibile osservare, ma in modo grossolano, qualche dettaglio anche sulla superficie di stelle molto vicine mentre normalmente queste appaiono al telescopio come semplici punti luminosi. Il Sole costituisce quindi un ottimo banco di prova per verificare le teorie sulla struttura e sulla evoluzione delle stelle.

Se il Sole si fosse formato all’indomani del big bang, come è avvenuto per le stelle dette “di prima generazione”, la sua composizione iniziale sarebbe stata di idrogeno con una piccola percentuale di elio, cioè degli unici elementi presenti a quel tempo. Ma il Sole si è formato ben 10 miliardi di anni dopo l’inizio dell’Universo da una nebulosa che conteneva, oltre ad idrogeno ed elio, alcuni elementi pesanti che erano stati sintetizzati entro stelle le quali successivamente erano esplose sotto forma di supernove lanciando nello spazio il loro contenuto.

Il Sole è quindi una stella di seconda generazione essendosi formato utilizzando in parte materiale riciclato ed oggi si stima sia costituito per il 75% di idrogeno, il 23% di elio ed il restante 2% di ossigeno, carbonio, ferro, azoto ed altri elementi pesanti molto diffusi sulla Terra. Quest’astro splende da circa 5 miliardi di anni e si ritiene che possa continuare ad irraggiare energia con la stessa intensità per un tempo altrettanto lungo.

In generale, la massa di un corpo celeste può essere determinata misurando i suoi effetti gravitazionali su altri corpi che si trovano nelle vicinanze. Nel caso del Sole si è presa in considerazione l’azione gravitazionale che esso esercita sul nostro pianeta. Essendo note le caratteristiche dell’orbita seguita dalla Terra nel suo moto intorno al Sole è possibile stimare la forza che tiene vincolato il nostro pianeta alla sua orbita. Questa forza è direttamente proporzionale alla massa del Sole e inversamente proporzionale alla sua distanza dalla Terra. La massa della nostra stella è stata quindi valutata 2×1030 kg (pari a 333.000 masse terrestri; ciò significa che se sul piatto di una gigantesca bilancia si ponesse il Sole, sull’altro piatto, per fare equilibrio, si dovrebbero porre 333 mila pianeti come la Terra).

Conoscendo la distanza del Sole e l’angolo sotteso dal suo diametro apparente (pari a circa mezzo grado) è possibile dedurre il diametro lineare dell’astro e quindi il suo volume. I calcoli hanno portato ai seguenti risultati: lunghezza del diametro 1,39×106 km (pari a 109 diametri terrestri) e volume 1,4×1018 km3 (pari a 1,3×106 volumi terrestri: esso potrebbe quindi accogliere al suo interno un milione e trecentomila Terre). Da queste grandezze si ricava che la densità del Sole è 1,41 g/cm3, poco più dell’acqua e circa un quarto di quella terrestre.

Un modello molto grossolano che però si ricorda facilmente per la presentazione in scala del sistema Terra-Sole è quello di immaginare il Sole grande come un grosso pallone di un metro di diametro posto sulla linea di porta di un campo di calcio mentre all’altezza dell’altra porta verrebbe sistemata una pallina (la Terra) di un centimetro di diametro, appena visibile fra l’erba.

Ciò che noi vediamo del Sole è lo strato superficiale la cosiddetta fotosfera (dal greco: “sfera di luce”) costituita dall’insieme di tanti granuli ovvero da milioni di punti molto luminosi interrotti qua e là da pori oscuri, che a volte si ingigantiscono formando alcune aree altrettanto scure chiamate macchie intorno alle quali si notano delle chiazze di gas più luminose denominate facole.

I granuli, brillanti come “grani di riso” sparsi su un piatto, visti al telescopio sembrano minutissimi ma in realtà sono colonne convettive di dimensioni equivalenti a quelle di uno Stato grande come la Francia e molto calde che dalle profondità portano materia in superficie dove la stessa si raffredda e tende a ridiscendere per essere sostituita da altra più calda. La circolazione è continua e serve a trasferire all’esterno energia che verrà poi liberata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica. Questi violenti moti convettivi sono anche responsabili della formazione di onde d’urto che si propagano nell’atmosfera solare mantenendone elevatissima la temperatura.

Il Sole è un corpo gassoso in cui la superficie appare solida perché il gas diventa opaco e luminosissimo in seguito alla pressione esercitata su di esso da quello sovrastante, il quale non si vede alla luce del giorno ma diventa evidente quando la Luna eclissa totalmente il disco solare.



2. L’ATTIVITÀ SOLARE E LA TERRA

Il Sole è stato considerato un corpo celeste incontaminato e incorruttibile fino al 1610, cioè fino a quando, puntando su di esso il suo cannocchiale, Galileo fece notare sulla superficie l'esistenza di alcune macchie scure più o meno persistenti ed estese. Quelle macchie in alcuni casi erano così grandi che si sarebbero potute osservare anche ad occhio nudo ed infatti erano state viste da cinesi, giapponesi e coreani già alcuni secoli prima di Cristo mentre in occidente, a causa del condizionamento del dogma aristotelico della perfezione dei cieli, nessuno le notò.

Nelle macchie solari si distingue una parte centrale più scura detta “ombra” circondata da una fascia più chiara detta “penombra”. In realtà tali strutture appaiono quasi nere per contrasto con la luminosità della fotosfera rispetto alla quale la loro luminosità è solo leggermente minore. Le macchie variano per dimensioni, per forma e soprattutto per numero passando da un valore minimo ad uno massimo nel giro di circa 11 anni.

Alcuni scienziati ritengono che l’attività variabile del Sole influisca sul clima della Terra, anche se la connessione in realtà non è ben compresa. Nel 1893 il fisico inglese E. Walter Maunder consultando vecchi libri e riviste scoprì che il Sole aveva subìto importanti mutamenti in tempi relativamente recenti. In particolare, la documentazione storica mostrava che il numero delle macchie e di altri fenomeni connessi dell’attività solare era stato molto inferiore alla norma fra il 1645 e il 1712. Durante questo periodo di bassa attività solare, chiamato in seguito “minimo di Maunder”, il mondo precipitò in una specie di piccola era glaciale: in Europa il limite delle nevi persistenti si abbassò sensibilmente e negli Stati Uniti i fiumi ghiacciarono perfino nelle regioni più meridionali. Una conferma del fenomeno fu fornita dalla rilevazione dell’isotopo radioattivo del carbonio (14C) la cui produzione nell’atmosfera è fortemente attenuata dai raggi cosmici (pioggia di particelle cariche ad alta energia). Ebbene, campioni di legno risalenti a quel periodo testimoniano invece un’anomala abbondanza di 14C che costituirebbe la prova di una scarsa diffusione di raggi cosmici di origine solare.

Quando il Sole presenta il massimo numero di macchie si possono osservare alcuni getti di materia che si elevano dal suo bordo descrivendo archi di enormi dimensioni: essi prendono il nome di protuberanze. Eruzioni che emergono dalla superficie, per certi aspetti ancora più violente, sono dette brillamenti (o flares, in inglese). I due fenomeni sono entrambi molto spettacolari, ma fondamentalmente diversi. Mentre nel caso delle protuberanze la materia dopo aver raggiunto altezze di decine di migliaia di kilometri ricade sulla superficie solare, nel caso dei brillamenti il materiale eruttato viene proiettato nello spazio e non vi fa più ritorno.

Osservazioni molto attente e prolungate nel tempo mostravano che un paio di giorni dopo l’osservazione di un grande brillamento gli aghi delle bussole sembravano impazzire, le apparecchiature elettroniche finivano fuori scala e si assisteva ad aurore boreali particolarmente spettacolari. Il ritardo di due giorni fra l’osservazione del fenomeno del brillamento e gli effetti che esso provocava sul nostro pianeta era dovuto al fatto che dal Sole non partivano radiazioni elettromagnetiche che avrebbero dovuto procedere alla velocità della luce ed arrivare a terra dopo otto minuti, ma particelle elettriche. Si trattava infatti di ioni cioè di atomi privati di alcuni dei loro elettroni in conseguenza delle alte temperature. Dato che il Sole è fatto quasi esclusivamente di idrogeno le particelle di quello che in seguito verrà chiamato vento solare erano soprattutto nuclei di idrogeno (ossia protoni) ed elettroni. In prossimità della Terra queste particelle viaggiano alla velocità 5 o 600 kilometri al secondo, velocità senza dubbio elevata, ma di molto inferiore a quella della luce.

Le macchie solari non si formano su tutta la superficie ma solo a cavallo dell’equatore mentre mancano quasi completamente nelle zone polari. Lo spostamento delle macchie solari rappresenta la prova che il Sole ruota su sé stesso ma lo fa con velocità diversa a seconda della latitudine: la regione equatoriale compie una rotazione in 25 giorni mentre via via che ci si sposta verso le alte latitudini la rotazione impiega tempi più lunghi. Ciò dimostra che il Sole non ruota come un corpo solido (come avviene ad esempio per la Terra dove tutti i punti sono dotati della stessa velocità angolare) ma come un fluido vischioso.

Sopra la fotosfera si estende l’atmosfera costituita dalla cromosfera, e dalla corona solare. La cromosfera, così chiamata per il suo colore, è uno strato gassoso rarefatto che durante un’eclissi totale appare come un cerchio rosso vivo che circonda il Sole occultato dalla Luna. Nella sua parte più bassa la cromosfera ha una temperatura inferiore a quella della fotosfera: dai circa 6.000 K scende a meno di 4.300 K. La temperatura poi, da questo valore minimo, risale fino alla zona più interna della corona (detta così perché sembra un’aureola splendente di punte che circonda il Sole) entro la quale si possono raggiungere temperature anche di alcuni milioni di gradi.



3. METODO DI INDAGINE DELL’ATTIVITÀ SOLARE

Uno dei mezzi più efficaci per lo studio del Sole e su cui converrà che ci tratteniamo, è l’analisi spettrale.

La luce, ossia la parte visibile della radiazione elettromagnetica che proviene dal Sole, ci appare bianca ma in realtà è un miscuglio di diversi colori: la dimostrazione sperimentale di questo fatto ci venne offerta nel 1672 da Newton il quale, facendo passare la luce solare attraverso un prisma di vetro ottenne una striscia continua di colori (a cui dette il nome di “spettro”) che andava dal rosso al violetto passando per l’arancio, il giallo, il verde, l’azzurro e l’indaco.

Un secolo e mezzo più tardi il fisico tedesco Joseph von Fraunhofer osservò che lo spettro solare ottenuto facendo passare la luce attraverso una stretta fessura posta davanti al prisma trasparente risultava solcato da una serie di righe scure di cui non seppe dare una spiegazione. Nel 1860 il fisico Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) e il chimico Robert Wilhem von Bunsen (1811-1899), in seguito ad un meticoloso lavoro sperimentale, scoprirono che gli elementi chimici, portati ad incandescenza, emettevano luce ed essa, costretta a passare per una fenditura prima di attraversare il prisma trasparente, generava una serie di righe caratteristiche di vari colori, diversa da elemento ad elemento. I due scienziati tedeschi osservarono, in altre parole, che ogni elemento chimico possiede una specie di personale «codice a barre» molto tipico.

A quel punto, confrontando lo spettro del Sole con quelli ottenuti dagli elementi chimici portati ad incandescenza si poté osservare la coincidenza fra le righe colorate dei singoli elementi con quelle scure presenti sullo spettro del Sole. In altre parole le righe brillanti o in emissione dei gas caldi coincidevano con quelle nere o in assorbimento dello spettro del Sole. Lo stesso fenomeno era stato osservato in laboratorio quando si era fatta cadere sulla fenditura la radiazione emessa da una sorgente che produceva uno spettro continuo qualora si interponesse un tubo pieno di gas incandescente a bassa pressione e a temperatura inferiore a quella della sorgente: anche in questo caso lo spettro continuo risultava solcato da righe oscure.

Queste osservazioni convinsero i fisici che il Sole doveva essere un corpo molto caldo avvolto da vapori relativamente più freddi. La massa interna calda e densa emetteva una radiazione luminosa continua, cioè comprendente tutti i colori dello spettro mentre i gas esterni, meno caldi e più rarefatti assorbivano alcune radiazioni producendo le righe nere. Queste righe erano determinate dagli atomi degli elementi presenti nei gas dell’atmosfera solare. Con questo sistema fu possibile non solo individuare la natura degli elementi chimici ma precisarne anche la quantità.

Durante un’eclissi totale di Sole, poco prima che la Luna copra completamente il disco solare, è possibile osservare l’inversione dello spettro ossia la sparizione dello spettro continuo e delle righe scure di Fraunhofer e la comparsa al loro posto di altrettante righe luminose. Il fenomeno si spiega tenendo presente che durante l’eclissi non riceviamo più la luce emessa dalla fotosfera solare ma quella prodotta dalla parte più bassa dell’atmosfera che la sovrasta. Lo strato in cui si verifica detto fenomeno si chiama bassa cromosfera o “strato invertente”: esso corrisponde allo strato rarefatto e piuttosto caldo dell’atmosfera solare posta immediatamente sopra la fotosfera. Lo “spettro-lampo” a righe luminose sparisce un momento dopo essere comparso e cioè quando la Luna, avanzando sul Sole, copre anche questo lembo di bassa cromosfera.

La radiazione elettromagnetica non comprende solo la luce, ma anche raggi gamma, raggi X, raggi ultravioletti, raggi infrarossi ed onde radio. Sulla Terra, l’atmosfera lascia passare solo due bande ristrette di tale spettro: la cosiddetta “finestra ottica” e quella “radio”, mentre tutto il resto è assorbito o riflesso nello spazio. In realtà passano attraverso l’atmosfera anche una piccola parte delle radiazioni ultraviolette (il cosiddetto “ultravioletto vicino”, ossia vicino al violetto visibile) e una piccola quantità di radiazioni infrarosse (“infrarosso vicino”). In tempi recenti, grazie all’impiego di laboratori spaziali in orbita sopra l’atmosfera, sono state possibili osservazioni anche di tutte le altre radiazioni.

L'essere in grado di compiere osservazioni al di fuori dell’atmosfera terrestre risolse alcuni problemi che all’inizio del Ventesimo secolo erano inspiegabili. Ad esempio, lo spettro della corona del Sole, ossia la parte più esterna dell’astro, presentava delle righe che non corrispondevano ad alcuno degli elementi noti. Si pensò quindi che all’interno di quella fascia molto rarefatta dell’atmosfera solare fosse presente un ipotetico elemento sconosciuto sulla Terra a cui fu dato il nome di “coronio”.

Nel 1940, però, un fisico svedese di nome Bengt Edlén fece notare che l’altissima temperatura dei gas della corona avrebbe potuto strappare molti elettroni (una dozzina e anche più) dagli atomi di alcuni metalli come ferro, calcio e nichel colà presenti e creare ioni che avrebbero giustificato le righe misteriose di quello spettro. Se la teoria dello scienziato svedese fosse stata giusta la corona ad altissima temperatura avrebbe dovuto emettere grandi quantità di raggi X che si sarebbero potute identificare solo facendo uso di apparecchiature posizionate su razzi lanciati oltre l’atmosfera terrestre.

Gli strumenti sistemati su satelliti in orbita intorno alla Terra scoprirono effettivamente la presenza di raggi X: l’osservazione giustificava le altissime temperature della corona e quindi spiegava il significato delle righe misteriose presenti nello spettro come dovute ad elementi comuni privati di molti elettroni.



4. LA NASCITA DEL SOLE

Sebbene rimangano ancora alcuni punti da chiarire la maggior parte degli astronomi ritiene ormai accertato che il Sole e le altre stelle si siano formati in seguito al collasso gravitazionale di nubi interstellari di gas e polvere. Se la forza gravitazionale che tende a far cadere le singole particelle verso il centro di massa supera la loro energia cinetica che le farebbe sfuggire, la nube si contrae e contraendosi l’energia gravitazionale viene convertita parte in calore e parte in energia raggiante che si disperde nello spazio.

Con il progredire della contrazione le molecole e le piccole particelle di polvere entrano in collisione con la conseguenza di accrescere la densità e la temperatura della nube la quale si frammenta con formazione di diversi nuclei, ognuno dei quali formerà una stella. Le stelle nascono quindi a gruppi e ciò è confermato dalla osservazione di chiazze oscure tondeggianti dette “globuli di Bok” dal nome dell’astronomo olandese-americano Bart Jan Bok (1906-1983) che per primo le scoprì all’interno della nebulosa di Orione. Questi oggetti piuttosto freddi (la loro temperatura dovrebbe aggirarsi intorno ai 700 gradi assoluti), osservati successivamente anche in altre nebulose, sono ritenuti nubi di gas e polveri progenitrici di stelle.

Quando la temperatura della regione centrale di una stella in contrazione (o protostella) raggiunge valori di circa un milione di gradi gli atomi si liberano dei loro elettroni i quali insieme con protoni e nuclei atomici di diverso tipo, creano un fluido cui si dà il nome di plasma: esso è ritenuto un quarto stato di aggregazione della materia dopo lo stato solido, lo stato liquido e lo stato gassoso.

A questo punto della sua evoluzione, quella che poteva considerarsi un embrione di stella diventa una stella vera e propria e cominciano ad innescarsi le reazioni che comportano la trasformazione di massa in energia. Si calcola che per irradiare tutta l’energia che invia nello spazio il Sole, ogni secondo, debba trasformare 4,5 milioni di tonnellate di materia in energia secondo quanto previsto dalla famosa equazione di Einstein: E=m×c2 (dove E è l’energia, m la massa e c2 la velocità della luce al quadrato). La distruzione di 4,5 milioni di tonnellate di materia al secondo può sembrare una perdita enorme e in effetti in termini assoluti lo è, ma rispetto alla massa complessiva è poca cosa perché fino ad oggi ha comportato una diminuzione della massa totale dell’astro di meno dell’uno per mille. Per fare un esempio comprensibile a tutti è come se una persona di ottanta kilogrammi, al termine di una lunga dieta dimagrante, avesse constatato di aver perso pochi grammi di peso.

Il problema relativo all’origine del calore e della luce del Sole ha sempre incuriosito l’uomo. Nell’Ottocento, quando lo studio delle rocce terrestri cominciò a rivelare che la Terra esisteva da centinaia di milioni di anni, gli scienziati si domandarono quale sorgente di energia avesse permesso al Sole di brillare per un tempo così lungo. Allora fu subito chiaro che tutta quell’energia non poteva provenire da processi di combustione perché un qualsiasi combustibile si sarebbe ridotto in cenere in poche migliaia di anni. Si pensò pertanto alla possibilità che l’energia fosse prodotta da una piccola e continua contrazione della sua massa: una lenta caduta del Sole su sé stesso, un po’ come accade con gli orologi a pendolo che traggono l’energia per far funzionare il meccanismo dalla lenta discesa di un peso. Tale contrazione avrebbe tuttavia potuto alimentare il Sole al tasso attuale di emissione per soli 100 milioni di anni mentre ormai era evidente che la Terra dovesse avere un’età di gran lunga maggiore.

Era indispensabile quindi trovare una reazione che garantisse una produzione di energia non per milioni ma per miliardi di anni. I progressi della fisica atomica e nucleare realizzati nei primi decenni del Ventesimo secolo gettarono una nuova luce sul problema. Scartata l’idea che l’energia potesse essere prodotta dalla reciproca annichilazione di elettroni e protoni, nel 1927 l’astronomo britannico Arthur Eddington avanzò l’ipotesi che, poiché il Sole è costituito essenzialmente di idrogeno, esso potesse trarre energia da un processo di fusione di questo elemento in elio.

Nel 1939 il fisico statunitense di origine tedesca Hans Bethe individuò due serie di reazioni attraverso le quali nuclei di idrogeno (ossia protoni) si sarebbero trasformati in nuclei di elio con liberazione, sotto forma di energia, della differenza di massa in quanto quella di un nucleo di elio è più piccola della massa dei quattro nuclei di idrogeno che si uniscono a formarlo. Infatti la massa di quattro protoni è 4,0325 u.m.a. (unità di massa atomica) mentre la massa di un nucleo di 4He è 4,0039 u.m.a., cosicché sono convertite in energia 0,0286 unità di massa ogni volta che 4 protoni si uniscono per formare un singolo nucleo di elio.

La prima serie di reazioni individuata da Bethe è detta ciclo protone-protone e prevede lo scontro di due protoni con emissione di un positone (particella identica all’elettrone ma con carica positiva invece che negativa) e di un neutrino. Si viene così a formare il nucleo del deuterio (o idrogeno pesante) costituito da un protone ed un neutrone. Al nucleo del deuterio si aggiunge ora un altro protone formando il nucleo dell’isotopo leggero dell’elio, l’elio-3. Infine due nuclei di elio-3 si combinano e danno origine ad un nucleo di elio ordinario (elio-4) liberando nel contempo due protoni con i quali si riavvia il ciclo.

La seconda serie di reazioni prende il nome di ciclo CNO. Esso prevede che la fusione dell’idrogeno in elio sia resa possibile dalla presenza di piccole quantità di carbonio (C), azoto (N) e ossigeno (O) che funzionano da catalizzatori, ossia partecipano alla reazione senza essere consumati. L’effetto finale sarà, come nel caso precedente, la conversione di 4 protoni in un nucleo di elio. Nel Sole il processo prevalente dovrebbe essere la reazione protone-protone mentre il ciclo CNO dovrebbe prevalere nelle stelle più calde e di massa maggiore di quella del Sole.

La gran parte dell’energia prodotta nel nucleo della nostra stella è rappresentata da raggi gamma: una forma di radiazione estremamente energetica. Essa si dirige verso la superficie fotosferica ma è costretta ad un cammino lungo e tortuoso attraverso la materia che assorbe ed emette più volte questi fotoni fino a degradarli a luce visibile. Il cammino di queste radiazioni dal centro alla periferia del Sole può durare anche più di un milione di anni. La luce che riceviamo dal Sole non ci fornisce quindi notizie sulle sue condizioni attuali: informazioni più fresche, come vedremo, le possiamo ottenere dai neutrini i quali trasportano anch’essi una piccola parte dell’energia liberata nella catena protone-protone.

Fra circa cinque miliardi di anni, quando nella regione centrale del Sole tutto l’idrogeno si sarà completamente trasformato in elio verrà a mancare il rifornimento di energia che crea le alte temperature e la pressione necessaria per sostenere gli strati sovrastanti i quali di conseguenza crolleranno. La regione centrale riprenderà quindi a contrarsi riscaldandosi e trasmettendo calore agli strati adiacenti dove quel poco di idrogeno ancora rimasto si trasformerà in elio producendo ulteriore calore che porterà la temperatura del centro a 100 milioni di gradi. A quel punto anche l’elio comincerà a reagire trasformandosi in carbonio e producendo enormi quantità di energia che per disperdersi avrà bisogno di una superficie molto grande. Il Sole diventerà quindi una grande stella di colore rosso (non molto calda ma tuttavia con una temperatura sufficiente per bruciare ogni cosa) che continuerà ad espandersi fino a inglobare Mercurio e Venere e sfiorare la Terra, dove si estinguerà ogni forma di vita residua.

Superata questa fase il Sole non sarà più in grado di liberare altra energia per opporsi alla forza di gravità: esso allora si contrarrà fino a raggiungere le dimensioni di una stella grande come un pianeta, ma molto densa e molto calda, a cui è stato dato il nome di nana bianca. La nana bianca è una stella nella quale gli elettroni impacchettati gli uni sugli altri formano il cosiddetto “gas degenere” un particolare stato della materia che impedisce un ulteriore collasso. La piccola stella, essendo un corpo caldo, continuerà ad irraggiare fino a spegnersi completamente per diventare una fredda e invisibile nana nera. Affinché il Sole e qualsiasi altra stella delle sue dimensioni diventi una nana nera devono trascorrere molti miliardi di anni tanto che stelle di quel tipo attualmente nell’Universo non esistono.



5. VIAGGIO ATTRAVERSO IL SOLE: DAL NUCLEO ALL’ATMOSFERA

La temperatura al centro del Sole dovrebbe essere di circa 15 milioni di kelvin e la densità circa 160 volte quella dell’acqua, ovvero un frammento di quella materia dovrebbe pesare 12 volte più del piombo.

Il nucleo centrale si estende per quasi un quarto del raggio totale ed è la sede delle reazioni nucleari che producono l’energia soprattutto sotto forma di raggi gamma che procedendo lentamente ma inesorabilmente verso l’esterno si trasformano prima in raggi X, poi in raggi ultravioletti e finalmente in quella radiazione che sparge intorno luce e calore. Questo trasferimento della radiazione si attua passando per la cosiddetta “zona radiativa” cioè lungo quel percorso attraverso il quale ha luogo la trasformazione e il trasferimento di energia per irradiamento. All’interno di questa zona i fotoni altamente energetici entrano continuamente in collisione con le particelle di materia, vengono assorbiti e riemessi in modo disordinato. In conseguenza di questi continui scontri casuali un singolo fotone, per raggiungere la superficie della stella, impiega mediamente centinaia di migliaia di anni e quando la raggiunge la sua energia è diminuita fino al punto di essersi trasformata prevalentemente in radiazioni del visibile e in raggi infrarossi.

All’esterno della zona radiativa vi è una fascia che rappresenta circa il 15 – 20% del totale in cui si verificano fenomeni di convezione. Si realizzano cioè dei moti turbolenti della materia, di cui si è già fatto cenno, che portano i gas caldi a salire in superficie dove si raffreddano e quindi, divenuti più pesanti, ridiscendono. Si tratta dello stesso meccanismo fisico che si osserva nell’acqua di una pentola posta sulla fiamma. Attraverso questo meccanismo la materia si rimescola e viene portato in superficie il calore che successivamente verrà irradiato nello spazio attraverso la fotosfera.

Sopra la fotosfera vi è l’atmosfera solare che comprende la cromosfera e la corona. La cromosfera è rappresentata da uno strato estremamente rarefatto in cui la temperatura dai quasi 6·000 K della fotosfera scende a circa 4·300 K. Da questo valore minimo la temperatura quindi risale e si stabilizza intorno ai 7·000 K per quasi tutto lo spessore di questa prima fascia di atmosfera. Ancora più all’esterno, nella zona di transizione che separa la cromosfera dalla corona, la temperatura balza a un milione di gradi e poi sale ancora per assestarsi su una temperatura media di 2 milioni di kelvin che in alcune zone tocca i 5 milioni di kelvin.

Il valore eccezionalmente elevato della temperatura della corona rispetto alla sottostante cromosfera e allo spazio esterno ha messo in crisi i fisici i quali non riuscivano a spiegare come si potesse passare immediatamente dai valori cromosferici intorno ai diecimila gradi ai valori coronali superiori al milione di gradi e garantire che il tutto non si raffreddi rapidamente.

Mentre era perfettamente comprensibile che la temperatura andasse diminuendo dall’interno del Sole (dove si ha la produzione di energia) verso la superficie esterna, era più difficile rendersi conto di come essa potesse passare da un valore minimo di poco più di 4·000 K presente al limite superiore della fotosfera e raggiungere il valore di circa 10·000 K nella cromosfera per poi superare il milione di gradi nella corona. L’osservazione sembrava violare la seconda legge della termodinamica la quale esclude che il calore possa passare da un corpo più freddo ad uno più caldo.

Alla fine ci si convinse che doveva essere in gioco un meccanismo fisico che permetteva di convertire una qualche forma di energia in energia cinetica disordinata delle singole particelle cui è appunto legata la temperatura. Ovviamente anche nella corona rarefatta, come in qualsiasi corpo materiale, la temperatura indica la velocità con la quale i singoli nuclei atomici e gli elettroni presenti si muovono e questa velocità è effettivamente molto elevata, ma essa crea una temperatura “sui generis” che viene definita temperatura cinetica. Se la densità dei gas è molto bassa, gli urti fra le particelle sono piuttosto rari e siccome sono proprio questi urti che determinano il calore posseduto da un corpo, all’interno della corona, nonostante le temperature di milioni di gradi, in realtà si muore di freddo.

Rimaneva da spiegare il meccanismo attraverso il quale veniva accelerato il moto delle particelle fino a valori tanto elevati. In un primo tempo si era pensato ad onde d’urto che si generavano nella fotosfera mentre oggi si cerca di battere la strada del riscaldamento della corona mediante correnti elettriche generate, come insegna l’elettrodinamica, a loro volta da campi magnetici variabili.

L’aspetto della corona è mutevole. Le riprese di immagini del Sole nei raggi X compiute da satelliti orbitanti al di sopra dell’atmosfera hanno rivelato che la fotosfera non emette questo tipo di radiazione in quantità significativa mentre la corona, con temperatura molto più elevata, presenta una forte emissione di raggi X. Perciò, ai raggi X, la fotosfera appare scura, mentre la corona appare come un sistema altamente strutturato in cui a regioni brillanti di alta temperatura si alternano regioni scure di temperature più basse, dette "buchi coronali". Queste osservazioni mostrano quindi che la struttura della corona è ineguale e accidentata quando il numero delle macchie solari presenti sulla fotosfera è al minimo; diventa molto più simmetrica quando il numero è al massimo: quando le macchie sono molto numerose l’attività solare è infatti molto più generalizzata e la corona si estende un po’ in tutte le direzioni.

Il Sole, come tutte le stelle, non è un corpo tranquillo e inerte ma al contrario è soggetto a mutamenti che si manifestano sia in superficie sia all’interno dell’atmosfera. Nonostante la continua e incessante attività che si svolge al suo interno, quando i fenomeni più evidenti sono assenti si usa l’espressione “Sole quieto” ma si tratta chiaramente di un termine convenzionale perché una certa attività di fondo è presente su di esso in ogni momento. Si parla invece di “Sole attivo” quando compaiono fenomeni che comportano liberazione di enormi quantità di energia, come ad esempio nel momento della massima apparizione delle macchie solari. Le macchie solari sono indubbiamente il fenomeno di attività solare più evidente ed è stato anche il primo ad essere osservato. La comparsa di un numero rilevante di macchie è indicativo della presenza di intensi campi magnetici che si ripercuotono anche sulla Terra dove si verificano le più spettacolari aurore polari.



6. OSCILLAZIONI E NEUTRINI SOLARI

La comprensione globale del Sole richiede una conoscenza del suo interno e dei processi che vi hanno luogo. Si tratta di un compito molto impegnativo per gli astronomi perché gli strati superficiali impediscono ogni osservazione diretta della parte più profonda dell’astro.

Fino ad alcuni anni fa si poteva dedurre qualche conclusione sulla natura del centro del Sole solo attraverso calcoli fondati su modelli complessi che implicavano l’esame delle leggi della fisica nucleare al fine di determinare le reazioni che avrebbero potuto aver luogo a temperature di molti milioni di gradi e a pressioni elevatissime quali dovrebbero regnare nel centro del Sole e delle altre stelle.

Ad iniziare dalla seconda metà del secolo scorso si è trovato anche il modo di verificare la validità del modello teorico. Si tratta di due nuove tecniche d’indagine legate l’una all’osservazione di lievi pulsazioni della fotosfera e della cromosfera e l’altra alla registrazione dei neutrini emessi dalle reazioni nucleari che avvengono nel centro della nostra stella.

Nel 1955 per la prima volta furono osservate sulla superficie visibile del Sole delle deboli oscillazioni periodiche simili a quelle che si verificano sulla superficie di un tamburo dopo che è stato percosso. Nel caso del tamburo le oscillazioni sono causate dal colpo inferto da un’apposita mazza, nel caso del Sole si tratta invece di oscillazioni prodotte sia da variazioni di pressione sia dalla gravità. Nel primo caso le variazioni di pressione inducono la formazione di un’onda che ha le caratteristiche di un’onda sonora e sono la manifestazione superficiale dei moti convettivi che nella parte più esterna del Sole portano ad affiorare l’energia prodotta in profondità. Nel secondo caso le oscillazioni sono dovute alla penetrazione di un gas più denso in uno meno denso che provoca una resistenza simile alla spinta di Archimede e sono del tutto analoghe alle onde che si formano sulla superficie del mare.

L’osservazione di queste oscillazioni ha fatto nascere un nuovo filone di ricerca chiamato “sismologia solare” (o eliosismologia). Si tratta di una ricerca simile a quella utilizzata per determinare la struttura interna della Terra attraverso la risposta di quest’ultima alle perturbazioni sismiche.

Veniamo ora allo studio dei neutrini. Come abbiamo visto il Sole ricava la sua energia soprattutto dalla reazione protone-protone la quale implica due trasmutazioni di protoni in neutroni per ogni nucleo di elio sintetizzato. Nel corso di ognuna delle due trasmutazioni viene anche emesso un neutrino insieme con energia sotto forma di raggi gamma. Ora, mentre quest’ultima forma di energia rimane racchiusa all’interno della materia per un tempo molto lungo, i neutrini, ben poco influenzati da questa enorme massa di materiale sfuggono con facilità, quindi, viaggiando alla velocità della luce, raggiungono in un paio di secondi la superficie della stella e da lì, se per caso si muovono in direzione della Terra, raggiungono il nostro pianeta dopo un viaggio di otto minuti.

L’esistenza dei neutrini fu suggerita per la prima volta dal fisico austriaco Wolfgang Pauli nel 1931 per giustificare un piccolo deficit di energia in alcune reazioni nucleari. Egli pensò che queste piccole quantità di energia che mancavano fra i prodotti della reazione venissero portate via da particelle di massa nulla e prive di carica elettrica a cui Fermi successivamente dette il nome di “neutrini” cioè piccoli neutroni. Per molti anni i fisici hanno effettivamente pensato che i neutrini non avessero massa, che fossero cioè pura energia, dello stesso tipo della radiazione elettromagnetica. Esperimenti molto recenti condotti negli Stati Uniti e in Russia avrebbero invece dimostrato che il neutrino possiede una massa, seppur minima (circa 50.000 volte minore di quella dell’elettrone, la particella più leggera che si conosca).

Si può facilmente calcolare il flusso di neutrini che esce dal Sole. Poiché si conosce la quantità di energia prodotta e quella che si libera nella formazione di un singolo nucleo di elio, si può stimare quanti nuclei di elio si producono in ogni secondo: il numero dei neutrini sarà il doppio di questo numero in quanto abbiamo visto che per ogni nucleo di elio che si forma due neutroni si trasformano in due protoni con liberazione di due neutrini. Fatti i calcoli si ricava che la Terra è investita da un numero enorme di queste piccolissime particelle: ogni secondo su 1 cm2 di superficie ne arrivano oltre 1.000 miliardi.

Riuscire a catturarne alcuni sarebbe molto importante per le nostre conoscenze ma l’impresa è ardua proprio perché si tratta di particelle che interagiscono pochissimo con la materia. Tuttavia un esperimento venne tentato quaranta anni fa da Rymond Davis junior, uno scienziato dell’Università della Pennsylvania il quale sistemò, sul fondo di una miniera d’oro abbandonata nel Sud Dakota, un serbatoio contenente 400.000 litri di tetracloroetilene (o tetracloruro di carbonio) un liquido detergente di basso costo a base di carbonio e cloro la cui formula chimica è C2Cl4. Circa un quarto del cloro contenuto in questa sostanza è costituito dall’isotopo 37Cl il quale, come fu suggerito alcuni anni prima dal fisico italiano Bruno Pontecorvo, ha una particolare propensione a catturare neutrini perché il suo nucleo contiene un numero elevato di neutroni. Se il cloro-37 assorbe un neutrino, uno dei neutroni contenuti nel nucleo diventa un protone per emissione di un elettrone: in conseguenza di ciò, avendo perso un neutrone e guadagnato un protone, la massa è rimasta la stessa ma è cambiato l’elemento che da cloro è diventato argo-37 il quale, poiché è radioattivo, può essere facilmente individuabile facendo uso di un contatore Geiger.

L’esperimento è in funzione dal 1965 e si svolge alla profondità di 1.600 metri per evitare che la pioggia di particelle subnucleari di tutti i tipi, prodotte dai raggi cosmici, possano inquinare i risultati provocando reazioni dello stesso tipo di quelle che si stanno cercando.

I risultati dell’esperimento furono sconcertanti: dopo decenni di rilevazioni fu conteggiato solo un terzo dei neutrini che ci si aspettava sulla base dei calcoli astrofisici. Per interpretare i risultati dell’esperimento di Davis bisogna premettere che mentre il flusso di neutrini che escono dal Sole può essere calcolato con discreta precisione, sull’energia posseduta da queste particelle c’è maggiore incertezza. Non tutti i neutrini che arrivano alla vasca di tetracloruro di carbonio hanno energia sufficiente per indurre la trasformazione del cloro in argo e d’altra parte l’energia posseduta dai neutrini generati dalle reazioni nucleari che avvengono nel centro del Sole dipende dalla temperatura esistente in quel luogo. Se essa fosse inferiore a quella stimata l’insieme delle reazioni protone-protone sarebbe fortemente rallentata e di conseguenza l’insieme dei neutrini energetici ridotto. Il problema relativo ai neutrini mancanti sarebbe quindi risolto se il nucleo solare fosse un po’ più freddo di quanto si ritiene. La discrepanza potrebbe quindi dipendere da una scarsa conoscenza dell’interno del Sole, ma forse anche da qualche proprietà del comportamento dei neutrini che non conosciamo.

Vennero formulate alcune teorie che avrebbero giustificato una temperatura del centro del Sole più bassa di quella prevista dal modello teorico il quale è stato costruito sulla base di alcuni dati relativi alle caratteristiche della fotosfera. Attraverso queste misure è stato possibile dedurre temperatura, pressione e composizione chimica degli strati interni via via sempre più profondi fino a raggiungere la sede delle reazioni termonucleari. Per giustificare temperature più basse nel centro del Sole si era pensato alla presenza di campi magnetici interni molto intensi, a una composizione chimica diversa da quella superficiale e persino alla presenza di un mini-buco nero. In tutti i casi si trattava di modelli privi di sostegno sperimentale e quindi poco plausibili. Alla fine si ripiegò sull’idea suggerita dal fisico statunitense Frederick Reines (nato nel 1918 e premio Nobel per la fisica nel 1995) il quale prevedeva che il neutrino non fosse una particella stabile ma che mutasse fra tre stati possibili.

Esisterebbero quindi tre tipi di neutrini chiamati elettronici, muonici e di tipo tau. Lungo il cammino dalla sorgente all’apparato di registrazione i neutrini di un tipo si trasformerebbero in neutrini di un altro tipo. Il fenomeno si chiama “oscillazione” e prevede che i neutrini abbiano una massa. L’esperimento del cloro-37 misurerebbe un flusso di neutrini più basso di quello atteso, perché sensibile soltanto alle particelle che si trovano in uno dei tre stati. Se fosse stata vera questa ipotesi era indispensabile predisporre un esperimento in grado di rilevare tutti i neutrini che escono dal Sole e non solo quelli più energetici.

Fu pertanto avviato il progetto Gallex, frutto della collaborazione fra Italia, Francia e Germania. L’apparecchiatura è ospitata in una galleria appositamente costruita al di sotto del Gran Sasso e consiste essenzialmente di una massa di 30 tonnellate di cloruro di gallio (GaCl3). Il gallio-71, colpito da un neutrino poco energetico, emette un elettrone e si trasforma in germanio-71, che è radioattivo e quindi facilmente rilevabile. Siamo ancora in attesa dei risultati definitivi.

Attualmente è in allestimento un esperimento internazionale studiato appositamente per intercettare neutrini solari denominato Borexino che raccoglierà i dati entro l’inizio del 2007. Si tratta di una struttura monumentale costituita da una sfera di acciaio inossidabile riempita di 1.300 tonnellate di un liquido speciale sensibile al passaggio dei neutrini di media e bassa energia. I neutrini che interagiscono con gli atomi del liquido contenuto nella sfera di acciaio emettono un debole segnale luminoso che, amplificato, viene quindi captato da una serie di sensori ottici. I dati permetteranno di analizzare energia ed eventuali variazioni di flusso dei neutrini in funzione dell’attività della nostra stella.



7. IL VENTO SOLARE

Vi è un ultimo fenomeno riguardante l’attività del Sole di cui si è fatto cenno e che merita di essere approfondito. Tutti hanno potuto vedere nella loro vita almeno una cometa ma forse non tutti avranno notato che la coda di questo enigmatico corpo celeste è sempre rivolta dalla parte opposta del Sole. L’osservazione è contraria ad ogni aspettativa perché un oggetto pesante come il Sole dovrebbe attrarre la tenue coda della cometa e non respingerla.

Agli inizi il fenomeno venne giustificato sulla base della pressione esercitata dalla radiazione elettromagnetica in quanto si sapeva che a questa forma di energia è associata una certa pressione la quale è in grado di produrre azioni meccaniche anche intense. Successivamente, agli inizi degli anni Cinquanta del secolo scorso, si pensò che l’orientamento antisolare della coda della cometa fosse dovuto non alla radiazione ma ad un flusso di gas, originato nella calda corona del Sole, cui fu dato il nome di “vento solare”. La conferma di questa ipotesi si ebbe quando i primi satelliti rivelarono direttamente la presenza di una corrente di materiale proveniente dal Sole. Si ebbe quindi la certezza che dal Sole parte un getto di plasma, cioè di gas ionizzato a bassissima densità (composto soprattutto di protoni e di elettroni liberi) che si espande fino agli estremi confini del Sistema Solare. Quando investe la Terra la densità di questo vento “caldo” è assai bassa (circa 10 particelle per centimetro cubo) ma la sua velocità è notevole (circa 500 km/s). Qualora viaggiassero in linea retta la distanza Sole-Terra verrebbe coperta in meno di tre giorni ma le particelle elettriche, dopo essere partite dal Sole, percorrono una linea curva e per giungere sulla Terra impiegano un tempo un po’ più lungo.

Le regioni in cui si origina il vento solare sono i buchi coronali così detti perché il plasma in quelle zone ha una temperatura inferiore rispetto a quella delle zone circostanti e quindi appaiono scure a confronto della caldissima corona che emette raggi X. Circa cinque giorni dopo che appare un buco coronale al meridiano centrale del Sole la Terra viene investita da un flusso di vento solare ad alta velocità, il quale distorce il campo magnetico terrestre come fa la prua di una nave che comprime l’acqua che sta solcando. Sorpassato il pianeta il vento genera una lunga coda magnetica che si estende per più di un milione di kilometri.

Le particelle del vento solare, che come abbiamo visto sono elettricamente cariche, interagendo con il campo magnetico terrestre formano le cosiddette “Fasce di Van Allen” le quali intrappolano queste particelle ma le lasciano libere di penetrare attraverso i poli ma-gnetici e raggiungere la superficie terrestre. Qui, interagendo con gli atomi e le molecole della nostra atmosfera, formano le strutture luminose colorate ad archi, raggi e drappeggi di intensità variabile che costituiscono le ben note aurore polari, chiamate “boreali” nelle regioni artiche e “australi” in quelle antartiche.

Il vento solare, interagendo con l’atmosfera e il campo magnetico terrestre non produce solo lo spettacolare ed innocuo fenomeno delle aurore polari ma può anche provocare danni alle apparecchiature elettroniche sistemate all’interno delle stazioni spaziali e di conseguenza disturbi alle telecomunicazioni. Gli stessi brillamenti solari, di cui abbiamo accennato in precedenza, rafforzano temporaneamente il vento solare e ne intensificano gli effetti. Esso può perfino provocare l’interruzione dell’energia elettrica, come alcuni anni addietro è successo all’interno di una vasta regione dell’America settentrionale.

La bassa densità del vento solare fa sì che la possibilità di ricombinazione degli ioni sia assai ridotta e quindi quel particolare soffio proveniente dal Sole lo si può pensare come uno sciame costituito da un eguale numero di particelle positive e negative così che in media esso risulta elettricamente neutro.

Il Sole in seguito alla perdita continua di particelle sta pertanto evaporando benché ad un ritmo bassissimo. Si stima che attraverso il vento solare l'astro perda un milione di tonnellate di materia ogni secondo, una quantità che va ad aggiungersi a quella che si trasforma in energia la quale, anche con questo nuovo apporto, rappresenta tuttavia una massa del tutto trascurabile rispetto a quella totale della nostra stella.

http://www.cosediscienza.it/fisica/09_sole.htm