APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012

Domenico D’Amato
Andrea Miccoli

INDICE

10 – IL SOLE

In passato si pensava che il Sole fosse un’enorme deposito di carbonio solido e di ossigeno necessario alla sua combustione.

L’ipotesi di una fornace a carbonio non poteva essere adeguata perché le scorte di combustibile si sarebbero esaurirete nel giro di poco tempo: 2.500 anni.

Una seconda ipotesi prevedeva l’emissione di calore prodotto per contrazione gravitazionale della materia di cui è composto: un corpo quando è compresso si riscalda.

Esiste però un periodo massimo di durata di questo effetto per un corpo delle dimensioni del nostro astro: 30 milioni di anni.

Con l’evoluzione della fisica nucleare si è capito qual è il meccanismo vero di produzione di tanta energia per un tempo così lungo: la fusione nucleare.

Il Sole è un enorme contenitore di idrogeno che, per effetto del proprio campo gravitazionale, si comprime fortemente e, in conseguenza di ciò, si riscalda enormemente.

Ad una determinata temperatura (oltre 15 milioni di gradi) e pressione (300 miliardi di atmosfere), gli atomi di idrogeno (un protone ed un elettrone) sono spinti l’uno contro l’altro e si fondono, dando inizio al processo di fusione nucleare.

In questo modo, quattro atomi di idrogeno si uniscono per dar vita ad un atomo di elio; ma l’atomo di elio risultante pesa meno dei quattro atomi di idrogeno di partenza.

Cosa ne è della massa mancante?

La massa mancante è trasformata in energia ed emessa sotto forma di fotoni (energia elettromagnetica = luce) e particelle elementari (vento solare).

Per avere un’idea dell’ordine di grandezza del processo che avviene nel nostro Sole (ed anche nelle stelle) 1.000 milligrammi di idrogeno che si fondono generano 993 milligrammi di elio.

I sette milligrammi mancanti si trasformano interamente in energia secondo la semplice formula di Albert Einstein sull’equivalenza di massa ed energia:

E = m c²

La piccola massa di 7 milligrammi si trasforma in una quantità enorme di energia perché moltiplicata per la velocità della luce c (300.000 km/sec) al quadrato: circa 200.000 KWh, equivalente al consumo di energia elettrica di un’abitazione media per circa 20 anni. È solo l’energia prodotta da 7 milligrammi di idrogeno!

Il Sole produce calore “bruciando” ogni secondo circa 600 milioni di tonnellate di idrogeno; le “ceneri” che rimangono dopo la fusione sono circa 596 milioni di tonnellate di elio, mentre le rimanenti 4 milioni di tonnellate di massa mancante (circa 7 per mille) sono espulse come energia luminosa (fotoni) e particelle elementari (vento solare); tutto questo avviene ogni secondo, da 5 miliardi di anni e per altri 5 miliardi di anni.

Alla fine della sua lunga vita di 10 miliardi di anni il Sole avrà perso solo il 1/1000 della sua massa iniziale!

Di tutta l’energia emessa dal Sole, sulla Terra ne arriva solo mezzo miliardesimo, tutto il resto è disperso nello spazio circostante.

DIMENSIONI DEL SOLE

Il Sole ha una massa di 2 x 1030 kg pari a 333.000 volte la massa della Terra e 750 volte la massa di tutti i pianeti e satelliti del sistema solare messi insieme. La sua massa costituisce il 99,87% della massa totale del sistema solare.

Il suo diametro di 1.400.000 km è quasi il doppio dell’orbita lunare, che misura al massimo 770.000 km.

Le illustrazioni che seguono rendono l’idea delle dimensioni enormi che ha; il diametro del Sole è messo a confronto con quello dei pianeti del sistema solare (vedi fig 10.1) e con l’orbita della Luna (vedi fig 10.2).

Fig 10.1 – Il Sole e i pianeti.

Fig 10.2 – Il Sole e l’orbita lunare.  

L’OSSERVAZIONE DEL SOLE

Come tutti i corpi celesti, anche il Sole gira su se stesso ma, per la sua composizione gassosa, il tempo di rotazione non è uniforme: circa 27 giorni all’equatore e circa 30 giorni ad una latitudine di 40°.

La superficie del Sole che noi osserviamo è la fotosfera, ed è sormontata da una sottile atmosfera denominata cromosfera.

Al di fuori di essa vi è la corona, visibile solo durante le eclissi totali di Sole o con apposite strumentazioni.

Il Sole lo si può osservare come un qualsiasi astro, ma per poterlo fare con sicurezza occorre ridurre l’enorme calore e luminosità che ci invia.

Esistono in commercio diversi tipi di filtri, solitamente sotto forma di pellicole da applicare agli ingressi di tutti gli strumenti ottici che utilizziamo per le osservazioni dirette del Sole: tubo ottico, cercatore, ecc.

Di filtri solari ne esistono diversi in commercio, uno di essi è il Mylar.

Possiamo utilizzare il vetro nero usato dai saldatori, quello con il maggior potere bloccante; come pure è valido il disco interno di un vecchio floppy disk per computer.

Altri sistemi, come quello del vetro affumicato, non proteggono a sufficienza l’occhio e potrebbero arrecare danni permanenti alla retina.

Esiste un metodo particolare per osservare il Sole, quello a proiezione, valido soprattutto quando si è in molti, ma che necessita di una meticolosa cura nell’inseguimento del Sole durante tutto il periodo di osservazione, per evitare danni irrimediabili al telescopio.

Il telescopio senza protezioni è diretto verso il Sole, l’immagine del nostro astro è proiettato dall’oculare su di una superficie bianca posta perpendicolarmente all’asse dell’oculare stesso.

Allontanando tale superficie è possibile ingrandire l’immagine del Sole ed osservarne tutti i particolari possibili con comodità.

Attenzione! Ricordiamo che la luce solare entrante nel tubo del telescopio viene concentrata nel fuoco per poi fuoriuscire attraverso l’oculare.

La parte dell’immagine solare che non fuoriesce attraverso l’oculare danneggia irrimediabilmente in pochi secondi le parti (solitamente in materiale plastico) di supporto alla lente dell’oculare.

È bene fare molta attenzione a che l’immagine fuoriesca completamente (basso ingrandimento, centratura del disco solare). Inoltre, non tutti i tipi di oculari possono essere usati per “proiettare” il Sole: i Plossl, gli ortoscopici e gli RKE, non possono essere usati, perché il loro sistema
ottico è formato da più lenti incollate tra loro, che potrebbero essere rovinate irrimediabilmente dallo effetto del calore dei raggi solari sulla colla.

Per riepilogare: gli oculari da usare sono quelli ad una sola lente o formati da lenti non incollate tra loro, tipo Ramsden o Huygens e, comunque, il Sole deve passare interamente attraverso le lenti, pena la fusione del supporto su cui è alloggiata la lente dell’oculare. Ne consegue che l’oculare da usare non deve fornire un ingrandimento eccessivo: l’immagine del disco solare deve essere completa per tutta la durata dell’osservazione.

COSA OSSERVARE?

L’osservazione del Sole, ad occhio nudo o col telescopio (chiaramente con le dovute precauzioni), ci mostra un corpo sferico dal bordo netto, come fosse di metallo.

Nonostante il nostro astro sia composto di gas, a causa dell’alta temperatura, lo stato della materia è tale da risultare opaco alla vista, conferendo all’insieme una sembianza metallica.

Ciò che vediamo è la fotosfera, un piccolo straterello di circa 600 km di profondità.

Schermando opportunamente il telescopio è possibile osservare una certa granulosità della sua superficie.

La granulosità è generata dai moti convettivi del gas: la parte più chiara è l’apice della colonna di gas ascendente e quella più scura è la parte discendente.

Sono solitamente visibili delle macchie scure che rappresentano regioni più fredde (circa 4.000°K) rispetto alla superficie circostante (circa 6.000°K); possono avere delle estensioni che superano la grandezza della Terra; la loro frequenza varia secondo un ciclo che dura undici anni.

Con l’osservazione delle macchie solari in più giorni consecutivi ci possiamo rendere conto della veloce rotazione del Sole.

In concomitanza con il massimo di questo ciclo (il massimo del numero delle macchie solari), il Sole emette un’elevata quantità di particelle e di radiazioni, che possono avere effetti devastanti nello spazio circostante, danneggiando satelliti artificiali in orbita e provocando aurore boreali e disturbi alle comunicazioni a lunga distanza.

Sulla fotosfera sono osservabili talvolta anche dei brillamenti (facole), delle piccole esplosioni che danno luogo ad aumenti della luminosità a livello locale.

Al di sopra della fotosfera, per un’altezza di circa 10.000 km, si estende la cromosfera.

In questa zona è possibile osservare dei filamenti o delle protuberanze, ossia dei getti di materia incandescente, che creano degli archi di forma variabile, che si estendono per migliaia di km al di sopra della superficie del Sole, e la cui quantità è legata al ciclo undecennale delle macchie solari.

Solitamente si evolvono nel giro di poche ore.

L’osservazione dei filamenti e delle protuberanze è possibile soltanto con particolari attrezzature: filtri H-alfa, abbastanza costosi.

L’attività del Sole, che si manifesta nella corona (la zona esterna alla cromosfera) può essere osservata durante una eclissi totale di Sole oppure con strumentazioni sofisticate che simulano una eclissi: il coronografo, uno strumento non amatoriale.