Questa è l'opera magna del Sole.
Una volta stabilizzato il Sole è entrato nella fase più lunga e placida della propria esistenza, fornendo energia in modo continuo ai suoi pianeti, e in particolare alla Terra.
Questa ha continuato nel percorso intrapreso alla fine dell'eone Archeano, quando si solidificò la crosta, si condensarono gli oceani e un paio di fulmini generarono delle molecole chiamate "amminoacidi". Il vento solare forniva e fornisce tutt'ora anche un comodissimo scudo contro le radiazioni della galassia, formando nel suo moto attorno al centro della Galassia un'onda di prua come di una nave che attraversa il mare, chiamata eliopausa.
Ciò che c'è prima di essa appartiene al Sole, ciò che c'è dopo è interstellare.
Il miracolo è davvero incredibile, perché la Terra in questo periodo di stabilità prolungata ha lanciato un pezzettino di sé stessa oltre all'eliopausa. Araldo dell'umanità, buon viaggio Voyager 1!!!
Come sta vivendo questa fase la nostra stella?
Le reazioni di fusione di cui abbiamo parlato all'inizio di questo percorso avvengono con ritmo costante nel suo nucleo, che costituisce il 25% del raggio del Sole e più del 30% della sua massa. A una temperatura di 15.000.000 di gradi e una pressione di 340 miliardi di atmosfere quattro atomi di idrogeno vengono convertiti in elio, con un piccolo eccesso di massa che viene convertita in energia dalla famosa equazione di Einstein.
Ogni secondo 620 milioni di tonnellate di idrogeno diventano 614 milioni di tonnellate di elio, mentre la massa mancante diventa energia. Quanta? Molta: 3,8x10^26 watt, altro che lampadine.
Lo strato successivo è la zona RADIATIVA (e non radioattiva, fate attenzione!). Tra il 25% e il 70% del raggio solare l'energia prodotta dal nucleo è trasmessa per irraggiamento, cioè radiazione, attraverso il denso gas, da cui il nome. Quasi tutta la restante massa della stella è concentrata qua.
Sopra la zona radiativa, per il restante 30% di spessore, c'è la zona convettiva, molto più rarefatta. Qui la trasmissione dell'energia appunto cambia modalità, passando alla convezione (come l'acqua bollente in una pentola). La transizione tra le due zone è detta "tachocline". Questo perché fino alla zona radiativa il Sole ruota su sé stesso come un corpo rigido, mentre la zona convettiva ruota in modo differenziale, più velocemente all'equatore rispetto ai poli.
È probabilmente in questa zona che le violente interazioni e frizioni tra i due strati generano la dinamo solare, cioè il potente campo magnetico della stella e il ciclo di attività undecennale.
Sopra alla zona convettiva c'è la fotosfera. Il Sole è un corpo gassoso e quindi non possiede una superficie solida: la fotosfera è il punto sotto al quale il gas diventa opaco alla radiazione. Sopra è trasparente, sotto è opaca, per ragioni di temperatura e densità, per cui si vede una superficie che emette luce, appunto "foto-sfera". È la sede dell'attività superficiale del Sole che questa pagina si prefigge di trattare quasi quotidianamente. Macchie, facole, brillamenti, filamenti, eruzioni, archi di gas eccetera... la sua temperatura è di circa 5.600-5.800 K, e varia dai 4.200 K della penombra delle macchie ai 10.000 K delle facole.
Sopra alla fotosfera inizia la vera e propria "atmosfera solare", divisa in cinque parti. La parte inferiore, o minimo di temperatura, è una zona leggermente più fredda della fotosfera. Poi c'è la cromosfera, in cui la temperatura sale fino a 20.000 K e l'elio si ionizza. Attenzione al concetto di temperatura: i gas dell'atmosfera solare sono molto rarefatti, e questi valori di temperatura indicano semplicemente l'energia cinetica delle particelle, per un umano sarebbe comunque freddo come lo spazio profondo!
Sopra a una zona di transizione, in cui la temperatura cresce ancora più rapidamente, c'è la famosa Corona, quella che si vede durante le eclissi totali. In questo ambiente avvengono le riconnessioni magnetiche e il rilascio delle Eruzioni Coronali di Massa (CME). È estremamente rarefatta e le temperature salgono fino a più di 2.000.000 K, probabilmente per le violente interazioni tra particelle cariche e campo magnetico solare.
L'ultimo strato è l'eliosfera, cioè i gas che avvolgono tutto il sistema solare fino a Plutone e oltre, alla magnetopausa.
Questo è il nostro Sole adesso, ed è il Sole che stiamo studiando e che ci condiziona nell'immediato. Sappiamo ancora molto poco, soprattutto della reale periodicità del suo ciclo di attività e della sua interazione con il sistema Terra, e praticamente nulla del suo comportamento sulla lunga scala temporale. Ma non tutto è oro quello che luccica...
(continua...)
Una volta stabilizzato il Sole è entrato nella fase più lunga e placida della propria esistenza, fornendo energia in modo continuo ai suoi pianeti, e in particolare alla Terra.
Questa ha continuato nel percorso intrapreso alla fine dell'eone Archeano, quando si solidificò la crosta, si condensarono gli oceani e un paio di fulmini generarono delle molecole chiamate "amminoacidi". Il vento solare forniva e fornisce tutt'ora anche un comodissimo scudo contro le radiazioni della galassia, formando nel suo moto attorno al centro della Galassia un'onda di prua come di una nave che attraversa il mare, chiamata eliopausa.
Ciò che c'è prima di essa appartiene al Sole, ciò che c'è dopo è interstellare.
Il miracolo è davvero incredibile, perché la Terra in questo periodo di stabilità prolungata ha lanciato un pezzettino di sé stessa oltre all'eliopausa. Araldo dell'umanità, buon viaggio Voyager 1!!!
Come sta vivendo questa fase la nostra stella?
Le reazioni di fusione di cui abbiamo parlato all'inizio di questo percorso avvengono con ritmo costante nel suo nucleo, che costituisce il 25% del raggio del Sole e più del 30% della sua massa. A una temperatura di 15.000.000 di gradi e una pressione di 340 miliardi di atmosfere quattro atomi di idrogeno vengono convertiti in elio, con un piccolo eccesso di massa che viene convertita in energia dalla famosa equazione di Einstein.
Ogni secondo 620 milioni di tonnellate di idrogeno diventano 614 milioni di tonnellate di elio, mentre la massa mancante diventa energia. Quanta? Molta: 3,8x10^26 watt, altro che lampadine.
Lo strato successivo è la zona RADIATIVA (e non radioattiva, fate attenzione!). Tra il 25% e il 70% del raggio solare l'energia prodotta dal nucleo è trasmessa per irraggiamento, cioè radiazione, attraverso il denso gas, da cui il nome. Quasi tutta la restante massa della stella è concentrata qua.
Sopra la zona radiativa, per il restante 30% di spessore, c'è la zona convettiva, molto più rarefatta. Qui la trasmissione dell'energia appunto cambia modalità, passando alla convezione (come l'acqua bollente in una pentola). La transizione tra le due zone è detta "tachocline". Questo perché fino alla zona radiativa il Sole ruota su sé stesso come un corpo rigido, mentre la zona convettiva ruota in modo differenziale, più velocemente all'equatore rispetto ai poli.
È probabilmente in questa zona che le violente interazioni e frizioni tra i due strati generano la dinamo solare, cioè il potente campo magnetico della stella e il ciclo di attività undecennale.
Sopra alla zona convettiva c'è la fotosfera. Il Sole è un corpo gassoso e quindi non possiede una superficie solida: la fotosfera è il punto sotto al quale il gas diventa opaco alla radiazione. Sopra è trasparente, sotto è opaca, per ragioni di temperatura e densità, per cui si vede una superficie che emette luce, appunto "foto-sfera". È la sede dell'attività superficiale del Sole che questa pagina si prefigge di trattare quasi quotidianamente. Macchie, facole, brillamenti, filamenti, eruzioni, archi di gas eccetera... la sua temperatura è di circa 5.600-5.800 K, e varia dai 4.200 K della penombra delle macchie ai 10.000 K delle facole.
Sopra alla fotosfera inizia la vera e propria "atmosfera solare", divisa in cinque parti. La parte inferiore, o minimo di temperatura, è una zona leggermente più fredda della fotosfera. Poi c'è la cromosfera, in cui la temperatura sale fino a 20.000 K e l'elio si ionizza. Attenzione al concetto di temperatura: i gas dell'atmosfera solare sono molto rarefatti, e questi valori di temperatura indicano semplicemente l'energia cinetica delle particelle, per un umano sarebbe comunque freddo come lo spazio profondo!
Sopra a una zona di transizione, in cui la temperatura cresce ancora più rapidamente, c'è la famosa Corona, quella che si vede durante le eclissi totali. In questo ambiente avvengono le riconnessioni magnetiche e il rilascio delle Eruzioni Coronali di Massa (CME). È estremamente rarefatta e le temperature salgono fino a più di 2.000.000 K, probabilmente per le violente interazioni tra particelle cariche e campo magnetico solare.
L'ultimo strato è l'eliosfera, cioè i gas che avvolgono tutto il sistema solare fino a Plutone e oltre, alla magnetopausa.
Questo è il nostro Sole adesso, ed è il Sole che stiamo studiando e che ci condiziona nell'immediato. Sappiamo ancora molto poco, soprattutto della reale periodicità del suo ciclo di attività e della sua interazione con il sistema Terra, e praticamente nulla del suo comportamento sulla lunga scala temporale. Ma non tutto è oro quello che luccica...
(continua...)
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