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La stella sole

Struttura, attività, posizione nel diagramma H-R
by

Elena Tartari

on 14 November 2013

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Transcript of La stella sole

Secondo la visione animistica del mondo antico il Sole era una vera e propria divinità. Nel corso della storia gli sono stati assegnati i nomi più disparati.: RA per gli egizi, HELIOS nell’antica Grecia, TONATIUH per gli Atzechi, INTI per gli Inca, MITRA per gli antichi Persiani.
Cos'era per gli antichi il sole?
Sistema eliocentrico
Sistema geocentico
Il sistema geocentrico (detto anche aristotelico-tolemaico) è un modello astronomico che pone la Terra al centro dell'Universo, mentre tutti gli altri corpi celesti ruoterebbero attorno ad essa.
Nell'antica Grecia esso si fuse con le concezioni filosofiche di chi (ad esempio Platone ed Aristotele) basava il proprio sistema su armonie matematiche e geometriche.
Nel 1543 l'astronomo Niccolò Copernico (1473-1543), propone la corretta visione del sistema solare
L'eliocentrismo (dal greco Helios, sole, e kentron, centro) è una teoria astronomica che postula che il Sole sia fisso al centro dell'Universo e/o del Sistema Solare, e che i pianeti vi girino intorno.
Nella prima metà del III secolo a.C. Aristarco da Samo teorizzò esplicitamente l'eliocentrismo nella sua forma attuale.
Il sole è una potentissima fonte di energia. La sua potenza di irraggiamento è detta
costante solare
ed è pari a 380 000 miliardi di kilowatt.

L'energia irradiata dalla superficie legata solo alla temperatura del Sole è detta
radiazione stazionaria
e, insieme al vento solare rappresenta la normale attività solare.
Diagramma H-R
Chiamato così dal nome dei due astronomi Hertzsprung e Russell che verso il 1910 lo idearono indipendentemente. Esso è uno "strumento" teorico che mette in relazione la temperatura effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle. La temperatura effettiva e la luminosità sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella (massa,età e composizione chimica), non sono misurabili direttamente dall'osservatore ma possono essere derivate attraverso modelli fisici.
Tuttavia il sole presenta periodi di maggiore attività in cui possiamo notare diversi fenomeni:
-
macchie solari
-
protuberanze
-
brillamenti
-
radiazioni ondulatorie
-
flussi di particelle atomiche
Le
macchie solari
sono delle piccole aree scure, depresse rispetto alla superficie della fotosfera.
Sono formate da una zona centrale, più scura circondata da una fascia più chiara.
Hanno un diametro di circa 1600 km e una temperatura di 4300 Kelvin. (sono quindi delle zone "fredde" del Sole)

La temperatura più bassa nelle macchie è legata alla presenza del forte
campo magnetico
ad esse associato, il quale frena le correnti convettive che altrove consentono un continuo rimescolamento del materiale alla superficie della fotosfera: l’assenza di correnti all’interno delle macchie produce un abbassamento della temperatura locale che si traduce nell’aspetto scuro della macchia stessa.

Esse non appaiono quasi mai isolate, ma a gruppi.Ognuno di questi gruppi subisce una regolare evoluzione:-dopo la comparsa le macchie aumentano di -dimensioni e di numero-poi, iniziano a ridursi fino ad estinguersi-contemporaneamente si sviluppano altri gruppi di macchie.
"Anche il Sole ha
le sue macchie"
(N. Bonaparte)
A cosa serve...
Il numero di macchie non è costante, ma passa da valori massimi a valori minimi in modo
ciclico
, ogni
11 anni.
L'attività solare non viene misurata in base alla quantità di energia irradiata nello spazio dalla nostra stella ma dal numero di macchie solari che compaiono sulla sua superficie.
Si assume come epoca di inizio di un ciclo la fase corrispondente al minimo di attività solare, quando cioè il numero di macchie è quasi nullo.
sonda SOHO, NASA
viene utilizzato per comprendere l'evoluzione e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari. Inoltre è possibile determinare l'età, la composizione chimica e la distanza di una popolazione stellare o riuscire a ricostruire la storia della formazione stellare di un agglomerato di stelle. Nel diagramma si osserva immediatamente come le stelle tendano a posizionarsi in regioni ben distinte.
Una
protuberanza solare
è un enorme e luminoso getto di plasma solare che, partendo dalla cromosfera, si estende nella zona della corona solare allontanandosi per migliaia di chilometri, spinto dalle forze del campo magnetico del Sole. La composizione dei gas in esso contenuti è simile a quella della cromosfera.
Essa si può formare in circa una giornata, e può persistere per diverse settimane. Alcune protuberanze possono frammentarsi e dare origine a giganteschi
brillamenti
. La protuberanza osservata nel 1997 dalla sonda solare SOHO raggiunse una distanza di 350.000 chilometri dalla superficie del Sole.
sull’asse y viene riportata la luminosità delle stelle in ordine crescente. Tale luminosità è misurata in unità solari: 1 unità = luminosità del Sole.
Nell’asse asse x è riportata, in ordine decrescente, la temperatura delle stelle.
Si nota subito che esse non si distribuiscono in modo uniforme su tutto il diagramma, ma bensì si raggruppano in una zona diagonale che va dall’angolo alto a sinistra(dove si trovano le stelle più massicce, calde e luminose) a quello in basso a destra(stelle meno massicce, più fredde e meno luminose).

Questa zona di maggior raggruppamento viene detta sequenza principale ed in essa sono presenti circa il 90% delle stelle conosciute. Il rimanente 10% è composto da nane bianche (9%) e stelle giganti rosse (1%).
satellinte TRACE
I
brillamenti
(o
flares
)
sono delle violentissime esplosioni di energia, dei veri e propri lampi di luce associati a scariche elettriche.
Compaiono vicino a grandi gruppi di macchie e in pochissimi minuti si propagano per milioni di km².
Durante le esplosioni la loro temperatura può raggiungere milioni di gradi e vengono liberate enormi quantità di materia, radiazioni e flussi di particelle atomiche.
Nucleo
Raggio: 150 000 km
Temperatura: 15 milioni °K
Densità: 150 g/cm³
Una radiazione consiste nell'e
missione e propagazione di energia sotto forma di onde o di particelle elementari.
Le
radiazioni ondulatorie
possono essere costituite da onde elastiche (radiazioni acustiche), onde gravitazionali (radiazioni gravitazionali) e onde elettromagnetiche (radiazioni elettromagnetiche), classificate, in base alla loro lunghezza, in raggi gamma, raggi X, raggi ultravioletti, raggi luminosi (luce), raggi infrarossi (o radiazione termica), radioonde.
Pressione: 150 md atm
Eliosismologia
Analisi
Neutrini
L'eliosismologia è lo studio di come le onde di pressione si propagano sul Sole. Queste onde vengono misurate tramite lo spostamento Doppler del materiale solare visibile.
I neutrini, altro sottoprodotto delle reazioni di fusione nucleare, passano invece quasi indisturbati attraverso la materia, ed escono dal Sole in linea retta. Una piccolissima parte è intercettata dai pochi rivelatori di neutrini in attività sul pianeta.
I
flussi di particelle atomiche
(elettroni e protoni) emessi dai brillamenti lasciano il Sole verso lo spazio viaggiando ad alta velocità (1500 km/s)

Nel caso di flares pià intensi viene emessa una
ultra-radiazione
(o radiazione cosmica), formata da particelle che si propagano ad una velocità vicina a quella della luce.
sonda SOHO, NASA
Zona radiativa
T: 6.5 milioni K
Nel momento in cui un flare esplode, nel giro di 26 ore il flusso di particelle raggiunge la Terra e colpisce le particelle ionizzate dell'alta atmosfera terrestre spingendole verso la bassa atmosfera. Si creano così dei fenomeni visibili sulla terra.
Assorbimento e trasmissione di energia, trasportata per irraggiamento.
Si estende dal 30% al 70 % del raggio solare
L'aurora polare, un fenomeno luminoso che si manifesta ad alta quota, solitamente al di sopra dei 60° di latitudine nord o sud. Si distingue in aurora
boreale
o aurora
australe
a seconda che si verifichi nell'emisfero settentrionale o in quello meridionale. L'aurora polare consiste di macchie luminose in rapida evoluzione o di colonne di luce danzanti, di varie tonalità. Quando si manifesta in forma intensa, questo fenomeno è accompagnato da attività di natura magnetica e può provocare interferenza con le trasmissioni radio e con le reti telefoniche e telegrafiche. I periodi di massima e minima intensità di un'aurora coincidono quasi esattamente con quelli del ciclo delle macchie solari, cioè con il ciclo dell'attività magnetica del Sole, che ha periodicità di 11 anni.
Zona convettiva
Tachocline
Occupa il 30 % del raggio solare
100 000 km
cos'è la sequenza principale...
Trasporto di energia per convezione
zona dove le stelle, definite "adulte", si dispongono in una sorta di diagonale. Le stelle di sequenza principale convertono nel nucleo l'idrogeno in elio con reazioni nucleari. Le stelle passano gran parte del loro ciclo in sequenza principale, periodo in cui sono molto stabili. Ma più elevata è la massa di una stella, minore è il tempo trascorso in sequenza principale; le stelle massicce, infatti, "bruciano" più in fretta.
Le
tempeste magnetiche
sono delle forti perturbazioni del campo magnetico terrestre, dovute alle perturbazioni nella ionosfera e provocate dall'impatto delle particelle del vento solare sulla magnetosfera terrestre. Il vento solare rilascia intense particelle ad alta energia che possono generare delle radiazioni dannose per gli esseri umani, allo stesso modo delle radiazioni nucleari a bassa energia. L'atmosfera e la magnetosfera terrestri agiscono fornendo una adeguata protezione a livello del suolo, ma gli astronauti nello spazio sono soggetti a dosi potenzialmente letali di radiazioni ionizzanti.
La nostra stella
La Fine del Sole
Attualmente il Sole si trova a metà della sequenza principale e ci resterà per altri 5 miliardi di anni. All’esaurirsi dell’idrogeno la gravità, non più bilanciata dalle reazioni nucleari, prenderà il sopravvento e il nucleo subirà una prima contrazione. Come ogni gas che si rispetti, la contrazione ne provocherà un riscaldamento e il calore sviluppato porterà ad una espansione degli strati di idrogeno sovrastanti. Il Sole tenderà ad aumentare il suo raggio fino ad inghiottire anche la Terra.
Nel nucleo collassato, grazie all’innalzamento improvviso di temperatura, si riaccenderà, ma solo come un ultimo grido, la fornace nucleare dando inizio alla fase chiamata “helium flash” ovvero la fusione dell’elio in carbonio che coinvolge solo la parte più interna del nucleo. Dopo quest’ultima fiammata il Sole subirà un’ulteriore contrazione che darà come risultato finale la formazione di una nana bianca.
Fotosfera
Una nana bianca è un oggetto molto denso che brilla in cielo grazie al calore emanato dalla sua caldissima superficie , al suo interno non vi è una produzione dell’energia. Secondo le più fondate previsioni, la nana bianca che nascerà dal Sole avrà un diametro di circa 15000 Km e sarà così circa 100 volte più piccolo delle dimensioni attuali ma con una temperatura superficiale 10 volte maggiore. Infine essa è inevitabilmente destinata a spegnersi, vagare nello spazio in modo invisibile disperdendo giorno dopo giorno l’aureola di gas che ne formavano, in primis gli strati più esterni e successivamente la nebulosa planetaria.
dal greco phós, phótos, "luce", e spháira,
"globo", "palla"
400-500 km
Temp. media 5800 °K
I
buchi coronali
sono aree dove la corona del Sole è più scura, più fredda delle aree circostanti; anche il plasma possiede qui una densità inferiore. I buchi coronali sono stati scoperti quando i telescopi a raggi X della missione Skylab furono lanciati oltre l'atmosfera terrestre per rilevare la struttura della corona.
Durante il minimo solare, i buchi coronali si trovano principalmente nelle regioni polari del Sole, mentre durante il massimo solare sono dislocate in tutta la superficie solare. I componenti ad alta velocità del vento solare transitano lungo le linee magnetiche che passano attraverso i buchi coronali.
E' il primo strato visibile, dal quale l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio
Poiché gli strati più alti della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa al centro, e si fa via via più tenue man mano che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno è causato da un fenomeno di prospettiva
Un buco coronale ripreso dalla sonda STEREO.
Oscuramento
al bordo
Un'onda di Moreton è il segno cromosferico lasciato da un'onda d'urto coronale di grandi dimensioni; è generata da un flare sulla superficie solare e viene talvolta descritta come uno "tsunami" solare. Il nome deriva da quello dell'astronomo americano Gail Moreton, che la decrisse per primo.
Le onde di Moreton si propagano alla velocità di 500-1500 km/s e si verificano dove un'onda d'urto debole interseca la cromosfera
Onda di Moreton, associata ad un'espulsione di massa coronale, ripresa dalla sonda SOHO.
Granulazione
Il diametro tipico di un granulo è nell'ordine dei 1000 km e la durata della sua attività prima di dissiparsi varia dagli 8 ai 20 minuti. In media la superficie solare è coperta da circa quattro milioni di singoli granuli.
Bolle di gas che corrispondono alla
parte sommitale dei movimenti in
atto nella sottostante zona
convettiva.
Atmosfera
Cromosfera
Corona
sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dal greco , - chroma, chromatos -, che significa colore) a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le
eclissi totali di Sole
.
Spicole
Prolungamenti verso l'alto
che si innalzano fino a 15000 km d'altezza, con una velocità fra 20 e 50 km/s
E' uno strato di transizione a
bassatemperatura (10000 °K)
tra la fotosfera e la corona
Si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da plasma a elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin)
La stella sole
Rotazione
Essendo il Sole composto solamente da gas esso non presenta le caratteristiche di un corpo rigido, quindi compie una rotazione differenziale
All'equatore la velocità risulta di 2 km/s, corrispondenti ad un periodo di 25 giorni. Ai poli invece il periodo è di 34 giorni.
- www.wikipedia.org
- www.astrocultura.org
-www.astrogeo.va.it
- E. Palmieri, M. Parrotto - Il Globo terrestre e la sua evoluzione
- sohowww.nascom.nasa.gov/
Il Sole (dal latino Sol) è la stella madre del sistema solare. La massa del Sole, che ammonta a circa 2 · 1030 kg, rappresenta da sola il 99,9% della massa complessiva del sistema solare.
Collocato all'interno del Braccio di Orione, un braccio secondario della spirale galattica, il Sole orbita attorno al centro della Via Lattea ad una distanza media di circa 26 000 anni luce e completa la propria rivoluzione in 225-250 milioni di anni
Magnitudine
Apparente
m: -26,8
Assoluta
M: 4,83
Il nucleo è l'unica regione della nostra stella in cui, attualmente, avvenga la fusione nucleare
Raggi gamma
Raggi x
Raggi ultravioletti
Luce visibile
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