Sole: cosa e come si vede.

SOLE

Si trova nella parte centrale della sequenza principale del diagramma H-R, quindi è a metà della sua vita e diventerà prima una gigante rossa poi una nana bianca. E’ di colore giallo arancio ed è di classe G2. il suo diametro è circa 100 volte quello della terra e la sua massa è 330.000 volte. La parte più interna del Sole è chiamata nucleo, in esso è concentrata la metà della massa del Sole e vi è una temperatura di 15 milioni di gradi Kelvin. E’ in questa zona che il Sole produce la sua energia che per giungere alla superficie attraversa la “zona radiativa”, chiamata così perché l’energia l’attraversa sottoforma di radiazione elettromagnetica, superata tale zona troviamo la “zona convettiva” dove l’energia si trasmette con moti convettivi. Enormi colonne di gas salgono verso la superficie raffreddandosi fino a 6.000 K per poi ricadere  .                                                      

La superficie solare, chiamata fotosfera, è a temperatura di 6.000 K e su di essa si possono osservare:

1. vGranulazioni: la superficie solare appare formata da grani di diametro di un migliaio di km con bordi scuri e centro brillante, che sono la cima delle celle convettive.
2. vMacchie solari: zone a temperature più fredde, associate a forti campi magnetici, si presentano scure nella parte centrale. esse si formano alle latitudini 40°N e 40°S e si dirigono verso l’equatore ove scompaiono. Osservabili con telescopi filtrati a diversi ingrandimenti.        
3. vProtuberanze: aree con attività più intensa quindi a temperatura più alta, sono costituiti da enormi getti di materiale. Osservabili con l’utilizzo di coronografi       
4. vBrillamenti: improvvise vampate di luce che scagliano nello spazio particelle e radiazioni.

L’atmosfera solare è divisa in due zone: la cromosfera (sfera colorata), zona spessa 2500 km formata da gas in continuo movimento con la parte bassa a temperatura di 4500°K; la corona solare che si estende fino  8 milioni di km dalla fotosfera ed è formata da una miscela rarefatta di gas ionizzati e di elettroni. Fenomeni che la caratterizzano sono:

1. vBuchi coronali: zone a densità e temperatura maggiore.
2. vPennacchi coronali: frange di brillamenti che danno spesso origine a strutture ad anello.

Il Sole in un secondo emette più energia di quella che l’intera umanità abbia già consumato, essa deriva dalla fusione dell’idrogeno:

       _{1                                   4}

 4   ₁H                   ₂He     +  2β⁺

per il principio di conservazione della massa si nota che c’è una disuguaglianza tra i due membri;  infatti 4 moli di H hanno massa 4.03188g mentre He pesa 4.0026g ; i 0.02928g di differenza per l’equazione di Einstein si trasformano in energia:

E = m c²

Sole osservato al PST-Coronado