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30/01/2004 20.46.35
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Caro Bukowski,
ho terminato la mia Prolusione prima del tempo, come promesso accomi a te, il Sole, analogamente alle altre stelle, ? una sfera gassosa ad altissima temperatura che irraggia nello spazio energia sotto forma di radiazioni elettromagnetiche; la radiazione elettromagnetica emessa dalla nostra stella attraversa tutte le lunghezze d'onda dello spettro, dalle onde radio ai raggi gamma. Il meccanismo attraverso il quale il Sole produce energia ? quello della fusione termonucleare: nel quale due nuclei atomici leggeri: il Deuterio ed il Trizio (isotopi che appartengono all'Idrogeno) si fondono per produrre un nucleo pi? pesante l'Elio con emissione di grandi quantit? di energia, particolarmente di energia cinetica dei prodotti della reazione termonucleare.
La prima prova sperimentale a questa ipotesi la forn? nel 1927 l'astronomo inglese Artur Eddinton: "... Abbiamo finalmente un quadro dell'interno delle stelle: un via vai di atomi, elettroni e onde elettromagnetiche. Atomi spogliati viaggiano a centinaia di chilometri al secondo... qual ? il risultato di questa frenetica attivit??... atomi ed elettroni non hanno meta, si scambiano solamente la posizione. Le onde corrono da una particella all'altra, avanti, indietro, assorbite e riemesse, perdono la loro identit? e rivivono nell'onda successiva. Dopo diecimila, forse dieci milioni di anni, un'onda pu? trovarsi vicino alla superficie [del Sole], allora pian piano si trasforma da raggio X a luce e fiondata improvvisamente nel vuoto viaggia in pace per anni. Forse finir? intrappolata nel telescopio di un astronomo di un mondo lontano, che indaga i segreti del posto dov'era nata..." In un primo momento escluse che il trasporto dell'energia avvenisse per convezione, cio? per risalita di materia. Secondo lui la materia era ferma e le sole onde elettromagnetiche portavano in superficie l'energia prodotta nel nucleo delle stelle. Le stelle di solito sono stabili cio? non s'ingrossano n? si rimpiccioliscono. Le forze in gioco grossomodo sono due: l'attrazione gravitazione che tende a tener unita la sfera gassosa, e la pressione dell'energia radiante che tende a farle espandere.
Adesso confrontiamo il diametro del Sole con altre stelle della nostra Galassia, e troveremo che la nostra stella ? in realt? una piccolissima stella in confronto alle altre stelle della Galassia. Infatti, appartiene alle stelle nane o meglio appartiene alle stelle di media sequenza principale di tipo spettrale G ed ha un diametro di circa 1.390.000 km e la temperatura superficiale o fotosferica si aggira tra 4800? K e 7000? K. Se per esempio, consideriamo le stelle: Antares, (la Alfa della costellazione Scorpione); Capella, (la Alfa della costellazione Auriga) e Vega, (la Alfa della costellazione Lira) scopriremo che: Antares, dista circa 163 anni-luce da noi, ? una supergigante rossa, tipo spettrale M, ed ha un diametro 300 volte superiore a quello del Sole e una luminosit? 10.000 volte superiore - un vero mostro del cielo -; che Capella, ? una gigante, il cui diametro ? circa 16 volte maggiore di quello solare, mentre la temperatura fotosferica ? pressoch? equivalente 5700? K, ed appartiene al tipo spettrale G, e la sua distanza dal Sole ? di 45 anni-luce; ed infine, Vega, che ? una nana che misura 4 milioni di km di diametro, circa 2,5 volte quello solare, Vega, far parte del tipo spettrale A, ed ? la quinta stella pi? luminosa del cielo. Ci? ? dovuto sia al suo splendore intrinseco, 58 volte maggiore di quello del Sole, sia alla sua vicinanza alla Terra, infatti, dista da noi solo 27 anni-luce. Ma la stella pi? vicina a noi ? Proxima Centauri, una componente del sistema triplo di Alfa Centauri, situata a circa 40.000 miliardi di km dalla Terra, cio? a una distanza di 4,29 anni luce.
Oltre al confronto tra diametro del Sole con altre stelle della Galassia, abbiamo messo in luce un'altra caratteristica fisica delle stelle, il loro tipo spettrale, dal quale ? possibile risalire alla temperatura fotosferica o superficiale e tracciare nel contempo la loro evoluzione.
Le stelle, infatti, nel corso della loro vita si evolvono: nascono, vivono e poi muoiono. Le stelle pi? giovani, sono spesso avvolte in gas e polveri interstellari, nelle quali sono nate, e hanno un et? che si aggira attorno a 60 milioni d'anni. Emettono nello spazio luce blu, e la loro temperatura fotosferica ? altissima circa 20000?K, alcuni esempi sono, Rigel e Regolo, che appartengono alla classe spettrale B, quando la temperatura fotosferica si abbassa muta anche loro classe spettrale, che diventa in questo caso di tipo A, le stelle di questa classe irradiano luce bianca, e tra esse si annoverano Sirio e Vega, la loro temperatura fotosferica ? di circa 10000?K. Arriviamo alla classe seguente, la F, caratterizzata dalla temperatura fotosferica di 8000?K, gli astri di questo tipo sono di un colore dorato, alcuni esempi sono, Procione e la stella Polare che ? una stella gigante che diffonde nello spazio una vivida luce verde. Lo stadio ulteriore e la classe G, che emette luce gialla, i prototipi sono il nostro Sole e Capella, temperatura 6000?K, poi, vengono le stelle di colore arancione, classe K, come Arturo e Aldebaran, temperatura 4500?K e da ultimo, la classe M di colore rosso, come Antares e Betelgeuse, temperatura 3000?K, che contraddistinguono le stelle molto vecchie, la cui et? stimata pu? essere dell'ordine dei 10 miliardi d'anni.
Abbiamo visto che le classi stellari (B, A, F, G, K, M) non seguono un ordine alfabetico, legato alla loro temperatura fotosferica e al colore, come mai? La ragione ? che le classi stellari sono state coniate nel XIX secolo, quando le conoscenze sulla natura delle stelle non erano n? particolareggiate n? precise, come lo sono oggi. Ecco perch? l'evoluzione delle classi stellari si esprime con una successione discontinua.
Dall'osservazione sistematica delle macchie solari, si pu? risalire alla rotazione solare. Il Sole, infatti, non ruota sul proprio asse come un corpo rigido, ma presenta una rotazione differenziata con la latitudine: all'equatore, il periodo siderale (cio? rispetto alle stelle) di rotazione del Sole ? di 25,03 giorni, mentre il periodo sinodico (cio? rispetto alla Terra) ? di 26,9 giorni; alla latitudine solare di 16?, il periodo siderale ? di 25,380 giorni e quello sinodico di 27,275 giorni; a 70?, il periodo siderale sale a circa 31 giorni. La velocit? di rotazione equatoriale ? di circa 2 km al secondo.
Del Sole, per?, ? visibile solo la parte pi? esterna, l'atmosfera, composta di tre strati: la fotosfera, la cromosfera e la corona. La fotosfera e la cromosfera sono i due strati visibili direttamente sul disco solare, mentre la corona ? visibile solo durante le eclissi o con particolari strumenti. In ogni modo ? bene ricordare, qualunque sia la tecnica d'osservazione utilizzata non deve mai essere direttamente coinvolto l'occhio: gi? un semplice sguardo ad occhio nudo ? suscettibile di far cadere sulla retina l'energia sufficiente a provocare una bruciatura irreversibile. Equipaggiando un buon binocolo o un piccolo telescopio con un apposito filtro solare, davanti all'obiettivo oppure all'interno del fuoco dell'oculare, sar? possibile osservare con questi strumenti i particolari pi? appariscenti della superficie solare costituita dalle macchie solari, osservate al telescopio per la prima volta da Galileo nel 1610 e contemporaneamente da David Fabricius; quest'ultimo riteneva che si trattasse di corpi oscuri in moto attorno al Sole, mentre Galileo attribu? il fenomeno alla superficie solare. Senza dubbio le idee di Galileo riguardo al Sole, non erano moderne e non potevano esserlo, ma gi? l'aver riconosciuto che il Sole non era perfetto - come voleva la scienza aristotelica - fu un suo grande contributo. Oggi sappiamo, che queste regioni scure, queste macchie, sono regioni pi? "fredde", rispetto alla superficie solare, poco pi? di 5000? K contro i 6000?K, quindi irraggiano di meno, perci? si mostrano pi? scure, e le usiamo come al tempo di Galileo per determinare quanto velocemente il Sole ruota su se stesso.
Le macchie solari appaiono come aree perturbate nella fotosfera solare, distribuite in genere tra 50? e 35? a Nord e a Sud dell'equatore solare, dall'aspetto pi? oscuro delle zone circostanti. Le macchie pi? piccole osservate hanno un diametro di poche migliaia di chilometri, mentre le maggiori macchie mai osservate hanno un diametro dell'ordine di 200.000 km, pari a 15 volte il diametro della Terra; i gruppi di macchie maggiori si sono potute osservare anche ad occhio nudo. Le macchie solari hanno una vita che varia da pochi giorni, per quelle d'area minore, fino ad alcuni mesi, per le maggiori. Nel corso della loro esistenza le macchie subiscono un'evoluzione durante la quale le macchie minori si ampliano, mentre quelle maggiori si frazionano. In genere, le macchie compaiono a gruppi, sotto forma di piccoli pori, che aumentano gradualmente di dimensione, mantenendosi sempre alla stessa latitudine.
Infine, vogliamo ricordare un aspetto dell'irraggiamento solare che influenza notevolmente il sistema nostro sistema planetario. Vale a dire, l'emissione corpuscolare, o meglio il cosiddetto "vento solare", il quale ? una corrente di particelle cariche che, sfuggono di continuo dalla corona del Sole, andando ad alimentare la massa di materia che permea lo spazio interplanetario. Il Sole emette nello spazio un flusso continuo di particelle quali: protoni, elettroni, ioni di ossigeno, ecc... la cui intensit? ? legata ai fenomeni che avvengono sulla superficie solare. Tale vento solare produce notevoli effetti su tutti i corpi del sistema planetario, che vanno dalle asimmetrie dei campi magnetici planetari che sono deformati dalla pressione del vento solare, al riscaldamento della parte pi? alta delle atmosfere planetarie e alla formazione delle caratteristiche code azzurre delle comete, causate dell'azione repulsiva esercitata dal vento solare.
Cordiali saluti :)
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