Galleria di immagini di macchie solari Il sole riscalda il nostro pianeta, ci fornisce luce ed è cruciale per tutta la vita sulla Terra. Guarda altre foto di macchie solari. Foto per gentile concessione della NASA Quand'è stata l'ultima volta che hai guardato in alto e ti sei meravigliato del misterioso, forza vivificante che è il sole?
Se credi che tutta la faccenda del fissare-il-sole-ti-rende-cieca (che in realtà è vera), probabilmente non stai guardando molto il sole. Ma è una vera meraviglia:il sole riscalda il nostro pianeta ogni giorno, fornisce la luce con cui vediamo ed è necessaria per la vita sulla Terra. Può anche causare la morte cellulare e renderci ciechi. Potrebbe contenere 1,3 milioni di Terre all'interno della sua sfera [fonte:SpaceDaily]. Produce tramonti degni di poesia e tanta energia quanto 1 trilione di bombe di megatoni al secondo [fonte:Boston Globe].
Tutto questo, e il nostro sole è solo una semplice vecchia stella media, da standard universali. È davvero solo la vicinanza che lo rende così speciale per la Terra. Non saremmo qui se il sole non fosse così vicino.
Così, quanto è vicino il sole? E quanto spazio ci vuole per contenere 1,3 milioni di Terre? E già che ci siamo:
In questo articolo, esamineremo l'affascinante mondo della nostra stella più vicina. Guarderemo le parti del sole, scopri come fa luce e calore, ed esplora le sue caratteristiche principali.
Il sole ha "bruciato" per oltre 4,5 miliardi di anni. È un'enorme raccolta di gas, principalmente idrogeno ed elio. Perché è così massiccio, ha una gravità immensa, forza gravitazionale sufficiente per tenere insieme tutto l'idrogeno e l'elio (e per contenere tutti i pianeti nelle loro orbite attorno al sole).
Diciamo che il sole brucia, ma non brucia come brucia la legna. Anziché, il sole è un gigantesco reattore nucleare.
Contenuti
Figura 1. Panoramica di base delle parti del sole. il bagliore, le macchie solari e la protuberanza sono tutte ritagliate da immagini SOHO reali. Foto per gentile concessione del consorzio SOHO. Il sole è una stella, proprio come le altre stelle che vediamo di notte. La differenza è la distanza -- le altre stelle che vediamo sono distanti anni luce, mentre il nostro sole è a soli 8 minuti luce di distanza, molte migliaia di volte più vicino.
Ufficialmente, il sole è classificato come una stella di tipo G2, in base alla sua temperatura e alle lunghezze d'onda o spettro di luce che emette. Ci sono molti G2 là fuori, e il sole della Terra è solo uno dei miliardi di stelle che orbitano attorno al centro della nostra galassia, costituito dalla stessa sostanza e componenti.
Il sole è composto di gas. Non ha una superficie solida. Però, ha ancora una struttura definita. Le tre principali aree strutturali del sole sono mostrate nella metà superiore di Figura 1 . Loro includono:
Sopra la superficie del sole c'è la sua atmosfera, che si compone di tre parti, mostrato nella metà inferiore di Figura 1 :
Tutte le principali caratteristiche del sole possono essere spiegate dalle reazioni nucleari che producono la sua energia, dai campi magnetici risultanti dai movimenti del gas e dalla sua immensa gravità.
Comincia dal nucleo.
Un potente brillamento solare è scoppiato da Sunspot 486 il 28 ottobre, 2003. Il bagliore ha inviato i raggi X che viaggiano alla velocità della luce verso la Terra, provocando una tempesta radio nella ionosfera. NASA/WireImage/Getty Images Il nucleo inizia dal centro e si estende verso l'esterno fino a comprendere il 25% del raggio del sole. La sua temperatura è superiore a 15 milioni di gradi Kelvin [fonte:Montana]. Al centro, la gravità attira tutta la massa verso l'interno e crea un'intensa pressione. La pressione è abbastanza alta da costringere gli atomi di idrogeno a unirsi in reazioni di fusione nucleare, qualcosa che cerchiamo di emulare qui sulla Terra. Due atomi di idrogeno vengono combinati per creare elio-4 ed energia in diversi passaggi:
Queste reazioni rappresentano l'85% dell'energia solare. Il restante 15% deriva dalle seguenti reazioni:
Gli atomi di elio-4 sono meno massicci dei due atomi di idrogeno che hanno avviato il processo, quindi la differenza di massa viene convertita in energia come descritto dalla teoria della relatività di Einstein (E=mc²). L'energia viene emessa in varie forme di luce:luce ultravioletta, raggi X, luce visibile, infrarossi, microonde e onde radio.
Il sole emette anche particelle energizzate (neutrini, protoni) che compongono il vento solare . Questa energia colpisce la Terra, dove riscalda il pianeta, guida il nostro clima e fornisce energia per la vita. Non siamo danneggiati dalla maggior parte delle radiazioni o dal vento solare perché l'atmosfera terrestre ci protegge.
Dopo aver coperto il nucleo, è tempo di estendersi verso l'esterno nella struttura del sole. Le prossime sono le zone radiative e convettive.
Il zona radiativa si estende verso l'esterno dal nucleo, che rappresentano il 45 per cento del raggio del sole. In questa zona, l'energia dal nucleo viene trasportata verso l'esterno dai fotoni, o unità luminose. Quando viene prodotto un fotone, percorre circa 1 micron (1 milionesimo di metro) prima di essere assorbito da una molecola di gas. All'assorbimento, la molecola del gas si riscalda e riemette un altro fotone della stessa lunghezza d'onda. Il fotone riemesso percorre un altro micron prima di essere assorbito da un'altra molecola di gas e il ciclo si ripete; ogni interazione tra fotone e molecola di gas richiede tempo. Circa 10 25 gli assorbimenti e le riemissioni avvengono in questa zona prima che un fotone raggiunga la superficie, quindi c'è un significativo ritardo temporale tra un fotone prodotto nel nucleo e uno che raggiunge la superficie.
Il zona convettiva , che è l'ultimo 30 percento del raggio del sole, è dominato da correnti di convezione che portano l'energia verso l'esterno verso la superficie. Queste correnti di convezione sono movimenti ascendenti di gas caldo accanto a movimenti discendenti di gas freddo, e sembra una specie di glitter in una pentola d'acqua bollente. Le correnti di convezione trasportano i fotoni verso la superficie più velocemente del trasferimento radiativo che avviene nel nucleo e nella zona radiativa. Con così tante interazioni che si verificano tra fotoni e molecole di gas nelle zone radiative e convettive, ci vuole un fotone di circa 100, 000 a 200, 000 anni per raggiungere la superficie.
Fatti del sole
Abbiamo finalmente raggiunto la superficie. Tracciamo ora attraverso l'atmosfera. Proprio come la Terra, il sole vanta un'atmosfera. Però, il sole è composto da fotosfera, la cromosfera e il corona .
Il fotosfera è la regione più bassa dell'atmosfera solare ed è la regione che possiamo vedere. "La superficie del sole" si riferisce tipicamente alla fotosfera, almeno in termini laici. È 180-240 miglia (300-400 chilometri di larghezza) e ha una temperatura media di 5, 800 gradi Kelvin. Si presenta granulato o frizzante, proprio come la superficie di una pentola d'acqua bollente. I dossi sono le superfici superiori delle celle della corrente di convezione sottostanti; ogni granulazione può essere di 600 miglia (1, 000 chilometri) di larghezza. Mentre attraversiamo la fotosfera, la temperatura scende e i gas, perché sono più freschi, non emettono tanta energia luminosa. Questo li rende meno opachi all'occhio umano. Perciò, il bordo esterno della fotosfera sembra scuro, un effetto chiamato oscuramento degli arti che rappresenta il bordo netto e nitido della superficie del sole.
Il cromosfera si estende sopra la fotosfera a circa 1, 200 miglia (2, 000 chilometri). La temperatura sale attraverso la cromosfera da 4, 500 gradi Kelvin a circa 10, 000 gradi Kelvin. Si pensa che la cromosfera sia riscaldata per convezione all'interno della fotosfera sottostante. Mentre i gas si agitano nella fotosfera, producono onde d'urto che riscaldano il gas circostante e lo inviano perforando la cromosfera in milioni di minuscoli picchi di gas caldo chiamati spicole . Ogni spicola sale a circa 3, 000 miglia (5, 000 chilometri) sopra la fotosfera e dura solo pochi minuti. Le spicole possono anche seguire le linee del campo magnetico del sole, che sono fatti dai movimenti dei gas all'interno del sole.
Il corona è lo strato finale del sole e si estende per diversi milioni di miglia o chilometri verso l'esterno dalle altre sfere. Può essere visto meglio durante un'eclissi solare e nelle immagini a raggi X del sole. La temperatura della corona è in media di 2 milioni di gradi Kelvin. Anche se nessuno è sicuro del perché la corona sia così calda, si pensa che sia causato dal magnetismo del sole. La corona ha aree luminose (calde) e aree scure chiamate fori coronali . I buchi coronali sono relativamente freddi e si pensa che siano aree in cui le particelle del vento solare sfuggono.
Attraverso le immagini del telescopio possiamo vedere diverse caratteristiche interessanti del sole che possono avere effetti qui sulla Terra. Diamo un'occhiata a tre di loro:macchie solari, protuberanze solari e brillamenti solari.
Dopo molte settimane di un sole vuoto senza macchie solari, una piccola nuova macchia solare è emersa il 23 settembre, 2008, segnando un nuovo ciclo solare. Foto per gentile concessione della NASA Certo, le sfere sono abbellite con caratteristiche e attività interessanti. Li esamineremo qui.
Buio, zone fresche chiamate macchie solari appaiono sulla fotosfera. Le macchie solari appaiono sempre in coppia e sono intensi campi magnetici (circa 5, 000 volte maggiore del campo magnetico terrestre) che sfondano la superficie. Le linee di campo escono da una macchia solare e rientrano dall'altra. Il campo magnetico è causato dai movimenti dei gas all'interno del sole.
L'attività delle macchie solari si verifica come parte di un ciclo di 11 anni chiamato ciclo solare in cui ci sono periodi di attività massima e minima.
Non si sa cosa causi questo ciclo di 11 anni, ma sono state proposte due ipotesi:
Occasionalmente, nuvole di gas dalla cromosfera si alzeranno e si orienteranno lungo le linee magnetiche delle coppie di macchie solari. Questi archi di gas sono chiamati solare prominenze .
Le prominenze possono durare da due a tre mesi e possono estendersi fino a 30, 000 miglia (50, 000 chilometri) o più sopra la superficie del sole. Al raggiungimento di questa altezza, possono eruttare per pochi minuti o ore e inviare grandi quantità di materiale attraverso la corona e verso l'esterno nello spazio a 600 miglia al secondo (1, 000 chilometri al secondo); queste eruzioni sono chiamate espulsioni di massa coronale .
A volte in complessi gruppi di macchie solari, brusco, si verificano violente esplosioni del sole. Questi sono chiamati brillamenti solari .
Si pensa che i brillamenti solari siano causati da improvvisi cambiamenti del campo magnetico nelle aree in cui si concentra il campo magnetico del sole. Sono accompagnati dal rilascio di gas, elettroni, luce visibile, luce ultravioletta e raggi X. Quando questa radiazione e queste particelle raggiungono il campo magnetico terrestre, interagiscono con esso ai poli per produrre il aurore (boreale e australiano). I brillamenti solari possono anche interrompere le comunicazioni, satelliti, sistemi di navigazione e persino reti elettriche. Le radiazioni e le particelle ionizzano l'atmosfera e impediscono il movimento delle onde radio tra i satelliti e il suolo o tra il suolo e il suolo. Le particelle ionizzate nell'atmosfera possono indurre correnti elettriche nelle linee elettriche e causare picchi di corrente. Queste sovratensioni possono sovraccaricare una rete elettrica e causare blackout. Puoi saperne di più sui brillamenti solari leggendo Un brillamento solare estremamente potente potrebbe distruggere tutta l'elettronica sulla Terra?
Tutta questa attività richiede energia, che è in quantità limitata. Infine, il sole finirà il carburante.
Quando il nostro sole diventa una gigante rossa, il suo raggio sarà circa 100 volte quello che è ora. Le nebulose planetarie sono i resti di stelle simili al sole che hanno raggiunto la fine del loro stadio di gigante rossa. Foto per gentile concessione della Giornata Sole-Terra della NASA 2010 Il sole splende da circa 4,5 miliardi di anni [fonte:Berkeley]. La dimensione del sole è un equilibrio tra la pressione verso l'esterno prodotta dal rilascio di energia dalla fusione nucleare e l'attrazione verso l'interno della gravità. Nei suoi 4,5 miliardi di anni di vita, il raggio del sole è diventato di circa il 6% più grande [fonte:Berkeley]. Ha abbastanza idrogeno da "bruciare" per circa 10 miliardi di anni, il che significa che gli rimangono poco più di 5 miliardi di anni, e durante questo periodo continuerà ad espandersi allo stesso ritmo [fonte:Berkeley].
Quando il nucleo esaurisce il combustibile a idrogeno, si contrarrà sotto il peso della gravità; però, negli strati superiori si verificherà una certa fusione di idrogeno. Poiché i contratti principali, si riscalda e questo riscalda gli strati superiori facendoli espandere. Man mano che gli strati esterni si espandono, il raggio del sole aumenterà e diventerà a gigante rosso , una stella anziana.
Il raggio del sole gigante rosso sarà 100 volte quello che è ora, che giace appena oltre l'orbita terrestre, quindi la Terra si tufferà nel nucleo del sole gigante rosso e sarà vaporizzata [fonte:NASA]. Ad un certo punto dopo questo, il nucleo diventerà abbastanza caldo da far fondere l'elio in carbonio.
Quando l'elio si è esaurito, il nucleo si espanderà e si raffredderà. Gli strati superiori si espandono ed espellono il materiale.
Finalmente, il nucleo si raffredderà in a Nana bianca.
Infine, si raffredderà ulteriormente in un quasi invisibile nano nero . L'intero processo richiederà alcuni miliardi di anni.
Quindi per i prossimi miliardi di anni, l'umanità è al sicuro - in termini di esistenza del sole, almeno. Altre disavventure sono da indovinare.
Per ulteriori informazioni sul sole e argomenti correlati, dai un'occhiata ai link nella pagina successiva.
