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leptone.
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Dati fisici:
Distanza Terra/Sole: da 147.1 x10^6 a 152.1 x10^6 km
Diametro: 1.4 x 10^6 km
Volume: 1.4 x 10^18 km^3
Massa: 1.98 x 10^33 g
Densità media: 1.41 g/cm^3
Densità del nucleo: 134 g/cm^3
Composizione: 75% H + 23% He + 2% altri (O, C, N)
Movimenti del Sole:
Possiede un moto di rotazione in senso antiorario attorno al proprio asse che è inclinato sull’eclittica di 7° 15’. La velocità di rotazione angolare è variabile sulla superficie tra equatore e i poli.
Possiede un moto di rivoluzione attorno al centro della galassia con un orbita di raggio 30000 anni luce ed un periodo di 237000 anni.
l Sole, la stella da cui riceviamo costantemente luce e calore, è una potentissima fonte di energia, che viene irradiata senza posa in ogni direzione dello spazio.
In questi ultimi decenni i dati raccolti da numerosi osservatori, che in varie parti del mondo tengono costantemente sotto controllo il Sole, e le informazioni ottenute attraverso strumenti ad alta sensibilità messi in orbita al di sopra dello schermo opaco dell'atmosfera terrestre, hanno permesso di individuare la struttura esterna del Sole, quella visibile; le leggi della Fisica, applicate ai dati conosciuti (dimensioni, massa, densità media, flusso di energia etc.), hanno invece consentito di ricostruirne la struttura interna. Per comodità di esposizione possiamo suddividere la struttura del Sole in una serie di involucri concentrici, pur tenendo presente che, essendo tutti gassosi, non esistono tra di essi limiti precisi. Distinguiamo, in tal modo, l'interno del Sole (formato a sua volta da un nucleo avvolto da una zona radioattiva), che racchiude quasi tutta la massa solare e che non è accessibile, come già ricordato, all'osservazione diretta; la superficie visibile (fotosfera), e la sua atmosfera (distinta in due strati: cromosfera e corona).
Il nucleo
Strato di irraggiamento:
Nel cuore del Sole si è individuato un nucleo che è la zona di vera produzione di energia. Tale nucleo ha attualmente un raggio di circa 150.000 km e una temperatura di 15.000.000 K: l'energia in esso prodotta si trasmette verso l'esterno con un processo di radiazione che interessa l'involucro gassoso circostante per uno spessore di circa 500.000 km, chiamato zona radioattiva, in cui gli atomi dei gas assorbono ed emettono energia, ma, per la minor temperatura, non danno luogo a reazioni nucleari.
Strato di convezione:
Alla profondità, rispetto alla superficie del Sole, di circa 130.000 km i gas, per la minore pressione, diventano meno stabili e si innescano giganteschi movimenti convettivi (ricordiamo che si chiamano così tutti i movimenti di materia che sale e scende secondo tragitti ciclici attivati da differenze di temperatura). Il trasporto di energia avviene quindi per convezione e questo involucro di gas più esterno (con pressioni e temperature minori) viene chiamato zona convettiva: la parte sommitale delle grandi celle convettive è direttamente osservabile e forma la superficie luminosa del Sole. La trasformazione di idrogeno in elio è in atto nel Sole da almeno 5 miliardi di anni, ma la quantità di idrogeno del nucleo è tale che occorreranno altri 5 miliardi di anni perché il nucleo diventi tutto di elio e la combustione nucleare si arresti. Interverranno allora altre trasformazioni, che segneranno l'inizio della fine della nostra stella, destinata a divenire una gigante rossa.
La fotosfera
La fotosfera è l'involucro che irradia quasi tutta la luce solare e corrisponde, quindi, al disco luminoso del Sole. Quella che vediamo, in realtà, è solo la parte sommitale dell'involucro di gas incandescente che costituisce l'intera zona convettiva, il cui spessore è di circa 130 000 km: la trasparenza di tali gas, infatti, non è totale e l'osservazione con i normali telescopi non può penetrare per più di 300-400 km, per cui quest'ultimo è anche lo spessore dell'involucro luminoso. La superficie della fotosfera non è liscia ma presenta, su un fondo meno chiaro, una struttura a granuli brillanti (granulazione). Ogni granulo dura solo pochi minuti, ma il movimento di tutti i granuli fa sembrare la superficie della fotosfera in continua ebollizione. La superficie brillante della fotosfera non è omogenea, ma appare costellata, con una certa periodicità, da macchie solari, continuamente variabili per dimensioni, per forma e, soprattutto, per numero. Sono piccole aree scure, depresse rispetto alla superficie circostante, nelle quali si distingue una zona centrale più scura (ombra) circondata da una fascia più chiara (penombra). In realtà tali strutture appaiono scure solo per contrasto con la fotosfera, rispetto alla quale la loro luminosità è ridotta a 1/3. Sono punti "freddi" della foto-sfera: la loro temperatura è infatti di quasi 4 300 K, quindi circa 1 500 K inferiore a quella della superficie solare. Le macchie appaiono in genere a gruppi, raramente sono isolate, e hanno all'inizio un diametro di circa 1 600 km. In ognuno di tali gruppi si osserva una regolare evoluzione: per un certo tempo dopo la loro comparsa, le macchie aumentano di dimensioni e di numero, poi cominciano a ridursi fino ad estinguersi, mentre nascono e si sviluppano altri gruppi di macchie. In media i singoli gruppi di macchie hanno una vita di una settimana, ma una piccola percentuale di essi (circa il 2%) può continuare a svilupparsi fino a raggiungere, nell'arco di parecchi mesi, diametri di 100.000 km (quasi 10 volte quello della Terra): sono queste le macchie visibili ad occhio nudo, già osservate prima di GALILEO. L'osservazione sistematica della superficie solare ha messo in evidenza altre due caratteristiche molto interessanti delle macchie. La prima è che il loro numero non è costante, ma passa da valori minimi (che arrivano fino all'assenza di macchie) a valori massimi, con una periodicità che ha permesso di individuare un ciclo di 11 anni. La regolarità dei cicli delle macchie solari a volte si interrompe: tra il XVII e il XVIII secolo vi furono 34 anni con macchie e 70 senza: durante questa inattività scomparvero anche altri fenomeni che interessano la Terra, come le aurore boreali, la cui origine è in qualche modo legata alle macchie solari. L'altra caratteristica interessante delle macchie solari, nella quale probabilmente è la chiave per interpretare la natura e l'origine ditale complessa attività, è che alle grandi macchie è associato un forte campo magnetico (fino a 10.000 volte più intenso di quello terrestre). Il campo magnetico globale del Sole è molto debole e variabile: la sua forma (definita dall'andamento delle linee di forza) è, però, molto complessa a causa della rotazione differenziale della materia gassosa.
Cromosfera e corona
La cromosfera è un involucro trasparente di gas incandescente che avvolge la fotosfera, con uno spessore di circa 10.000 km. E' visibile per un breve tempo durante un'eclissi totale di Sole, quando la Luna nasconde completamente il disco della fotosfera: la cromosfera appare allora come un sottile alone roseo, il cui bordo esterno è sfrangiato in numerose punte luminose (spicole). Le spicole hanno un diametro di 1.000 km e si innalzano, con una velocità tra 20 e 50 km/s, fino a 10.000 km di altezza: esse appaiono come un prolungamento verso l'alto dei moti turbolenti dei granuli della fotosfera. La cromosfera è, in pratica, uno strato di transizione a bassa temperatura tra la fotosfera e la corona. La corona è la parte più esterna dell'atmosfera solare ed è formata da un involucro di gas ionizzati (i cui atomi, cioè, sono elettricamente carichi) sempre più rarefatti man mano che ci si allontana dalla sottostante cromosfera. La sua luminosità è così bassa che la corona si può osservare direttamente solo durante un'eclissi totale, quando assume l'aspetto di un tenue alone con una luminosità pari a metà di quella della Luna piena: tale luminosità decresce regolarmente fino a circa 17 milioni di kilometri dal Sole. Nella parte più estrema della corona le particelle ionizzate hanno velocità sufficienti per sfuggire all'attrazione gravitazionale del Sole e si disperdono perciò nello spazio come vento solare. Questo continuo flusso di particelle, che in certi momenti viene notevolmente rafforzato da particolari aspetti dell'attività solare, interagisce in modo anche vistoso con i corpi celesti che incontra nella sua propagazione.
Protuberanze e brillamenti
Esistono numerosi aspetti molto vistosi dell'attività della parte più esterna del Sole, che ne possono modificare sensibilmente lo stato "normale": uno è rappresentato dal periodico formarsi e scomparire delle macchie, gli altri sono le protuberanze e, soprattutto, i brillamenti (o flares). Le protuberanze sono grandi nubi filamentose di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano ampiamente nella corona, in genere fino a quote di 20-40.000 km. Hanno forma di immense fiammate, di vortici, di archi giganteschi lunghi anche 100-200.000 km. La temperatura della materia gassosa delle protuberanze è compresa tra 15.000 e 25.000 K: sono molto più calde, perciò, della cromosfera, ma decisamente "fredde" rispetto alla corona solare entro cui si spingono. Le protuberanze si osservano durante un'eclissi totale (a volte anche a occhio nudo) come lingue luminose che sporgono dalla cromosfera; se si osservano, invece, contro il disco del Sole (usando uno spettroeliografo) appaiono come strutture lunghe e oscure, chiamate filamenti I brillamenti (o flares, come vengono più spesso chiamati con termine inglese) sono violentissime esplosioni di energia, veri e propri lampi di luce intensissimi associati a potenti scariche elettriche: compaiono di tanto in tanto in prossimità di grandi gruppi di macchie e nel giro di pochi minuti (raramente di qualche ora) si propagano su un'area di milioni di km2, per poi estinguersi completamente. Nel corso di tali esplosioni vengono liberate enormi quantità di energia, con un'ampia gamma di radiazioni, dai raggi X alle onde radio, che rinforzano notevolmente la radiazione stazionaria del Sole. Oltre a radiazioni di carattere ondulatorio, i brillamenti possono lanciare getti di materia gassosa incandescente fino a 10-20.000 km di altezza. Nel caso dei flares più intensi, si osserva anche l'emissione di un'ultraradiazione (o radiazione cosmica), formata da particelle ad altissima energia che si propagano a velocità prossima a quella della luce.
La fonte di energia del sole
Tutto ha inizio quando due protoni (atomi di idrogeno) si avvicinano al punto da fondere. Nel corso di questo processo un protone espelle un neutrino ed un positrone, diventando un neutrone. Un altro protone allora può entrare nel deutone (deuterio), formando un nucleo di elio-3 contenente 2 protoni e un neutrone. Infine quando 2 nuclei di elio-3 entrano in contatto formano un nucleo di elio-4 espellendo 2 protoni.
Esaurito tutto l’idrogeno è possibile iniziare a fondere anche l’elio ma con temperatura molto maggiori.
I processi di emissione di energia solare
Il sole emette energia per radiazione o irraggiamento sotto forma di onde o radiazioni elettromagnetiche che viaggiano alla velocità della luce (circa 300000 km/s). Raggiungono la Terra in 8 min e 20 s.
La luce che vediamo non e' altro che radiazione elettromagnetica: essa e' un "mezzo di trasporto" dell'energia da un punto all'altro dello spazio. La radiazione e' costituita da un'onda elettromagnetica, cioè da un campo elettromagnetico oscillante, che si muove in linea retta trasportando energia. La radiazione si muove nel vuoto con una velocità altissima, ma finita, pari a 299.792 Km/s, valore che viene indicato con c; quando si propaga in un mezzo materiale come un gas, la sua velocità e' leggermente minore.
Un'onda elettromagnetica è caratterizzata, oltre che dalla sua velocità, dalla sua frequenza (f) e dalla sua lunghezza d'onda (L). La lunghezza d'onda e' la distanza tra due massimi successivi di intensità del campo ad un determinato istante (distanza che separa due successive creste d’onda). La frequenza e' il numero di lunghezze d'onda che passano in un secondo per un determinato punto dello spazio.
Tra queste tre quantità intercorre la relazione: f L = c cioè il prodotto della lunghezza d'onda per la frequenza è una costante, pari alla velocità della luce: tanto maggiore è la frequenza di un'onda, tanto minore è la sua lunghezza d'onda e viceversa.
L'energia che un'onda elettromagnetica trasporta è proporzionale alla sua frequenza. La radiazione presente nel cosmo ha lunghezze d'onda molto diverse. Quella che noi vediamo coi nostri occhi non e' altro che una piccolissima parte dello spettro della radiazione, cioè dell'intervallo di lunghezze d'onda esistenti.
Esso si divide in varie regioni;
onde radio
microonde
raggi infrarossi
luce visibile
raggi ultravioletti
raggi X
raggi gamma
La parte di luce visibile dello spettro elettromagnetico del Sole non è continua, ma mostra dei piccoli spazi vuoti detti righe di Fraunhofer, determinati dall’assorbimento di alcune lunghezze d’onda da parte di atomi più freddi presenti nell’atmosfera esterna del Sole.
(Copiato dai miei appunti dell'università
)
Ely
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Ciao! Ottimi appunti, grazie 
se vi può interessare, vi segnalo questo link dove sulla sinistra sono presenti le condizioni del sole: http://www.spaceweather.com/
Se era già presente questo link chiedo scusa.. -
leptone.
User deleted
Grazie a te.
Il link non era presente.
Ely.
