Struttura del Sole

Il Sole è una sfera di plasma quasi perfetta, le cui dimensioni sono un po’ più grandi di quelle di una stella di media grandezza, ma decisamente più piccole di quelle di una ben più imponente gigante blu o gigante rossa. Possiede un’ellitticità stimata in circa 9 milionesimi: infatti, il suo diametro polare differisce da quello equatoriale di appena 10 km. Tale differenza sussiste perché la rotazione del corpo sul proprio asse origina all’equatore una forza che tenderebbe a fargli assumere una forma ellissoidale: la forza centrifuga.

Tuttavia, poiché la rotazione della stella è molto lenta, la forza centrifuga è 18 milioni di volte più debole della gravità superficiale; da ciò ne consegue che la stella non possieda un rigonfiamento equatoriale molto pronunciato, caratteristica propria invece di alcune stelle, come Achernar, le quali possiedono elevate velocità di rotazione. Inoltre, gli effetti mareali esercitati dai pianeti sulla stella non ne influenzano significativamente la forma.

Poiché si trova allo stato di plasma e non possiede, al contrario di un pianeta roccioso, una superficie solida, la stella è soggetta ad una rotazione differenziale, ovvero ruota in maniera diversa a seconda della latitudine: infatti la stella ruota più velocemente all’equatore che non ai poli ed il periodo di rotazione varia tra i 25 giorni dell’equatore e i 35 dei poli. Tuttavia, poiché il punto di vista osservativo dalla Terra cambia man mano che il nostro pianeta compie il proprio moto di rivoluzione, il periodo di rotazione apparente all’equatore è di 28 giorni. Inoltre, la densità dei gas che costituiscono la stella diminuisce esponenzialmente all’aumentare della distanza dal centro.

Struttura del Sole

Il Sole possiede una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell’opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati interni della stella. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall’eliosismologia, una disciplina che, esattamente come la sismologia, studia la diversa propagazione delle onde sismiche per rivelare l’interno della Terra, analizza la differente propagazione delle onde di pressione (infrasuoni) che attraversano l’interno del Sole. L’analisi eliosismologica è spesso associata a simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella.

Il raggio del Sole è la distanza tra il suo centro e il limite della fotosfera, strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l’irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo.

La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare costituita di involucri concentrici; ogni strato possiede caratteristiche e condizioni fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo.

Gli strati sono, dal centro verso l’esterno:

• Il nucleo;
• La zona radiativa;
• La tachocline;
• La zona convettiva;
• La fotosfera, la superficie del Sole;
• L’atmosfera, suddivisa in:
  • Cromosfera;
  • Zona di transizione;
  • Corona.

Fotosfera

La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, al di sotto del quale la stella diviene opaca alla luce visibile; si tratta dunque del primo strato visibile, dal quale l’energia proveniente dall’interno è libera di propagarsi nello spazio. È sede di fenomeni come le macchie solari e i brillamenti.
È caratterizzata da una densità di 10²³ particelle al metro cubo (equivalente all’1% della densità dell’atmosfera terrestre al livello del mare), mentre il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di chilometri.

Il cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori (la sua opacità è infatti lievemente inferiore a quella dell’atmosfera terrestre) è dovuto alla diminuzione del numero di ioni idruro (H⁻), che assorbono con facilità la luce visibile; la luce da noi percepita è invece prodotta dalla ricombinazione tra gli elettroni liberi e gli atomi di idrogeno per generare ioni H⁻.

Spettro fotosferico

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 chiamato oscuramento al bordo, ed è causato da un fenomeno di prospettiva.

Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche relativamente simili a quelle dello spettro continuo di un corpo nero riscaldato alla temperatura di 5777 K, e appare intervallato dalle linee di assorbimento della tenue atmosfera stellare. All’osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della supergranulazione.
Durante i primi studi dello spettro ottico della fotosfera, furono trovate alcune linee di assorbimento che non corrispondevano con nessun elemento noto sulla Terra. Nel 1868, Norman Lockyer ipotizzò che queste linee fossero causate da un nuovo elemento, che chiamò elio, come l’omonimo dio greco del Sole; venticinque anni dopo, l’elio venne isolato sulla Terra.

Atmosfera del Sole

Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l’atmosfera solare e risultano visibili a tutte le lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile. Gli strati sono, in ordine: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l’eliosfera; quest’ultima, che può essere considerata la tenue prosecuzione della corona, si estende sin’oltre la Fascia di Kuiper, fino all’eliopausa, dove forma una forte onda d’urto di confine (bow shock) con il mezzo interstellare. La cromosfera, la zona di transizione e la corona sono molto più caldi della superficie solare; la ragione di questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta.

Qui si trova anche lo strato più freddo del Sole: si tratta di una fascia chiamata regione di minima temperatura (temperature minimum in inglese), posta circa 500 km sopra la fotosfera: quest’area, che ha una temperatura di 4000 K, è sufficientemente fredda da consentire l’esistenza di alcune molecole, come il monossido di carbonio e l’acqua, le cui linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare.

Cromosfera

Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dal greco χρῶμα, χρώματος – chroma, chromatos -, che significa colore) a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole. È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente. La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore.

La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi di origine magnetica, come le spicule e le protuberanze solari. La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente man mano che ci si allontana dalla stella, raggiungendo i 100 000 K negli strati più esterni.

Zona di transizione

Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di kelvin della corona; tale incremento causa una transizione di fase dell’elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d’onda dell’ultravioletto distante.

Corona del Sole

a corona è la parte esterna dell’atmosfera solare, non ha limiti definiti e 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). Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica.

Gli strati interni della corona hanno una densità di 10¹⁴ – 10¹⁶ particelle al metro cubo (l’atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2 × 10²⁵ particelle al metro cubo) ed è sede di numerosi fenomeni di tipo magnetico, come le espulsioni di massa (CME) e gli anelli coronali.

Gli astrofisici non sono ancora riusciti a comprendere perché la corona abbia una temperatura così elevata; essi ritengono che parte del calore sia originato dalla riconnessione delle linee del campo magnetico solare (l’argomento è trattato più ampiamente nel paragrafo Problema del riscaldamento coronale).