Continua il viaggio di ingvambiente alla scoperta della nostra stella. Dal centro del sole oggi ci addentriamo nella sua atmosfera.
di Fabio Giannattasio
ingvambiente.com

Nella scorsa puntata ci eravamo lasciati dopo un viaggio dal centro del Sole fino alla sua superficie visibile. E’ il momento di proseguire il nostro viaggio ed addentrarci nell’atmosfera solare.

Può sembrare sorprendente, ma anche il Sole ha un’atmosfera!

Prima di fare questo passo però non possiamo fare a meno di spiegare cosa si intende per “superficie visibile” del Sole. Trattandosi di una enorme palla di gas(*), non è facile definire una superficie vera e propria, come quella solida di un pianeta come la Terra. Non a caso, in questo e nel precedente post, abbiamo parlato non di “superficie” ma di superficie visibile.

Cosa significa?

Abbiamo detto che l’energia viene prodotta dal Sole nelle regioni più interne attraverso reazioni nucleari che trasformano idrogeno in elio e liberano radiazione elettromagnetica (e particelle), che viene appunto irraggiata verso strati più esterni. Tuttavia, essendo l’interno del Sole molto denso, la radiazione prodotta al centro non riesce ad attraversarlo imperturbata, ma è continuamente deviata dallo scontro con la materia densa che costituisce l’interno stellare.

La radiazione è quindi continuamente assorbita dalla materia e ri-emessa prontamente, non riuscendo a proseguire in linea retta verso l’esterno della stella. Al contrario, ha un cammino molto tortuoso, a zig-zag, frutto del continuo incontro con le particelle che costituiscono l’interno del Sole, che per l’appunto la assorbono e la riemettono in direzione casuale.

Il risultato è che la radiazione emessa al centro del Sole a causa delle continue deviazioni, impiega un bel pò di tempo per raggiungere la superficie, tipicamente da migliaia a centinaia di migliaia di anni! Man mano che si procede verso l’esterno la densità del gas diminuisce sempre più e la radiazione subisce sempre meno deviazioni. Ad un certo punto la radiazione riemessa dal gas non trova ostacoli (ossia assorbitori) e può uscire liberamente all’esterno, attraversare l’atmosfera sempre meno densa, ed eventualmente giungere fino a noi.

Quello strato di Sole che permette che la radiazione inizi a sfuggire senza ulteriori scontri è denominata fotosfera, e corrisponde alla “superficie visibile” alla quale ci riferiamo in questo e nel post precedente. La luce del disco giallo nel cielo che associamo al Sole dunque, a rigore, è stata emessa per l’ultima volta nella fotosfera solare pur essendo stata “generata” nell’interno più profondo della stella.

Perché è importante fare chiarezza sulla definizione di superficie visibile parlando dell’atmosfera solare? 

Semplice: i fisici solari identificano la fotosfera come l’inizio dell’atmosfera del Sole, il suo primo strato, il più basso, dove la densità della materia è per la prima volta abbastanza bassa da permettere alla luce stellare di fuoriuscire all’esterno, e dove la temperatura(**) è di circa 5500 gradi. Dunque, arrivati in fotosfera siamo già nell’atmosfera solare.

Cosa ci aspettiamo di trovare intorno a noi? Di cosa è fatta la materia tenue che costituisce l’atmosfera? 

Ormai lo sappiamo. La quasi totalità del Sole è fatto di idrogeno ed elio. Ma ci sono tracce di altri elementi pesanti come ad esempio ossigeno, carbonio, azoto, silicio, magnesio, neon, ferro, zolfo. E siamo in grado di capirlo e addirittura di stimare le abbondanze di ciascun elemento anche dalla Terra, analizzando la luce che proviene dal Sole. Ma ancor più che caratterizzare l’atmosfera solare mediante le specie chimiche che la compongono, risulta molto più interessante andare a vedere come cambia la temperatura muovendoci attraverso l’atmosfera stessa. Il motivo ci sarà svelato tra poco.

Siamo in fotosfera. Se avete letto i post pubblicati in questo blog saprete che questo è il luogo dove è possibile osservare le famose macchie solari, che sono la manifestazione della presenza di intensi campi magnetici e rappresentano una vera e propria spia dell’attività solare in corso. La presenza di tante macchie e gruppi di macchie indica una marcata attività, che al contrario è assente o minima quando le macchie sono assenti o in esiguo numero.

In effetti però, se si osserva la fotosfera ad alta risoluzione con opportuni strumenti in grado di rivelare i campi magnetici, si vede che essa è quasi interamente coperta da una sorta di tappeto magnetico. Sono quindi presenti pressoché ovunque campi magnetici molto più piccoli e meno intensi di quelli associate alle macchie.

Man mano che ci spostiamo verso l’alto troviamo che la densità del gas diminuisce gradualmente, e per tutto lo spessore della fotosfera, circa 500 km, anche la temperatura scende, fino a valori compresi tra i 4000 e i 5000 gradi. Fin qui nulla di sorprendente. Man mano che ci allontaniamo da una fonte di calore… L’ARTICOLO CONTINUA QUI