Archivi giornalieri: 10 Agosto 2010

CONOSCENZA BASE DEL SOLE 5) LA FOTOSFERA.

Una fotografia a luce bianca fa apparire il Sole sotto l´aspetto di un disco circolare, con contorni ben definiti, la cui brillantezza é leggermente piú elevata al centro rispetto ai bordi.

In questa foto del Sole a luce bianca é possibile vedere chiaramente la differenza di brillantezza tra centro e bordi.

Una immagine come questa é facile da interpretare: man mano che la radiazione si allontana dalle regioni centrali, dove é prodotta, gli strati attraversati diventano sempre piú freddi e sempre meno densi; si arriva ad una altezza in cui l´opacità della materia é tanto debole che la radiazione puó uscire liberamente per lo spazio interstellare; a questo livello il Sole conserva l´immagine dell´ultimo strato che ha emesso. Lo strato responsabile per la maggior parte della radiazione visibile si chiama FOTOSFERA, dovuto alla sua apparenza brillante e quasi sferica.

Profilo dell´atmosfera solare per un piano che passa per la Terra. La luce bianca che arriva sulla Terra proviene da regioni la cui distanza al centro del Sole varia dal centro fino ai bordi del disco. La luce di una fascia spettrale proviene dagli strati piú superficiali, dovuto alla accresciuta opacitá della materia per la compressione della onda della fascia. In questo schema la spessore dell´atmosfera é aumentata.

L´oscuramento centro-bordi del disco solare, anche chiamato “oscuramento del limbo’, é una prova del calo della temperatura verso l´esterno della fotosfera. Con effetto, i raggi luminosi che riceviamo, provenienti dal bordo del disco, attraversano gli strati dell´atmosfera solare sopra una incidenza obliqua. Conseguentemente, sono piú assorbiti di quelli che provengono dal centro del disco, dandoci l´immagine degli strati piú superficiali. Il fatto che il bordo del disco si mostra meno brillante che il centro, prova che le regioni superficiali della fotosfera sono meno calde delle regioni profonde. Cioé quando guardiamo verso il centro del disco, osserviamo zone piú profonde con temperature dell´ordine dei 6.000 K, mentre che vicino ai bordi vediamo gli strati piú superficiali in cui si hanno temperature piú basse a circa 4.500 K.
La studio comparato del centro e del bordo del disco, associato all´analisi spettrale della radiazione, fornisce indicazioni circa la stratificazione dell´atmosfera solare alle varie altezze. Lo spettro della fotosfera oltrepassa il visibile, per un lato, verso gli ultravioletti prossimi (fino a circa 200 nm) dall´altro in direzione all´infrarosso fino a circa 100 µm. Si caratterizza per un fondo continuo sopra il quale si trovano sovrapposte innumerevoli fasce scure chiamate fasce di Fraunhofer.

Spettro fotosférico di Fraunhofer. Sopra un fondo continuo, si osservano innumerevoli fasce corrispondenti ai fotoni assorbiti dalla materia costituente l´atmosfera solare.

Queste fasce corrispondono all´ampiezza delle onde di fotoni assorbite dalla materia, nel suo percorso verso l´atmosfera solare in direzione all´ambiente interstellare. Cosí le fasce spettrali costituiscono un indicatore fisico della materia: ognuna di loro ha un elemento particolare del fluido solare e ci informa circa l´abbondanza di questo elemento, determinando in questo modo la composizione chimica dell´ambiente; la larghezza e la forma del profilo verticale possono essere associati alla temperatura, alla pressione e ai movimenti turbolenti.

Composizione chimica per analisi spettrale in cui ad ogni fascia spettrale ha per responsabile un particolare elemento del fluido solare e ci informa circa la presenza e l´abbondanza di questo elemento, determinando cosí la composizione chimica.

La temperatura effettiva corrisponde al valore di questa assume nella fotosfera essendo relazionata con il flusso di energia che é persa dal Sole sulla sua superficie:

Lo spettro della radiazione emessa é caratterizzata da una temperatura di colori, ossia presenta una curva con un massimo di emissione per un determinato valore di compressione della onda, che corrisponde al valore tipico di questa temperatura per zona di emissione. Siccome una stella si comporta, in termini di emissione, come un corpo nero, questa temperatura é di fatto simile alla temperatura effettiva.

La curva che indica il flusso luminoso in funzione della compressione dell´onda sembra simile con la radiazione di un corpo nero a 5.800K, ossia di un corpo che starebbe in equilibrio termodinamico a questa temperatura.
Temperatura del colore. L´ampiezza della onda di radiazione a cui corrisponde il massimo di emissione é caratteristico delle temperatura della zona di emissione.

Tutta la superficie del Sole sembra composta da granuli, di dimensione da mille a 2 mila chilometri, che si muovono a velocità ascendente dell´ordine di 1 Km al secondo nel centro e la cui durata di vita é di una decina di minuti. Questa granulazione é l´affioramento, nella fotosfera, dei movimenti della zona di convenzione sottostante, comprendendo zone piú chiare che corrispondono a temperature piú elevate.

La granulazione nella superficie del Sole ha una apparenza di un liquido in ebollizione, piena do bolle, o granuli. Questo fenomeno é chiamato di granulazione fotosferica. I granuli segnano le cime delle colonne convettive di gas caldo, che si formano nella zona di convettiva, subito sotto la fotosfera. Le regoni scure tra i granuli sono regioni dove il gas piú freddo e piú denso scende verso il basso.

La granulazione non é l´unico fenomeno prodotto dalla penetrazione dei movimenti di convenzione nella fotosfera. Distinguiamo, nello stesso modo, cellule di grandi dimensioni di mesogranulazione (da 5 mila a 10 mila chilometri) e di supergranulazione (circa di 30 mila chilometri).

SAND-RIO