IL SOLE.pdf - I.T.C. Zanon
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1. FORMAZIONE DEL <strong>SOLE</strong><br />
FIG. 1<br />
a) l’alta velocità di rotazione determinò<br />
l’appiattimento della nebulosa;<br />
b) la temperatura della nebulosa diminuiva verso la<br />
sua periferia; lungo questa direzione la<br />
composizione chimica dei materiali si differenziava;<br />
c) i materiali della zona centrale si ammassarono<br />
per formare il Protesole, mentre nelle zone<br />
periferiche iniziò il processo di concrescenza<br />
LEZIONI DI SCIENZE DELLA NATURA – <strong>IL</strong> <strong>SOLE</strong><br />
<strong>IL</strong> <strong>SOLE</strong><br />
prof. Loredana DEL FABBRO<br />
docente di SCIENZE DELLA MATERIA E SCIENZE DELLA NATURA ITC “A.ZANON” UDINE<br />
La contrazione della nebulosa primitiva<br />
determinò la rotazione dell’intera massa<br />
intorno ad un asse centrale. A causa<br />
dell’aumentata velocità di rotazione,la<br />
nebulosa assunse una forma schiacciata,<br />
simile a quello di un disco rigonfio al centro<br />
(Fig.1a). Nelle fredda periferia della<br />
nebulosa l’aumentata densità favorì le<br />
collisioni fra le particelle di polvere e ghiacci<br />
(Fig. 1b). Il risultato fu la con crescenza di<br />
questi corpi (Fig. 1c). Per attrazione<br />
gravitazionale i detriti si unirono formando<br />
corpi di dimensioni sempre maggiori. I corpi<br />
di dimensioni attorno a un millimetro si<br />
unirono formando corpi grandi un<br />
centimetro; molti di questi si unirono<br />
formando corpi delle dimensioni di un metro<br />
e così via. (Fig.2). Ebbero origine così i<br />
pianeti.<br />
I pianeti erano distribuiti sul piano del<br />
disco, a distanze crescenti dal Protesole:<br />
Procedendo verso la periferia, la<br />
temperatura diminuiva progressivamente e<br />
la composizione chimica della nebulosa era<br />
differente. La diversa composizione dei<br />
pianeti trova una spiegazione quindi nella<br />
loro distanza dal centro della nebulosa.<br />
Inoltre i pianeti con massa sufficientemente<br />
grande,, a causa dell’aumentata forza di<br />
attrazione gravitazionale, furono in grado di<br />
trattenere un’atmosfera, costituita<br />
soprattutto da idrogeno ed elio, i gas più<br />
abbondanti della nebulosa.<br />
Mentre in periferia si formavano i pianeti,<br />
nel Protosole la materia continuava ad<br />
addensarsi. La temperatura salì fino a<br />
raggiungere 10 milioni di gradi. Questa<br />
temperatura consentì l’innesco di una<br />
reazione che liberò enormi quantità di<br />
energia. Si tratta della reazione<br />
termonucleare che trasforma l’idrogeno in<br />
elio. Nacque così, circa 4,7 miliardi di anni<br />
fa, il Sole.<br />
L’energia sviluppata dalla reazione termonucleare, come in un’esplosione atomica, sospinse la materia<br />
verso l’esterno e si oppose alla contrazione gravitazionale. Il collasso gravitazionale fu bloccato (Fig.3).<br />
L’equilibrio fra i due processi stabilizzò il Sole all’incirca nelle condizioni in cui si trova oggi.<br />
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Polveri Corpi Corpi Corpi Protopianeta Protopianeta e atmosfera primitiva<br />
centimetrici metrici chilometrici<br />
2. DIMENSIONI DEL <strong>SOLE</strong><br />
Il Sole è un corpo celeste normalissimo. Se lo osserviamo dall’esterno, il Sole ci appare simile a tutte le<br />
altre stelle.<br />
Il Sole ha un diametro di circa 1,4 ⋅ 10 6 km, 110 volte il diametro terrestre. Il volume del Sole è di circa<br />
1,3⋅ 10 6 volte maggiore di quello della Terra. La massa è di 3,3 ⋅ 10 5 maggiore di quella terrestre. La<br />
sua densità è di 1,4 g/cm 3 , circa un quarto di quella della Terra.<br />
3. STRUTTURA DEL <strong>SOLE</strong><br />
Attualmente conosciamo abbastanza bene la struttura del Sole e i fenomeni che avvengono sulla sua<br />
superficie, grazie anche alle continue osservazioni compiute da una rete mondiale di osservatori.<br />
Le regioni interne del Sole sono costituite da un gas che può considerarsi perfetto, in quanto costituito da<br />
protoni ed elettroni liberi (plasma)<br />
Per quanto riguarda la struttura interna del Sole si distinguono:<br />
• un nucleo centrale a temperatura di circa 10.000.000° K ed un raggio di circa 150 000 km;<br />
l’energia prodotta nel nucleo si propaga attraverso l’interno del Sole, impiegando più di un milione di<br />
anni per raggiungere la superficie; all’interno del nucleo si forma continuamente elio a spese<br />
dell’idrogeno attraverso la reazione di fusione termonucleare con la liberazione appunto di<br />
una enorme quantità di energia;<br />
LA FUSIONE TERMONUCLEARE<br />
L’enorme quantità di energia che tiene in vita il nostro pianeta proviene dal Sole. Essa viene appunto<br />
prodotta nella reazione di fusione termonucleare. Nella reazione di fusione 4 nuclei di idrogeno (H) a<br />
temperature e pressioni elevate, fondono formando un nucleo di elio (He).. Per fondere questi due<br />
nuclei è necessario che essi si scontrino con una velocità tale da superare le forze di repulsione elettrica;<br />
queste velocità si ottengono portando gli atomi a temperature elevatissime, quelle appunto che si registrano<br />
sul Sole. Ogni secondo 600 000 000 di tonnellate di idrogeno si trasformano in 595 500 000 milioni di<br />
tonnellate di elio. In questa reazione la massa complessiva dei prodotti è inferiore a quella delle<br />
particelle interagenti e la perdita di massa m = 600 000 000 − 595 500 000 = 4 500 000 milioni di<br />
tonnellate si trasforma in energia tramite la nota legge di Einstein di equivalenza fra massa ed<br />
energia;<br />
E = m · c 2<br />
(nella formula m è il difetto di massa e c è la velocità della luce nel vuoto = 3 ⋅ 10 8 m/s).<br />
Quindi è possibile calcolare la quantità di energia prodotta ogni secondo dalla reazione di fusione<br />
nucleare:<br />
E = 4,5 · 10 9 kg · (3 ⋅ 10 8 m/s) 2 = 4,05 · 10 26 J<br />
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docente di SCIENZE DELLA MATERIA E SCIENZE DELLA NATURA ITC “A.ZANON” UDINE<br />
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Il Sole è una potentissima fonte di energia: in un solo secondo ne emette più di quanta l’intera umanità ne<br />
abbai consumata in tutta la sua storia. Quanto durerà il “carburante” Sole? La trasformazione dell’idrogeno in<br />
elio è in atto da almeno quasi 5 miliardi di anni e si ritiene che ne saranno necessari altrettanti prima che<br />
tutto l’idrogeno del nucleo si trasformi in elio.<br />
protuberanze<br />
macchie solari<br />
Intorno al nucleo è presente al zona radiativa, un guscio spesso circa 500 000km, costituito da gas<br />
che assorbono ed emettono energia, senza che possano avvenire reazioni nucleari, perché la<br />
temperatura è inferiore a quella del nucleo. Quindi l’energia prodotta nel nucleo viene assorbita dagli atomi<br />
di gas che la emettono verso l’esterno.<br />
A circa 200 000 km dalla superficie del Sole è presente un involucro gassoso, la zona convettiva, in<br />
cui il trasporto di energia avviene per grandi movimenti convettivi. La zona convettiva è attraversata da<br />
grandi flussi di materia calda, che salgono dalla zona radiativi verso la superficie solare e risprofondano<br />
dopo essere stati raffreddati. ha uno spessore di circa 100 000 km.<br />
La fotosfera è l’involucro gassoso esterno, spesso 300 – 400 km, che irradia la luce del Sole. Ha<br />
una temperatura di circa 5500 °C che corrisponde alla lunghezza d’onda del giallo, il colore di cui ci<br />
appare il Sole. Quando si osserva direttamente il Sole ad occhio nudo, la fotosfera ci appare liscia ed<br />
uniforme. Ma basta un piccolo telescopio, anche amatoriale (Attenzione ad oscurare l'oculare utilizzando un<br />
filtro solare! Si rischiano gravi danni alla vista!), o meglio la proiezione dell'immagine ingrandita su uno<br />
schermo, per accorgersi che la fotosfera possiede una struttura a granuli costituiti da masse di gas più<br />
calde delle zone circostanti. Le dimensioni dei granuli sono dell'ordine di<br />
700 km. Nei granuli la materia risale e nelle zone circostanti discende. La<br />
velocità di questi moti varia da 1 a 2 km/sec.<br />
Per questo motivo si pensa che la granulazione sia la manifestazione<br />
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superficiale della zona convettiva sotto la fotosfera solare.<br />
Ciascun granulo esiste in media per un tempo che va da 5 a 10 minuti, dopo il quale esso si decompone per<br />
cedere il posto ad un altro granulo.<br />
La fotosfera, sotto questo aspetto, sembra una caldaia di riso in ebollizione; da qui il nome di grani di riso<br />
dato anche ai granuli.<br />
Sulla superficie della fotosfera sono presenti macchie più scure: le macchie solari (scoperte da<br />
Galileo nel 1610), aree di qualche migliaio di chilometri di diametro, di forma, dimensioni e numero<br />
continuamente variabili, di colore scuro che rappresentano zone fredde della fotosfera: la loro<br />
temperatura è infatti più bassa di quella del resto della superficie solare.<br />
Una macchia compare inizialmente sul disco solare sotto forma di un minuscolo poro, appena percettibile.<br />
Nello spazio di pochi giorni i pori si sviluppano, proliferano, si allargano, si fondono insieme, dando luogo a<br />
gruppi di macchie, i quali in un periodo di circa un mese si dissolvono per far posto ad altri gruppi.<br />
Le macchie più grandi possono avere un diametro di alcune decine di<br />
migliaia di chilometri. Una grande macchia solare può quindi contenere<br />
comodamente al suo interno la Terra.<br />
Le osservazioni consentono di affermare che le macchie sono sedi di vere<br />
e proprie aree cicloniche, simili (ma su scala infinitamente più grande) a<br />
trombe d'aria, che succhiano il materiale dagli strati immediatamente<br />
inferiori della fotosfera e lo proiettano in alto con moto vorticoso,<br />
raffreddandolo. Un dato importante che riguarda le macchie è quello del<br />
forte campo magnetico associato ad esse.<br />
Al di sopra della fotosfera i gas solari si estendono nello spazio per distanze anche di migliaia di chilometri,<br />
formando l'atmosfera solare, che diviene sempre più rarefatta e quindi più trasparente mano a mano<br />
che si procede verso l’esterno. L'atmosfera solare è distinta in due regioni:<br />
• la cromosfera, spessa circa 10 000 km, è un involucro trasparente che avvolge la fotosfera. E’<br />
possibile vederla durante le eclissi totali di Sole, cioè quando la Luna viene a trovarsi tra la Terra e il Sole,<br />
nascondendo completamente la fotosfera;<br />
• la corona solare che è la parte più esterna dell’atmosfera. La corona solare si estende, oltre la<br />
cromosfera, fino a distanze di milioni di chilometri ed è costituita da un gas estremamente rarefatto.<br />
Questo spiega il fatto che essa non sia normalmente visibile, così come invece lo è la fotosfera, ma<br />
appare in tutto il suo splendore solo durante le eclissi totali di Sole, con una luminosità circa<br />
uguale a quella della Luna piena. La corona è un involucro di gas ionizzati (cioè i cui atomi hanno una<br />
carica elettrica). Via via che ci si allontana dal Sole la corona diventa sempre più rarefatta. Nelle parti più<br />
esterne della corona le particelle cariche elettricamente riescono a sfuggire e si disperdono nello spazio<br />
come vento solare un flusso continuo di protoni ed elettroni che raggiunge anche la Terra.<br />
La temperatura della corona solare è di qualche milione di gradi. Questo<br />
fatto comporta un elevatissimo grado di ionizzazione del gas che è quindi un<br />
plasma.<br />
La conseguenza è che la forma della corona e la sua estensione possono<br />
cambiare fortemente in concomitanza con l'attività solare: con il Sole<br />
attivo si presenta di forma circolare e simmetrica, mentre è fortemente<br />
asimmetrica nei periodi di Sole calmo.<br />
Nei periodi di intensa attività solare la corona solare è sede di protuberanze.<br />
Le protuberanze sono formazioni attive osservabili nella corona<br />
solare, di colore rosso vivo per la predominanza di idrogeno,<br />
intimamente legate all'evoluzione dei gruppi di macchie solari.<br />
Le protuberanze sono le più grandi formazioni dell'atmosfera<br />
solare, estese per centinaia di migliaia di chilometri e con una<br />
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Bibliografia<br />
LEZIONI DI SCIENZE DELLA NATURA – <strong>IL</strong> <strong>SOLE</strong><br />
larghezza dell'ordine di 10.000 km circa. La loro parte inferiore si<br />
confonde con la cromosfera realizzando così uno scambio<br />
permanente di materia tra la cromosfera e la corona.<br />
http://www.bo.astro.it/universo/venere/Sole-Pianeti/sun/wind.htm<br />
web.freepass.it<br />
D.G. Mackean, Laura Masini “ La Terra nell’Universo T1”<br />
D. Casagrande, F.Fantini,C.Menotat,S. Monesi ,S Piazzini “15 Moduli per lo Studio delle Scienze della<br />
Natura”<br />
prof. Loredana DEL FABBRO<br />
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