Anatomia del Sole

Nucleo

È qui che il Sole genera la sua energia. La temperatura nel nucleo è di circa 15 milioni di gradi Celsius. Questo, combinato con l’enorme pressione e densità del plasma, costringe i nuclei di idrogeno a fondersi insieme, creando elio e rilasciando grandi quantità di energia nel processo.

Ogni secondo, il Sole converte in questo modo quattro milioni di tonnellate di materia in energia, che inizia un lento viaggio verso la superficie.

Zona radiativa

Questo è lo strato sopra il nucleo. Sebbene non sia denso come il nucleo, il plasma è ancora compresso così strettamente nella zona radiativa che la convezione non può aver luogo.

Invece, l’energia creata nel nucleo si diffonde lentamente attraverso il plasma. I fotoni impiegano circa 170 000 anni per passare attraverso la zona radiativa: i fotoni viaggiano alla velocità della luce, ma possono viaggiare solo pochi millimetri alla volta prima di essere assorbiti da un atomo e quindi riemessi in qualsiasi direzione.

Nella parte superiore della zona, la temperatura è di circa due milioni di gradi Celsius. Alla base, vicino al centro del Sole, la temperatura è di circa sette milioni di gradi Celsius.

Zona convettiva

Si trova tra la zona più profonda e radiativa e la fotosfera. La zona convettiva è profonda 200.000 km. Mentre lo strato superiore ha la stessa temperatura della fotosfera (tra 4500 e 6000 gradi Celsius), la base della zona convettiva raggiunge i due milioni di gradi Celsius.

Il plasma alla base della zona viene riscaldato rapidamente. Questo lo rende galleggiante e quindi si alza rapidamente, creando un modello di convezione turbolenta, un po’ come una pentola d’acqua bollente – profonda solo 200.000 km e che circonda l’intero Sole.

Tachocline

Questo è il confine tra la zona convettiva e la zona radiativa. Sotto il tachocline, il Sole ruota come un corpo solido. Sopra di esso, il Sole ruota a velocità diverse a seconda della sua latitudine.

La variazione della velocità di rotazione attraverso la tachocline è molto rapida e questo si traduce in forze di taglio ritenute importanti nella creazione dei campi magnetici che portano alle macchie solari.

Fotosfera

Questa è la “superficie” visibile del Sole. Quasi tutta la radiazione solare viene emessa da questo sottile strato di qualche centinaio di km di spessore, che si trova al limite superiore della zona di convezione.

È qui che l’energia generata nel nucleo può finalmente muoversi liberamente attraverso lo spazio. La temperatura della fotosfera varia da luogo a luogo, ma è compresa tra 4500 e 6000 gradi Celsius.

Cromosfera

Questo è lo strato sopra la fotosfera, dove la densità del plasma diminuisce drasticamente. In generale, la cromosfera ha uno spessore di circa 1000-2000 chilometri, con una temperatura che sale da circa 4000 a circa 25000 gradi Celsius.

Le spire di gas cromosferico, note come spicole, possono raggiungere un’altezza di 10 0000 km.

Regione di transizione

Questo è uno strato sottile e irregolare che separa la cromosfera relativamente fredda dalla corona molto più calda. Attraverso la zona di transizione, la temperatura del plasma solare sale a quasi un milione di gradi Celsius.

Mentre la zona di convezione e, in parte, anche la fotosfera solare sono dominate da flussi che sono in grado di muovere regioni di forte flusso magnetico intorno, la regione di transizione e la corona sono dominate dal campo magnetico che costringe il plasma a muoversi prevalentemente lungo le linee di campo.

Corona

Questa è l’atmosfera esterna del Sole e si estende per milioni di chilometri nello spazio. È più facilmente visibile durante un’eclissi solare totale. Il plasma nella corona è estremamente caldo a più di un milione di gradi Celsius, ma è molto rarefatto.

La sua densità è in genere solo un trilionesimo della densità della fotosfera. Il vento solare ha origine nella corona.

rilievo

Si tratta di strutture di grandi dimensioni, spesso migliaia di chilometri di estensione. Sono fatti di linee di campo magnetico aggrovigliate che mantengono dense concentrazioni di plasma solare sospese sopra la superficie del Sole e spesso assumono la forma di anelli che si inarcano dalla cromosfera. Possono persistere per diverse settimane o addirittura mesi.

brillamento solare

Questo è un rilascio improvviso di energia. Un bagliore viene solitamente creato quando le linee del campo magnetico che creano le macchie solari si trasformano rapidamente in configurazioni più stabili.

Questo è un po’ come una fascia elastica allungata che si rompe e rilascia tutta la sua energia immagazzinata mentre torna in posizione. L’energia rilasciata dai brillamenti solari influenza fortemente il comportamento del vento solare.

macchie solari

Queste sono caratteristiche temporanee sulla fotosfera. Sembrano macchie scure contro la regione più luminosa della fotosfera perché si raffreddano di circa 1000 gradi e quindi non emettono così tanta luce.

Sono causate da campi magnetici che attraversano la fotosfera del Sole e raffreddano il gas. Le macchie solari possono avere qualsiasi dimensione, da poche decine di chilometri a più di 150.000 km.

Granulazione

Questi sono modelli convettivi che si verificano nella fotosfera. Ogni granulo è largo circa 1000 km ed è costituito da plasma caldo che sale al centro. Mentre rilascia la sua energia nello spazio, il plasma si raffredda e questo lo fa fluire ai lati del granulo e affondare di nuovo nella fotosfera.

I singoli granuli persistono per circa 20 minuti, dopo di che si sviluppano di nuovi in ​​luoghi leggermente diversi.

Espulsioni di massa coronale

Queste sono vaste eruzioni di miliardi di tonnellate di plasma e campi magnetici dalla corona solare. Viaggiano fuori dal Sole a velocità da centinaia a migliaia di chilometri al secondo e, se inviati nel percorso della Terra, possono creare tempeste geomagnetiche.