L’atmosfera del sole

Continua il nostro viaggio alla scoperta della nostra stella. Dal centro del sole oggi ci addentriamo nella sua atmosfera.

di Fabio Giannattasio

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.

macchie solari
Macchie solari (©NASA)

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 registriamo una temperatura gradualmente minore. Di conseguenza, via via che ci allontaniamo dal centro del Sole, ci aspetteremmo di trovare temperature sempre minori. Eppure, proseguendo il viaggio nell’atmosfera solare accade qualcosa di imprevisto. Infatti, raggiunto un minimo di temperatura al limite esterno della fotosfera, la temperatura inizia a risalire. Abbiamo attraversato il confine con un altro strato dell’atmosfera solare: la cromosfera.

Chromosphere_nasa
La cromosfera è costituita da strutture simili a “fiammelle”, chiamate spicole. L’immagine è stata ripresa da Hinode (sonda spaziale giapponese lanciata nel 2006 in collaborazione con la NASA) il 12/01/2007. Rivela la natura filamentare delle strutture coronali.

Per quanto sembri inaccessibile essa è visibile dalla Terra, ma soltanto all’inizio e alla fine di una eclissi totale, come un alone di colore rossastro che avvolge il disco solare. La cromosfera è costituita da strutture simili a “fiammelle”, chiamate spicole. Al di fuori di una eclissi, la luce emessa dalla cromosfera è troppo debole rispetto a quella che fuoriesce dalla fotosfera.

temp2
Temperatura dell’atmosfera solare (immagine adattata da una immagine © ESA)

La cromosfera si estende da circa 500 a circa 2000 km di altezza. Il nostro termometro da viaggio segna che la temperatura del gas aumenta fino a circa una decina di migliaia di gradi. Una teoria che potrebbe spiegare questo aumento di temperatura è che le spicole siano strutture associate a campi magnetici attraverso i quali si incanala l’energia proveniente dal basso.

graf
Andamento della temperatura nell’atmosfera solare in funzione della quota. Immagine estratta dall’articolo scientifico Yang & al. 2009

Ma i fenomeni più interessanti e spettacolari che possiamo osservare in questa regione dell’atmosfera sono senza dubbio le protuberanze solari. Si tratta di enormi getti di gas che si innalzano per migliaia di chilometri, fino ad inoltrarsi nella corona solare. Quando la gravità del sole riesce ad attrarli nuovamente a sé tali getti ricadono verso il basso formando una struttura arcuata i cui piedi affondano saldamente nella fotosfera. Se osservate con opportuni filtri, queste strutture sono visibili sul disco solare anche in assenza di eclissi e appaiono come filamenti scuri, giacché il gas che le costituisce è più freddo di quello circostante.

solar_prominence_color
Sequenza di immagini sull’evoluzione di una protuberanza solare la mattina del 7 Maggio 2003. Ogni immagine media di 50 fotogrammi. Autore: Marco Lorenzi

Continuando il viaggio, si incontra una regione davvero particolare, spessa appena qualche centinaio di chilometri. In questa regione la temperatura si impenna fino a centinaia di migliaia di gradi. E’ nota come regione di transizione e costituisce una sorta di sottile intercapedine tra la cromosfera e la corona solare. Qui la temperatura supera il milione di gradi! Siamo giunti nello strato più esterno dell’atmosfera solare, il cui confine non è definito poiché esso si fa sempre meno denso fino a sfumare nello spazio interplanetario.

Anche questo strato dell’atmosfera solare è interessato dalla presenza di campi magnetici arciformi che affondano le loro radici fin dalla fotosfera in corrispondenza di macchie e facole e prendono le sembianze di archi coronali. Queste strutture sono un concentrato di energia e possono dare origine a fenomeni estremamente intensi come brillamenti ed emissioni di massa coronale (di questo ci occuperemo quando parleremo di Meteorologia Spaziale).

2017-11-13-13_33_41-2
Brillamento solare catturato dal satellite Solar Dynamics Observatory della Nasa il 15 febbraio 2011. Crediti: NASA’s Goddard Space Flight Center/SDO

L’idea è comunque che questi enormi tubi si comportino come magneti i cui piedi hanno polarità opposta. Laddove invece questi tubi non si richiudono sulla fotosfera si disperdono verso l’esterno e poggiano su un solo piede, si osservano i cosiddetti buchi coronali. Qui la corona è discontinua ed appare “bucata” quando la si osserva nello spettro ad altissima energia (nei raggi X). In tali tubi il gas è espulso lungo il campo magnetico a velocità impressionante, fino a qualche migliaio di chilometri al secondo. Questo gas costituisce il vento veloce, che soffia a circa 750 km/s e si distingue dal vento lento, che invece ha origine nelle regioni equatoriali del Sole ed ha velocità tipiche di circa 300-500 km/s.

Non è per nulla semplice spiegare il comportamento anomalo della temperatura nell’atmosfera solare. Come abbiamo visto infatti da una certa quota in poi cresce notevolmente con l’altezza anziché diminuire. Ancora oggi la questione è assai dibattuta e il mistero ancora non svelato completamente. Quel che si sa con certezza, è che dalla cromosfera alla corona si innescano dei processi fisici che coinvolgono il campo magnetico e sono in grado di riscaldare l’atmosfera depositando enormi quantità di energia in queste regioni. I due principali meccanismi che si pensano siano in grado di scaldare l’atmosfera solare sono le riconnessioni magnetiche e l’instaurarsi e il propagarsi di onde. Nel primo caso avviene che polarità opposte di tubi di flusso magnetico solare vengano a contatto liberando una grande quantità di energia. Nel secondo scenario invece tali tubi magnetici incanalano onde che possono instaurarsi in fotosfera e dissiparla nelle regioni più alte dell’atmosfera solare.

Probabilmente entrambi contribuiscono al riscaldamento, ma la spiegazione ultima e definitiva di questo mistero non è ancora stata trovata.

E intanto noi siamo finalmente fuori dall’atmosfera solare e ci godiamo lo spettacolo da una posizione privilegiata.


Le altre puntate della rubrica “La nostra stella”:

Perché è importante studiare il Sole?

Come è fatto il Sole?


(*) Quando l’energia che investe un gas è talmente elevata da strappare gli elettroni (di carica negativa) più esterni dagli atomi (di cui rimane una struttura carica positivamente), si genera un plasma. Un plasma è quindi un gas costituito da particelle cariche (negative e positive). In riferimento alla nostra stella, sarebbe in gran parte più appropriato parlare di plasma solare anziché di gas. Ma il concetto di gas è sicuramente più intuitivo e quindi è utilizzato in tutta la trattazione. 

(**) Nel parlare di temperatura abbiamo inteso questa grandezza essere misurata in gradi Kelvin. Zero gradi Kelvin corrispondono a -273.15 gradi centigradi. Osserviamo comunque che quando si ha a che fare con temperature enormi non fa molta differenza esprimerle in gradi Kelvin o in gradi centigradi.


In copertina: Alcuni anelli coronali fotografati dalla sonda TRACE della NASA