(S-2) Come noi vediamo il Sole

Come osservare il Sole

    Il metodo più sicuro per osservare il Sole sembra che sia stato introdotto da Christopher Scheiner, uno dei tre osservatori che sostengono di avere scoperto le macchie solari (Galileo e Fabricius sono stati gli altri due). Scheiner proiettò un'immagine del Sole, ingrandita dal suo telescopio, su una superficie bianca piana, e su di essa eseguì le sue osservazioni. Questo metodo è ancora quello preferito dagli osservatori, ed è quello usato nel più grande telescopio solare, a Sacramento Peak ("Sac Peak") nel Nuovo Messico, nel quale una enorme immagine del Sole viene proiettata su un tavolo in una camera sotterranea raffreddata. Il tubo del telescopio è fisso, costruito dentro il terreno, mentre l'inseguimento del Sole è effettuato da uno specchio mobile in cima al tubo.

    Se si vuole osservare il Sole, per esempio durante una eclisse, non va guardato direttamente, ma occorre proiettare la sua immagine su una superficie piana, usando un telescopio (dotato di un opportuno dispositivo) o anche, semplicemente, usando un pezzo di cartone con un forellino. In alternativa, esistono dei filtri solari per telescopi, e si può anche guardare il Sole attraverso una pellicola per fotografie in bianco e nero, completamente annerita (o usando le parti nere di vecchie radiografie), oppure con uno schermo da saldatore. Qualunque sia il filtro usato, il Sole deve apparire sufficientemente attenuato.

    In alcune rare occasioni, il Sole vicino all'orizzonte è avvolto da uno spesso strato di foschia che ne attenua il bagliore, senza per altro renderlo meno nitido. In quegli istanti, delle grandi macchie solari possono essere visibili anche ad occhio nudo, e in effetti, molto prima della scoperta di Galileo, sono state menzionate da osservatori cinesi e di altri luoghi. Tuttavia, per tali osservazioni, il Sole deve apparire molto attenuato, di un colore arancione scuro, sulla linea dell'orizzonte.

Quanto è lontano il Sole?

    Osservando il moto dei vari pianeti, gli astronomi possono facilmente ricavare il valore di T per ciascuno di essi, da cui si può poi calcolare a, ottenendo così la distanza media del pianeta dal Sole, espressa in UA. In tal modo otteniamo un valore piuttosto buono per le dimensioni relative dell'orbita planetaria. Tuttavia, per conoscere l'effettiva distanza dal Sole in chilometri (o in miglia), occorre misurare almeno una di queste distanze.

    Disponendo di una mappa disegnata a una scala sconosciuta, ci occorre conoscere soltanto il valore effettivo di una qualsiasi distanza per calibrare tutte le altre. La stessa cosa avviene qui: è sufficiente conoscere la distanza della Terra da un qualsiasi pianeta. Quando, per esempio, si è riusciti a ricevere il segnale radio rinviato indietro dal pianeta Venere mediante il gigantesco radiotelescopio di Arecibo, a Porto Rico (un enorme disco appoggiato su una conca naturale), misurando l'intervallo di tempo trascorso tra l'invio del segnale radio e la ricezione del segnale riflesso, è stato possibile ottenere il valore dell'unità astronomica con una accuratezza molto maggiore che nel passato. È stato possibile ottenere una accuratezza ancora maggiore tramite i segnali radio inviati dalla sonda Voyager 2 quando è passata nelle vicinanze di Urano e di Nettuno (disponendo di una linea di base molto più ampia), oppure quando le sonde Viking si sono posate su Marte (disponendo in tal caso di una posizione definita con grande esattezza).

    Nei primi tempi dell'astronomia, ottenere il valore effettivo dell'UA era un grosso problema, come è discusso nella sezione #10a "La scala del Sistema Solare". Uno dei primi metodi di grande importanza storica è stato quello di usare il raro transito del pianeta Venere davanti al disco solare.      

Gli strati del Sole

    Similmente, via via che ci si sposta al di sopra della fotosfera, gli strati dell'atmosfera solare diventano sempre più rarefatti, e sono trasparenti alla luce che proviene dalle regioni inferiori. Fino al ventesimo secolo, questi strati potevano essere osservati solo durante una eclisse solare totale, quando il disco solare è coperto dalla Luna.

    Le osservazioni del Sole durante una eclisse totale mostrano lo strato che si trova al di sopra della fotosfera -- la cromosfera, di colore rossiccio ("chromos"=colore, in greco), di circa 5000 km di spessore. Ancora al di sopra di essa vi è la corona, i cui pennacchi luminosi si attenuano con la distanza, anche se, con lunghe esposizioni e apparecchi fotografici molto sensibili, si è riusciti a rivelarli a una distanza di diversi raggi solari.

    Oltre le medie latitudini solari, i pennacchi della corona talvolta formano degli archi, suggerendo che siano i campi magnetici a determinarne la struttura. Questa impressione è rafforzata dalla presenza delle "piume polari" al di sopra del polo nord e del polo sud, disposte come la limatura di ferro si dispone alle estremità di una calamita, suggerendo che il Sole, come la Terra, abbia due poli magnetici.

Il calore della corona

    L'alta temperatura è dedotta dalla luce emessa dai loro atomi. In un gas caldo rarefatto, la luce emessa non segue il semplice modello dettato dalla temperatura, come un ferro rovente o un filamento di una lampadina (si tratta in entrambi i casi di materia solida). Al contrario (ved. la sezione S-4), la luce è concentrata in ristretti intervalli di colore ("righe spettrali") che dipendono dagli atomi da cui la luce proviene. Le osservazioni dell'emissione da parte degli atomi (o piuttosto, degli ioni) come il ferro con 13 dei suoi elettroni mancanti suggeriscono una temperatura della corona di circa 1 000 000°C (gradi centigradi), mentre l'emissione da parte degli ioni della cromosfera similmente suggerisce una temperatura di circa 30 000°C.

    L'alta temperatura della corona può anche essere dedotta dai raggi X e dalla radiazione nell'estremo ultravioletto che la corona emette, ed effettivamente la registrazione di queste emissioni (che deve essere effettuata al di fuori dell'atmosfera terrestre) è attualmente il metodo correntemente usato per l'osservazione della corona (ved. la sezione S-6). Per visualizzare una tale immagine, con la codifica dei colori corrispondenti alle regioni di diversa temperatura, si può visitare questo sito. Si vede in tal caso che il calore non è distribuito uniformemente.

    Il modo con cui viene riscaldata la corona è un mistero. Non può essere un normale flusso termico dalla fotosfera sottostante, poiché una normale radiazione termica non può mai produrre una temperatura maggiore di quella della sua sorgente. Supponiamo di concentrare la radiazione solare con una lente o uno specchio su un oggetto, e supponiamo che in qualche modo si eviti che l'oggetto evapori. Ebbene, non si potrà mai far diventare l'oggetto più caldo del Sole. Via via che questo oggetto si riscalda, esso a sua volta irradia, e, prima che la sua temperatura raggiunga quella del Sole, esso comincerà a perdere altrettanto calore di quanto ne riceve.

    In passato, alcune teorie avevano proposto che l'energia provenisse dall'esterno, sotto forma di una pioggia continua di meteoriti, accelerate violentemente dalla gravità del Sole, ma una tale idea fu presto abbandonata. Oggi si pensa che la causa dipenda da qualche processo nel plasma, alimentato da campi magnetici locali, ma in realtà non sappiamo molto di tali processi. Un'idea è che venga prodotta una sub-popolazione di ioni molto veloci, che non cedono la loro energia per mancanza di collisioni. A livelli al di sopra della fotosfera, la gravità solare trattiene i componenti più lenti, per cui soltanto gli ioni molto caldi popolano gli strati più alti, dando alla corona una temperatura efficace molto elevata.

    Altre teorie suggeriscono che le onde di plasma provenienti dalla fotosfera arrivino nella corona e, incapaci di proseguire attraverso il gas rarefatto, dissipino la loro energia. Poiché il gas che riceve l'energia è così rarefatto, esso si riscalda a temperature molto alte.

(Per altre informazioni a proposito della corona, si può visitare questo sito).

Il vento solare

    La gravità del Sole è molto più intensa, ma un'atmosfera a un milione di gradi è comunque troppo calda e non può essere interamente trattenuta. Come conseguenza, un flusso continuo di plasma caldo, noto come vento solare, si irradia dalla corona verso lo spazio. La corona, tuttavia, non è destinata a scomparire in breve tempo, poiché viene costantemente rifornita dalle zone inferiori. L'ipotesi di un vento solare fu formulata da Eugene Parker nel 1958 e la sua esistenza ha ricevuto sempre più chiare conferme dalla strumentazione scientifica a bordo della sonda Explorer 10 della NASA nel 1961 e dalla sonda interplanetaria Mariner 2 nel 1962. Le fiamme della corona segnano l'inizio del vento solare.

    Nella zona dell'orbita terrestre, il vento solare ha una densità media di circa 6 ioni/cm³, da confrontare con 2,5×10¹⁹ molecole/cm³ presenti nell'atmosfera terrestre al livello del mare. Si tratta quindi di una rarefazione molto maggiore del miglior vuoto realizzabile in laboratorio. La Terra riceve il vento solare dalle zone di bassa e media latitudine del Sole, che viene emesso in direzione della Terra a una velocità media di circa 400 km/sec. Al di sopra dei poli del Sole, la velocità è circa doppia, come rilevato dalla sonda spaziale Ulisse. Oltre l'orbita terrestre, il vento solare prosegue con la stessa velocità (ma con densità decrescente, in quanto le particelle si sparpagliano), ben oltre l'orbita di Plutone. Gli scienziati sperano che il Voyager 2, che si sta allontanando sempre di più dal Sole, possa ancora trasmettere dati quando oltrepasserà il suo limite esterno ("eliopausa") o almeno il "fronte terminale", una discontinuità che lo precede, cosa che avverrà nel corso del 21° secolo.

Per saperne di più

"Sun Observer's Guide" (Guida all'osservazione del Sole) di Pam Spence, 159 pp., Firefly Books, 2004. Una panoramica concisa e chiaramente leggibile.