LEZIONI DI ASTRONOMIA VIVA

Il Sole

La gran quantità dell'energia che il Sole produce e a cui corrisponde la sua luminosità, viene prodotta nel suo cuore e cioè nel nucleo solare. Il meccanismo di produzione di questa energia è il processo della fusione nucleare dell'idrogeno in elio. Sono necessari 4 nuclei di idrogeno per costruire un nucleo di elio; c'è però una differenza di massa tra i 4 nuclei di idrogeno e quello di elio (se infatti poniamo su una ipotetica bilancia i 4 nuclei di H e quello di He, vedremo che i nuclei di H peseranno di più). Questa differenza di massa è proporzionale alla quantità di energia prodotta secondo la famosa relazione di Einstein che l'energia è uguale al quadrato della velocità della luce per la massa (E=mc2). In questo caso la differenza di massa è proprio quella tra i 4 nuclei di H e quello prodotto di He. Chiaramente reazioni di questo tipo avvengono con continuità nell'interno del Sole e l'energia prodotta in ciascuna reazione ha necessità di trasferirsi dal nucleo solare all'esterno. Infatti noi l'energia la vediamo come prodotta solo all'esterno del Sole, nell'atmosfera solare; in particolare i nostri occhi sono sensibili solo alla luce visibile; quello che quindi vediamo del Sole è la fotosfera e la luce visibile in fotosfera corrisponde all'energia che viene prodotta nel nucleo mentre la differenza corrisponde alla lunghezza d'onda. Nel nucleo la luce è sotto forma di raggi gamma con una lunghezza d'onda molto corta, mentre la luce visibile la osserviamo a lunghezze d'onda di 5000 Angstrom usando le unità di misura convenzionali (ricordiamo che un Angstrom è uguale a 10 alla -8 cm). Come avviene questo cambiamento di lunghezza d'onda? Questo cambiamento avviene tramite il trasporto dell'energia prodotta nel nucleo solare attraverso la parte più interna del Sole fino a circa 07 raggi solari, la cd. zona radiativa. In questa zona avvengono processi di assorbimento e riemissione della luce, fatta dal gas stellare che per la gran parte è costituito da H, dal 10 % da He e in una piccolissima percentuale, da altri elementi più pesanti che nel gergo dell'astronomia sono detti genericamente metalli (anche se non sono tutti metalli). Il trasporto dell'energia attraverso la zona radiativa, comincia ad alterare la lunghezza d'onda dell'energia prodotta. L'energia è proporzionale alla frequenza secondo la relazione che l'energia è una costante (la costante di Plank - h), moltiplicata per la frequenza. A sua volta la frequenza è inversamente proporzionale alla lunghezza d'onda cioè la frequenza è uguale alla velocità della luce diviso la lunghezza d'onda. Quindi l'energia cambia di lunghezza d'onda e si trasporta sia attraverso il Sole, sia nella parte visibile dello spettro. Prima però di giungere all'atmosfera c'è una zona del Sole che occupa circa il terzo esterno del raggio Solare e che è la zona convettiva. Il gradiente di temperatura, man mano che ci allontaniamo dal nucleo solare diminuisce e ciò non ci sorprende, perché ci allontaniamo dalla zona dove viene prodotta l'energia. Quando arriviamo alla zona convettiva, il gradiente di temperatura verso l'esterno diventa così ripido che il trasporto dell'energia attraverso la sola radiazione non è più efficace. Diventa molto più efficace se masse intere di gas si spostano e, trasportando la propria temperatura, trasportano come energia interna e cinetica il grosso dell'energia prodotta dal Sole. Un fenomeno come questo si chiama convezione (basti pensare ad una pentola sul gas con l'acqua ed al ribollire dell'acqua che per il diverso gradiente di temperatura assume dei moti convettivi); un fenomeno analogo avviene del Sole. Questa zona convettiva si estende fino all'atmosfera del Sole; noi chiamiamo atmosfera solare quella parte del Sole che riusciamo ad osservare attraverso la radiazione elettromagnetica. Infatti, fino a pochi anni fa osservavamo il Sole come radiazione elettromagnetica e quindi non potevamo conoscere nulla di quello che avveniva all'interno se non utilizzando argomentazioni teoriche. Nella zona da noi osservabile sono presenti alcuni fenomeni. Quali sono questi fenomeni ? La fotosfera non è omogenea; infatti, proprio perché c'è questa zona convettiva sotto la fotosfera e siccome la superficie solare non è rigida, questi moti e gas della zona convettiva non si arrestano bruscamente, giunti nell'atmosfera, ma penetrano nella stessa e anche se questa è stabile, (perché il trasporto dell'energia è di nuovo stabile rispetto alla convezione in quanto il trasporto dell'energia è di nuovo di tipo radiativo) ci sono molti moti che, provenendo da sotto, provocano fenomeni osservabili in luce visibile; vediamo moti di scala piccola, definiti granulazione fotosferica (figura 2B) e di grossa scala, definiti supergranulazione. Tutta la fotosfera è dunque ricoperta dalla granulazione fotosferica che altro non è che la penetrazione nella fotosfera dei moti convettivi, che sono caratteristici della zona più interna del Sole e cioè della zona convettiva. Le strutture dette granuli sono grandi circa 1500 Km, mentre le zone scure tra i granuli, detti intergranuli, sono molto più piccole (di circa un fattore 10). Gli intergranuli sono tra di loro comunicanti in una sorta di rete, mentre i granuli sono strutture isolate. Solitamente, un granulo, ha velocità verso l'esterno, mentre l'intergranulo è uno sprofondamento di gas più freddo verso l'interno. I granuli rappresentano quindi, il materiale caldo che sale, mentre l'intergranulo quello freddo che sprofonda (ricorda l'esempio della pentola con l'acqua calda). La granulazione rappresenta lo strato sottile, che noi osserviamo in fotosfera, del fenomeno convettivo provocato dal riscaldamento che avviene a 07 raggi solari. Oggi possiamo riprodurre e simulare con il computer, sulla base dell'equazione della dinamica del gas, il comportamento spaziale e temporale di una serie di granuli messi tutti insieme verificandone l'evoluzione. La fotosfera è anche solcata dalle cd. macchie solari che sono zone più fredde della stessa. Le macchie solari sono costituite da una zona più scura, l'ombra, con una temperatura attorno ai 4500°C, e dalla penombra che si trova più all'esterno ed è meno scura. Questi fenomeni sono sempre dinamici; anche i granuli hanno una vita media di circa 10 minuti e possono essere sottoposti a svariati tipi di evoluzioni tra cui l'esplosione.

LA TEMPERATURA DEL SOLE

Esaminiamo ora l'andamento della temperatura media nel Sole, andando dall'interno verso l'esterno fino all'atmosfera. Nell'interno del Sole dove avvengono le reazioni nucleari c'è una temperatura di 15.000.000° C, e poi c'è una graduale diminuzione fin all'atmosfera. C'è, infatti, una zona più ripida all'inizio della zona convettiva e poi c'è una diminuzione progressiva fino alla fotosfera (lo 0 della scala è la fotosfera). La temperatura media nella fotosfera è di circa 5780° C ed è quella che si chiama temperatura efficace del Sole; la temperatura minima viene raggiunta a circa 500 Km sopra un raggio solare. Questa temperatura minima è intorno ai 4100 - 4400° C. Poi avviene un sorprendente fenomeno; quando noi andiamo nella cromosfera solare e poi nella corona, passando per quella zona molto stretta che c'è tra cromosfera e corona chiamata regione di transizione, la temperatura del Sole sale di nuovo paurosamente. Nella cromosfera dai 4400°C ai 10000°C; nella regione di transizione avviene poi una ripida salita, fino alla corona dove si arriva di nuovo a temperature sui 2.000.000°C (temperature medie). Questo fenomeno della risalita della temperatura nella parte esterna del Sole è tuttora sconosciuto; non si conosce con sicurezza il meccanismo che produce questo riscaldamento. Sicuramente non può essere provocato dalla radiazione perché questa per sua natura tende ad allontanarsi dal corpo più caldo per andare a quello più freddo.

COME L'OSSERVIAMO

La maniera tradizionale di osservare il Sole era attraverso la radiazione elettromagnetica, che ha un suo spettro con diverse lunghezze d'onda; se noi ci scegliamo la lunghezza d'onda opportuna possiamo sondare l'atmosfera del Sole a profondità diverse. Una importante proprietà del Sole è l'opacità di alcune zone e la trasparenza di altre. Certi colori più trasparenti ci permettono di osservare più in fondo, mentre quelli più opachi più in superficie. In questo modo, noi osserviamo un'atmosfera del Sole che è estremamente estesa, perchè la fotosfera è solo una buccia di 500 Km sopra la zona convettiva, mentre il resto, la cromosfera e la corona, si estendono per molti raggi solari. La cromosfera è uno strato più piccolo, con un'estensione di circa 8000 km, mentre la corona si estende per circa 3 o 4 raggi solari. Poi abbiamo il vento solare che è un fenomeno di emissione di materia che si estende fino ad arrivare a toccare il campo magnetico terrestre. Attualmente, quello che si deve sottolineare è che la radiazione elettromagnetica non è più l'unico modo per osservare il sole; oggi si possono utilizzare anche le oscillazioni acustiche globali ed i neutrini. Questi sistemi, utilizzando la proprietà della trasparenza, ci permettono di osservare molto più in profondità; con le oscillazioni arriviamo nella cd. zona radiativa, mentre i neutrini ci fanno arrivare nel nucleo dove sono prodotti e ci permettono di avere informazioni dirette sulla formazione e sulla composizione interna solare, che prima potevamo avere solo basandoci su argomentazioni teoriche. Osservando la radiazione possiamo osservare zone più elevate, nell'atmosfera, ponendoci in una parte dello spettro, nelle cd. righe di assorbimento, dove l'opacità è molto grande. Lo spettro del Sole presenta una specie di buca, che è proprio dovuta a questa opacità, che letteralmente si mangia la luce che altrimenti dovrebbe uscire. Naturalmente, se c'è questa opacità, vuol dire che stiamo osservando una zona poco trasparente; se è poco trasparente, la luce deve provenire da una zona più vicina a noi, quindi stiamo salendo nell'atmosfera solare verso la cromosfera. Con questo sistema, scegliendo poi la lunghezza d'onda corrispondente ai raggi X, è possibile osservare anche la corona solare. La corona solare, prima di essere in grado di fare osservazione in raggi X, si poteva osservare da terra solo durante un'eclisse totale di Sole. Infatti, durante un'eclisse totale di Sole, la Luna copre completamente il disco solare e quindi la fotosfera; siccome la corona è 100.000 volte meno brillante della fotosfera, è impossibile osservarla normalmente, ma diviene possibile farlo quando la fotosfera viene coperta dalla Luna. Inoltre, durante un'eclisse totale viene eliminato anche l'altro limite all'osservazione della corona e cioè la luminosità del cielo (che è molto maggiore della luminosità intrinseca della corona), provocata dalla diffusione nella nostra atmosfera, della luce solare (durante un'eclisse totale questa diffusione diminuisce a livello esponenziale, perché la fotosfera è coperta dalla Luna ed il cielo, attorno al Sole, diviene scuro). Di conseguenza, durante un'eclisse di Sole è possibile osservare, attorno al disco nero del Sole eclissato, un tenue e allo stesso tempo fulgido bagliore chiaro, che è appunto la corona solare. Il problema era però dovuto al fatto che le eclissi sono poche e spesso localizzate in zone della Terra di difficile accesso per una spedizione scientifica. Inoltre la limitatezza delle eclissi nel tempo non permetteva uno studio sistematico delle evoluzioni coronali condotto con l'ausilio di strumentazioni professionali. Oggi invece, grazie al sistema su indicato, è possibile osservare sempre la corona e quindi condurre sulla stessa studi sistematici e più produttivi. Ma ritorniamo al discorso dello spettro solare. Osservando la scala sottostante, possiamo leggere da sinistra verso destra, raggi gamma (Gamma-Ray), raggi X (X-Ray), raggi ultravioletti (ultraviolet), fronte d'onda visibile (visible), raggi infrarossi (infrared) ed infine onde radio (radio). I nostri occhi vedono nella parte corrispondente al visibile, dove c'è un picco, che è il massimo dell'emissione della luce solare. Questa scala è logaritmica, il che vuol dire che ogni tacca, presente sui due assi, corrisponde ad un passo di un fattore 10. Spostandomi sulla scala dove ci sono 6 fattori 10, mi trovo dove la luce solare è un milione di volte più debole, rispetto al picco, e quindi si deduce che proviene dagli strati più esterni del Sole. Invece, se mi sposto verso i raggi gamma, mi troverò alla lunghezza d'onda dove viene prodotta l'energia solare. Ritornando poi verso il fronte d'onda visibile, riproduco lo spostamento di lunghezza d'onda che si verifica nel Sole. Il Sole emette anche nell'infrarosso, quindi a lunghezze d'onda più grandi. Questa scala, in realtà, copre tutto lo spettro solare; se facciamo uno zoom possiamo vedere che nello spettro ci sono delle buche, che si chiamano righe di assorbimento. Questa tecnica, per osservare la cromosfera del Sole, è stata adoperata anche per andare a vedere se nelle stelle ci sono le cromosfere, perché la parte centrale della riga è una parte che varia a seconda dell'attività della cromosfera. Mentre la luce che ci viene dalla fotosfera mediamente ha solo delle piccole fluttuazioni, la luce che ci viene dalla cromosfera ha delle fluttuazioni molto più grosse che sono legate al ciclo di attività; cioè le regioni attive, possono essere più o meno numerose, più o meno intense e alterare la parte centrale di questa riga che si forma nella cromosfera del Sole.

PERCHE' VALE LA PENA STUDIARE FISICA SOLARE

Oggi c'è molta competizione anche nel campo dell'astronomia, tra chi studia il Sole, chi studia il resto del Sistema Solare, le Stelle, le Galassie; quindi bisogna porsi la domanda del perché valga la pena studiare fisica solare, proprio per trovare i motivi di questa validità ricercativa. Se ci limitiamo al passato recente, il Sole è servito per cercare la prova di alcune affermazioni contenute nella teoria della relatività. Ci sono due esperimenti (uno in un primo tempo non è stato positivo e poi solo recentemente si è rivelato positivo) e sono questi: nel 1919 è stato osservato che la luce di una stella che si trova sulla sfera celeste in prossimità del disco solare, viene deviata nel passare vicino al Sole. Quindi si conferma che la luce possiede una massa, che viene attratta nel passare vicino ad un'altra massa molto più grande. Questa era una cosa prevista dalla Relatività di Einstein. Chiaramente, per fare osservazioni di questo genere si sono sfruttate del eclissi totali di Sole. Un'altra cosa che pure è legata con la teoria della Relatività è lo spostamento gravitazionale verso il rosso delle righe spettrali (quelle buche all'interno dello spettro solare). Queste righe si devono trovare a delle frequenze d'onda precise (in realtà abbiamo visto che sono il prodotto dell'assorbimento). L'assorbimento lo effettua il gas, che è costituito da atomi; ma gli atomi come assorbono la radiazione ? L'assorbono perché gli atomi sono costituiti di elettroni che si trovano in tanti livelli diversi di energia attorno al nucleo; possono quindi assorbire la radiazione, perché quando assorbono energia, saltano in un livello legato più alto. Ma questo salto è preciso? Questo salto, corrisponde ad una lunghezza d'onda ben precisa, cioè la lunghezza d'onda in cui c'è la riga di assorbimento. Ora queste righe di assorbimento, osservate nel Sole, in realtà non si trovano nella posizione in cui le troviamo quando le osserviamo in laboratorio. Infatti, se osserviamo in laboratorio lo spettro delle righe dell'idrogeno in una lampada ad idrogeno e ne misuriamo la lunghezza d'onda e poi le confrontiamo con quelle dell'H nello spettro solare, notiamo uno spostamento. Le righe solari sono infatti spostate verso il rosso (come prevede la Teoria di Einstein) come azione legata al fatto che il Sole ha una grande massa. E' uno spostamento che corrisponde ad una frazione piccola di lunghezza d'onda, però è osservato. Il problema è che è stato osservato (questo spostamento) molto chiaramente, prima nelle stelle, in particolare nel compagno di Sirio (Sirio B) e dopo nel Sole. Nel Sole infatti c'è tutta la dinamica di cui si è detto sopra, dinamica che è provocata dallo spostamento dei gas; questo moto della sorgente provoca di nuovo lo spostamento della lunghezza d'onda della luce essendoci quindi un effetto Doppler. Nel caso del Sole è difficile distinguere questo spostamento verso il rosso, dovuto alla gravità, dallo spostamento delle righe spettrali, dovuto ai moti di origine convettiva che sono presenti sul Sole. Il Sole è stato la prima stella che ha permesso di stabilire l'origine dell'energia all'interno delle stelle. Il fatto di attribuirlo alla fusione nucleare è recente, risalendo al 1927. La fusione nucleare è l'unica che fornisce una quantità di energia tale da spiegare la luminosità del Sole durante il suo tempo di vita, che è dell'ordine dei quattro miliardi e mezzo di anni; il Sole ha emesso luce con la stessa luminosità di adesso per tutto questo lunghissimo periodo. Non c'è nessun altro meccanismo che è in grado di fornire una tale quantità di energia, solo la fusione nucleare. Questo è stato dimostrato sul Sole per la prima volta ed è stata la spiegazione della produzione di energia nelle altre stelle. Ci sono stelle più massicce dove non è proprio la trasformazione dell'H in He da sola la fonte principale di energia. Ci sono altre reazioni analoghe che sempre producono energia, fondendo l'H, ma che passano attraverso delle reazioni diverse. Lo studio dello spettro solare serve per determinare la composizione chimica del Sole, metodo che è stato adoperato anche per le stelle, per determinare la stratificazione nell'atmosfera, della temperatura e della densità. Lo studio delle cromosfere è nato sul Sole ed è stato esteso alle stelle. Nella figura - 12, quello che si vede è la quantità di luce che varia nel tempo (in un periodo di tempo di 5 anni), osservata nel cuore della riga K del calcio, che si forma nella cromosfera del Sole. Ebbene, la quantità di luce che viene fuori dalla parte centrale di quella riga, cambia nel tempo per effetto del ciclo solare. In questo modo si sono studiati anche i cicli stellari, dopo aver studiato i cicli solari. Partendo dalla conoscenza di cromosfera, corona e attività solare, si è scoperto che questi fenomeni sono comuni alla maggior parte delle stelle. L'ultima cosa del recente passato, per cui il Sole è importante, è l'eliosismologia, cioè lo studio delle oscillazioni globali del Sole. Come possiamo farci un'idea di perché il Sole oscilla e perché queste oscillazioni ci danno informazioni sull'interno del Sole ? Facciamo l'esempio chiarificatore della chitarra. Immaginate di suonare la chitarra; voi dovete sostanzialmente perturbare una corda, quindi c'è una perturbazione e questo fa risuonare la corda. La corda ha delle risonanze, cioè delle frequenze; le note musicali corrispondono ad una frequenza ben precisa, perché la corda è qualche cosa che è vincolata tra due parti, che le danno una serie ben definita di frequenze caratteristiche. Ora, nel caso del Sole dobbiamo rappresentarlo come la nostra corda di chitarra, soltanto bisogna ricordare che la corda ha una sola dimensione (quella della sua lunghezza), mentre il Sole ne ha tre. A questo punto bisogna porsi la seguente domanda: chi è che perturba questa sfera di gas ? E' facile rispondere. Abbiamo detto che nel Sole c'è una zona convettiva, quindi ci sono queste masse di gas che andando avanti e indietro generano delle spinte verso l'atmosfera del Sole; è un po' come suonare un tamburo (anche se il tamburo ha solo due dimensioni). Quindi, ritornando all'esempio precedente della corda, siccome la perturbazione implica una spinta, la convezione dei gas perturba o meglio "suona" il Sole e il Sole essendo una sfera, quindi qualcosa di limitato, possiede delle frequenze di risonanza tipiche. Quello che è stato osservato è che il Sole ha queste sue frequenze di risonanza tipiche, che siamo capaci di misurare da Terra. Le frequenze di risonanza sono una caratteristica dell'interno del Sole; le onde infatti, si propagano verso l'interno. A questo punto la convezione picchia e anche se non sappiamo ancora bene come, possiamo prendere per buona questa soluzione al problema in attesa di una definitiva conferma: sono gli intergranuli (che sono molto più veloci ad andare verso il basso nell'ambito dei moti convettivi) a picchiare sullo strumento Sole e questo lo fa entrare in risonanza. Qualcosa di simile ai terremoti. Nel terremoto la perturbazione è provocata da uno spostamento all'interno di una frattura della crosta terrestre, uno spostamento improvviso fra due zolle, che genera un movimento e quindi un'onda che si propaga sia verso l'esterno che verso l'interno della superficie terrestre. Per questa similitudine, si chiama eliosismologia lo studio delle oscillazioni globali; il processo è analogo, cioè la perturbazione fatta dagli intergranuli produce delle onde all'interno del Sole, le quali si propagano nel suo interno, e poichè la temperatura solare sale verso l'interno, la velocità del suono che è proporzionale alla radice della temperatura, sale anch'essa verso l'interno. Questo fatto fa sì che le onde non arrivano fino al centro del Sole ma vengono via via curvate fino ad essere riflesse completamente, cioè sono intrappolate nel Sole e le frequenze a cui risuonano sono tipiche della struttura solare. Misurando le frequenze possiamo avere informazioni sull'interno della nostra stella. Chiaramente, questo sistema di osservare l'interno del Sole è stato trasferito anche alle stelle ed è nata l'asterosismologia, cioè la ricerca delle oscillazioni delle stelle. Questo è un esempio delle oscillazioni solari. La figura 14 rappresenta, con toni diversi, zone del Sole che vanno dall'alto verso il basso, non per azione della convezione, ma perché la superficie del Sole sta risuonando come un tamburo. Le oscillazioni si possono misurare; nel grafico 15, sull'asse delle ordinate, è misurato l'andamento delle velocità di oscillazione nel corso del tempo (in questo caso in 36 giorni), in un punto della superficie solare. Poi è possibile anche andare a vedere da quali armoniche è composto questo segnale delle oscillazioni del Sole. Questa è la maniera in cui si vanno a osservare le armoniche; in questo grafico l'ampiezza delle oscillazioni è più alta laddove il colore è più giallo ed è più basso dove il colore è più blu. Su questa scala proporzionale alla larghezza orizzontale delle oscillazioni, oscillazioni che coinvolgono grandi parti della superficie del Sole si trovano a L bassi (questa quantità si chiama "L"), mentre oscillazioni che coinvolgono zone piccole si trovano a L grandi. Invece sull'asse delle ordinate ci sono le frequenze temporali, cioè una quantità che è inversamente proporzionale al periodo delle oscillazioni. Il grosso delle oscillazioni, come vedete, è attorno a 3,5 Millihertz, che corrisponde ad un periodo delle oscillazioni di circa 5 minuti. L'altra cosa da notare (abbiamo detto che le corde della chitarra hanno le loro note caratteristiche, le loro frequenze caratteristiche) è che le frequenze delle oscillazioni sono caratteristiche, ma non tutte le frequenze sono possibili, si passa da una zona all'altra e tra una zona e l'altra c'è un vuoto in quanto quella frequenza non risuona. Dove c'è la successiva frequenza che risuona c'è di nuovo il colore, cioè di nuovo il massimo dell'oscillazione. La figura 13 è invece un'immagine che vi fa vedere il cammino dell'oscillazione all'interno del Sole. L'eccitazione è probabilmente dovuta agli intergranuli che picchiano verso il basso. Un'oscillazione globale del Sole non è prodotta da un solo evento, da un solo intergranulo che picchia, ma dall'insieme di tutti gli intergranuli che picchiano. Quello che viene qui rappresentata è la sovrapposizione di tutte le onde che corrispondono alla stessa frequenza. In questo caso sono rappresentate in blu e in rosso le quali propagandosi verso l'interno del Sole, vengono rifratte per il meccanismo che abbiamo visto precedentemente, fino ad essere riflesse ad una certa profondità. Queste sono due onde che hanno una scala, una lunghezza d'onda orizzontale leggermente diversa. L'onda che ha una scala spaziale più grande (la rossa) arriva più in profondità. la differenza di frequenza mi dà informazioni su questi due strati tratteggiati all'interno del Sole, che possono essere nella zona convettiva o al di sotto della zona convettiva; in realtà onde di tipo acustico nel Sole arrivano fin quasi al nucleo solare. Altri tipi di onde si formerebbero nel nucleo, ma per il momento non le abbiamo osservate.

Perchè vale la pena di studiare il Sole oggi?

Il Sole continua ad essere un modello per la fisica stellare. Quindi esiste proprio una parte dello studio solare che si chiama "il Sole come Stella", che è l'applicazione alle stelle delle idee che si sono sviluppate per studiare il Sole. Un altro motivo per cui vale la pena di studiare il Sole oggi è il discorso dei Neutrini solari. Prima abbiamo parlato del processo per cui si forma l'energia all'interno del Sole, la fusione. In queste equazioni, all'inizio c'è questo simbolo H1, che è il simbolo del nucleo dell'idrogeno, e alla fine c'è il simbolo He, che è il simbolo dell'elio. Questo ciclo rappresenta come si passa dai nuclei d'idrogeno ad un nucleo di elio. Nel fare questo passaggio ci sono delle particelle, indicate con la lettera greva v (ni), che si chiamano neutrini. Quindi nella catena della fusione nucleare vengono prodotti i neutrini, che sono la cosa più trasparente che c'è, cioè non interagiscono quasi con nulla, e sono in grado di arrivare direttamente sulla Terra provenendo direttamente dal nucleo del Sole dove vengono prodotti. Quindi, se riusciamo a misurarli rappresentano il sistema migliore per avere informazioni sul nucleo solare. Il problema è che, essendo trasparenti, sarà difficile anche misurarli. Questo problema, essenzialmente tecnologico, è stato superato a partire dagli anni '60 e si sono fatti degli esperimenti sempre più sofisticati per misurare i neutrini. Ce n'è uno in Italia, sotto il Gran Sasso, che si chiama "Gallex", chiamato così perché il materiale che deve rilevare i neutrini è il gallio. Questo esperimento avviene sotto il massiccio del Gran Sasso perché, essendo i neutrini delle particelle che interagiscono poco con le cose, se vogliamo rilevare una interazione del neutrino dobbiamo essere sicuri di essere protetti dalla interazione con qualsiasi altra cosa; quindi la montagna fa da schermo. La galleria sotto la montagna protegge da reazioni stupide, cioè non collegate con i neutrini. Quello che è venuto fuori da una decina d'anni di misure del flusso dei neutrini solari, è che il flusso osservato è circa un terzo rispetto a quello previsto, cioè mancano dei neutrini. In un primo tempo questa mancanza era stata attribuita ad un difetto della nostra conoscenza dell'interno solare; poi si è capito che è la fisica dei neutrini a non essere ben conosciuta. Probabilmente di neutrini esistono almeno tre tipi e con ogni probabilità il neutrino non è una particella senza massa, ma una particella con massa. Queste cose sono collegate, quindi: se il neutrino ha la massa, è in grado di presentarsi sotto forme diverse e di passare da una forma all'altra. Sostanzialmente la fisica solare, la misura del flusso di energia solare, è di stimolo per la ricerca nel campo della fisica delle particelle. Il problema del riscaldamento non è ancora chiarito. Noi non sappiamo quale meccanismo, quali tipi di onde o quali processi avvengano nel campo magnetico solare che è molto importante nella parte più esterna dell'atmosfera solare, quali meccanismi avvengano, responsabili del riscaldamento non termico della cromosfera e in particolare della corona. Altri elementi sono gli eventi che avvengono nell'atmosfera esterna del Sole, che influenzano il campo magnetico terrestre ed hanno effetti sulla Terra. Esiste un ramo della fisica solare, che si occupa specificamente dell'effetto dell'attività solare sopra la Terra e le attività terrestri. Si chiama "space weather" (tempo spaziale); è chiaro che si è sviluppato prima in USA, in quanto gli americani hanno sviluppato prima di noi la ricerca nello spazio e quindi era molto importante controllare anche i fenomeni dell'attività solare, anche per fini astronautici. Infatti, un'eruzione solare può essere un grosso problema per una missione spaziale.

Lavoro ultimato il 16.10.1999

NOTE

Per motivi didattici abbiamo escluso dalla riproduzione l'ultima parte della lezione dedicata alle ricerche condotte dall'Osservatorio Astronomico di Capodimonte - Napoli nell'ambito del gruppo di ricerca di fisica solare e di fisica delle atmosfere stellari. In ogni caso abbiamo provveduto ad inserire le cose salienti di questa parte della lezione.