Obiettivi di Apprendimento
alla fine di questa sezione, si sarà in grado di:
- Spiegare come la composizione del Sole è diverso da quello di Terra
- Descrivere i vari strati del Sole e le loro funzioni
- Spiegare cosa accade in diverse parti dell’atmosfera del Sole
Il Sole, come tutte le stelle, è una palla enorme di estremamente caldo, in gran parte di gas ionizzato, che splende sotto il suo potere. E noi intendiamo enorme., Il Sole potrebbe adattarsi 109 Terre side-by-side attraverso il suo diametro, e ha abbastanza volume (occupa abbastanza spazio) per contenere circa 1,3 milioni di terre.
Il Sole non ha una superficie solida o continenti come la Terra, né ha un nucleo solido (Figura 1). Tuttavia, ha molta struttura e può essere discusso come una serie di strati, non diversamente da una cipolla. In questa sezione, descriviamo gli enormi cambiamenti che si verificano nell’ampio interno e nell’atmosfera del Sole, e le eruzioni dinamiche e violente che si verificano quotidianamente nei suoi strati esterni.,
Figura 1. Terra e Sole: qui, la Terra viene mostrata in scala con parte del Sole e un gigantesco anello di gas caldo che erutta dalla sua superficie. L’inserto mostra l’intero Sole, più piccolo. (credit: modification of work by SOHO/EIT/ESA)
Alcune delle caratteristiche fondamentali del Sole sono elencate nella Tabella 1. Anche se alcuni dei termini in quella tabella può essere sconosciuto a voi in questo momento, si arriva a conoscerli come si legge ulteriormente.
| Tabella 1., Caratteristiche del Sole | ||
|---|---|---|
| Caratteristica | Come Trovare | Valore |
| distanza Media | Radar riflessione da parte di pianeti | 1 AU (149,597,892 km) |
| distanza Massima dalla Terra | 1.521 × 108 km | |
| distanza Minima dalla Terra | 1.471 × 108 km | |
| Massa | Orbita della Terra | 333,400 masse terrestri (1.99 × 1030 kg) |
| Media diametro angolare | misura Diretta | 3159.,3 |
| Diameter of photosphere | Angular size and distance | 109.3 × Earth diameter (1.39 × 106 km) |
| Mean density | Mass/volume | 1.41 g/cm3
(1400 kg/m3) |
| Gravitational acceleration at photosphere (surface gravity) | GM/R2 | 27.9 × Earth surface gravity = 273 m/s2 |
| Solar constant | Instrument sensitive to radiation at all wavelengths | 1370 W/m2 |
| Luminosity | Solar constant × area of spherical surface 1 AU in radius | 3.,8 × 1026 W |
| classe Spettrale | Spettro | G2V |
| Efficace della temperatura | Derivato dalla luminosità e il raggio di Sole | 5800 K |
| periodo di Rotazione all’equatore | Macchie solari e Doppler in spettri ottenuti a bordo del Sole | 24 giorni, 16 ore |
| Inclinazione dell’equatore all’eclittica | Movimenti delle macchie solari | 7°10.,5 |
Composizione dell’atmosfera solare
Iniziamo chiedendo di cosa sia fatta l’atmosfera solare. Come spiegato in Radiazioni e Spettri, possiamo usare lo spettro della linea di assorbimento di una stella per determinare quali elementi sono presenti. Si scopre che il Sole contiene gli stessi elementi della Terra ma non nelle stesse proporzioni. Circa il 73% della massa del Sole è idrogeno e un altro 25% è elio., Tutti gli altri elementi chimici (compresi quelli che conosciamo e amiamo nei nostri corpi, come carbonio, ossigeno e azoto) costituiscono solo il 2% della nostra stella. I 10 gas più abbondanti nello strato superficiale visibile del Sole sono elencati nella Tabella 1. Esaminate quella tabella e notate che la composizione dello strato esterno del Sole è molto diversa dalla crosta terrestre, dove viviamo. (Nella crosta del nostro pianeta, i tre elementi più abbondanti sono ossigeno, silicio e alluminio. Anche se non come il nostro pianeta, il trucco del Sole è abbastanza tipico delle stelle in generale.,
| Table 1. The Abundance of Elements in the Sun | ||
|---|---|---|
| Element | Percentage by Number of Atoms | Percentage By Mass |
| Hydrogen | 92.0 | 73.4 |
| Helium | 7.8 | 25.0 |
| Carbon | 0.02 | 0.20 |
| Nitrogen | 0.008 | 0.09 |
| Oxygen | 0.06 | 0.80 |
| Neon | 0.,01 | 0.16 |
| Magnesium | 0.003 | 0.06 |
| Silicon | 0.004 | 0.09 |
| Sulfur | 0.002 | 0.05 |
| Iron | 0.003 | 0.14 |
Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., Eppure, essendo una donna, lei non è stato dato un appuntamento formale ad Harvard, dove ha lavorato, fino al 1938 e non è stato nominato professore fino al 1956. (credit: Smithsonian Institution)
Il fatto che il nostro Sole e le stelle hanno tutte composizioni analoghe e sono composti principalmente di idrogeno ed elio, mostrato in una brillante tesi di laurea nel 1925 da Cecilia Payne-Gaposchkin, la prima donna a ottenere un Dottorato di ricerca in astronomia, negli Stati Uniti (Figura 2)., Tuttavia, l’idea che i gas leggeri più semplici—idrogeno ed elio—fossero gli elementi più abbondanti nelle stelle era così inaspettata e così scioccante che presumeva che la sua analisi dei dati dovesse essere sbagliata. All’epoca, scrisse, “L’enorme abbondanza derivata per questi elementi nell’atmosfera stellare non è quasi certamente reale.”Anche gli scienziati a volte hanno difficoltà ad accettare nuove idee che non sono d’accordo con ciò che tutti “sanno” di essere giusto.
Prima del lavoro di Payne-Gaposchkin, tutti presumevano che la composizione del Sole e delle stelle sarebbe stata molto simile a quella della Terra., È stato 3 anni dopo la sua tesi che altri studi hanno dimostrato oltre ogni dubbio che l’enorme abbondanza di idrogeno ed elio nel Sole è davvero reale. (E, come vedremo, la composizione del Sole e delle stelle è molto più tipica della composizione dell’universo rispetto alla strana concentrazione di elementi più pesanti che caratterizza il nostro pianeta.)
La maggior parte degli elementi trovati nel Sole sono sotto forma di atomi, con un piccolo numero di molecole, tutti sotto forma di gas: il Sole è così caldo che non importa può sopravvivere come un liquido o un solido., In effetti, il Sole è così caldo che molti degli atomi in esso contenuti sono ionizzati, cioè spogliati di uno o più dei loro elettroni. Questa rimozione di elettroni dai loro atomi significa che c’è una grande quantità di elettroni liberi e ioni caricati positivamente nel Sole, rendendolo un ambiente carico elettricamente—molto diverso da quello neutro in cui stai leggendo questo testo. (Gli scienziati chiamano un gas ionizzato così caldo un plasma.)
Nel diciannovesimo secolo, gli scienziati osservarono una linea spettrale a 530.,3 nanometri nell’atmosfera esterna del Sole, chiamata corona (uno strato che discuteremo tra un minuto.) Questa linea non era mai stata vista prima, e quindi si presumeva che questa linea fosse il risultato di un nuovo elemento trovato nella corona, chiamato rapidamente coronium. Fu solo 60 anni dopo che gli astronomi scoprirono che questa emissione era in realtà dovuta al ferro altamente ionizzato—ferro con 13 dei suoi elettroni spogliati. È così che abbiamo scoperto per la prima volta che l’atmosfera del Sole aveva una temperatura di oltre un milione di gradi.,
Gli strati del Sole sotto la superficie visibile
Figura 3. Parti del Sole: questa illustrazione mostra le diverse parti del Sole, dal nucleo caldo in cui l’energia viene generata attraverso regioni in cui l’energia viene trasportata verso l’esterno, prima per radiazione, poi per convezione, e poi attraverso l’atmosfera solare. Le parti dell’atmosfera sono anche etichettate come fotosfera, cromosfera e corona. Alcune caratteristiche tipiche dell’atmosfera sono mostrate, come fori coronali e prominenze., (credit: modification of work by NASA / Goddard)
La figura 3 mostra come apparirebbe il Sole se potessimo vedere tutte le parti di esso dal centro alla sua atmosfera esterna; i termini nella figura ti diventeranno familiari mentre continui a leggere.
Gli strati del Sole sono diversi l’uno dall’altro e ciascuno gioca un ruolo nella produzione dell’energia che il Sole emette in ultima analisi. Inizieremo con il nucleo e lavoreremo attraverso gli strati. Il nucleo del Sole è estremamente denso ed è la fonte di tutta la sua energia., All’interno del nucleo, l’energia nucleare viene rilasciata (in modi che discuteremo al sole: una centrale nucleare). Il nucleo è circa il 20% delle dimensioni dell’interno solare e si pensa che abbia una temperatura di circa 15 milioni di K, rendendolo la parte più calda del Sole.
Sopra il nucleo c’è una regione nota come zona radiativa—chiamata per la modalità primaria di trasporto di energia attraverso di essa. Questa regione inizia a circa il 25% della distanza dalla superficie solare e si estende fino a circa il 70% della strada verso la superficie., La luce generata nel nucleo viene trasportata attraverso la zona radiativa molto lentamente, poiché l’alta densità di materia in questa regione significa che un fotone non può viaggiare troppo lontano senza incontrare una particella, facendola cambiare direzione e perdere un po ‘ di energia.
La zona convettiva è lo strato più esterno dell’interno solare. È uno spesso strato profondo circa 200.000 chilometri che trasporta energia dal bordo della zona radiativa alla superficie attraverso celle di convezione giganti, simile a una pentola di farina d’avena bollente., Il plasma nella parte inferiore della zona convettiva è estremamente caldo e bolle in superficie dove perde il suo calore nello spazio. Una volta che il plasma si raffredda, affonda di nuovo al fondo della zona convettiva.
Ora che abbiamo dato una rapida panoramica della struttura dell’intero Sole, in questa sezione, intraprenderemo un viaggio attraverso gli strati visibili del Sole, iniziando dalla fotosfera—la superficie visibile.
La fotosfera solare
Figura 4., Fotosfera solare più macchie solari: Questa fotografia mostra la fotosfera-la superficie visibile del Sole. Viene mostrata anche un’immagine ingrandita di un gruppo di macchie solari; la dimensione della Terra viene mostrata per il confronto. Le macchie solari appaiono più scure perché sono più fresche dell’ambiente circostante. La temperatura tipica al centro di una grande macchia solare è di circa 3800 K, mentre la fotosfera ha una temperatura di circa 5800 K. (credit: modification of work by NASA / SDO)
L’aria terrestre è generalmente trasparente., Ma in una giornata di smog in molte città, può diventare opaco, il che ci impedisce di vedere oltre un certo punto. Qualcosa di simile accade al Sole. La sua atmosfera esterna è trasparente, permettendoci di guardare a breve distanza attraverso di essa. Ma quando proviamo a guardare attraverso l’atmosfera più in profondità nel Sole, la nostra vista è bloccata. La fotosfera è lo strato in cui il Sole diventa opaco e segna il confine oltre il quale non possiamo vedere (Figura 4).,
Come abbiamo visto, l’energia che emerge dalla fotosfera è stata originariamente generata in profondità all’interno del Sole (più su questo nel Sole: una centrale nucleare). Questa energia è sotto forma di fotoni, che si fanno strada lentamente verso la superficie solare. Al di fuori del Sole, possiamo osservare solo quei fotoni che vengono emessi nella fotosfera solare, dove la densità degli atomi è sufficientemente bassa e i fotoni possono finalmente fuggire dal Sole senza scontrarsi con un altro atomo o ion.,
Per analogia, immagina di partecipare a un grande raduno del campus e di aver trovato un posto privilegiato vicino al centro dell’azione. Il tuo amico arriva in ritardo e ti chiama sul tuo cellulare per chiederti di unirti a lei ai margini della folla. Si decide che l “amicizia vale più di un posto privilegiata, e così si lavora la via d” uscita attraverso la folla densa di incontrarla. È possibile spostare solo una breve distanza prima di sbattere contro qualcuno, cambiando direzione, e riprovare, rendendo il vostro modo lentamente verso il bordo esterno della folla., Tutto questo mentre, i tuoi sforzi non sono visibili al tuo amico in attesa al limite. Il tuo amico non può vederti finché non ti avvicini molto al bordo a causa di tutti i corpi in mezzo. Così anche i fotoni che si fanno strada attraverso il Sole urtano costantemente gli atomi, cambiano direzione, si fanno strada lentamente verso l’esterno e diventano visibili solo quando raggiungono l’atmosfera del Sole dove la densità degli atomi è troppo bassa per bloccare il loro progresso verso l’esterno.,
Gli astronomi hanno scoperto che l’atmosfera solare cambia da quasi perfettamente trasparente a quasi completamente opaca in una distanza di poco più di 400 chilometri; è questa sottile regione che chiamiamo fotosfera, una parola che deriva dal greco per “sfera di luce.”Quando gli astronomi parlano del” diametro” del Sole, significano la dimensione della regione circondata dalla fotosfera.
La fotosfera sembra nitida solo da lontano. Se cadeste nel Sole, non sentireste alcuna superficie, ma percepireste solo un graduale aumento della densità del gas che vi circonda., È più o meno come cadere attraverso una nuvola mentre paracadutismo. Da lontano, la nuvola sembra avere una superficie affilata, ma non senti una superficie mentre ci cadi dentro. (Una grande differenza tra questi due scenari, tuttavia, è la temperatura. Il sole è così caldo che si sarebbe vaporizzato molto prima di raggiungere la fotosfera. Paracadutismo nell’atmosfera terrestre è molto più sicuro.)
Figura 5., Modello di granulazione: I segni superficiali delle celle di convezione creano un modello di granulazione su questa immagine drammatica (a sinistra) presa dalla navicella spaziale giapponese Hinode. Puoi vedere lo stesso schema quando riscaldi la zuppa di miso. L’immagine a destra mostra una macchia solare di forma irregolare e granuli sulla superficie del Sole, visto con il telescopio solare svedese il 22 agosto 2003., (credito a sinistra: modifica del lavoro di Hinode JAXA / NASA/ PPARC; credito a destra: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
Potremmo notare che l’atmosfera del Sole non è uno strato molto denso rispetto all’aria nella stanza in cui stai leggendo questo testo. In un punto tipico della fotosfera, la pressione è inferiore al 10% della pressione terrestre a livello del mare e la densità è circa un decimillesimo della densità atmosferica terrestre a livello del mare.,
Le osservazioni con i telescopi mostrano che la fotosfera ha un aspetto screziato, simile a chicchi di riso versati su una tovaglia scura o una pentola di farina d’avena bollente. Questa struttura della fotosfera è chiamata granulazione (vedi Figura 5) I granuli, che sono tipicamente da 700 a 1000 chilometri di diametro (circa la larghezza del Texas), appaiono come aree luminose circondate da regioni strette, più scure (più fredde). La durata di un singolo granello è di soli 5-10 minuti., Ancora più grandi sono i supergranuli, che misurano circa 35.000 chilometri (circa le dimensioni di due Terre) e durano circa 24 ore.
I movimenti dei granuli possono essere studiati esaminando gli spostamenti Doppler negli spettri dei gas appena sopra di essi (vedi L’effetto Doppler). I granuli luminosi sono colonne di gas più caldi che salgono a velocità da 2 a 3 chilometri al secondo da sotto la fotosfera. Mentre questo gas in aumento raggiunge la fotosfera, si diffonde, si raffredda e affonda di nuovo nelle regioni più scure tra i granuli., Le misurazioni mostrano che i centri dei granuli sono più caldi delle regioni intergranulari da 50 a 100 K.
La cromosfera
Figura 6., L’atmosfera del Sole: immagine composita che mostra le tre componenti dell’atmosfera solare: la fotosfera o la superficie del Sole presa in luce ordinaria; la cromosfera, immaginata alla luce della forte linea spettrale rossa dell’idrogeno (H-alfa); e la corona vista con i raggi X. (credit: modification of work by NASA)
I gas esterni del Sole si estendono ben oltre la fotosfera (Figura 6). Poiché sono trasparenti alla maggior parte delle radiazioni visibili ed emettono solo una piccola quantità di luce, questi strati esterni sono difficili da osservare., La regione dell’atmosfera del Sole che si trova immediatamente sopra la fotosfera è chiamata cromosfera. Fino a questo secolo, la cromosfera era visibile solo quando la fotosfera era nascosta dalla Luna durante un’eclissi solare totale (vedi il capitolo su Terra, Luna e Cielo). Nel diciassettesimo secolo, diversi osservatori descrissero ciò che appariva loro come una stretta “striscia” rossa o “frangia” attorno al bordo della Luna durante un breve istante dopo che la fotosfera del Sole era stata coperta. Il nome chromosphere, dal greco per “sfera colorata”, è stato dato a questa striscia rossa.,
Le osservazioni fatte durante le eclissi mostrano che la cromosfera ha uno spessore di circa 2000-3000 chilometri e il suo spettro è costituito da linee di emissione luminose, indicando che questo strato è composto da gas caldi che emettono luce a lunghezze d’onda discrete. Il colore rossastro della cromosfera deriva da una delle linee di emissione più forti nella parte visibile del suo spettro: la linea rossa brillante causata dall’idrogeno, l’elemento che, come abbiamo già visto, domina la composizione del Sole.,
Nel 1868, le osservazioni dello spettro cromosferico rivelarono una linea di emissione gialla che non corrispondeva a nessun elemento precedentemente noto sulla Terra. Gli scienziati si resero conto rapidamente di aver trovato un nuovo elemento e lo chiamarono elio (dopo helios, la parola greca per “Sole”). Ci sono voluti fino al 1895 per l’elio per essere scoperto sul nostro pianeta. Oggi, gli studenti sono probabilmente più familiarità con esso come il gas leggero utilizzato per gonfiare palloncini, anche se si scopre di essere il secondo elemento più abbondante nell’universo.
La temperatura della cromosfera è di circa 10.000 K., Ciò significa che la cromosfera è più calda della fotosfera, il che dovrebbe sembrare sorprendente. In tutte le situazioni che ci sono familiari, le temperature diminuiscono man mano che ci si allontana dalla fonte di calore e la cromosfera è più lontana dal centro del Sole rispetto alla fotosfera.
La regione di transizione
Figura 7. Temperature nell’atmosfera solare: in questo grafico, la temperatura è mostrata in aumento verso l’alto e l’altezza sopra la fotosfera è mostrata in aumento verso destra., Si noti il rapido aumento della temperatura su una distanza molto breve nella regione di transizione tra la cromosfera e la corona.
L’aumento della temperatura non si ferma alla cromosfera. Sopra di esso c’è una regione nell’atmosfera solare in cui la temperatura cambia da 10.000 K (tipica della cromosfera) a quasi un milione di gradi. La parte più calda dell’atmosfera solare, che ha una temperatura di un milione di gradi o più, è chiamata corona. In modo appropriato, la parte del Sole in cui si verifica il rapido aumento della temperatura è chiamata regione di transizione., È probabilmente solo poche decine di chilometri di spessore. La figura 7 riassume come la temperatura dell’atmosfera solare cambia dalla fotosfera verso l’esterno.
Nel 2013, la NASA ha lanciato l’Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) per studiare la regione di transizione per capire meglio come e perché si verifica questo forte aumento della temperatura. IRIS è la prima missione spaziale che è in grado di ottenere immagini ad alta risoluzione spaziale delle diverse caratteristiche prodotte in questo ampio intervallo di temperature e di vedere come cambiano con il tempo e la posizione (Figura 8).,
Figura 3 e il grafico rosso della Figura 7 fanno sembrare il Sole un po ‘ come una cipolla, con gusci sferici lisci, ognuno con una temperatura diversa. Per molto tempo, gli astronomi hanno davvero pensato al Sole in questo modo. Tuttavia, ora sappiamo che mentre questa idea di strati-fotosfera, cromosfera, regione di transizione, corona—descrive abbastanza bene il quadro generale, l’atmosfera del Sole è davvero più complicata, con regioni calde e fredde mescolate., Ad esempio, nuvole di gas di monossido di carbonio con temperature più fredde di 4000 K sono state trovate alla stessa altezza sopra la fotosfera del gas molto più caldo della cromosfera.
Figura 8. Un’immagine di una porzione della regione di transizione della corona, che mostra un filamento, o struttura a nastro costituito da molti singoli fili
La Corona
La parte più esterna dell’atmosfera del Sole è chiamata corona. Come la cromosfera, la corona è stata osservata per la prima volta durante le eclissi totali (Figura 9)., A differenza della cromosfera, la corona è nota da molti secoli: è stata citata dallo storico romano Plutarco ed è stata discussa in dettaglio da Keplero.
Figura 9. Coronagraph: Questa immagine del Sole è stata scattata il 2 marzo 2016. Il cerchio scuro più grande al centro è il disco che blocca l’abbagliamento del sole, permettendoci di vedere la corona. Il cerchio interno più piccolo è dove sarebbe il Sole se fosse visibile in questa immagine., (credit: modifying of work by NASA / SOHO)
La corona si estende per milioni di chilometri sopra la fotosfera ed emette circa la metà della luce della luna piena. La ragione per cui non vediamo questa luce fino a quando non si verifica un’eclissi è la brillantezza travolgente della fotosfera. Proprio come le luminose luci della città rendono difficile vedere la debole luce delle stelle, così anche la luce intensa della fotosfera nasconde la debole luce della corona. Mentre il momento migliore per vedere la corona dalla Terra è durante un’eclissi solare totale,può essere osservata facilmente da veicoli spaziali in orbita., Le sue parti più luminose possono ora essere fotografate con uno strumento speciale—un coronografo—che rimuove il bagliore del Sole dall’immagine con un disco occulto (un pezzo circolare di materiale tenuto in modo che sia proprio di fronte al Sole).
Studi del suo spettro mostrano che la corona è molto bassa in densità. Nella parte inferiore della corona, ci sono solo circa 109 atomi per centimetro cubo, rispetto a circa 1016 atomi per centimetro cubo nella fotosfera superiore e 1019 molecole per centimetro cubo a livello del mare nell’atmosfera terrestre., La corona si assottiglia molto rapidamente ad altezze maggiori, dove corrisponde ad un alto vuoto per gli standard di laboratorio della Terra. La corona si estende così lontano nello spazio-lontano oltre la Terra – che qui sul nostro pianeta, stiamo tecnicamente vivendo nell’atmosfera del Sole.
Il vento solare
Una delle scoperte più notevoli sull’atmosfera del Sole è che produce un flusso di particelle cariche (principalmente protoni ed elettroni) che chiamiamo vento solare., Queste particelle fluiscono verso l’esterno dal Sole nel sistema solare ad una velocità di circa 400 chilometri al secondo (quasi 1 milione di miglia all’ora)! Il vento solare esiste perché i gas nella corona sono così caldi e si muovono così rapidamente che non possono essere trattenuti dalla gravità solare. (Questo vento è stato effettivamente scoperto dai suoi effetti sulle code cariche delle comete; in un certo senso, possiamo vedere le code della cometa soffiare nella brezza solare il modo in cui i calzini del vento in un aeroporto o le tende in una finestra aperta svolazzano sulla Terra.)
Sebbene il materiale del vento solare sia molto, molto rarificato (cioè,, densità estremamente bassa), il Sole ha una superficie enorme. Gli astronomi stimano che il Sole sta perdendo circa 10 milioni di tonnellate di materiale ogni anno attraverso questo vento. Mentre questa quantità di massa persa sembra grande per gli standard della Terra, è completamente insignificante per il Sole.
Figura 10. Foro coronale: L’area scura visibile vicino al polo sud del Sole su questa immagine del veicolo spaziale Solar Dynamics Observer è un foro coronale. (credito: modifica del lavoro da parte della NASA / SDO)
Da dove nel Sole emerge il vento solare?, Nelle fotografie visibili, la corona solare appare abbastanza uniforme e liscia. I raggi X e le immagini ultraviolette estreme, tuttavia, mostrano che la corona ha anelli, pennacchi e regioni sia luminose che scure. Grandi regioni scure della corona che sono relativamente fresche e silenziose sono chiamate fori coronali (Figura 10). In queste regioni, le linee del campo magnetico si estendono lontano nello spazio lontano dal Sole, piuttosto che tornare in superficie. Il vento solare proviene prevalentemente da fori coronali, dove il gas può fluire lontano dal Sole nello spazio senza ostacoli dai campi magnetici., Il gas coronale caldo, d’altra parte, è presente principalmente dove i campi magnetici lo hanno intrappolato e concentrato.
Sulla superficie della Terra, siamo protetti in una certa misura dal vento solare dalla nostra atmosfera e dal campo magnetico terrestre (vedi la Terra come un pianeta). Tuttavia, le linee del campo magnetico entrano in Terra ai poli magnetici nord e sud. Qui, particelle cariche accelerate dal vento solare possono seguire il campo nella nostra atmosfera., Quando le particelle colpiscono le molecole dell’aria, le fanno brillare, producendo bellissime tende di luce chiamate aurore, o luci del nord e del sud (Figura 11)
Figura 11. Aurora: Il bagliore colorato nel cielo deriva da particelle cariche in un vento solare che interagiscono con i campi magnetici della Terra. Lo straordinario display catturato qui si è verificato sul lago Jokulsarlon in Islanda nel 2013., (credit: Moyan Brenn)
Concetti chiave e sommario
Il Sole, la nostra stella, ha diversi strati sotto la superficie visibile: il nucleo, la zona radiativa e la zona convettiva. Questi, a loro volta, sono circondati da un numero di strati che compongono l’atmosfera solare., In ordine crescente di distanza dal centro del Sole, sono la fotosfera, con una temperatura che varia da 4500 K a circa 6800 K; la cromosfera, con una temperatura tipica di 104 K; la regione in transizione, una zona che può essere solo a pochi chilometri di spessore, in cui la temperatura aumenta rapidamente da 104 K a 106 K; e la corona, con temperature di pochi milioni di K. La superficie del Sole è chiazzato di risalita correnti di convezione visto come caldo, luminoso granuli. Particelle di vento solare flusso fuori nel sistema solare attraverso fori coronali., Quando tali particelle raggiungono le vicinanze della Terra, producono aurore, che sono più forti vicino ai poli magnetici della Terra. Idrogeno ed elio insieme costituiscono il 98% della massa del Sole, la cui composizione è molto più caratteristica dell’universo in generale rispetto alla composizione della Terra.,è prodotto dalla risalita di correnti di gas che sono leggermente più caldo e quindi più luminoso rispetto alle regioni circostanti, che scorre verso il basso verso il Sole,
fotosfera: la regione del solare (o stellare) atmosfera da cui continuo di radiazioni sfugge nello spazio
plasma: una vasca di gas ionizzato
il vento solare: un flusso di caldo, particelle cariche, lasciando il Sole
regione in transizione: la regione nell’atmosfera del Sole, dove la temperatura sale molto rapidamente dalle temperature relativamente basse che caratterizzano la cromosfera per le alte temperature della corona
