Immagine del Sole in H
alpha (National Solar Observatory
/Sacramento Peak)
Il Sole, il corpo centrale del Sistema Solare, e' una sfera di gas incandescente,
per lo piu' idrogeno ed elio, della massa di 2 1033 g (2 miliardi
di miliardi di miliardi di tonnellate), pari al 99.9 % della massa totale del
Sistema Solare stesso.
Il diametro del Sole e' di ben 1.392.000 Km, 109 volte quello terrestre, e corrisponde,
visto da Terra, ad un diametro angolare di circa 32 minuti d'arco, quasi pari
a quello della Luna: questo da' luogo al fenomeno delle eclissi;
cioe' alla sovrapposizione apparente del disco lunare e di quello solare. La
densita' media del Sole e' di 1.4.
Il moto del Sole
Il Sole partecipa al moto di rotazione della Galassia, spostandosi, rispetto
alle stelle vicine, alla velocita' di 19.7 km/s verso un punto della volta celeste
detto apice del moto solare.
Inoltre possiede anch'esso, come i pianeti, un moto di rotazione intorno al
proprio asse, inclinato di 7o 15' sul piano dell'eclittica, con velocita'
angolare variabile secondo la latitudine; infatti, trattandosi di una sfera
di gas, non ruota rigidamente ma presenta una rotazione differenziale, cioe'
piu' lenta ai poli e piu' veloce all'equatore.
All'equatore, il periodo di rotazione e' di circa 25 giorni.
Emissione di energia del Sole
Il Sole viene classificato come una stella nana di tipo
spettrale G2; la sua temperatura superficiale e' di circa 5.700 gradi ed
esso emette radiazione elettromagnetica prevalentemente nella regione ottica
e nel vicino infrarosso, tra 2.000 Angstrom
e 3 micron, con
una potenza di 400.000 miliardi di miliardi di KW (4 1033 erg/sec).
L'origine di questa emissione, che nel secolo scorso era stata attribuita alla
contrazione gravitazionale del Sole e al conseguente riscaldamento del suo interno,
risiede invece nella fusione nucleare che avviene nel centro: a causa della
sua grande massa, le regioni interne del Sole vengono compresse fino a raggiungere
temperature elevatissime (15 milioni di gradi) e ad innescare cosi' la fusione,
che richiede alte pressioni e temperature.
La fusione nucleare consiste nella trasformazione di quattro nuclei di idrogeno
(il costituente principale del Sole) in un nucleo di elio; la massa di quest'ultimo
e' leggermente minore della somma delle masse dei nuclei di idrogeno; la differenza
viene trasformata in energia.
Schema della fusione nucleare all'interno delle stelle (Michiel Berger)
Ogni secondo, 594 milioni di tonnellate di idrogeno vengono trasformate in 590
milioni di tonnellate di elio; la differenza, 4 milioni di tonnellate, corrisponde
all'energia che il Sole irradia in un secondo, per la legge E=mc2,
dove E e' l'energia prodotta, m la massa trasformata in energia e c e' la velocita'
della luce.
La fusione nucleare e' autoregolata in modo tale che l'emissione di energia
sia stabile nel tempo; le riserve di idrogeno nel nucleo non sono pero' i llimitate
e la durata totale di questo processo e' di circa 10 miliardi di anni.
Poiche' l'eta' del Sole e' stata stimata 5 miliardi di anni, tra altri 5 miliardi
di anni la fusione cessera' ed esso comincera' a trasformarsi, diventando piu'
freddo e meno luminoso, cioe' una gigante
rossa; i suoi strati esterni si espanderanno inghiottendo i pianeti piu'
vicini, tra cui la Terra, dopodiche' finira' la sua vita come nana
bianca, diventera' cioe' una stella molto calda e densa ma poco luminosa,
e si spegnera' lentamente.
Immagine del Sole in raggi X. Le regioni piu' chiare sono sorgenti
di emissione X piu' intensa.
(Calvin J. Hamilton e Yohkoh)
La struttura del Sole
Le altissime temperature all'interno del Sole fanno si' che il gas sia quasi
completamente ionizzato, cioe' che gli elettroni vengano strappati alle loro
orbite e si muovano liberamente nel gas. La temperatura decresce da 15 milioni
di gradi nel centro fino a circa 5.700 gradi alla superficie.
Anche la densita' del gas decresce verso l'esterno, da circa 158 g/cm3
al centro fino a 10-7 in superficie; in realta ' il Sole non possiede
una superficie fisica ben definita: quella che noi possiamo vedere e' soltanto
una superficie detta fotosfera: uno strato di gas molto sottile (dello spessore
di circa 200 Km), che circonda la zona interna e che emette radiazione nella
banda ottica.
La struttura interna del Sole
(NASA/ESA)
L'interno e' composto da un nucleo, nel quale avvengono le reazioni di fusione,
circondato da uno strato di gas detto zona radiativa, a sua volta circondato
da uno strato detto zona convettiva dello spessore di 150.000 Km.
Nella zona radiativa, l'energia prodotta dalla fusione nucleare viene trasportata
verso l'esterno tramite fotoni
che vengono trasferiti da uno ione all'altro, in un processo molto lento, che
richiede qualche milione di anni; muovendosi verso l'esterno la temperatura
del gas diminuisce e gli atomi degli elementi piu' pesanti cominciano a ricombinarsi
con i propri elettroni.
Gli elettroni cosi' ricombinati possono assorbire un fotone e venire strappati
nuovamente all'atomo; questo provoca un rallentamento del cammino della radiazione
verso l'esterno.
Si sviluppano cosi' dei moti convettivi nel gas, cioe' delle bolle di gas caldo
s'innalzano verso la superficie, dove si raffreddano, facendo da veicolo per
l'energia che altrimenti resterebbe intrappolata all'interno. Questi moti, simili
a quelli che si producono in una pentola d'acqua in ebollizione, fanno affiorare
in superficie delle bolle di gas che dan no origine alla granulazione della
fotosfera, cioe' ad un aspetto irregolare simile ad un insieme di grani di riso
molto luminosi e visibili nella banda ottica dello spettro.
Le macchie solari
Un gruppo di macchie solari. La granulazione deriva da eruzioni turbolente
di energia alla superficie.
(National Solar Observatory/ Sacramento Peak)
Sulla fotosfera si distinguono anche regioni oscure, di numero, forma
e dimensioni variabili, dette macchie solari.
Queste furono osservate al cannocchiale da Galileo
Galilei nel 1610, ma erano gia' note nell'antica Cina. Le macchie
appaiono spostarsi sulla superficie del disco solare, come conseguenza
del moto di rotazione del Sole, e le loro proprieta' variano secondo cicli
di circa 11 anni. Esse hanno dimensioni comprese tra poche migliaia e
piu' di duecentomila Km e sono circondate da regioni di penombra.
Il loro aspetto oscuro e' dovuto al fatto che sono piu' fredde (hanno
temperatura di circa 4.500 K) e quindi meno luminose della fotosfera.
Spesso si riuniscono a gruppi di decine, grandi e piccole. Lo sviluppo
di un gruppo di macchie comincia con l'apparire di piu' macchie piccole,
che poi si espandono aggregandosi tra loro; questo processo puo' durare
da una settimana a qualche mese. L'origine delle macchie solari sembra
dovuta al campo magnetico solare, come gran parte dell'attivita' fotosferica:
esse possiedono infatti un intenso campo magnetico. Inoltre appaiono sede
di moti convettivi vorticosi, durante i quali gas proveniente dall'interno
si raffredda arrivando alla superficie.
Anche il ciclo di 11 anni sarebbe spiegabile in termini dell'attivita'
magnetica solare, in particola re sarebbe dovuto alla rotazione differenziale
del Sole , che deforma le linee del campo magnetico.
Il campo magnetico solare. Le regioni scure sono sede
di polarita' magnetica positiva, quelle chiare di polarita' negativa.
(GSFC NASA)
Vicino alle macchie solari si distinguono aree brillanti dette facole,
visibili in luce bianca. Esse sono prodotte da gas convogliato dall'interno
lungo le linee del campo magnetico. Infine, nelle vicinanze delle macchie
si notano i flares, o brillamenti, cioe' esplosioni di brevissima durata
durante le quali dalla superficie solare vengono emessi getti di gas e
radiazione; la frequenza di questo fenome????/?C??no e' legata all'attivita' solare,
in particolare a quella magnetica.
Un flare solare osservato in H
alpha
(National Solar Observatory/
Sacramento Peak)
L'atmosfera e la cromosfera
Sopra la fotosfera c'e' l'atmosfera solare, la cui parte inferiore e'
detta cromosfera, uno strato di gas caldo (10-20.000 gradi) dello spessore
di 2.000 Km, rivelata attraverso l'emissione di una riga
spettrale dell'idrogeno a 6563 Angstrom, nella zona rossa dello spettro
visibile. Se osservata con un filtro rosso, la cromosfera appare molto
irregolare a causa di fenomeni che riguardano il gas degli strati i piu'
esterni. In particolare vi si distinguono le protuberanze, getti di gas
caldo che appaiono come gigantesche lingue di fuoco emesse dalla superficie
e scompaiono dopo pochi giorni o settimane; e le spicule, piccole lingue
di idrogeno larghe qualche centinaio di chilometri, che si originano nella
bassa e media cromosfera e scompaiono dopo pochi minuti.
Una delle piu' spettacolari protuberanze solari mai osservate,
delle di????/?C??mensioni di 588.000 Km.
E' stata osservata dallo Skylab nel dicembre 1973 (NASA)
Immagine in luce ultravioletta di un'eruzione solare.
L'immagine e' stata presa dal satellite SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory)
nel 1996. (ESA/NASA)
Oltre la cromosfera e' presente una vasta regione di gas ionizzato e caldissimo
ed estremamente rarefatto, detta corona solare; essa ha una luminosita' molto
inferiore a quella della fotosfera e pertanto non e' normalmente visibile, se
non durante le eclissi di Sole, che ne oscurano la parte piu' brillante. La
corona solare emette fortemente nella banda radio; il suo spettro indica la
presenza di atomi di calcio privi di ben 14 elettroni, e di atomi di ferro privi
di 13 elettroni: questo indica una temperatura del gas di oltre un milione di
gradi.
Il gas coronale alla temperatura di un milione e mezzo di gradi, osservato
dall'Extreme UltraViolet Imaging Telescope sulla sonda SOHO (SOlar
Heliospheric Observatory).
Si possono notare le strutture del campo magnetico solare. (ESA/NASA)
L'origine di questa altissima temperatura non e' ancora ben nota. L'estensione
della corona e' difficile da determinare, perche' la sua luminosita' decresce
gradualmente fino a molti milioni di chilometri dal Sole. Il Sole, inoltre,
emette continuamente un getto di gas ionizzato, detto vento solare, ad una velocita'
variabile tra 250 e 850 Km/s.
In quest'immagine di un'eclisse totale del 1977 si vede bene la corona
solare. (Calvin J. Hamilton)
Immagine di un'eclisse solare totale del luglio 1991, fotografata da Steve
Albers in California.
Questo flusso di ioni, che si puo' considerare un po' come il prolungamento
della corona, viene spinto fino a grandi distanze dal Sole e interagisce
con la magnetosfera
e la ionosfera
dei pianeti, perturbandola e producendo fenomeni come le aurore
polari.
Pennacchi di gas caldo che fuoriescono dal Sole, forse sorgenti di vento
solare e di particelle cariche. Dall'alto verso il basso: il campo magnetico
vicino al polo sud solare; immagine ultravioletta di un pennacchio alla
temp????/?C????eratura di un milione di gradi, nella stessa regione; immagine ultravioletta
di una regione di atmosfera solare piu' qiueta e vicina alla superficie
. (ESA/NASA)
Assieme alla Luna, il Sole è stato senza dubbio l’oggetto celeste più
osservato dall’uomo fin dagli albori della civiltà. L’osservazione
del Sole permetteva all’uomo di dare uno schema logico al fluire del tempo
e di dominarlo prevedendo i fenomeni meteorologici ed evitando, quando ciò era
possibile, di subirli. Naturalmente le prime osservazioni del Sole riguardavano
i suoi movimenti nel cielo, ritenuti reali.. La mancanza della sensazione del
moto della Terra ha convinto l’uomo dell’immobilità della medesima
e della concretezza dei moti dei corpi celesti, Sole compreso.
La costanza del moto del Sole ha permesso all’uomo quindi di trovare un
modo per descriverlo, ad esempio segnandosi il punto dell’orizzonte dove
questo sorge e tramonta. I monumenti megalitici che si trovano in Inghilterra
ed in Bretagna (Francia) servivano per traguardare proprio questi punti. Dalle
osservazioni si notava e si nota tuttora che il Sole ogni giorno sorge in un
punto dell’orizzonte diverso da quello del giorno prima ed analogamente
al tramonto avviene la stessa cosa. Questa è la conseguenza del moto di rivoluzione
della Terra attorno al Sole. Molto probabilmente noi oggi più che notare questo
sorgere e tramontare in punti diversi dell’orizzonte notiamo l’allungamento
ed accorciamento delle giornate, come effetto concreto del moto della Terra.
Sostanzialmente i popoli primitivi o poco meno utilizzavano il Sole solo come
calendario. Bisogna attendere i Greci per avere i primi tentativi "scientifici"
di studio del Sole e dei fenomeni connessi al medesimo. L’astronomo Anassagora,
nel V° sec. a.C. dà una prima valutazione della dimensione del Sole ("grande
come il Peloponneso") e ritiene che sia una sfera di roccia infuocata.
Tale affermazione deriva dal resoconto che gli era stato fatto del ritrovamento
di un meteorite caduto. Aristarco nel IV° sec. a.C. valuta la distanza Terra-Sole
in funzione del raggio della Terra mediante ingegnose considerazioni geometriche.
Nel 1611 Galileo Galilei osserva col suo cannocchiale le macchie solari e le
attribuisce correttamente al Sole e non al transito di piccoli corpi celesti,
come era stato pensato in precedenza. Negli ultimi 150 anni lo studio del Sole
permette di ampliare le conoscenze sul medesimo e in particolar modo sul funzionamento
delle stelle.
Moti apparenti del Sole e caratteristiche fisiche
Come accennato in precedenza, il Sole, visto da Terra possiede dei moti apparenti,
legati chiaramente ai movimenti reali della Terra. Per effetto della rotazione
terrestre, noi ogni giorno vediamo il Sole spostarsi nel cielo grosso modo da
est verso ovest descrivendo un tratto di circonferenza. E’ sufficiente
osservare l’ombra di un oggetto a brevi intervalli di tempo (ad es. mezz’ora)
per notare questo spostamento del Sole. Con questo principio funziona una meridiana
che è un’asta metallica chiamata gnomone che durante il giorno proietta
la sua ombra lungo una scala graduata dipinta su un muro rivolto verso il Sole.
Questo tipo di orologio solare, molto comune un tempo, si può vedere ancora
in certe case di campagna. Qui a Ravenna è possibile vederne una nel cortile
dell’emeroteca. Oltre al moto di rotazione, la Terra possiede un moto di
rivoluzione attorno al Sole che per la sua estrema lentezza (occorrono 365 giorni
per completare una orbita) non è possibile notare nel corso di una singola giornata.
Ci si accorge di tale moto, come detto prima, con l’accorciamento o allungamento
delle giornate durante il corso dell’anno oppure verificando la diversa
posizione in cui sorge e tramonta il Sole ogni giorno. In questo suo moto di
spostamento lungo l’orizzonte, il Sole si viene a trovare esattamente ad
est al sorgere ed esattamente ad ovest al tramontare solo in due occasioni all’anno:
i giorni degli equinozi, cioè il 21 marzo ed il 22 settembre. Altri due punti
particolari in cui il Sole viene a trovarsi all’orizzonte corrispondono
ai giorni dei solstizi. Il 21 giugno, solstizio d’estate, il Sole sorge
nel punto più lontano dall’est in direzione nord (giorno più lungo dell’anno);
il 21 dicembre, solstizio dell’inverno, il Sole sorge nel punto più distante
dall’est, questa volta in direzione sud (giorno più corto dell’anno).
Un altro fenomeno legato ai movimenti della Terra, ed in questo caso anche della
Luna, è il fenomeno delle eclissi di Sole. La Luna nel suo moto attorno alla
Terra può intercettare la congiungente Terra-Sole. Se questo avviene, il disco
lunare che ha le stesse dimensioni apparenti del disco solare, copre completamente
il Sole, provocando appunto una eclisse di Sole. Dato che il piano che contiene
l’orbita della Luna non coincide con quello che contiene l’orbita
della Terra, il fenomeno delle eclissi non si presenta ad ogni Luna nuova, ma
solo quando la linea di intersezione tra questi due piani coincide con la congiungente
Terra-Sole. Se la coincidenza non è completa, allora si ha una eclisse parziale,
cioè il disco lunare copre parzialmente quello del Sole. Un simile fenomeno
è stato visibile dall’Italia il 12 ottobre 1996. Una eclisse totale di
Sole sarà visibile dall’Austria nell’agosto del 1999. Il piano che
contiene l’orbita della Terra attorno al Sole è chiamato eclittica. La
sua proiezione sulla sfera celeste quindi rappresenta il percorso annuale apparente
del Sole nel cielo. Le costellazioni che fanno da sfondo a questo riferimento
celeste sono le famose dodici costellazioni zodiacali. Durante il corso dell’anno
il Sole si viene a trovare nelle varie costellazioni dello zodiaco e noi diciamo
ad esempio che "il Sole è nel Leone", e ciò vuol dire che in quel
momento dell’anno se di giorno potessimo vedere le stelle fisse il Sole
avrebbe come sfondo le stelle della costellazione del Leone. Sarà quindi possibile
vedere tale costellazione solo quando il Sole si sarà spostato da quella zona.
Utilizzando il metodo di Aristarco per calcolare la distanze del Sole, naturalmente
tramite misure molto più precise di angoli, si giunge alla cifra media di 149.600.000
Km. Cifra media perché l’orbita della Terra non è una circonferenza perfetta,
ma un’ellisse in cui il Sole occupa uno dei due fuochi. La distanza Terra-Sole
sarà quindi variabile durante l’anno anche se questa variazione è piuttosto
piccola confrontandola con la distanza complessiva. Nota la distanza e misurato
l’angolo attraverso cui noi vediamo il Sole, è possibile calcolare il diametro
reale del medesimo. Questo risulta essere circa 1.400.000 Km cioè poco più di
cento volte il diametro della Terra. Con questi dati è possibile calcolare anche
la massa del Sole, nota la massa della Terra e il periodo di rivoluzione della
medesima. Risulta essere circa 300.000 superiore alla massa terrestre. Noto
il diametro si può calcolare il volume e assieme alla massa anche la densità
media del Sole che risulta essere 1,41 grammi/centimetro cubo, poco più della
densità dell’acqua. Senza entrare in merito del metodo usato si può dire
che la temperatura superficiale del Sole, cioè della sua "atmosfera"
è di circa 5800°K, mentre via via che si penetra all’interno del Sole questa
cresce sino a raggiungere svariati milioni di gradi nel nucleo, dove c’è
la fornace solare che è la fonte di produzione dell’energia.
Nascita del Sole
Il Sole, come tutte le altre stelle si è formato all’interno
di una nebulosa diffusa, tipo la nebulosa di Orione, visibile ad occhio nudo
nel cielo invernale, circa cinque miliardi di anni fa. La nebulosa a sua volta
si è frammentata in quelle che poi sarebbero state le singole stelle. Uno di
questi frammenti, cioè una concentrazione di gas, idrogeno in particolar modo
ed elio, si è via via addensato ed è cresciuto di massa. La maggiore densità
di materia che caratterizzava il protosole ha richiamato dell’altra materia
per effetto dell’attrazione gravitazionale innescando un processo di aumento
della massa e di conseguenza aumento del peso. La pressione della materia che
cadeva su questa sfera di gas ha avuto l’effetto di scaldare ulteriormente
il gas generando quello che in fisica si definisce equilibrio idrostatico: la
gravità, dovuta alla massa, tende a schiacciare il gas e la pressione dovuta
la riscaldamento tende ad espanderlo. Naturalmente la temperatura non era uniforme,
ma maggiore nel nucleo. Quando la quantità di materia caduta sul protosole è
stata sufficiente perché la temperatura nel nucleo raggiungesse i milioni di
gradi, si è innescato il processo di fusione nucleare ed il Sole, come stella
compiuta ha iniziato la sua vita. Era ed è necessario circa un decimo della
massa solare affinché questo processo avvenga. Prima dell’inizio della
fusione nucleare il Sole già emetteva luce e quindi energia, solo che questa
era dovuta solo alla compressione gravitazionale. Tale energia (o Vento Solare)
è stata responsabile della formazione del Sistema Solare, nel senso che ha spazzato
via tutta la materia che circondava i pianeti in formazione, lasciandoli soli
e determinando la suddivisione di essi in pianeti rocciosi (Mercurio, Venere,
Terra, Marte) e gassosi (Giove, Saturno, Urano, Nettuno).
Il processo di fusione nucleare o nucleosintesi è responsabile dell’energia
che arriva a noi dal Sole o da qualsiasi altra stella. Il nucleo del Sole è
composto essenzialmente di nuclei di idrogeno, cioè protoni. Questi protoni
si fondono assieme per dare nuclei di elio, per la precisione quattro protoni
danno un nucleo di elio attraverso diverse reazioni chimiche. Il nucleo di elio
formatosi ha un peso inferiore ai quattro singoli protoni. Questa differenza
di massa si trasforma tutta in energia che uscirà lentamente dal nucleo per
giungere a noi. Il consumo dell’idrogeno per trasformarsi in elio è un
processo molto lento tant’è che occorreranno altri cinque miliardi di anni
circa prima che tutto l’idrogeno contenuto nel nucleo del Sole si esaurisca.
A quel punto il Sole intraprenderà il suo declino che comunque durerà ancora
centinaia di milioni di anni e durante questo declino aumenterà il suo volume,
travolgendo il Sistema Solare. Il Sole diventerà una stella gigante colore rosso
cupo per poi ridursi alle dimensioni della Terra e spegnersi lentamente. In
questa fase il Sole sarà una stella "nana bianca".
Caratteristiche del Sole
Il Sole, come tutte le altre stelle può essere suddiviso in
due zone: l’interno e l’atmosfera. Le reazioni di nucleosintesi si
svolgono naturalmente all’interno dove la temperatura raggiunge i milioni
di gradi. L’atmosfera è quella zona da cui giunge la luce e da cui, di
conseguenza, arrivano a noi tutte le informazioni. Nessuna informazione ci giunge
dall’interno del Sole. Tutto ciò che si conosce sul funzionamento delle
stelle, è per merito di modelli teorici e dello studio della fisica delle particelle
nei laboratori di fisica nucleare. Solo verso gli anni ‘30 si è cominciato
a capire l’intima essenza delle stelle e quale fosse il processo di produzione
dell’energia.
L’atmosfera a sua volta può essere suddivisa in tre zone: la fotosfera,
la cromosfera e la corona solare. La fotosfera è la parte più bassa dell’atmosfera
ed è qui che si forma lo spettro continuo della luce. Alla base della fotosfera
la temperatura è di circa 8000°K per poi diminuire fino a 4000°K, corrispondente
al limite della fotosfera ed all’inizio della cromosfera. Qui la temperatura
sale nuovamente sino a giungere a 10.000°K, il limite della cromosfera e l’inizio
della corona solare. Nella corona solare la temperatura raggiunge il milione
di °K. Lo studio dello spettro della luce solare mostra che due terzi degli
elementi chimici noti sulla Terra sono identificati sul Sole. La fotosfera è
formata praticamente da idrogeno ed elio. Il fenomeno più noto ed evidente della
fotosfera sono le macchie solari. Le macchie solari sono sede di forti campi
magnetici. Hanno colore scuro perché hanno temperature inferiori di circa 2000°K
della superficie solare circostante. Si formano nei punti in cui intensi campi
magnetici bloccano i movimenti del gas solare impedendo il trasferimento di
energia dall’interno alla superficie. Sorgono sempre a coppie: una per
l’uscita delle linee di forza del campo magnetico ed una per l’ingresso.
Il ciclo delle macchie solari ha una durata di 11 anni. Tra il 1645 ed il 1715
ci fu una interruzione del ciclo undecennale ed a ciò corrispose un irrigidimento
delle temperature nel nord Europa. Le dimensioni delle macchie solari vanno
dai 4000 ai 50000 km.
La cromosfera e la corona solare sono visibili durante le eclissi totali di
Sole. Altri fenomeni piuttosto evidenti sono i brillamenti e le protuberanze.
I brillamenti sono la reazione di tutta l’atmosfera solare ad un improvviso
sprigionamento di energia (di origine magnetica). Si manifestano sia con un
riscaldamento localizzato della cromosfera (fino a 10.000°K) e della corona
solare (fino a 10 milioni di °K) sia con l’emissione di particelle altamente
energetiche. Le protuberanze sono gigantesche lingue di fuoco lunghe fino a
200.000 km ed alte 50.000 km incurvate dalle linee di forza del campo magnetico.
Nella seconda metà del secolo scorso nello spettro di una protuberanza fu scoperto
l’elio, poi però ritrovato anche sulla Terra. Ad ogni modo questo elemento
chimico è stato l’unico ad essere scoperto prima fuori dalla Terra.
Anche il Sole ruota su se stesso ma essendo un corpo fluido, cioè non possedendo
una superficie solida la sua rotazione varia con la latitudine: all’equatore
è di 27 giorni, ai poli di 32 giorni. La determinazione di questi dati è resa
complicata dal fatto che i riferimenti sulla superficie solare, le macchie ad
esempio, si muovono a loro volta. Solo misurando l’effetto Doppler nello
spettro preso sul bordo est ed ovest è possibile determinare la velocità di
rotazione.
