L'Interno del Sole

Il modello astrofisico del Sole fornisce l'andamento della pressione, della temperatura e della densità in ogni punto della stella, ma è un modello matematico costruito in base ad alcuni dati osservativi di partenza (luminosità, massa, raggio, temperatura e composizione chimica superficiali) legati tra loro da leggi fisiche, che necessita di una conferma sperimentale. Ci aiuterà in questo l'eliosismologia ossia lo studio delle oscillazioni solari, una raffinatissima tecnica osservativa che permette di ricavare in modo indiretto le caratteristiche fisiche del gas nella parte interna. Partiamo dalla superficie: la radiazione viene emessa dalla fotosfera, uno strato di gas molto sottile (700 km di spessore, circa 1/1000 del raggio), che definisce la superficie visibile del Sole. L'analisi spettroscopica di tale radiazione, cioè la scomposizione nelle sue componenti a diverse lunghezze d'onda tramite un prisma o un reticolo di diffrazione, conferma che essa è costituita da gas ionizzato con una temperatura di circa 6000 gradi, composto da idrogeno (75%) elio (23%) ed elementi pesanti (2%). Il nostro viaggio tramite l'osservazione diretta termina qui: per quanto di rilevante importanza, le informazioni ottenibili con la spettroscopia sono in fatti limitate alla parte superficiale della stella, perché poco a di sotto della superficie il gas di viene così opaco da rendere l'interno impenetrabile ai telescopi.

La via per procedere nell'indagine è offerta dalle tecniche spettroscopiche che misurano le modificazioni delle righe spettrali che hanno origine in fotosfera. Questa analisi consente di determinare in ogni punto del disco solare la velocità con cui si muove il gas (fino a valori dell'ordine di qualche chilometro all'ora). Si è così scoperto che la materia in superficie va soggetta ad oscillazioni con un periodo di 5 minuti; in anni recenti se ne sono identificate altre con periodo più lungo, come per esempio quelle di 50 minuti e quelle di 2 ore e 40 minuti. La massa di gas oscilla quindi come un budino quando si agita il piatto che lo contiene e tali oscillazioni possono essere anche di tipo molto complesso. Vi sono infatti pulsazioni radiali, nel corso delle quali il Sole aumenta e diminuisce periodicamente il proprio raggio di quantità infinitesime (circa 70 km), e pulsazioni non radiali, che cioè non avvengono lungo il raggio, ma vengono osservate come l'allontanarsi e l'avvicinarsi di parti diverse della superficie solare in modo anche molto complesso. Un'oscillazione si verifica in un sistema quando viene perturbato il suo stato di equilibrio e c'è una forza di richiamo che tende a riportarlo nuovamente all'equilibrio: spostando un pendolo esso inizierà ad oscillare intorno alla posizione verticale dove tende a riportarlo la forza di gravità; comprimendo un palloncino, anch'esso si riporterà alla dimensione originaria dopo una breve oscillazione sotto la spinta della pressione del gas. Anche nel Sole si generano delle perturbazioni che fanno oscillare la massa elastica di gas. Se la forza di richiamo è la pressione del gas, si parla di modi (di oscillazione) p, mentre se è la forza di gravità di modi g. Ma che informazioni possiamo ricavare da tali oscillazioni? Consideriamo che pendoli di lunghezza diversa oscillano con periodi diversi; così anche nel Sole ciascun strato interno, caratterizzato da diverse condizioni fisiche, può dar luogo solo a certi tipi di oscillazione. Analizzando perciò i modi di oscillazione di pressione e quelli di gravità, si può tracciare una mappa dell'interno solare con una tecnica simile a quella impiegata nella sismologia terrestre, dove si studiano il periodo ed il tempo di propagazione delle onde elastiche generate dai terremoti per ricavare informazioni sul mantello e su nucleo terrestre. Per analogia stato perciò coniato il termini eliosismologia

Grazie a tali informazioni si dunque migliorato il modello teorico, che in generale prevede una diminuzione di pressione temperatura e densità dal centro verso la superficie. In un nocciolo centrale di raggio 140 mila km avvengono le reazioni nucleari che trasformano lo 0,7% della massa in gioco in radiazioni (fotoni) gamma, con una lunghezza d'onda cortissima e quindi molto energetiche e penetranti. Vi è poi uno strato, spesso 356 mila km, dove i fotoni gamma perdono gradualmente energia nel corso del loro cammino verso la superficie, perché vengono continuamente assorbiti e riemessi dagli atomi del gas, che è trasparente a queste profondità. Si parla in tal caso di trasporto di energia per radiazione ed è il fenomeno che avviene per esempio quando si avverte il calore emesso da una stufetta a raggi infrarossi. A 200 mila km sotto la fotosfera il gas diviene opaco per effetto della diminuzione di temperatura; quindi esso assorbe i fotoni provenienti dagli strati sottostanti e si riscalda a spese della loro energia. Si innescano allora dei moti turbolenti di rimescolamento, perché celle di gas caldo più leggero salgono verso la fotosfera, dove cedono la propria energia sotto forma di luce visibile, e qui si raffreddano per ridiscendere verso il basso. Questo modo di trasporto dell'energia si definisce convezione ed è analogo a quello che avviene in una pentola piena d'acqua che bolle sul fuoco. L'estensione della zona di convezione è una delle più recenti acquisizioni dell'eliosismologia ; originariamente i modelli indicavano un valore dell'ordine di 140 mila km, ma l'analisi delle oscillazioni solari ha indicato che essa interessa strati di gas fino ad una profondità di 200 mila km.