SOLE

SOLE (XXXII, p. 47)

Lo studio della fisica solare negli ultimi anni ha assunto sempre maggiore importanza, non solo per quanto riguarda la conoscenza della costituzione del sole in relazione con le altre stelle, ma anche per le correlazioni sempre più numerose che si sono accertate fra fenomeni solari e terrestri di varia natura. Il mistero dell'origine dell'energia solare come di quella di tutte le altre stelle, si avvia a una plausibile spiegazione con i progressi combinati dell'astrofisica e della fisica nucleare.

Dalle caratteristiche fisiche della superficie solare, la teoria permette di risalire ai gradienti di temperatura e pressione, che debbono esistere nell'interno del sole, e lascia prevedere come in questo non si perdano le caratteristiche proprie dei gas, mentre i loro diversi atomi subiscono radicali trasformazioni, senza però perdere la propria individualità. Per es., gli atomi del ferro subiscono notevoli trasformazioni, tanto - come sembra - nelle parti più esterne dell'atmosfera solare, cioè nella corona, quanto negli strati più profondi del globo solare. La grande rarefazione, molto maggiore di quella che noi possiamo produrre facendo il "vuoto" nei nostri laboratorî, in cui si trovano gli atomi di ferro nella corona, fa sì che questi a poco a poco si spogliano delle loro cariche negative, le quali si immaginano circondare i loro nuclei con le cariche positive, rendendo possibile una nuova vita dell'atomo in condizioni tanto diverse da quelle normali. Qualche cosa di simile deve accadere all'eccesso opposto, cioè dove la materia, sotto forti pressioni, quali debbono trovarsi nell'interno del sole, assume invece elevatissime densità. Anche in questo caso gli atomi di ferro debbono disgregarsi, spogliandosi del loro corteo di cariche negative. La forza gravitazionale è quella che, contraendosi il sole a poco a poco, deve aver dato origine nel suo interno ad una temperatura così alta da ridurre gli atomi a nuclei nudi o quasi nudi, con la conseguenza di provocare fra essi delle violente collisioni termiche che rendono possibile la trasmutazione degli elementi. Si è riusciti a riprodurre in laboratorio in scala infinitesima, quello che deve accadere sul sole per effetto degli alti valori di temperatura e di pressione in cui si trovano gli elementi nel suo interno; si può dimostrare che nella trasformazione dell'idrogeno, tanto abbondante sul sole, nell'elemento che subito lo segue nella serie degli elementi, cioè l'elio, a quelle alte temperature, si libera l'esatto ammontare di energia che viene irradiata dal sole. In altre parole è l'idrogeno che ha la potenza di sviluppare, trasformandosi in quelle condizioni, tanta energia, con l'aiuto catalizzatore di altri elementi quali il carbonio e l'azoto.

Le ricerche sulla formazione delle righe di Fraunhofer nello spettro solare hanno condotto a determinare la concentrazione degli atomi dei varî elementi che dànno origine a tali righe, e quindi all'analisi chimica quantitativa dei gas costituenti l'atmosfera del sole, però con la limitazione ai soli metalli e non ancora per gli elementi più importanti, come l'idrogeno, l'elio, l'azoto, l'ossigeno.

Si può però giungere alla conclusione che l'abbondanza relativa degli elementi più pesanti dell'ossigeno nell'atmosfera solare non è molto diversa da quella che si ha sulla terra. Per gli elementi leggeri si trova, invece, che il litio, il berillio e il boro nel sole sono molto più rari, mentre l'idrogeno, l'elio, il carbonio, l'azoto e l'ossigeno stesso sono più abbondanti che non sulla terra. La scarsezza dei primi si spiega col fatto, che essi, nell'interno del sole, già in un brevissimo tempo vengono tramutati con la cattura di protoni, e perciò difficilmente arrivano agli strati più esterni. Per il contenuto di idrogeno sembra si possa dire che esso arriva sul sole fino al 55% in peso; più incerta ancora è la quantità di elio, forse l'11%; per il resto i principali componenti dovrebbero essere il carbonio, l'azoto, l'ossigeno, in piccola parte anche il fluoro e il neon, mentre tutti gli atomi più pesanti del neon, fra i quali i metalli dominano, non arrivano in peso che al 0,25% di tutta la materia solare. Ma poiché il peso atomico medio dei metalli più abbondanti è circa 36 volte maggiore di quello dell'idrogeno, in media si avrà sul sole un atomo di metallo per circa 8000 di idrogeno. Così si giunge alla conclusione che l'immensa quantità di idrogeno sul sole costituisce la riserva di energia per la sua radiazione, mentre viene prodotto elio in grande quantità. Le bande presenti nello spettro solare provano l'esistenza di molecole; sono state individuate quelle del CN, C₂, CH, NH, OH, CaH, MgH, AlH, SiH, H₂, SiF, BO, AlO, TiO, FeO, ZrO.

Le nostre cognizioni sulla corona solare sono notevolmente aumentate in questi ultimi anni, anche perché ne è stata resa possibile l'osservazione, almeno per quanto riguarda la corona interna, con nuovi strumenti usati in stazioni ad alta quota. La forma della corona dipende dalla distribuzione delle protuberanze e sono quelle ad alta latitudine, in epoche precedenti al massimo di attività, che determinano la forma "polare" della corona prima del massimo; inoltre esiste un anticipo di fase nelle variazioni della sua forma rispetto al ciclo undecennale delle macchie. Data la grande estensione della corona è naturale che la parte più interna di essa sia direttamente influenzata dai fenomeni rapidamente variabili della superficie solare e che, invece, la forma generale rimanga sensibile soltanto alle variazioni più cospicue dell'attività solare.

Lo spettro di emissione visibile soltanto nella corona interna, sia in conseguenza delle osservazioni che hanno portato alla scoperta di parecchie nuove righe, sia da considerazioni teoriche, comincia ad essere spiegato. In qualche stella nuova erano state identificate delle righe di emissione le quali appartengono a transizioni proibite del ferro più volte ionizzato, a causa dell'estrema rarefazione e forte eccitazione del gas nell'atmosfera di quelle stelle. Le stesse righe si trovano con altre, probabilmente della stessa natura, nello spettro di emissione della corona solare; infatti venivano identificate quasi tutte le righe, come dovute a transizioni proibite di ioni, il cui potenziale di ionizzazione varia fra 230 e 650 volts. Sono righe dovute al Fe XIII e Fe XIV, che è responsabile per la riga verde che è la più intensa di tutte, nello spettro visibile; inoltre, al Ni XII, Ni XIII e ad altri metalli fortemente ionizzati.

Il problema delle relazioni fra i fenomeni solari e terrestri è intensamente studiato, e notevoli progressi si sono fatti nell'osservazione e interpretazione degli uni e degli altri. I fenomeni solari costituiti dalle macchie, facole, flocculi chiari ed oscuri, protuberanze, hanno azione sulla terra, che può essere quasi immediata e che si spiega con l'arrivo su di essa di onde e corpuscoli viaggianti con la velocità della luce, mentre altri corpuscoli viaggiano con la velocità di 1000 ~ 2000 km. sec. I primi sembrano essere costituiti da luce ultravioletta ed elettroni emessi da particolari eruzioni cromosferiche, che avvengono generalmente nelle zone perturbate del sole. Ad esse si dà il nome di "brillamenti" (in inglese flares), e in sostanza non sono altro che flocculi chiari di dimensioni di solito piuttosto limitate, ma di notevolissima intensità, che raggiunge talvolta 3 o 4 volte quella dello spettro continuo. La luce ultravioletta e gli elettroui dovuti a tali brillamenti producono una ionizzazione nei diversi strati della ionosfera, causando le evanescenze e in generale perturbazioni nelle trasmissioni terrestri delle radio onde. Recentemente si è anche trovato che la radiazione solare complessiva e permanente è talvolta soggetta a "rapidi aumenti" (in inglese bursts) di intensità che possono raggiungere valori anche mille volte quelli normali. I fenomeni solari e terrestri vengono regolarmente e continuamente osservati e poi pubblicati in collaborazione internaziouale.

Si deve anche notare che il ciclo solare cominciato nel 1944 e che avrà termine verso il 1955, ha raggiunto nel 1947 una notevolissima attività, maggiore di quella dei cicli precedentemente osservati. Nel 1946 si è presentata una protuberanza che raggiunse la massima altezza finora misurata in 1.700.000 chilometri, e nel 1947 un gruppo di macchie che arrivò a coprire circa 5.500 milionesimi dell'emisfero solare visibile, anche in ciò battendo un primato.

È noto come lo strato di ozono presente nella stratosfera terrestre assorbe la radiazione solare a lunghezza d'onda di poco inferiore a 3.000 Å. Recentemente (1946), usando i razzi chiamati in guerra V-2, provvisti di uno spettrografo, è stato possibile di ottenere fotografie dello spettro solare a diverse quote nella nostra atmosfera fino a quella massima di 88 km. Gli spettri ottenuti presentano una estensione progressiva nell'ultravioletto al crescere dell'altezza, fino alla lunghezza d'onda di 2.000 Å. Le caratteristiche principali di questa regione dello spettro solare, che si rivela per la prima volta, sono una riga del si I, a 2882 Å, intense righe di assorbimento del Mg I a 2852 Å e il doppietto del Mg II a 2802 a 2795 Å e righe ultime del F II, fino a 2382 A. E stato anche provato che la curva di radiazione solare cade al disotto di quella di un corpo nero di temperatura 60000K per fattori da 3 a 3.000 Å e da 10 a 20 per 2200 Å.

Bibl.: G. Abetti, The Sun, Londra 1938; A. Unsöld, Physik der Sternatmosphären, Berlino 1938; M. Waldmeier, Ergebnisse und Probleme der Sonnenforschung, Lipsia 1941; id., Sonne und Erde, Zurigo 1946; Relations entre les phénomènes solaires et terrestres, 6^éme Rapport, Orléans, 1948.