solare

solare

solare [agg. Der. del lat. solaris, da sol solis "Sole"] [ASF] Attività s.: locuz. con cui s'indica il complesso dei fenomeni dinamici dell'atmosfera s., quali macchie, facole, protuberanze, brillamenti, ecc., che sono in relazione con analoghe perturbazioni del campo magnetico s., del vento s. e dell'irraggiamento s. radio e X; un'eccellente grandezza di controllo di questa attività è il cosiddetto numero delle macchie s. (v. oltre: Macchie s.). ◆ [FTC] [EMG] Batteria, o cella o pila, s.: lo stesso che cella fotovoltatica (v.). ◆ [ASF] Brillamento s.: → brillamento. ◆ [ASF] [GFS] Calore s.: espressione antiquata per indicare l'energia termica ottenibile per assorbimento integrale della radiazione s. ricevuta dalla Terra (v. oltre); in questo ambito di idee, si usava esprimere la costante s. (v. oltre) in unità termiche, risultando essa pari a circa 1.95 cal/cm2 a minuto (1.36 kW/m2). ◆ [ASF] Campo magnetico s.: il Sole ha un campo magnetico la cui struttura osservabile, cioè quella della fotosfera, della cromosfera e della corona, è piuttosto complessa (v. Sole: V 326 f sgg.). Per il campo fotosferico, le disomogeneità più caratteristiche sono quelle nelle macchie s. (v. oltre), dove si raggiunge un'induzione massima di 0.4 T (contro l'induzione massima di 60 μT del campo geomagnetico sulla superficie terrestre). Le misure con magnetografi mostrano l'esistenza, oltre 55° di latitudine, di polarità magnetiche di segno opposto nelle due calotte polari, con inversioni di segno (un'inversione si è verificata nel 1957-58, passando prima da N a S nella calotta boreale e alcuni mesi più tardi da S a N nella calotta australe); rilevamenti recenti con sonde spaziali mostrano però che la componente dipolare è molto piccola. Sembra difficile che il magnetismo s. sia coevo all'astro; si ritiene piuttosto che, data la grande conducibilità elettrica dei gas s., il campo magnetico si sia formato e mantenuto con un meccanismo dinamoelettrico a spese dei moti convettivi e della rotazione differenziale. Le teorie del ciclo dell'attività s. fin qui elaborate hanno incorporato queste vedute teoriche del campo magnetico generale, conciliandole con i diversi dati di osservazione precedentemente accennati. Si pensa che la rotazione differenziale distorca le linee del campo poloidale confinato nello strato superficiale, gradatamente disponendolo parallelamente all'equatore; in questo processo l'intensità del campo viene notevolmente amplificata fino a che, superato un valore critico, il campo diventa instabile e penetra in superficie, ove si manifesta con i centri attivi corrispondenti alle macchie. Si può dire che risultano così giustificati i più rilevanti dati di osservazione: bipolarità dei gruppi di macchie s., differente disposizione delle polarità delle macchie nei due emisferi, migrazione nel corso del ciclo, dalle alte alle basse latitudini, inversione delle polarità da un ciclo al successivo. Si è poi ipotizzato che sovrapposto a un campo poloidale, con asse pressoché coincidente con quello di rotazione, sia presente nel Sole un campo magnetico che in alcuni periodi è di dipolo, in altri di quadripolo con asse a 90° dal primo e rigidamente rotante con periodo di 27 giorni, corrispondente a quello di rotazione dell'equatore. Tale campo magnetico determina nel Sole, a seconda che sia dipolare o quadripolare, due o quattro settori, con polarità alterne, che vanno da un emisfero all'altro senza inversione di polarità. A causa dell'alta conducibilità dei gas coronali le linee magnetiche ancorate sul Sole sono congelate con il plasma coronale in espansione e trasportate fino alla distanza terrestre, determinando anche a tale distanza settori magnetici con polarità uguale a quella dei corrispondenti settori del Sole. ◆ [ASF] Ciclo del-l'attività s., o ciclo s.: il ciclo, con massimi che si susseguono a circa 11 anni l'uno dall'altro, riscontrabile nell'attività s. (v. sopra), storicamente ben documentato dal numero delle macchie s. (v. oltre). ◆ [ASF] Corona s.: l'atmosfera esterna del Sole, che, nella sua parte esterna, pervade l'intero Sistema Solare: → corona. ◆ [ASF] [GFS] Costante s.: l'intensità energetica globale, cioè nell'intero spettro elettromagnetico, della radiazione elettromagnetica s. ai confini dell'atmosfera terrestre: v. Sole: V 323 b. ◆ [FTC] [TRM] Forno s.: apparecchio per utilizzare a fini termici la radiazione s.; si distinguono: (a) forni a bassa temperatura, detti anche caldaie s., costituiti da pannelli assorbenti (serpentine percorse da acqua, disposte su strutture piane orientate automaticamente in modo da risultare sempre ortogonali ai raggi s. oppure, più spesso, fisse in un conveniente orientamento); l'impianto può essere aperto, cioè alla pressione atmosferica, oppure chiuso e allora il vapore prodotto può alimentare con buona efficienza un turboalternatore per produrre energia elettrica (centrale elettrica s. o centrale elioelettrica); (b) forni ad alta temperatura, detti anche crogioli s., costituiti da uno specchio paraboloidico (spesso sintetizzato) orientato verso il Sole, nella zona focale del quale si raggiungono temperature molto alte, di qualche migliaio di °C (tra le più alte ottenibili in regime permanente); sono piuttosto usati per studiare processi ad alta temperatura di materiali vari, anche refrattari; i materiali in esame sono disposti in un crogiolo nella zona focale. ◆ [ASF] [GFS] Giorno s.: → giorno. ◆ [ASF] Macchie s.: sono zone effimere, di varia estensione e forma, che appaiano scure sul fondo brillante della fotosfera s.; generalm. si compongono di una regione centrale più oscura (nucleo od ombra), contornata da una zona striata di un colore grigio più chiaro (frangia o penombra). Le macchie si presentano isolate o più spesso a gruppi; hanno durata variabile da qualche giorno a qualche decina di giorni e subiscono nel corso della loro vita modificazioni nella forma e nelle dimensioni. Esse si formano sempre in una fascia attorno all'equatore s., compresa tra i paralleli 40° nord e sud. Le più piccole, appena visibili, si dicono pori, le più grandi presentano un diametro più volte maggiore di quello del globo terrestre, arrivando a essere visibili a occhio nudo. Lo studio scientifico delle macchie s., delle quali parlano anche antiche cronache cinesi, ebbe inizio con G. Galilei, che, osservandole con il cannocchiale, ne descrisse le apparenze, ne studiò il movimento e dedusse da esse la rotazione del Sole. Le macchie si trovano a una temperatura di 4500 K (1500 K circa minore di quella della fotosfera) e appaiono oscure soltanto per contrasto rispetto al fondo luminosissimo della fotosfera; esse sono la manifestazione di campi magnetici che dall'interno penetrano esternamente attraverso la superficie s. e appaiono oscure (rispetto al fondo della fotosfera) perché l'intensissimo campo magnetico s. (decine di tesla), inibendo in parte il flusso di energia che proviene dall'interno, provoca una diminuzione di temperatura e quindi di luminosità. I campi magnetici delle macchie s. possono essere studiati a mezzo del-l'effetto Zeeman che essi producono nello spettro delle macchie stesse; dallo stato di polarizzazione dei doppietti e dei tripletti prodotti dall'effetto Zeeman si può anche stabilire quale polarità magnetica abbiano le singole macchie. Si è così trovato che i gruppi di macchie sono, quasi sempre, bipolari, vale a dire i loro componenti principali presentano polarità di segno opposto. È notevole il fatto che in uno stesso emisfero le macchie più vicine al lembo occidentale abbiano tutte uguale polarità, opposta a quella delle macchie che le seguono. Una precisa valutazione dell'attività delle macchie, vale a dire della loro estensione, frequenza, numero, ecc., si ottiene misurando l'area delle macchie, che viene abitualmente espressa in milionesimi dell'emisfero solare visibile. È più largamente in uso, però, indicare l'attività delle macchie s. mediante un numero, chiamato numero relativo delle macchie s., o numero di Wolf, o di Wolf-Wolfer o semplic. numero delle macchie s., R, calcolato con una semplice formula a partire dal numero dei gruppi e dal numero delle singole macchie; precis., indicando con N il numero complessivo dei nuclei delle macchie e con G il numero dei gruppi osservati sul disco s., si ha R=10G+N. L'osservazione delle macchie s., iniziata da C. Scheiner già ai tempi di Galilei, è stata da allora condotta quasi ininterrottamente presso vari Osservatori. Dall'analisi dei dati ottenuti è risultato il carattere ciclico, con pseudoperiodo undecennale, dell'attività delle macchie (ciclo undecennale delle macchie s.: fig. 1); si può sostenere anche l'esistenza di uno pseudoperiodo doppio, cioè di circa 22 anni. Si è pure osservato che, all'inizio di un nuovo ciclo, le macchie compaiono ad alta latidudine (circa 35° nord e sud) e che le zone di maggiore attività, con il progredire del ciclo, si vanno a mano a mano spostando verso le latitudini più basse, fino a che, al termine del ciclo, si trovano in prossimità dell'equatore; riportando la distribuzione in latitudine s. delle macchie s. in funzione del tempo si ha un caratteristico diagramma a farfalla (fig. 2). All'inizio di un nuovo ciclo undecennale, mutano anche le polarità delle macchie nei due emisferi, verificandosi una completa inversione di tutto il fenomeno. Il periodo undecennale si ritrova poi in tutta l'attività solare (v. sopra), che è massima in coincidenza con i massimi del numero delle macchie. La zona in cui si sviluppano i fenomeni che perturbano localmente l'atmosfera (cronosfera e corona) durante il disturbo magnetico che dà origine, tra l'altro, alla comparsa di una macchia, dal suo emergere in superficie fino alla dissoluzione, è denominata centro di attività. La vita di un centro attivo ha una sua propria evoluzione in cui le diverse tappe si susseguono più o meno nel seguente ordine: formazione delle facole e successiv. delle macchie; riscaldamento dell'atmosfera sovrastante e formazione di materia coronale condensata, accompagnata da incrementi delle radiazioni X e radio; produzione di brillamenti, formazione di filamenti lungo le linee d'inversione dei campi magnetici e scomparsa, nei gruppi di macchie, delle componenti più a est e successivamente anche di quelle a ovest; dissoluzione delle facole e disposizione graduale dei filamenti sempre più parallelamente all'equatore solare; migrazione dei filamenti verso le calotte polari. Durante i brillamenti l'energia viene dissipata anche a un tasso di 1025÷1026 J in 102÷103 s, con una conseguente alterazione dell'atmosfera circostante, per cui i brillamenti sono accompagnati da burst radio e X, da onde d'urto, da eiezione di materia; si ha anche emissione corpuscolare costituita in prevalenza da protoni, elettroni e particelle alfa, con energia a particella che va da meno di 1 MeV fino a decine o centinaia e talora anche migliaia di MeV. Le radiazioni ultraviolette, X e corpuscolari che accompagnano i brillamenti possono avere notevoli effetti nello spazio interplanetario e nel-l'atmosfera dei pianeti. Per quanto riguarda la Terra, esse disturbano il campo magnetico terrestre, causano aurore polari e influenzano fortemente la propagazione delle radioonde, spec. di quelle di non grande lunghezza d'onda (onde medie e corte), che si propagano anche o esclusivam. mediante la ionosfera. Lo studio dell'attività s. presenta quindi grande interesse per la geofisica, ma è di grande interesse anche nell'ambito generale dell'astrofisica, poiché è da ritenere che altre stelle siano circondate da involucri atmosferici (cromosfere e corone) del tipo di quella s. ed è giustificato aspettarsi che anche in queste atmosfere si manifestino quei fenomeni di variabilità ciclica che caratterizzano l'attività solare. Per quanto detto finora v. anche Sole: V 326 f, 328 d. È infine da ricordare che mentre nei periodi di alta attività solare si parla di Sole attivo, si parla, per contrapp., di Sole quieto quando l'attività è relativam. modesta: è, questa, una condizione partic. interessante, in quanto l'irraggiamento elettromagnetico e corpuscolare è sensibilmente uniforme da parte di tutta la superficie del Sole (per l'Anno Internazionale del Sole quieto, → anno). ◆ [ASF] [FSN] Neutrini s.: i neutrini provenienti dal Sole: v. Sole: V 324 e. ◆ [MTR] [ASF] Orologio s.: → meridiana. ◆ [ASF] Oscillazioni s.: oscillazioni interne del Sole, rilevabili in vari modi sulla sua superficie: v. Sole: V 325 a. ◆ [ASF] Protuberanza s.: → protuberanza. ◆ [ASF] [GFS] Radiazione s.: (a) generic., la radiazione elettromagnetica (o fotonica) e corpuscolare irraggiata dal Sole nello spazio circostante; (b) specific., la parte della radiazione elettromagnetica s. che raggiunge la Terra e, ancora più in partic., che raggiunge la superficie terrestre ed è quivi disponibile per i processi biologici e chimico-fisici naturali e anche per utilizzazioni tecnico-industriali (celle s., forni s., ecc.); per la distribuzione spettrale di questa radiazione, v. fotovoltaica, cella: II 748 e. Nell'atmosfera si distinguono: (a) radiazione s. diretta, quella proveniente direttamente dal Sole, misurabile puntando esattamente verso il Sole il sensore dello strumento di misurazione (pireliometro); (b) radiazione s. diffusa: quella diffusa dall'atmosfera, misurabile mediante un opportuno piranometro, nel quale un apposito schermo esclude dal sensore la radiazione diretta; (c) radiazione globale, risultante delle due precedenti, misurabile con un piranometro (detto anche solarimetro). ◆ [ASF] Sistema S. (nell'uso astronomico, la locuz. è con iniziali maiusc.): l'insieme degli astri orbitanti intorno al Sole: v. Sistema Solare. ◆ [ELT] Valvola s.: → valvola. ◆ [ASF] Vento s.: la radiazione particellare emessa dal Sole, che pervade lo spazio interplanetario, investendo quindi anche la Terra: v. vento solare.