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Fotosfera - Wikipedia

Fotosfera

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.

La fotosfera del Sole
La fotosfera del Sole

In astronomia, la fotosfera (composto da foto- e sfera; dal greco phós, phótos, "luce", e spháira, "globo", "palla") di un oggetto è la regione in corrispondenza della quale esso diventa opaco. In altre parole, non è possibile osservare la regione al di sotto della fotosfera. È un termine normalmente usato per descrivere l'aspetto del Sole o di un'altra stella: poiché le stelle sono delle sfere di gas, non hanno una superficie solida; ma esiste comunque una profondità sotto alla quale il gas non è più trasparente ai fotoni, e questa profondità fornisce una superficie visibile alla stella. In particolare, nel caso del nostro Sole lo strato fotosferico non presenta alcuna discontinuità tangibile con la regione convettiva sottostante come con la corona solare più esterna; anzi esso si distingue unicamente per l'assenza quasi totale di altri raggi provenienti da strati più interni del globo, che unita alla quantità minimamente rilevante di emissioni radio dalle sfere sovrastanti nonché alla sostanziale trasparenza delle stesse, fa sì che la radiazione percepibile da un osservatore esterno sia sostanzialmente quella prodotta dalla fotosfera medesima.

La fotosfera del Sole ha una temperatura che varia dagli 8000 ai 4200 kelvin circa, decrescendo con l'allontanamento dagli strati più interni per quelli più esterni. Per questo ha un colore giallo. Egualmente si deduce il tasso di variazione di temperatura proporzionale alla quota dall'analisi della luminosità: la fotosfera non è omogeneamente brillante in tutti i suoi strati, ma si fa più tenue in quelli periferici, per cosiddetto fenomeno dell'oscuramento al bordo. Altre stelle possono essere più calde o più fredde. La fotosfera solare è composta da celle di convezione chiamate granuli; ogni granulo è una tempesta di fuoco larga da 500 a 1000 km, al centro della quale del gas caldo sale dall'interno della stella, raffreddandosi e ricadendo ai bordi per moto convettivo. Un singolo granulo ha una vita media di soli 8 minuti, ma se ne formano di nuovi continuamente, dando alla fotosfera un aspetto complessivo simile ad una lenta ebollizione. Tra i granuli normali si trovano dei supergranuli grandi fino a 30.000 chilometri, capaci di resistere fino ad un giorno. La granulazione resta una delle prove fondanti della presenza di moti convettivi all'interno del Sole, mentre non sappiamo d'altra parte se queste formazioni si trovino anche su altre stelle, perché sono troppo piccole per essere viste. Altre formazioni presenti sulla fotosfera sono le macchie solari e i flare solari.

L'atmosfera visibile del Sole è composta da altri strati posti sopra la fotosfera: la cromosfera, alta 2000 chilometri e visibile in luce filtrata, e sopra questa la caldissima e tenue corona solare.

Il Sole Sole
Struttura: Nucleo solareZona radiativaZona convettivaFotosferaCromosferaZona di transizioneCorona
Struttura estesa: Termination ShockEliosferaEliopausa • Heliosheath • Bow ShockCampo magnetico
Fenomeni: MacchieFaculeGranuli • Supergranulazione • VentoSpiculeAnelli coronaliFlareProtuberanzeEspulsioni di massa coronali • Onde di Moreton • Buchi coronali • Ciclo solare
Argomenti correlati: Sistema solare • Variazioni solari • Dinamo solare • Corrente eliosferica diffusa • Radiazione solareEclissi solareOsservazioni solari
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