La fotosfera è lo strato di gas che copre l'interno del sole. Queste strato è molto sottile ed è quello che si vede in luce visibile, quindi quella che vediamo noi dalla terra, il suo spessore è di circa 400km.
Il termine fotosfera deriva dal greco phòs, luce, e sphàira, globo o palla (Sfera di luce). Questa zona chiamata anche superficie solare è molto opaca e quindi non si riesce a vedere quello che c'e sotto.
La fotosfera ha una temperatura che varia da 7600 a 4400 ºK circa decrescendo con l'allontanamento dagli strati più interni da quelli più esterni.
La pressione dentro la fotosfera varia da 6,8 x 10^-3 bar fino a 1,6 x 10^-1 bar dove finisce ed inizia l'atmosfera solare chiamata cromosfera.
 

La fotosfera è fisicamente molto importante perchè è il luogo dove la radiazione luminosa emerge direttamente nello spazio giugendo fino a noi senza ulteriore assorbimenti o diffusione; quasi tutta la luce che riceviamo dal sole ha origine nella fotosfera.
Sebbene la superficie ci appaia omogenea è in realtà turbolenta, presentando vigorosi moti convettivi già visti nella sezione zona convettiva. Questi moti convettivi appaiono nella fotosfera e sono chiamati granuli. Un singolo granulo ha una dimensione che può oscillare da 500 a 2000km. Al centro del granulo il gas caldo sale dall'interno solare, raffreddandosi e ricadendo ai bordi. Un singolo granulo ha una vita media di soli 9-10 minuti, ma se ne formano di nuovi continuamente dando alla fotosfera un aspetto simile ad una lenta ebollizione. Si stima che ogni istante siano presenti almeno 4 milioni di granuli sulla superficie solare. Tra questi granuli si trovano dei supergranuli grandi fino a 30.000 km capaci di resistere fino ad un giorno. Sulla fotosfera sono presenti anche altri fenomeni come le macchie solari, i pori, le regione attive e i flare fotosferici.
La fotosfera è composta chimicamente di gas con il 90% di idrogeno, 8% di elio e una piccola quantità di elementi pesanti come il ferro, calcio, sodio, etc. Secondo uno studio spettroscopico per ogni milione di atomi di idrogeno ci sono 60000 atomi di elio, 700 di ossigeno, 400 di carbonio, 90 di azoto, 45 di silicio, 40 di magnesio, 35 di neon, 30 di ferro, 15 di zolfo, 3 di alluminio, 2 calcio, sodio, nickel, e 1 di argon.
La fotosfera non è uniformemente brillante ma la sua luminosità diminuisce dal centro del disco verso il bordo. Nella regione visibile dello spettro il fenomeno appare molto accentuato, invece in luce ultravioletta si osserva queste fenomeno fino a 160 nm e a lunghezze d'onda inferiori esso si inverte e si ha l'illuminazione al bordo. Succede lo stesso nel caso dell'infrarosso fino a lunghezze d'onda di radio. Nella figura 1 si vede come un osservatore guardando il disco solare, spostandosi dal centro del disco verso il bordo osserva strati più alti. Ogni segmento rappresenta la possibilità di penetrazione della visuale nella fotosfera dato dal coefficiente di assorbimento della stessa.

Per determinare le posizioni dei fenomeni sulla superficie solare si fa riferimento ad una rete di meridiani e paralleli analoghi a quella terrestre; solo che la superficie solare non ha punti di riferimento fissi come la terra. Sapendo che il sole ruota intorno ad un’asse, si definiscono i meridiani che sono le linee immaginarie che sono le intersezioni della superficie solare con piani passanti per l’asse di rotazione (longitudine eliografia). L’equatore solare è l’intersezione della superficie solare con piani paralleli all’equatore (latitudine eliografica).
Nella longitudine solare si assume come meridiano fondamentale quello che è passato a mezzogiorno del 01/01/1854 per il centro del disco.

L’asse di rotazione solare e l'asse di rotazione terrestre formano un’inclinazione, per questo l’orientamento dell’asse di rotazione solare varia durante l’anno rispetto alla terra in modo tale che tutta la rete di meridiani e dei paralleli oscillano, la latitudine solare varia da circa 7º nord a circa 7º sud, quest’angolo viene chiamato Bo.
 

Fig 5 Disco di Stonyhurst per il valore di Bo = 0º a 7º. Girando il disco si ottengono i valori negativi.

La figura 5 mostra le carte sinottiche chiamate anche Disco di Stonyhurst che si utilizza per la determinazione della posizione del fenomeno sulla superficie solare.
Quando si osserva il sole con un telescopio non, si conosce il polo nord e il polo sud. Per questo motivo si utilizza il metodo di spegnere l’inseguimento automatico e si lascia derivare il sole; il punto della superficie solare che per primo tocca il bordo dell’immagine sarà, l’ovest e l’ultimo punto a sparire nell’immagine sarà l’est, però terrestre. Adesso serve determinare il nord ed il sud come paralleli alla prima linea ovest-est. Dopodichè dalle effemeridi solari si ottiene il parametro Po (o angolo di posizione dell’asse di rotazione misurato rispetto al nord del disco, positivo est, negativo ovest). Questo angolo determina l’angolo che tiene l’asse di rotazione solare rispetto a quello terrestre e quindi si ottiene l’asse nord-sud reali del sole e quindi anche la linea che determina l’equatore solare. Dopo bisogna prendere il valore dell’angolo Bo delle effemeridi e prendere il disco di Stonyhurst corrispondente e determinare la posizione in latitudine e longitudine del fenomeno osservato.

Un’altra coordinata che si utilizza è quelle chiamata longitudine di carrington che determina l’angolo che forma il fenomeno rispetto al punto 0 (zero) della rotazione carrington. La rotazione carrington è iniziata il 09/11/1853 come già visto prima. Carrington determinò che la rotazione del sole ha una durata di 27.2753 giorni, quindi l’angolo che forma il fenomeno con il valore 0 della rotazione carrington viene chiamato longitudine eliografica e viene scritto come Lo.

Per la determinazione dell’area di un fenomeno si utilizza come unità di misura i decimillesimi dell’emisfero solare, che risultano essere di 300 milioni di chilometri quadrati. Allontanandosi dal centro del disco il fenomeno cambia di misura perchè la superficie solare è sferica e per questo motivo l’area proiettata deve diminuire, con un semplice calcolo trigonometrico è possibile ottenere l’area vera del fenomeno.

Se si scompone la luce solare che arriva alla terra con un prisma o un reticolo di diffrazione si ottiene lo spettro solare (un miscuglio di diversi colori). Questo è stato scoperto nel 1672 da Isaac Newton. Nel 1800 furono osservati effetti calorifici di una radiazione solare invisibile più in la del rosso chiamato infrarosso, mentre si scoprirono effetti fotochimici di un'altra radiazione invisibile più in la del viola chiamata ultravioletta. Poi nel 1802 W.H.Wollaston e in 184 J.Fraunhofer scoprivano righe in assorbimento più o meno oscure e più o meno larghe nello spettro.

Lo spettro solare si adatta molto bene allo spettro di un corpo nero che ha una temperatura di 5776ºK, diciamo che la differenza fra loro e sempre inferiore al 10%.

La radiazione solare che arriva alla terra prima di entrare nella atmosfera è composta per il 7% da radiazione ultravioletta con longitudine d’onda minore di 3800 A (380nm), 40% da radiazione visibile da 3800 a 7000 A (da 380 a 700nm) e per il 53% da radiazione infrarossa con longitudine d’onda maggiore a 7000 A (700nm)

Le righe più importanti dello spettro solare si vedono nella seguente tabella:

Le radiazioni elettromagnetiche di diversa lunghezza d’onda provengono da strati diversi del sole; le onde radio provengono dalla corona e dall’alta cromosfera; l’infrarosso lontano proviene da strati diversi della bassa cromosfera e della fotosfera; l’infrarosso vicino, la luce e l’ultravioletto fino a 1650° (165nm) provengono quasi esclusivamente dalla fotosfera; l’ultravioletto al di sotto di 1650 A, l’ultravioletto estremo e i raggi X provengono di nuovo dalla cromosfera e dalla corona.

FABIO MARIUZZA
 

Granulazione / Supergranulazione / Regione attiva / Macchie solari / Facole / Oscuramento al bordo / Brillamenti / Oscillazioni