Di che colore è il Sole? Risponde la NASA!

Giallo, ma anche viola, rosso, verde e blu: ecco i tanti colori della nostra stella! Il collage di fotografie realizzato filtrando la luce solare a diverse lunghezze d’onda, ci permette di comprendere come a ogni immagine corrisponda un diverso fenomeno fisico, che avviene all’interno o sulla superficie del Sole.


Tutti sanno qual è il colore del Sole: persino un bambino di pochi anni non ha dubbi al riguardo. Eppure, guardandolo in questa fotografia, ogni certezza vacilla. I mille colori e le tante anime della nostra stella ci vengono svelati da un collage di immagini a varie lunghezze d’onda realizzato utilizzando i dati del Solar Dynamic Observatory (SDO) della NASA.


Come mai il Sole, in queste immagini scattate dallo stesso punto di vista e nello stesso periodo, ci appare così diverso da come siamo abituati a vederlo?

Il nostro astro, come tutte le stelle, è una palla di gas ad altissima temperatura. Grazie al suo calore, proprio come una gigantesca lampadina a incandescenza, emette una radiazione elettromagnetica in molte lunghezze d’onda che, sommate tutte insieme, generano la luce visibile dai nostri occhi, comunemente chiamata “luce bianca”.
I potenti strumenti di SDO, lanciato dalla NASA nel 2010 proprio per realizzare immagini ad altissima risoluzione della nostra stella, permettono di fotografare il Sole a diverse lunghezze d’onda, rivelando per ciascuna di esse fenomeni fisici differenti che avvengono sia all’interno del Sole che sulla sua superficie.

immagine sole2

Per catturare e svelare i segreti del nostro astro, SDO è in grado di generare immagini ad altissima risoluzione, fino a 4.096×4.096 pixel (ossia circa 8 volte maggiore di quella tipica di un televisore ad alta definizione).
Per far questo, SDO ha a disposizione due strumenti chiamati AIA (Amospheric Imaging Assembly) e HDMI (Helioseismic and Magnetic Imager) che permettono di realizzare fotografie in dieci diverse lunghezze d’onda e immagini che contengono dati sul campo magnetico e sulla velocità della materia espulsa dal sole.


Perché è necessario fotografare il Sole filtrando la luce solare in tante lunghezze d’onda, dalla gamma della luce visibile fino all’estremo ultravioletto?

Anche se guardandola a occhio nudo la nostra stella sembra alquanto tranquilla, in realtà i fenomeni atomici che avvengono al suo interno emettono radiazioni molto energetiche, ma invisibili ai nostri occhi, che vanno dall’estremo ultravioletto ai raggi X. Selezionando dal flusso di radiazioni che arriva dal Sole solo determinate lunghezze d’onda è possibile osservare separatamente il comportamento di strati differenti del nostro astro, isolandone i fenomeni nella speranza di comprendere sempre di più il modo in cui l’atmosfera solare interagisce con la superficie di questa gigantesca sfera di gas. Le immagini che seguono mostrano il Sole visto da ciascuno dei 13 filtri utilizzati da SDO, nella sua missione alla scoperta dei segreti della nostra stella.

HMI Dopplergram

Sole - dopplergramma

Questa immagine, chiamata “dopplergramma“, è prodotta dallo strumento HMI della sonda SDO e fornisce informazioni sulla velocità di rotazione della superficie solare, chiamata fotosfera.
A causa del movimento rotatorio, in ogni momento una parte del disco solare si avvicina al punto di osservazione alla velocità di circa 2 km/s, mentre la parte opposta si allontana alla stessa velocità. In particolare, le zone più scure dell’immagine raffigurano le regioni in avvicinamento, mentre quelle che si allontanano sono le più chiare.


HMI Magnetogram

immagine sole4

Il Magnetogramma, anch’esso prodotto dallo strumento HMI, mostra le mappe del campo magnetico solare sulla sua superficie. Le zone più scure indicano linee di campo magnetico che puntano in direzione opposta alla Terra, mentre le zone più chiare indicano quelle dirette verso il nostro pianeta. Anche in questo caso, la regione osservata è la fotosfera.


HMI Continuum

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Questa è forse l’immagine più familiare della nostra stella. Effettivamente mostra la superficie solare incorporando un ampio spettro di luce visibile all’occhio umano. La regione osservata è ancora una volta la fotosfera, che risulta punteggiata da alcune macchie solari.


AIA 1700 Å

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In questa immagine, prodotta dallo strumento AIA filtrando la luce solare a 1700 Å (angstrom), è raffigurato il continuum ultravioletto. La temperatura solare associata a questo filtro è 4500 gradi Kelvin (circa 4.200°C). In questo caso, le regioni osservate sono due: la fotosfera e la cromosfera, ossia quel sottile strato atmosferico che circonda la superficie solare (fotosfera), nel quale la temperatura inizia ad aumentare.


AIA 4500 Å

immagine sole7

Questa immagine mostra il continuum della luce bianca, prodotta dallo strumento AIA con picco di sensibilità a 4500 Å. La regione osservata è la fotosfera, mentre la temperatura solare corrispondente è pari a 6.000 gradi Kelvin, corrispondenti a circa 5.700°C.


AIA 1600 Å

immagine sole8

L’immagine, prodotta dallo strumento AIA a 1600 Å, è colorata artificialmente di giallo scuro in quanto la luce ultravioletta non è visibile direttamente dall’occhio umano.
A questa lunghezza d’onda è possibile registrare l’emissione luminosa prodotta da ioni di carbonio C IV, che indicano una temperatura pari all’incirca a 10.000 K. Queste emissioni luminose provengono sia dalla fotosfera che dalla cosiddetta “regione di transizione“, uno strato sottile di atmosfera solare che si trova tra la cromosfera e la corona (ossia lo strato più superficiale dell’atmosfera solare), all’interno del quale le temperature salgono molto rapidamente.


AIA 304 Å

immagine sole9

Colorate solitamente di rosso, le immagini prodotte dallo strumento AIA a 304 Å catturano le emissioni provenienti da elio ionizzato (He II) a temperature intorno ai 50.000 K. A questa lunghezza d’onda, la luce registrata è quella emessa dalla cromosfera e dalla regione di transizione.
In questa immagine sono ben visibili alcuni enormi getti di plasma solare che si innalzano per migliaia di chilometri dalla cromosfera fino alla corona.


AIA 171 Å

immagine sole10

Proveniente principalmente da ioni di ferro (Fe IX) a temperature intorno ai 600.000 K, la luce registrata dallo strumento AIA a 171 Å mostra le emissioni provenienti dalla zona superiore della regione di transizione e dalla corona solare, in particolare da anelli coronali e zone che non fanno parte di regioni attive o di buchi coronali.
Le immagini prodotte a questa lunghezza d’onda solo tipicamente colorate in giallo oro.


AIA 193 Å

immagine sole11

Colorate di marrone chiaro, le immagini registrate dallo strumento AIA a 193 Å rappresentano emissioni provenienti essenzialmente dagli ioni di ferro-12 (Fe XII) con temperature intorno a 1.000.000 K e ferro-24 (Fe XXIV) con temperature sui 20.000.000 K. Mentre il ferro-12 permette di tracciare emissioni provenienti da regioni mediamente calde della corona solare, il ferro-24 è rintracciabile solo nel materiale caldissimo emesso durante i brillamenti solari.


AIA 211 Å

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Le immagini prodotte dallo strumento AIA a 211 Å, colorate tipicamente in viola, registrano le emissioni provenienti da ioni di ferro-14 (Fe XIV) a temperature di circa 2.000.000 K. Queste emissioni mostrano le regioni più calde e magneticamente attive della corona solare.


AIA 335 Å

immagine sole13

Le emissioni registrate dallo strumento AIA a 335 Å, colorate di blu, provengono da ioni di ferro-16 (Fe XVI) alla temperatura di circa 2.500.000 K.
Come quelle precedenti, anche queste immagini mostrano le regioni magneticamente più attive della corona solare, ma in tal caso quelle ancora più calde di quelle filtrate a 211 Å.


AIA 94 Å

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Le emissioni registrate dallo strumento AIA a 94 Å, ossia nell’ultravioletto estremo, provengono da ioni di ferro-18 (Fe XVIII) a temperature di circa 6.000.000 K, raggiungibili solo in regioni della corona in cui è in corso un brillamento solare. Le immagini sono colorate artificialmente in verde.


AIA 131 Å

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Ed infine, colorate in verde acquamarina, le emissioni registrate dallo strumento AIA a 131 Å provengono dagli ioni di ferro-20 (Fe XX) e ferro-23 (Fe XXIII), ossia materiale emesso tipicamente nel corso di brillamenti solari a temperature comprese tra i 10 e i 16 milioni di K.


E con questa immagine siamo giunti al termine del nostro viaggio, alla scoperta dei colori del Sole. Nella speranza che l’articolo vi sia piaciuto, vi diamo l’appuntamento alla prossima. Non mancate!

Maria Gabriella Depalo 

Mi chiamo Maria Gabriella Depalo, sono nata in piccolo paesino del nord barese affacciato sul mare e sono laureata in Informatica.
Sono la “scienziata” del gruppo e mi dedicherò principalmente ad argomenti di tipo scientifico/tecnologico.
Spero vivamente di riuscire a coinvolgervi tutti nelle mie passioni.
Potete contattarmi scrivendo a: mg.depalo@inchiostrovirtuale.it

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