Le prime misure di calore solare risalgono alla fine del XVIII secolo. I metodi seguiti sono due: statico e dinamico: nel primo si misura l'eccesso finale della temperatura di un corpo esposto al sole su quella dell'ambiente, nel secondo si misura l'aumento di temperatura che la radiazione solare provoca in un tempo determinato. Dai risultati di queste osservazioni si può risalire alle quantità di energia radiante che il sole manda su un'area data in un tempo determinato.
Metodi Storici di Misurazione
Uno dei primi sperimentatori che abbia tentato questo problema è il De Saussure che, fino dal 1774, impiegò il metodo statico. Egli teneva un termometro entro una scatola di legno chiusa dalla parte esposta al sole con un coperchio a triplice parete di vetro; il termometro interno giungeva anche a 110° mentre l'ambiente era a soli pochi gradi. Al De Saussure si devono pure le osservazioni simultanee di due termometri, uno all'ombra e l'altro col bulbo annerito al sole.
Altro dei primi apparecchi è certo il lucimetro di Marsilio Landriani (18I8): esso consta di tre termometri, uno annerito, uno dorato e il terzo a bulbo scoperto. I primi risultati importanti si ebbero quando John Herschel, nel 1825, consigliò il metodo dinamico, che adottò egli stesso nelle esperienze che fece al Capo di Buona Speranza fino al 1838.
L'Attinometro di Herschel
Il suo primo apparecchio, che chiamò attinometro, è una specie di grosso termometro di vetro contenente una soluzione di solfato ammoniacale, posto dentro una cassetta di legno annerita internamente e chiusa dalla parte rivolta ai raggi solari mediante una lastra di vetro. Egli teneva l'apparecchio per un minuto al sole, per un minuto all'ombra, e osservava gli aumenti e le diminuzioni di temperatura. Conoscendo la capacità termica dell'apparecchio, deduceva il calore ricevuto in un minuto.
Un secondo attinometro di Hersehel consisteva in un vero calorimetro, del quale egli seguiva l'andamento termico, tenendolo prima per quattro minuti all'ombra, dopo per 10 al sole e infine per 10 all'ombra. Egli esprimeva il calore solare in attini per minuto primo, avendo definito per attino la quantità necessaria a fondere 1 μ di spessore di ghiaccio a 0° nell'area colpita. Egli trovò cosi che a ogni minuto primo verrebbe fuso uno spessore di μ 191-222 di ghiaccio, ciò che corrisponde a 1,5 piccole calorie per minuto primo e per cmq.
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Da questi dati egli risalì al calore che giungerebbe se l'atmosfera terrestre non ne assorbisse alcuna parte. La costante solare risulterebbe 2,25.Il Pireliometro di Pouillet
Il metodo del Pouillet è un perfezionamento di questo. L'apparecchio, che egli chiamò pireliometro, è certo il più noto fra tutti; il Crova lo modificò sostituendo l'acqua con il mercurio. Il Pouillet, per dedurre l'assorbimento dell'atmosfera terrestre, faceva le misure a varie ore del giorno.
Il metodo statico è stato seguito nelle determinazioni di Waterston, del Secchi, di Violle, di Crova, ecc. Gli apparecchi dei primi tre sono quasi eguali: un termometro ha il bulbo annerito sull'asse di un cilindro o nel centro di una sfera a doppie pareti, tenute a temperatura press'a poco costante e nota. I raggi solari penetrano nell'apparecchio attraverso apposita apertura e scaldano il termometro fino a un massimo.
Il Waterston nell'India trovava un eccesso che giungeva a 27°,8; il Secchi a Roma un eccesso di 14°, indipendente dalla temperatura dell'ambiente; Soret sul M. Bianco, a 4800 m., 21°13. Più recentemente si sono usati i pireliometri elettrici di Ångström, Chwolson, Amerio, coi quali si è ritornati al metodo statico, guadagnando molto in speditezza e precisione.
I Pireliometri Elettrici
Nel pireliometro di Ångström due la minette eguali e annerite di manganina vengono alternatamente, esposte ai raggi solari, mentre in quella non esposta si manda una corrente elettrica, regolabile in modo da portarla alla stessa temperatura alla quale il sole porta l'altra. Due eguali pinzette termoelettriche fissate ai centri delle due laminette sono chiuse in opposizione su un galvanometro sensibile e dànno l'indicazione se la temperatura delle due laminette sia la stessa. Sia i la corrente; indicando con C una costante strumentalc facilmente deducibile, si ha che la radiazione solare per cmq. c per minuto è data da Ci2.
Lo Chwolson ha modificato quest'apparecchio, però il suo pireliometro è secondario. Quello di Amerio è primario, ha una sola laminetta di manganina, al centro della quale è saldata la pila t.e. Esposta la laminetta normalmente ai raggi solari, si legge la deviazione che si ottiene in un buon galvanometro e si deduce il valore della radiazione avendo già tarato l'apparecchio. Sono ora in uso anche apparecchi registratori.
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Il Metodo di Langley
Un metodo radicalmente diverso si deve al Langley, il quale misurò le quantità di calore che vengono dal sole con le singole lunghezze d'onda dello spettro, per mezzo di uno spettrometro a prisma di sale e del suo bolometro lineare. Egli applicò questo metodo al Monte Whitney in California e l'Amerio al Monte Rosa.
Calcolo della Costante Solare
Dedotti dalle misure i valori della radiazione solare locale, si deve risalire al valore che essa dovrebbe avere fuori dall'atmosfera terrestre. I metodi sono varî, ma tutti malsicuri. Seguendo il Pouillet, si ricorre al paragone di misure fatte in differenti ore di uno stesso giorno. Si stabiliscono così due equazioni che permetterebbero di ricavare la costante e l'assorbimento dell'atmosfera terrestre, se non si dovesse obiettare che:
- durante il giorno la costituzione dell'atmosfera varia;
- la radiazione solare non è omogenea, ma consta di infinite radiazioni differenti per lunghezza d'onda e per poteri assorbenti.
Questi, alla loro volta, sono di due specie: selettivo e diffusivo; il primo si verifica in massima nei bassi strati della troposfera, il secondo si verifica ovunque ed è tanto maggiore quanto minore è la lunghezza d'onda.
Ne viene che gli strati superiori assorbono energicamente le onde píù corte, determinando un certo valore medio per il coefficiente di assorbimento, ma gli strati immediatamente sottostanti esercitano il loro assorbimento sulle radiazioni rimanenti, per le quali i poteri assorbenti sono minori, e per conseguenza agiscono come se in media il valore del potere assorbente fosse diminuito.
Migliore è il metodo di Langley delle stazioni simultanee ad altezze diverse; si elimina così in parte la prima obiezione e tanto meglio quanto, a parità di dislivelli, sono più prossime le stazioni; il calcolo si fa applicando varie relazioni, ma l'incertezza permane egualmente, perché il coefficiente di assorbimento degli strati superiori alla stazione piìi elevata non è quello degli strati compresi fra le due stazioni.
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Risultati e Variazioni della Costante Solare
Le incertezze che s'incontrano nel determinare il valore dell'assorbimento dell'atmosfera terrestre, rendono mal sicure le determinazioni della costante solare, per la quale, in conseguenza, si trovano valori molto diversi da un autore all'altro.
Mentre infatti i valori delle radiazioni che si misurano nelle varie località, pure dipendendo dalla stagione e dal tempo, soprattutto a causa dei diversi spessori atmosferici attraversati, e dalla loro varia costituzione, sono abbastanza concordi e raramente giungono a 1,6 o 1,7 cal circa, i valori della costante solare vanno dal minimo del Pouillet 1,763 a 2,2 di Herschel, 2 del Belli, 3 circa del Bartoli, quasi 4 di Crova, per ritornare a 2,5 con Langley e Rizzo, 2,1 con Amerio e anche meno, fra 1,9 e 2 con Abbot e altri.
Si direbbe che c'è stata una tendenza ad attribuire sempre maggiore importanza al valore dell'assorbimento dovuto all'atmosfera terrestre, fino ad un massimo, per ritornare poi a stime molto più moderate. Il problema si può dire sia tuttora in esame, sebbene non si abbiano dubbî che il valore della costante non possa differire notevolmente, in più o in meno, di 2 cal.
Piccole e rapide variazioni della costante, che possono giungere al 4 o 5%, sono state trovate frequentemente e pare anche se ne riscontrino di più lente, di un ammontare press'a poco eguale.
Calore Totale Irradiato dal Sole
Ammesso per la costante il valore 2, si può calcolare facilmente la quantità totale di calore irradiata dal sole perché non c'è ragione che il sole irradî in misura notevolmente diversa nelle varie direzioni. Si trovano 5,65.1027 piccole calorie, pari a quanto ne darebbero 7.1017 tonnellate di carbone bruciando completamente con ossigeno, di modo che, ammesso che in tutto il mondo si consumino ogni anno mille milioni di tonnellate di carbone, un solo minuto di radiazione solare darebbe tanto calore da bastare al consumo mondiale per oltre 700.000.000 di anni, mentre in un secondo darebbe tanto calore da sopperire all'attuale bisogno di carbone dell'Italia per oltre 1 miliardo di anni.
Questa quantità farebbe fondere una massa di ghiaccio eguale alla massa terrestre in 83 minuti, e se incontrasse normalmente alla base un cilindro di ghiaccio avente per sezione la sezione della terra lo farebbe fondere così rapidamente che la superficie solida arretrerebbe di 9 chilometii al secondo, e in un solo secondo ne fonderebbe una crosta spessa oltre 2 km., che avviluppasse la terra. E infine attribuendo alla terra il calore specifico 1, ad ogni minuto questo calore la scalderebbe di un 1° e in due giorni la farebbe fondere tutta.
Dall'entità del calore irradiato dal sole, ammesso che la fotosfera sia un radiatore perfetto si deduce che la temperatura della sua superficie è di circa 7000° in scala assoluta centigrada. L'interno è certamente molto più caldo e, secondo il See, potrebbe giungere a parecchi milioni di gradi.
I moti convettivi che avvengono tra la fotosfera e gli strati sottostanti più caldi, servono a mantenere la superficie a temperatura costante, apportandole quel calore che essa irradia. Oltre a irradiare luce e calore, la superficie solare proietta in tutto lo spazio, e con velocita grandissima, delle particelle tenuissime (circa 1 μ di diametro) per via della pressione che la sua radiazione esercita; e anche per fare questo lavoro occorre una rilevante quantità di energia.
Teorie sull'Origine del Calore Solare
Se si ammette per calore specifico della massa solare l'unità, poiché la massa è 2.1033, il raffreddamento di un grado corrisponde all'emissione di 2.1033 calorie e basterebbe per 360.000 minuti, cioè duecentocinquanta giorni circa, ciò che darebbe quasi 4000° dalla fondazione di Roma ad oggi. Lord Kelvin pensò alla materia cosmica che in parte ruota intorno al sole e che finisce col cadere su di esso.
Enorme è la quantità di calore che ne può venire. Un grammo che cada sul sole, partendo da distanza praticamente infinita, genererebbe 46 milioni di piccole calorie, si che per far fronte all'enorme irraggiamento basterebbe che ogni anno cadesse su di esso una massa eguale a 1/94 della terra. Se questa massa provenisse tutta da distanza superiore a quella della terra, aumenterebbe l'attrazione terra-sole, diminuirebbe la loro distanza e si accorcerebbe l'anno sensibilmente.
Pertanto maggior credito ebbe la teoria di Helmholtz che fa derivare il calore dalle trasformazioni di energia potenziale della massa solare. La densità di questa è infatti relativamente piccola: 1,4 circa, e perciò il processo di contrazione che, dall'enorme rarefazione della nebulosa solare originaria, ha portato il sistema allo stato attuale, può continuare.
Basterebbe una contrazione tale che il diametro solare diminuisse ogni anno di 70 m. per compensare la perdita di calore. Ora, tale contrazione equivale a 1 su 10.000 in 2000 anni, e poiché le misure del raggio solare non si possono fare con grande esattezza, essa sfuggirebbe all'osservazione per molto tempo ancora.
Nello stato attuale della fisica non è possibile esaminare a fondo altre teorie, però è ovvio che dal momento che si conoscono altre sorgenti di energia, in queste possa ricercarsi l'origine di una posizione grande o piccola del calore solare. Un grammo di radio emette ad ogni minuto due cal; per sopperire al calore solare bisognerebbe che sul sole vi fossero grammi 2,8.1027 di radio, cioè poco più di un milionesimo della massa solare; ma poiché esso si trasforma nei suoi derivati, dovremmo pensare che si rigenerasse dall'uranio col quale dovrebbe quindi trovarsi in equilibrio radioattivo.
Date le rispettive costanti di trasformazione, si deduce che la quantità di uranio necessaria per essere in equilibrio con la massa calcolata di radio, dovrebbe essere 7,5.1033, cioè quasi il quadruplo della massa solare stessa. Però non è da escludere la partecipazione dei fenomeni radioattivi al calore solare, anzi, dato che l'elio esiste nel sole, l'esistenza dei fenomeni radioattivi è molto probabile. Anch'essi, come la caduta di eventuali aeroliti sul sole, mentre contribuiscono al calore solare, ne mascherano in parte la contrazione.
Trasformazioni Atomiche
Resta ad accennare alla possibilità di trasformazioni atomiche. Certo negli atomi si hanno delle quantità enormi di energia, e nelle trasformazioni da una specie ad un'altra le variazioni eventuali delle masse potrebbero produrre le enormi quantità di energia che il sole irradia.
Basta pensare che se un grammo di idrogeno si trasformasse in elio, si dovrebbe avere la perdita di gr. 0,0077 nella massa, alla quale corrisponderebbe una produzione di 0,0077.9.1020 erg, pari a 1,65.1011 cal, di modo che, per sopperire all'irradiazione del sole, basterebbe che in un anno si trasformasse in elio la massa di gr. 1,8.10222, il che vuol dire che se una massa di idrogeno eguale alla terra si trasformasse in elio, si produrrebbe il calore necessario per oltre 300.000 anni.
Temperatura e Composizione del Sole
La temperatura superficiale del Sole è di circa 5.500 °C mentre quella del suo nucleo è circa 15.000.000. Questa differenza è dovuta al fatto che la zona del Sole dove avviene la fusione nucleare è solo quella centrale, la più calda. Stiamo parlando della regione del "nucleo solare", che giace a più di mezzo milione di km di profondità dalla superficie.
Il nucleo è al centro della cosiddetta zona radiativa, che possiamo pensare come una zona relativamente omogenea. In questa zona, la radiazione si diffonde piano piano dal centro verso l'esterno e la temperatura si abbassa, passando dai 15 milioni di gradi al centro fino a circa 2 milioni di gradi. A questo punto (siamo a circa 200.000 km di profondità) inizia la zona più esterna del Sole, detta zona convettiva, che ha una natura diversa; possiamo pensarla come una pentola d'acqua in ebollizione, dove ci sono grandi masse in movimento. In questa regione, la temperatura si abbassa ancora più velocemente.
Poi, c'è proprio la superficie visibile del Sole, detta fotosfera. In quella regione, la densità di materia diventa sufficientemente bassa, da consentire alla luce di allontanarsi liberamente. Esiste anche una regione più esterna, la cromosfera, ma non ci servirà parlarne.
Nella fotosfera, sono presenti alcune delle più caratteristiche manifestazioni dei campi magnetici solari: le macchie solari. Esse sono delle regioni circa 2000 gradi più fredde del resto della superficie, e per questo risultano relativamente oscure, le cui dimensioni vanno da qualche migliaia di km a 50 mila km. I campi magnetici non hanno alcuna importanza per la fusione nucleare. Bisogna anche notare che la temperatura centrale del Sole è appena sufficiente per produrre la fusione, che pertanto procede molto lentamente. Questo garantirà al Sole ancora molti miliardi di anni di vita.
La Fusione Nucleare nel Sole e sulla Terra
Nel Sole, le fusioni nucleari riguardano in massima parte l'idrogeno che viene trasformato in elio. Fino a pochi anni fa, ci saremmo dovuti fidare solo della teoria per fare affermazioni del genere. Attualmente, per mezzo dell'esperimento Borexino, condotto presso i laboratori del Gran Sasso, abbiamo potuto osservare il centro del Sole e verificare la correttezza di queste idee.
Borexino è riuscito a ottenere un risultato del genere grazie all'osservazione di una particolarissima particella, prodotta nelle reazioni di fusione nucleare, e che è capace di attraversare il Sole quasi del tutto indisturbata: il neutrino. Altri esperimenti prima di Borexino avevano visto alcuni neutrini dal Sole, e questo ci aveva permesso di controllare quale fosse la sua temperatura centrale, ma con Borexino, per la prima volta al mondo, siamo riusciti a vedere all'opera i due meccanismi con cui l'idrogeno si trasforma in elio: una catena sequenziale di reazioni di fusione porta alla produzione, per brevi lassi di tempo, di elementi intermedi che poi si disintegrano; ed anche un ciclo di reazioni, basato sulla presenza all'interno del Sole di piccole quantità di carbonio, azoto ed ossigeno che fungono in sostanza da catalizzatori.
Principali Componenti del Nucleo Solare
| Elemento | Percentuale |
|---|---|
| Idrogeno | 71% |
| Elio | 27% |
| Elementi Pesanti | 2% |
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