Fotosfera: differenze tra le versioni

In [[astronomia]], la '''fotosfera''' (dal [[Lingua greca antica|greco antico]] φῶς, φωτός (''phós'', ''phótos''), che significa "luce", e σφαῖρα (''spháira''), che significa "sfera") di un oggetto è la regione che emette luce e in corrispondenza della quale esso diventa opaco. In altre parole, non è possibile osservare la zona al di sotto della fotosfera.

La fotosfera del Sole ha una temperatura che varia tra {{convertconverti|4500|and|6000|K|°C|lk=in}}<ref>[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/sun.html The Sun – Introduction]</ref> con una temperatura effettiva di {{convertconverti|5777|K|°C|lk=in}})<ref>[https://web.archive.org/web/20050217044235/http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html World Book at NASA – Sun]</ref> con una densità di 3^-4 kg/m³,<ref name="Stanford University">{{citecita web| url=http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html| titletitolo=The Sun's Vital Statistics| author autore= Stanford Solar Center| year anno= 2008}}</ref> che aumenta con la profondità verso l'interno del Sole.<ref name=Eddy>{{citecita web|url = https://history.nasa.gov/SP-402/p2.htm | title titolo= SP-402 A New Sun: The Solar Results From Skylab | author autore= John A. Eddy | year anno= 1979 | publishereditore = NASA}}</ref>

Per le zone più oscure, dette ''ombre'', vengono calcolati più bassi di temperatura fino a {{M|2700|u=°C}}. Essa decresce con l'allontanamento dagli strati più interni per quelli più esterni. Escludendo le macchie solari, la sommità della fotosfera quindi lo strato in assoluto più periferico si calcola essere ad una temperatura compresa tra {{M|4500}} (il bordo) e {{M|4800|u=°C}}. Questi valori, grazie agli studi sulla temperatura di colore di un [[corpo nero]], ma anche a numerose "foto in luce visibile" scientificamente filtrata, permettono di affermare con buona approssimazione che la fotosfera presenta una cromaticità bianca e "fredda" senza sfumature verso il giallo (luce bianca solare).

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 gradualmente si fa più tenue man mano che sfuma verso quelli più periferici, per il cosiddetto fenomeno dell'[[oscuramento al bordo]]. Altre stelle possono essere più calde o più fredde. La fotosfera solare è composta da [[cella di convezione|celle di convezione]] chiamate ''granuli''; ogni granulo è una tempesta di plasma (gas ionizzato) ad altissima temperatura, larga da 500 a {{M|1000|u=km}}, al centro della quale del plasma 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 con diametri fino a {{M|30000|u=km}}, capaci di resistere fino ad un giorno. La [[Granulo (soleSole)|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 [[macchia solare|macchie solari]] e i [[Brillamento|brillamenti solari]] e le [[Facula|facule]] disperse tra i granuli.<ref>{{cita web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/feature1.shtml|titolo=NASA/Marshall Solar Physics|editore=[[NASA]]|accesso=18 novembre 2022|dataarchivio=5 febbraio 2016|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160205053236/http://solarscience.msfc.nasa.gov/feature1.shtml|urlmorto=sì}}</ref>