Sole

Sole
File:Immagine:Sun920607.jpg
Classificazione	Nana gialla (sequenza principale)
Classe spettrale	G2 V
Parametri orbitali
(all'epoca J2000)
Semiasse maggiore	26-28 000 anni luce
Periodo orbitale	2,25-2,50 × 108 anni
Velocità orbitale	217 km/s (media)
Sistema planetario	sì
Dati fisici
Diametro medio	1 392 000 km
Superficie	6,09 × 1018 m²
Volume	1,41 × 1027 m³
Massa	1,9891 × 1030 kg
Densità media	1,411 × 103 kg/m³
Acceleraz. di gravità in superficie	274 m/s² (27,9 g)
Velocità di fuga	617,54 km/s
All'equatore:	27 d 6 h 36 min
A 30° di latitudine:	28 d 4 h 48 min
A 60° di latitudine:	30 d 19 h 12 min
A 75° di latitudine:	31 d 19 h 12 min
Velocità di rotazione (all'equatore)	1993 m/s
Inclinaz. dell'asse sull'eclittica	7,25°
Inclinaz. dell'asse sul piano galattico	67,23°
A.R. polo nord	286,13° (19h 4m 30s)
Declinazione	63,87° (63° 52′ :)
Temperatura superficiale	5780 K (media)
T. della corona	5 × 106 K
T. del nucleo	~13,6 × 106 K
Luminosità	3,827 × 1026 J/s
Radianza	2,009 × 107 W/(sr×m²)
Dati osservativi
Magnitudine app.	-26,8 (media)
Magnitudine app.	−26,832
Magnitudine ass.	4,83

Il Sole (in lingua latina Sol ) è la stella madre del sistema solare, il nostro sistema planetario. Attorno ad essa orbitano gli otto pianeti principali (tra i quali la Terra), i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio (che forma il mezzo interplanetario). Il Sole costituisce da solo il 99,8% della massa del sistema.

La radiazione solare, emessa nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche (in particolare luce ed infrarossi), consente la vita sulla Terra; inoltre, l'insolazione della superficie terrestre regola il clima e dà luogo alla maggior parte dei fenomeni meteorologici.

Il Sole è, propriamente, una stella di medie dimensioni, costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume) ed elio (circa il 24-25% della massa, il 7% del volume), cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce. Classificato dagli astronomi come nana gialla, il Sole è una stella di classe spettrale G2 V. G2 indica che la stella ha una temperatura superficiale di circa 5 780 K, caratteristica che le conferisce un colore bianco, che però appare giallo a causa dello scattering dell'atmosfera terrestre. La V (5 in numeri romani) indica che il Sole, come la maggior parte delle stelle, è nella sequenza principale, ovvero in una lunga fase di equilibrio stabile in cui l'astro fonde, nel nucleo, l'idrogeno in elio.

Il Sole fa parte degli oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 note all'interno della Via Lattea e supera in luminosità ben l'85% delle stelle della Galassia, gran parte delle quali sono deboli nane rosse. Collocata all'interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario, la stella orbita attorno al centro della Via Lattea ad una distanza media di circa 26 000 anni luce e completa la propria rivoluzione in circa 225-250 milioni di anni. Tra le stelle più vicine, poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole è la quinta più luminosa in termini assoluti: la sua magnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83.

Se qualcuno avesse la possibilità di osservare la nostra stella da Alfa Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe nella costellazione di Cassiopea con una magnitudine apparente di 0,5.

Il simbolo astronomico del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro (Unicode U+2609: ; in esadecimale, ☉ == ☉).

Etimologia

Il termine "sole" deriva dal latino sol, solis, che deriva a sua volta dal sanscrito सऊरयअस (sûryas, in origine *svaryas), la cui radice svar- ha un'accezione che significa risplendere (nel cielo). Dalla medesima radice deriva il greco σείριος (séirios; originariamente σϝείριος, swéirios), splendente; ὁ Σείριος (ho Séirios), che significa Colui che risplende, era uno dei nomi con cui era indicato, soprattutto in poesia, il Sole, ma anche la stella più brillante del cielo notturno, Sirio (α Canis Majoris); τὰ σείρια (tà séiria), il plurale neutro, sono le cose che splendono, quindi gli astri.

Storia delle osservazioni

Conoscenze degli antichi e culti solari

Il carro solare di Trundholm, tipica rappresentazione del Sole secondo la mitologia norrena.

In molte culture antiche, a partire dalla preistoria, il Sole era concepito come una divinità o come un fenomeno soprannaturale; il culto ad esso tributato era centrale in molte civiltà, come quella inca, in Sud America, e azteca, nel Messico.

Molti antichi monumenti furono costruiti tenendo conto della posizione del Sole nei vari periodi dell'anno: ad esempio, i megaliti (come quelli presenti a Nabta Playa in Egitto ed a Stonehenge in Inghilterra) segnano accuratamente il solstizio d'estate, mentre la piramide di El Castillo a Chichén Itzá, nel Messico, è stata progettata per proiettare ombre a forma di serpente durante gli equinozi.

Nella religione egizia il Sole era la divinità più importante; il faraone stesso, considerato una divinità in terra, era ritenuto il figlio del Sole. Le più antiche divinità solari erano Wadjet, Sekhmet, Hathor, Nut, Bast, Bat e Menhit. Hathor (identificata poi con Iside) generò e si prese cura di Horus (identificato in seguito con Ra).

I moti del Sole nel cielo rappresentavano, secondo la concezione del tempo, una lotta ingaggiata dall'anima del faraone ed Osiride. L'assimilazione al culto solare di alcune divinità locali (Hnum-Ra, Min-Ra, Amon-Ra) raggiunse il culmine al tempo della quinta dinastia.

Il Sole alato, un antico simbolo (risalente al III millennio a.C.) di Horus, identificato in seguito con Ra.

Durante la diciottesima dinastia, il faraone Akhenaton tentò di trasformare la religione politeista egizia in una pseudo-monoteista, nota come Atonismo. Tutte le divinità, compreso Amon, furono sostituite da Aton, la divinità solare che regnava sulla regione di Akhenaton. Diversamente dalle altre divinità, Aton non possiede forme multiple: la sua unica effigie è il disco solare. Tale culto non sopravvisse a lungo dopo la morte del faraone che lo introdusse e ben presto il tradizionale politeismo fu riaffermato dagli stessi sacerdoti, che tempo prima avevano abbracciato il culto atonistico.

Nella mitologia greca la divinità solare principale fu Helios, figlio dei titani Iperione e Teia. Il dio viene normalmente rappresentato alla guida del carro del sole, una quadriga tirata da cavalli che soffiano fuoco dalle narici. Il carro sorgeva ogni mattina dall'Oceano e trainava il Sole nel cielo, da est a ovest, dove si trovavano i due palazzi del dio. In epoca più recente, Helios è stato assimilato ad Apollo.

Moneta dell'imperatore Probo (ca. 280), col Sol Invictus alla guida di una quadriga. Notare come l'imperatore porti una corona radiata, attributo del dio.

Soltanto verso la fine dell'Impero romano, il Sole in quanto tale fu oggetto di un particolare culto da parte della gens degli Aureli, il culto del Sol Invictus (il Sole invitto), di cui si erano proclamati diretti discendenti. Il culto del Sol Invicuts, considerabile la "romanizzazione" del culto attribuito alla divinità solare siriana Mitra, era molto diffuso in tutto l'Impero romano. Le celebrazioni del rito della nascita del Sole (il Natale del Sole infante, più tardi Dies Natalis Solis Invicti, Natale del Sole invitto) in Siria ed Egitto erano di grande solennità e prevedevano che i celebranti, ritiratisi in appositi santuari, ne uscissero a mezzanotte, annunciando che la Vergine aveva partorito il Sole, raffigurato nelle sembianze di un infante. Tale culto perdurò sino all'avvento del Cristianesimo; il Natale del Sole, che cadeva alcuni giorni dopo il solstizio d'inverno (cioè il 25 dicembre) venne sostituito dal Natale di Gesù, considerato dai cristiani il "nuovo Sole del mondo".

Sviluppo di una conoscenza scientifica moderna

Il cosmo secondo la concezione eliocentrica di Copernico.

Rispetto alle stelle fisse, il Sole sembra compiere una rotazione attorno alla Terra nell'arco di un anno (sul piano dell'eclittica, lungo la fascia zodiacale); per questo la nostra stella, contrariamente a quanto oggi assodato, fu considerata dagli antichi astronomi greci come uno dei pianeti che ruotavano attorno alla Terra, la quale era ritenuta al centro dell'Universo (sistema geocentrico). Tuttavia tra il XVI e il XVII secolo, specialmente grazie a Copernico e Keplero, ma anche in seguito alle ricerche di Galileo, Cartesio e Newton, il sistema eliocentrico (che riteneva il Sole al centro dell'Universo) arrivò a prevalere su quello geocentrico.

Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo greco Anassagora, che lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande del Peloponneso, e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro di Helios. Per aver insegnato questa dottrina "eretica" venne accusato dalle autorità di empietà, imprigionato e condannato a morte (anche se venne in seguito rilasciato grazie all'intervento di Pericle). Eratostene di Cirene, probabilmente, fu il primo a calcolare accuratamente la distanza della Terra dal Sole, nel III secolo a.C.; secondo quanto tramandatoci da Eusebio di Cesarea, egli calcolò la distanza dalla nostra stella in «σταδίων μυριάδας τετρακοσίας καὶ ὀκτωκισμυρίας» (stadìōn myrìadas tetrakosìas kài oktōkismyrìas), ovvero 4 080 000 stadi, equivalenti a 149 milioni di chilometri: un risultato sorprendentemente molto simile a quello attualmente accettato, da cui differisce di appena l'1%.

Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fu Niccolò Copernico, che nel XVI secolo sviluppò la teoria eliocentrica, già postulata nel II secolo a.C. dallo scienziato greco Aristarco di Samo. All'inizio del XVII secolo Galileo Galilei fu tra i pionieri dell'osservazione solare con il suo cannocchiale, scoprendo, tra le altre cose, le macchie solari, che riteneva essere dei piccoli oggetti che transitavano tra la Terra ed il Sole; tuttavia l'osservazione diretta del Sole costò a Galileo la perdita quasi totale della vista.

Isaac Newton osservò la luce solare attraverso un prisma, dimostrando che essa era composta da un gran numero di gradazioni di colore, mentre nel 1800 William Herschel scoprì la radiazione infrarossa, presente oltre la parte rossa dello spettro solare.

Le linee di Fraunhofer dello spettro solare.

Nel 1800 gli studi spettroscopici conseguirono enormi progressi, e Joseph von Fraunhofer effettuò le prime osservazioni delle linee di assorbimento nello spettro, che vengono chiamate in suo onore linee di Fraunhofer.

Foto della superficie solare risalente al 1911.

Nei primi anni dell'era scientifica moderna gli scienziati si interrogavano su quale fosse la causa dell'energia solare. William Thomson, I barone Kelvin, ipotizzò che il Sole fosse un corpo liquido in graduale raffreddamento, che emetteva nello spazio la sua riserva interna di calore. L'emissione energetica venne spiegata da Kelvin e Hermann von Helmholtz attraverso la teoria detta Meccanismo di Kelvin-Helmholtz, ma in base ad essa l'età calcolata per il Sole era di soli 20 milioni di anni, dunque di gran lunga inferiore ai 4,6 miliardi di anni suggeriti dagli studi geologici. Nel 1890 Joseph Lockyer, scopritore dell'elio nello spettro solare, suggerì un'ipotesi meteoritica sulla formazione e sull'evoluzione del Sole.

Una possibile soluzione alla discrepanza tra il dato di Kelvin-Helmholtz e quello geologico arrivò nel 1904, quando Ernest Rutherford ipotizzò che l'energia potesse essere originata da una fonte interna di calore, generata da un meccanismo di decadimento radioattivo; tuttavia, fu Albert Einstein a fornire lo spunto decisivo sulla questione, con la sua relazione massa-energia E=mc², che spinse nel 1920 Sir Arthur Eddington ad ipotizzare che l'energia solare fosse il risultato delle reazioni di fusione nucleare, causate dalla pressione e dalla temperatura interna del Sole, che trasformerebbero l'idrogeno in elio e produrrebbero energia a causa della differenza di massa. La teoria venne ulteriormente sviluppata negli anni trenta dagli astrofisici Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe; quest'ultimo studiò nei dettagli le due principali reazioni nucleari che producono energia nelle stelle, ovvero la catena protone-protone ed il ciclo del carbonio-azoto, calcolando il quantitativo energetico sviluppato da ciascuna reazione.

Nel 1957 venne poi pubblicato un documento, intitolato Synthesis of the Elements in Stars, in cui veniva dimostrato che la maggior parte degli elementi nell'Universo sono stati creati dalle reazioni nucleari all'interno delle stelle.

Missioni spaziali

File:Skylab and Earth Limb.jpg

La stazione Skylab in orbita attorno al nostro pianeta.

I primi satelliti progettati per osservare il Sole furono i Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9 della NASA, lanciati tra il 1959 e il 1968. Le sonde orbitarono attorno al Sole ad una distanza di poco inferiore a quella dell'orbita terrestre ed effettuarono le prime misure dettagliate del vento e del campo magnetico solare. La sonda Pioneer 9 operò per molto tempo, trasmettendo dati fino al 1987.

Negli anni settanta la sonda Helios 1 e la stazione spaziale Skylab fornirono agli scienziati nuovi e significativi dati sull'emissione del vento solare e sulla corona. Il satellite Helios 1 fu una joint-venture tra gli USA e la Germania e studiò il vento solare attraverso un'orbita passante all'interno del perielio di Mercurio. La stazione spaziale, lanciata dalla NASA nel 1973, includeva un modulo che fungeva da osservatorio solare (denominato Apollo Telescope Mount) impiegato dagli astronauti che risiedevano nella stazione. Effettuò le prime osservazioni della zona di transizione solare e delle emissioni ultraviolette da parte della corona solare; vennero osservate anche le prime espulsioni di massa e i buchi della corona solare.

La NASA lanciò nel 1980 la Solar Maximum Mission, costituita da una sonda progettata per osservare le radiazioni ultraviolette, i raggi gamma ed X provenienti dai flare solari durante un periodo di alta attività. Tuttavia, dopo qualche mese di operatività, un guasto elettronico fece entrare la sonda in modalità di standby e rimase in questo stato per i successivi tre anni. Nel 1984 la missione STS-41C dello Space Shuttle Challenger riparò il guasto e la sonda acquisì migliaia di immagini della corona solare, prima di rientrare nella atmosfera terrestre nel giugno 1989.

Il satellite giapponese Yohkoh (letteralmente raggio di Sole) venne lanciato nel 1991 e osservò i flare solari alle lunghezze d'onda dei raggi X. I dati raccolti permisero di identificare diversi tipi di flare e dimostrarono che la corona solare, anche nei periodi diversi da quelli di massima attività, fosse più attiva e dinamica di quanto non si supponesse in precedenza. La sonda entrò in una modalità di standby quando un'eclissi anulare nel 2001 le fece perdere l'orientamento verso il Sole e venne disintegrata dal rientro atmosferico nel 2005.

File:Soho2.jpg

La sonda SOHO.

Una delle principali missioni solari è stata svolta dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), frutto della collaborazione tra ESA e NASA, lanciato il 2 dicembre del 1995. Concepita inizialmente come una missione biennale, SOHO è operativa da oltre dieci anni, durante i quali si è dimostrata talmente utile che il lancio della missione successiva, la Solar Dynamics Observatory, è stato posticipato al 2008 inoltrato. Situata in corrispondenza del punto di Lagrange tra la Terra e il Sole (in cui è uguale l'attrazione gravitazionale esercitata dai due corpi), SOHO ha garantito sin dal suo lancio una costante osservazione del Sole in gran parte delle lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico. Oltre all'osservazione solare, SOHO ha permesso di scoprire un gran numero di comete, gran parte delle quali radenti (un particolare tipo di cometa che al perielio passa molto vicino alla superficie solare).

Queste sonde hanno tuttavia effettuato osservazioni dettagliate solamente delle regioni equatoriali del Sole, visto che le loro orbite erano situate sul piano dell'eclittica. La sonda Ulysses venne invece progettata per studiare le regioni polari; lanciata nel 1990, fu inizialmente diretta verso Giove in modo da sfruttare l'effetto fionda gravitazionale del gigante gassoso ed allontanarsi dal piano delle orbite planetarie. Per una interessante coincidenza, la sonda si trovò in un buon punto per osservare la collisione della cometa Shoemaker-Levy 9 con Giove nel 1994. Una volta nell'orbita prevista, iniziò le misurazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico.

A differenza della fotosfera, ben studiata attraverso la spettroscopia, la composizione dell'interno del Sole è poco conosciuta. La missione Genesis fu progettata per prelevare dei campioni di vento solare per avere una misura diretta della composizione della materia costituente la stella. La sonda rientrò sulla terra nel 2004 ma fu danneggiata dall'atterraggio a causa di un guasto al paracadute; si è riusciti comunque a recuperare alcuni campioni, attualmente sotto analisi, dai resti del modulo della sonda.

Nell'ottobre 2006 è stata lanciata la missione Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), che consiste di due identiche navicelle poste in orbite che fanno sì che si ottenga una visione stereoscopica della nostra stella e dei suoi fenomeni.

Posizione all'interno della Galassia

La posizione del Sole all'interno della Via Lattea (NASA).

Il Sole orbita ad una distanza dal centro della Via Lattea stimata in 26 000 ± 1400 anni luce (7,62 ± 0,32 kpc), e più precisamente all'interno della Bolla Locale, una cavità nel mezzo interstellare della Cintura di Gould, situata nel bordo più interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario posto tra il Braccio di Perseo e il Braccio del Sagittario. La nostra stella si trova attualmente nella Nube Interstellare Locale, un addensamento del mezzo interstellare dovuto all'unione della Bolla Locale con l'adiacente Bolla Anello I. La distanza tra il Braccio di Orione ed il Braccio di Perseo è di circa 6500 anni luce; il Sole, e dunque il sistema solare, si trova in quella che gli scienziati definiscono zona galattica abitabile.

Si ritiene che l'orbita del Sole abbia una forma pressoché ellittica, tenendo conto delle perturbazioni causate dalla diversa distribuzione delle masse nei bracci della spirale galattica; inoltre il Sole oscilla al di sopra e al di sotto del piano galattico mediamente 2,7 volte per orbita, secondo un andamento assimilabile ad un moto armonico. Poiché la densità stellare è piuttosto alta nel piano galattico e nei suoi pressi, tali oscillazioni coincidono spesso con un incremento nel tasso degli impatti meteoritici sulla Terra, responsabili talvolta di catastrofiche estinzioni di massa. Tale incremento è dovuto al fatto che le altre stelle esercitano delle forze mareali sugli asteroidi della Fascia principale o della Cintura di Kuiper o sulle comete della Nube di Oort, che vengono dirette verso il sistema solare interno.

Il sistema solare impiega circa 225–250 milioni di anni per completare una rivoluzione attorno al centro della Galassia (anno galattico); perciò il Sole avrebbe completato 20–25 orbite dal momento della sua formazione ed 1/1250 di orbita dalla comparsa dell'essere umano sulla Terra. La velocità orbitale della nostra stella è di circa 220 km/s; a questa velocità il sistema solare impiega circa 1400 anni per percorrere un anno luce, che equivale ad una Unità astronomica ogni 8 giorni. L'apice solare è la direzione apparente verso cui si muove la nostra stella nel suo movimento di rivoluzione attorno al centro di massa della Galassia; è orientato verso la stella Vega e la costellazione di Ercole, con un'inclinazione di circa 60° in direzione del centro galattico.

La costellazione di Cassiopea come apparirebbe da α Centauri.

Se intorno al sistema di α Centauri, il sistema stellare più vicino al sistema solare (distante circa 4,2 anni luce), orbitassero dei pianeti di tipo roccioso, nei quali si fossero sviluppate forme di vita intelligenti in grado di osservare il cielo e comprenderne i meccanismi, esse lo vedrebbero non molto diverso da come lo vediamo noi. Le differenze resterebbero circoscritte ad alcuni particolari: ad esempio, la stella Sirio si verrebbe a trovare nella costellazione di Orione, ad alcuni gradi da Betelgeuse, anziché nel Cane Maggiore; la costellazione del Centauro sarebbe privata della sua stella più luminosa, mentre Cassiopea si troverebbe ad avere una luminosa stella di magnitudine 0,5 in più: si tratta del Sole. La posizione della nostra stella è facilmente calcolabile, poiché essa si troverebbe agli antipodi di α Centauri vista dalla Terra: avrebbe dunque un'ascensione retta di 02^h 39^m 35^s ed una declinazione di +60° 50′ 00″ e si troverebbe alla sinistra di Segin (ε Cassiopeiae); la costellazione assumerebbe a questo punto non più la classica forma a "W", ma una forma simile a questa: "/W".

Caratteristiche morfologiche e rotazione

Il Sole è una sfera quasi perfetta, con un'ellitticità stimata in circa 9 milionesimi: infatti, il suo diametro polare differisce da quello equatoriale di appena 10 km. Tale differenza sussiste perché la forza centrifuga all'equatore, causata dalla sua lenta rotazione, è 18 milioni di volte più debole della gravità superficiale; da ciò ne consegue che la stella non possiede un rigonfiamento equatoriale molto pronunciato, caratteristica propria invece di alcune stelle, come Achernar, le quali possiedono elevate velocità di rotazione. Inoltre, gli effetti mareali esercitati dai pianeti sulla stella non ne influenzano significativamente la forma.
Poiché si trova allo stato di plasma e non possiede una superficie solida, la stella è soggetta anche ad una rotazione differenziale, ovvero ruota in maniera diversa a seconda della latitudine: infatti la stella ruota più velocemente all'equatore che non ai poli ed il periodo di rotazione varia tra i 25 giorni dell'equatore e i 35 dei poli. Tuttavia, poiché il punto di vista osservativo dalla Terra cambia man mano che il nostro pianeta compie il proprio moto di rivoluzione, il periodo di rotazione apparente all'equatore è di 28 giorni.

Ciclo vitale

Il percorso evolutivo del Sole lungo il diagramma H-R.
1. Protostella;
2. Stella T Tauri;
3. Sequenza principale;
4. Gigante rossa;
5. Nana bianca.

Il Sole è una stella di popolazione I (o terza generazione), la cui formazione si ritiene esser stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più supernovae nelle vicinanze della nube molecolare da cui si sarebbe in seguito formato il sistema solare. È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa, il rapido collasso della nube innescato, dall'esplosione stellare, portò alla formazione di una terza generazione di giovanissime stelle T Tauri di Popolazione I, tra cui il Sole, il quale, subito dopo la sua formazione, assunse un'orbita ellittica quasi circolare a circa 26 000 anni-luce dal centro della Via Lattea. Le inclusioni ricche in calcio-alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono un disco protoplanetario attorno alla stella nascente.
L'ipotesi è stata formulata alla luce dell'alta abbondanza di elementi pesanti, quali oro ed uranio, nel nostro sistema planetario. Gli astronomi ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati o tramite una serie di processi nucleari endoergonici durante l'esplosione della supernova (fenomeno che prende il nome di nucleosintesi delle supernovae), o grazie alle trasmutazioni, per mezzo di successivi assorbimenti neutronici, da parte di una stella massiccia di popolazione II (o di seconda generazione).

Il Sole è attualmente nella sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell, ovvero in una lunga fase di stabilità durante la quale l'astro genera energia attraverso la fusione, nel suo nucleo, dell'idrogeno in elio ed è in uno stato di equilibrio, sia idrostatico, ossia non si espande (a causa della pressione di radiazione delle reazioni termonucleari) né si contrae (per via del collasso gravitazionale cui sarebbe naturalmente soggetta), sia termico. Le sue dimensioni sono di poco più grandi di quelle di una stella di media grandezza, ma comunque decisamente più piccole di quelle di una ben più imponente gigante blu o gigante rossa. Una stella di classe G2 (come il Sole) impiega, per esaurire completamente l'idrogeno nel suo nucleo, un tempo stimato in circa 10 miliardi (10¹⁰)di anni.

Schema che rappresenta le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa.

Il Sole si trova a circa metà della propria sequenza principale, ossia il periodo in cui nel suo nucleo viene fuso l'idrogeno per formare elio; considerando la massa della stella, la durata di questa fase si aggira sui 10 miliardi di anni. Al termine di questo lungo periodo di stabilità, ossia tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà nella fase di gigante rossa: nel momento in cui l'idrogeno contenuto nel nucleo si esaurirà, i suoi strati più esterni si espanderanno e, in conformità con la legge di Boyle, si raffredderanno, assumendo una colorazione rossastra; quando la temperatura interna sarà attorno ai 100 milioni K, avrà inizio la fusione dell'elio, che produrrà carbonio e ossigeno. Inoltre le sue dimensioni saranno colossali, prossime ad 1 UA (circa 100 volte quelle attuali), tanto che la sua atmosfera esterna ingloberà quasi sicuramente il pianeta Mercurio e molto probabilmente Venere. Incerto è invece il destino della Terra. Alcuni astronomi ritengono che anche il nostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente; altri invece ipotizzano che il pianeta si salverà, poiché la perdita di massa da parte della nostra stella farebbe allargare la sua orbita, che slitterebbe di conseguenza sino a quasi 1,7 UA. Il nostro pianeta sarà però inabitabile: gli oceani saranno evaporati a causa del forte calore e gran parte dell'atmosfera verrà dispersa nello spazio dall'intensa energia termica, che incrementerà l'energia cinetica delle molecole del gas atmosferico consentendo loro di vincere l'attrazione gravitazionale del nostro pianeta.

Entro 7,8 miliardi di anni, il Sole rilascerà gli strati più esterni, che verranno spazzati via dal vento della stella morente formando una nebulosa planetaria, mentre le parti più interne collasseranno e daranno origine ad una nana bianca, che si spegnerà lentamente nello spazio.

Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che non hanno una massa sufficientemente elevata da esplodere come supernovae.

Struttura

Il Sole, essendo costituito da plasma (gas altamente ionizzato ad elevata temperatura), non possiede, al contrario di un pianeta roccioso, una superficie solida e ben definita: infatti, la densità dei gas che costituiscono la stella diminuisce esponenzialmente all'aumentare della distanza dal centro.

Illustrazione della struttura interna del Sole.

La stella ha però una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità degli strati interni della stella alla radiazione elettromagnetica. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia, una disciplina che, esattamente come la sismologia, che si serve delle onde generate dai terremoti per rivelare l'interno della Terra, fa uso delle onde di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole. L'analisi eliosismologica è spesso associata simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella.

Il raggio del Sole è misurato dal suo centro sino al limite della fotosfera, lo strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo.

La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare suddivisa in involucri concentrici; ogni strato possiede delle caratteristiche e delle condizioni fisiche ben precise, che lo distinguono dal successivo. Gli strati sono, partendo dal centro verso l'esterno:

• Il nucleo;
• La zona radiativa;
• La zona convettiva;
• La fotosfera, la superficie del Sole;
• L'atmosfera, suddivisa in:
  • Cromosfera;
  • Zona di transizione;
  • Corona.

Nucleo

Schema riassuntivo della fusione dell'idrogeno.

Il nucleo solare comprende il 10 % del volume totale della stella, ma costituisce oltre il 40 % della sua massa totale. È qui che avvengono le reazioni di fusione nucleare, la fonte principe dell'energia solare.

Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia delle dimensioni prossime agli 0,2 raggi solari, con una densità superiore a 150 000 kg/m³ (150 volte quella dell'acqua), una temperatura di circa 13 600 000 K (per raffronto, la sua temperatura superficiale è 2350 volte inferiore – 5 785 K –) ed una pressione di quasi 500 miliardi di atmosfere; è la combinazione di simili valori a favorire la fusione nucleare dell'idrogeno in elio. Il nucleo è l'unica regione della nostra stella in cui, attualmente, avvenga la fusione nucleare. L'energia prodotta dalle reazioni nucleari mantiene alta la temperatura della stella; la radiazione elettromagnetica che ne risulta deve poi percorrere tutti gli strati del corpo celeste, perdendo così parte della sua energia, per poi diffondersi nello spazio come luce o flusso di particelle.

Una recente analisi dei dati raccolti dalla missione SOHO suggerisce che la velocità di rotazione del nucleo sia superiore a quella della sovrastante zona radiativa.

Zona radiativa

Situata all'esterno del nucleo, la zona radiativa si estende da circa 0,2 sino a 0,7 raggi solari; essa assorbe l'energia prodotta dal nucleo e la trasmette per irraggiamento (donde il nome) agli strati superiori. Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da permettere il trasferimento dell'energia allo strato successivo.

Spaccato della struttura del Sole.

In questa fascia avviene il trasferimento dell'energia sprigionata dal nucleo verso lo strato superiore, la zona convettiva; la zona radiativa appare priva di moti convettivi: infatti, mentre la materia diventa più fredda a quote crescenti, il gradiente di temperatura è minore di quello del tasso di caduta adiabatica. Il calore è trasferito dalla radiazione, ossia ioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti da altri ioni. In questo modo, l'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta.

Zona convettiva

La zona convettiva ha uno spessore di circa 200 000 km, e si trova nella parte superiore (a partire da circa il 70% del raggio solare) del Sole.

Il plasma solare qui non è denso e caldo come negli strati inferiori, così l'energia ed il calore non vengono trasferiti attraverso l'irraggiamento. In questo strato infatti la materia più calda viene portata in superficie attraverso i moti convettivi. Una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa. A differenza dello strato sottostante, dunque, nella zona convettiva la materia è in costante movimento.

Le colonne termiche della zona convettiva formano delle "impronte" sulla superficie solare, sotto forma di granuli solari o supergranuli. Questo constante e turbolento movimento tipico della zona convettiva fa sì inoltre che numerose aree si comportino come delle dinamo, che originano un forte campo magnetico con poli appaiati (nord e sud) disposti lungo tutta la superficie solare.

Fotosfera

La granulazione della fotosfera solare.

La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, al di sotto del quale la stella diviene opaca alla luce visibile; si tratta dunque del primo strato visibile, dal quale l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio; è sede di fenomeni come le macchie solari e i flare.
Il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di km, e possiede una densità di 10²³ particelle al m³ (equivalente all'1% della densità dell'atmosfera terrestre al livello del mare).

La temperatura effettiva del Sole (5777 K) è la temperatura che avrebbe un corpo nero delle stesse dimensioni che emetta la medesima quantità di energia radiante.

Lo spettro fotosferico mostra caratteristiche simili a quello di un corpo nero riscaldato alla temperatura di 5777 K, intervallato dalle linee di assorbimento dei tenui strati sovrastanti la fotosfera. All'osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della supergranulazione generati dai moti della sottostante zona convettiva. Tale cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori (la sua opacità è infatti lievemente inferiore a quella dell'atmosfera terrestre) è dovuto alla diminuzione nella quantità di ioni idruro (H⁻), che assorbono con facilità la luce visibile; al contrario, la luce da noi percepita è prodotta dalla reazione tra gli elettroni liberi e gli atomi di idrogeno per generare ioni H⁻.

Poiché gli strati superiori della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa al centro, e si fa più tenue via via che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno è chiamato oscuramento al bordo, ed è causato da un fenomeno di prospettiva.

Durante i primi studi dello spettro ottico della fotosfera, furono trovate alcune linee di assorbimento che non corrispondevano con nessun elemento noto sulla Terra. Nel 1868, Norman Lockyer ipotizzò che queste linee fossero causate da un nuovo elemento, che chiamò elio, come il nome dell'omonimo dio greco del Sole; venticinque anni dopo, l'elio venne isolato sulla Terra.

Atmosfera

L'atmosfera del Sole risulta visibile anche ad occhio nudo durante un'eclissi totale.

Gli strati al di sopra della fotosfera sono chiamati collettivamente atmosfera solare e risultano visibili a tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile. Gli strati sono: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l'eliosfera; quest'ultima, che può essere considerata la tenue fascia più esterna del Sole, si estende fin oltre l'orbita di Plutone, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine (bow shock) con il mezzo interstellare. La cromosfera, la regione di transizione e la corona sono invece molto più caldi della superficie solare; la ragione di questo calore resta tuttora sconosciuta.

Qui si trova anche lo strato più freddo del Sole: si tratta di una fascia chiamata regione di minima temperatura (temperature minimum in inglese) posta circa 500 km sopra la fotosfera: quest'area, che ha una temperatura di 4000 K, è sufficientemente fredda per consentire l'esistenza di molecole come il monossido di carbonio e l'acqua, le cui linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare.

Cromosfera

Quest'immagine, ripresa dal Telescopio Ottico Solare Hinode, rivela la natura filamentosa del plasma cromosferico in relazione alle regioni con diversa polarità magnetica.

Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dal greco χρῶμα, χρώματος - chroma, chromatos -, che significa colore), a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole; in realtà, lo strato è trasparente. La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente con l'altitudine, raggiungendo i 100 000 K negli strati più esterni, ed è interessato da diversi fenomeni emissivi come le spicule e le protuberanze solari.

Più in generale la cromosfera è un sottile involucro di colore rossastro costituito di gas rarefatto. L'intensa colorazione è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore.

Zona di transizione

Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di K tipico della corona; tale forte incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine ben definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti, ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente da terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto lontano.

Corona

Anelli coronali ripresi dalla sonda TRACE con un filtro a 171 Å.

File:LASCO20011001.gif

Un'espulsione di massa coronale.

La corona solare è la parte più esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da particelle di gas ionizzate e la sua temperatura è molto elevata (più di un milione di kelvin), superiore quindi alla fotosfera, ma essendo il gas molto rarefatto, la temperatura non è da intendere nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica. Inoltre la corona solare può in un certo senso dirsi estesa sotto forma di vento solare per l'intero sistema solare e oltre.

Gli strati interni della corona hanno una densità di 10¹⁴ – 10¹⁶ m⁻³ (l'atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2x10²⁵ m^-3).

Gli astrofisici non sono ancora riusciti a comprendere il perché la corona abbia una temperatura così elevata (oltre il milione di kelvin), ma ritengono che una parte del calore sia originato dalla riconnessione delle linee del campo magnetico solare.

Vento solare

Anche il Sole, come altre stelle, emette un flusso di particelle dall'atmosfera superiore, il vento solare.

La composizione del vento è identica alla corona: 73% idrogeno e 25% elio, con il restante 2% formato da elementi in tracce, ed è fortemente ionizzato. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 a 900 km/s (in media 450 km/s). Il Sole perde circa 800 kg di materia al secondo, espulsa sotto forma di vento solare; rispetto alla massa del Sole questa perdita è del tutto insignificante.

Disegno che rappresenta le strutture dell'eliosfera.

Il vento solare porta con sé il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche. Il vento solare si muove in direzione radiale rispetto al Sole, ed a causa della rotazione di questo (periodo 28 giorni), le linee del campo magnetico si curvano in modo da formare una spirale.

Alcuni studi ipotizzano che il vento solare svolga un'importante funzione protettiva nei confronti dei pianeti, in quanto "schermerebbe" i dannosi raggi cosmici grazie alla sua natura ionizzata.

Eliosfera

Il vento solare crea una "bolla" nel mezzo interstellare, che prende il nome di eliosfera. L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggi solari (0,1 UA) dalla superficie del Sole fino alle regioni più estreme del sistema solare. Il suo limite più interno è definito come la regione in cui il flusso del vento solare diventa "superalfvénico", ossia supera la velocità dell'onda di Alfvén; le forze dinamiche e di turbolenza all'esterno di questo limite non possono comunque influenzare la forma della corona solare, piché entro questo limite il flusso viaggia a velocità inferiori o uguali a quella delle onde di Alfvén. Il vento solare viaggia in maniera continua attraverso l'eliosfera, fino a che questo non si scontra con l'eliopausa, ad oltre 50 UA dal Sole. Nel dicembre del 2004, la sonda spaziale Voyager 1 attraversò l'eliopausa; entrambe le sonde Voyager, nell'avvicinarsi al confine col l'eliopausa, hanno registrato un livello più alto di particelle energetiche.

Campo magnetico

Rappresentazione artistica della corrente eliosferica diffusa.

Il moto turbolento del plasma e le particelle cariche della zona convettiva generano un potente campo magnetico, che inverte il proprio verso ogni undici anni, in corrispondenza del massimo del ciclo solare. Il campo magnetico solare è all'origine di diversi fenomeni che prendono complessivamente il nome di "attività solare"; tra essi si annoverano le macchie fotosferiche, i flare (o brillamenti) e le variazioni nell'intensità del vento solare, che diffonde materia attraverso il sistema solare.

La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee del campo magnetico, che appaiono aggrovigliate su se stesse; su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, che vanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali. Le deformazioni delle linee di campo danno luogo alla dinamo e al ciclo undecennale dell'attività solare, durante il quale l'intensità del campo magnetico subisce delle variazioni.

La densità del flusso magnetico solare è di 10⁻⁴ tesla in prossimità della stella e, se lo spazio interplanetario fosse vuoto, il suo valore si ridurrebbe in prossimità del nostro pianeta, secondo un criterio di proporzionalità quadratica, a circa 10^-11 tesla; le osservazioni con le sonde hanno però mostrato che il campo percepito nelle vicinanze della Terra era circa cento volte più intenso di quanto ipotizzato, con un valore di 10⁻⁹ tesla. La magnetoidrodinamica suggerisce che il moto di un fluido conduttore (come il mezzo interplanetario) in un campo magnetico induce delle correnti elettriche che generano a loro volta dei campi magnetici.

L'influenza del campo magnetico sul plasma del mezzo interplanetario crea una corrente eliosferica diffusa, ossia un piano che separa regioni in cui il campo magnetico converge in direzioni diverse. Il plasma del mezzo interplanetario è anche responsabile del rafforzamento del campo magnetico solare sull'orbita terrestre. Gli effetti del campo magnetico solare sulla Terra includono, principalmente durante i periodi di massima attività, le aurore polari, le interferenze e le interruzioni delle comunicazioni radio e della potenza elettrica. Gli astronomi ritengono che l'attività solare abbia rivestito un ruolo fondamentale nella formazione ed evoluzione del sistema solare. L'attività della nostra stella inoltre cambia continuamente la struttura dell'atmosfera esterna della Terra.

Ciclo solare

File:The Changing Sun.gif

Il Sole visto dalla sonda Yohkoh nei raggi X nel periodo 1991-1995 (da sinistra a destra), durante la fase discendente del ciclo.

Il ciclo solare (detto anche ciclo dell'attività magnetica solare) è il periodo, della durata media di undici anni, che intercorre tra un periodo di minimo dell'attività solare e il successivo minimo; la lunghezza del periodo non è strettamente regolare ma può variare tra i dieci e i dodici anni. È anche la principale causa delle periodiche variazioni di tutti i fenomeni solari che influiscono sul tempo meteorologico spaziale. Alimentato da un processo di tipo idromagnetico, all'origine del campo magnetico solare stesso, il ciclo solare:

• modella l'atmosfera ed il vento solare;
• modula l'irradianza solare;
• modula il flusso delle radiazioni a lunghezza d'onda corta, dagli ultravioletti ai raggi X;
• modula la frequenza dei fenomeni eruttivi, come i flare e le espulsioni di massa;
• modula indirettamente il flusso dei raggi cosmici ad alta energia che penetrano nel sistema solare.

Il ciclo solare si divide in due fasi: una fase di massimo, in cui l'attività della stella si presenta più frenetica, e una fase di minimo, in cui l'attività è minima. L'attività solare durante il minimo tende ad essere correlata con le temperature più fredde raggiunte sulla Terra, mentre le fasi di massimo più ravvicinate tendono ad essere correlate alle temperature più alte.

Poiché i campi magnetici possono influire sui venti stellari arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la rotazione della stella man mano che essa compie il proprio percorso evolutivo, le stelle non più giovani, come il Sole per l'appunto, compiono la propria rotazione in tempi più lunghi e presentano un'attività magnetica meno intensa. I loro livelli di attività tendono a variare in maniera ciclica e possono cessare completamente per brevi periodi di tempo; un esempio fu il minimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro ad un settantennio, nel corso del XVII secolo, di attività minima, in cui il numero delle macchie fu esiguo, se non quasi assente per diversi anni. In questo periodo, noto anche come Piccola era glaciale, l'Europa subì un brusco calo delle temperature.
I primi minimi solari estesi furono scoperti attraverso l'analisi dendrocronologica degli anelli annuali dei trochi degli alberi, il cui spessore dipende dalle condizioni dell'ambiente; le linee più sottili sembravano coincidere con i periodi in cui le temperature globali erano state al di sotto della media.

Composizione chimica

Il Sole, come ogni altro corpo celeste nell'Universo, è costituito da elementi chimici. Molti scienziati hanno analizzato questi elementi per conoscerne l'abbondanza, le loro relazioni con gli elementi costitutivi dei pianeti e la loro distribuzione all'interno della stella.

Grafico che mette in luce la percentuale degli elementi nella fotosfera solare.

La stella ha "ereditato" la sua composizione chimica da quella del mezzo interstellare da cui ha preso origine: l'idrogeno e l'elio, che ne costituiscono la grande parte, si sono costituiti grazie alla nucleosintesi del Big Bang, mentre gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalla nucleosintesi delle stelle più evolute, che, al termine della propria evoluzione, li hanno diffusi nello spazio circostante. La composizione del nucleo è fortemente alterata dai processi di fusione nucleare, che hanno aumentato la percentuale in massa dell'elio a discapito dell'idrogeno: infatti l'idrogeno costituisce il 34% della massa del nucleo, mentre l'elio costituisce il restante 64%. La percentuale di elementi pesanti, detti convenzionalmente metalli, è rimasta pressoché invariata. Gli elementi più pesanti, presenti in tracce soprattutto negli strati più superficiali, sono: litio, berillio e boro; neon, la cui quantità effettiva sarebbe maggiore di quella precedentemente stimata tramite le osservazioni eliosismologiche; gli elementi del gruppo 8 della tavola periodica, cui appartiene il ferro, il cobalto e il manganese. Numerosi astrofisici hanno preso anche in considerazione l'esistenza di relazioni di frazionamento della massa tra le composizioni isotopiche dei gas nobili, quali neon e xeno, presenti nell'atmosfera solare e in quelle planetarie.

Poiché le parti più interne della stella sono radiative e non convettive, la fotosfera, costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume), elio (circa il 24-25% della massa, il 7% del volume) ed elementi in tracce, ha mantenuto e mantiene tuttora una composizione chimica essenzialmente immutata dalla formazione della stella, tanto che molti tendono a considerarla come esempio della composizione chimica primordiale del sistema solare.

Fino al 1983 era diffusa la convinzione che l'intera stella avesse la stessa composizione della sua atmosfera; tuttavia nello stesso si scoprì che lo stesso frazionamento nel Sole era all'origine della distribuzione degli elementi al suo interno. Essa è determinata da vari fattori, quali la gravità, che fa sì che gli elementi più pesanti (come l'elio, in assenza di altri elementi pesanti) si dispongano nel centro di massa dell'astro, mentre gli elementi meno pesanti (quindi l' idrogeno) si diffondano attraverso gli strati esterni del Sole; la diffusione dell'elio all'interno del Sole tende a velocizzarsi nel corso del tempo.

Produzione di energia: le reazioni nucleari

Ogni secondo nel nucleo della nostra stella 600 000 000 di tonnellate di idrogeno (equivalenti a 3,4 × 10³⁸ protoni) vengono convertite in 595 740 000 tonnellate di elio. Dopo questa trasformazione, 4 260 000 tonnellate di idrogeno (pari allo 0,75%) sembrano esser state perse; in realtà questa massa mancante si è trasformata direttamente in energia, ossia in radiazione elettromagnetica, secondo l'equazione massa-energia di Albert Einstein: E=mc².

Schema della catena protone-protone, il principale metodo di produzione di energia all'interno del Sole.

È di fondamentale importanza ricordare come il processo di fusione nucleare all'interno del Sole, come tutti i processi fisici che implicano una trasformazione, avvenga nell'assoluto rispetto della legge di conservazione della massa di Lavoisier e della legge di conservazione dell'energia (primo principio della termodinamica): nulla si crea e nulla si distrugge, ma tutto si trasforma. Il merito di Einstein fu però quello di comprendere e dimostrare che il principio di conservazione, complessivamente considerato, coinvolge sia la materia che l'energia, considerate non più come due realtà distinte, bensì unitariamente, dato che l'una può trasformarsi nell'altra secondo una precisa relazione matematica; ciò che resta sempre costante, sul nostro pianeta, sulla nostra stella e in tutto l'Universo, è la somma di massa ed energia.

L'idrogeno è fuso secondo una serie di reazioni che prende il nome di catena protone-protone:

4 ¹H → 2 ²H + 2 e⁺ + 2 ν_e (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2 ¹H + 2 ²H → 2 ³He + 2 γ (5,5 MeV)

2 ³He → ⁴He + 2 ¹H (12,9 MeV)

Le precedenti reazioni possono essere riassunte nella formula:

4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 2 γ (26,7 MeV)

dove e⁺ è un positrone, γ è un fotone nella frequenza dei raggi gamma, ν_e è un neutrino elettronico, H ed He sono rispettivamente gli isotopi dell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni di elettronvolt, ed è solo una minima parte dell'energia complessivamente liberata. La concomitanza di un gran numero di queste reazioni, che avvengono continuamente e senza sosta sino all'esaurimento dell'idrogeno, genera l'energia necessaria per sostenere la fuoriuscita delle radiazioni prodotte.

L'energia così generata, ogni secondo, è pari a 3,83 x 10²⁶ joule (383 yottajoule, YJ), equivalente a 9,15 × 10¹⁰ megatoni di tritolo: una quantità di energia impensabile da riprodurre sulla Terra. Per capire l'enormità di questa energia, che espressa in wattora (Wh) equivale a 112 500 000 000 terawattora (TWh), il solo dato che può fungere da termine di paragone è la produzione mondiale di energia elettrica, che nel 2005 è stata di 17 907 TWh. Detto in altri termini, per eguagliare l'energia prodotta dal Sole in un solo secondo, tutti gli impianti di produzione di energia elettrica del nostro pianeta dovrebbero funzionare a pieno regime per i prossimi 6 282 459 anni; oppure, considerato che una comune lavatrice consuma circa 1 kWh per ciascun lavaggio, ogni secondo il Sole potrebbe teoricamente fornire energia per 112,5 miliardi di miliardi di lavaggi.

I fotoni, emessi ad alta energia (dunque nelle frequenze dei raggi γ ed X), vengono assorbiti in appena alcuni millimetri di plasma solare e quindi riemessi in direzioni casuali, con un'energia minore; per questo motivo la radiazione necessita di un tempo lunghissimo per raggiungere la superficie della stella, tanto che si calcola che un fotone, per raggiungere la fotosfera, impieghi tra 10 000 e 170 000 anni. I fotoni, una volta raggiunta la fotosfera dopo questo "lungo viaggio", vengono emessi principalmente sotto forma di luce visibile, anche se non mancano emissioni in tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico.

Al contrario dei fotoni, i neutrini liberati dalle reazioni non interagiscono con la materia, e quindi raggiungono la superficie quasi immediatamente. Per molti anni le misurazioni del numero dei neutrini prodotti nel nucleo solare diedero risultati più bassi di quanto teorizzato di un fattore 3. Tale discrepanza è stata recentemente risolta grazie alla scoperta degli effetti di un fenomeno noto come "oscillazione del neutrino": il Sole, infatti, emette esattamente il numero di neutrini ipotizzati in via teorica, ma i rivelatori non riuscirono ad identificarne i 2/3 poiché le particelle avevano cambiato sapore (il numero quantico delle particelle elementari correlato alle loro interazioni deboli).

Osservazione del Sole

Un'immagine del Sole ripresa al telescopio.

Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista. Possiede infatti un diametro angolare apparente medio di 32' 03" d'arco, che varia però a seconda del punto in cui la Terra si trova nel corso della sua orbita: raggiunge infatti il valore massimo (32' 35") quando il nostro pianeta si trova al perielio, mentre il valore minimo (31' 31") all'afelio. Tali dimensioni apparenti consentono, previo l'utilizzo di particolare strumentazione ed adeguate protezioni, di osservare la superficie della stella e consente di rivelare e studiare i fenomeni che la caratterizzano.

A occhio nudo è possibile distinguere il disco solare al tramonto o in presenza di nebbia e nubi, quando l'intensità luminosa decresce sensibilmente. Tali osservazioni permettono in rare circostanze di osservare macchie solari particolarmente grandi; tuttavia questa pratica è sconsigliata a causa dei rischi a cui è soggetta la retina dell'occhio, in assenza di adeguata protezione.

Un altro tipo di osservazione riguarda il moto apparente del Sole da est a ovest sulla volta celeste; è il principio di funzionamento delle meridiane.

Sempre ad occhio è possibile l'osservazione di un eclisse di Sole, che consente di visualizzare la corona solare e le protuberanze, senza l'uso di filtri particolari durante la fare di totalità.

Utilizzando un modesto telescopio e un filtro solare è possibile osservare agevolmente le macchie solari e i brillamenti.

Attenzione: osservare il Sole senza alcuna protezione (filtri) procura danni permanenti alla retina!

Danni oculari legati all'osservazione solare

Il Sole osservato al tramonto nel Bangladesh (nel riquadro si nota una macchia solare).

La luce solare è estremamente forte e guardare direttamente il Sole ad occhio nudo, anche per brevi periodi, può essere doloroso, ma non particolarmente dannoso per un normale occhio con le pupille non dilatate; un'osservazione prolungata senza precauzioni può tuttavia causare una sensazione luminosa di puntini o scintille, nota come fosfene, ed una temporanea cecità parziale. Circa 4 milliwatt di luce solare vengono trasferiti alla retina, che viene moderatamente riscaldata; per tale motivo gli occhi non rispondono in maniera adeguata alla luminosità. L'esposizione ai raggi ultravioletti causa nel corso degli anni una progressiva opacizzazione del cristallino ed è considerata una delle principali cause di cataratta.

Osservare direttamente il Sole ad occhio nudo può dare origine a delle lesioni retinee, indotte dagli ultravioletti, simili a bruciature dopo circa 100 secondi, particolarmente nel caso in cui la radiazione ultravioletta sia intensa e ben messa a fuoco; tali condizioni peggiorano nel caso di occhi giovani o impianti di nuove lenti (che ammettono un carico di ultravioletti superiore a quello degli occhi di individui più vecchi), un'angolazione solare vicina allo zenit e luoghi d'osservazione ad altitudini elevate.

Vedere il Sole attraverso strumenti ottici che concentrano la luce, come i binocoli, è rischioso senza l'uso di adeguati filtri che bloccano gli ultravioletti e riducono sostanzialmente l'intensità della radiazione luminosa.

Energia solare

La nostra stella vista dalla superficie terrestre.

L'energia solare è la fonte primaria di energia sulla Terra. Il quantitativo di energia luminosa che giunge ad ogni unità di superficie esposta direttamente alla radiazione solare prende il nome di costante solare ed il suo valore è approssimativamente di 1370 W/m². Tuttavia, poiché la luce solare subisce un'attenuazione nell'attraversare l'atmosfera terrestre, alla superficie del nostro pianeta il valore della costante scende a circa 1000 W/m², raggiunto in condizioni di tempo sereno quando il Sole è allo zenit (ovvero i suoi raggi sono perpendicolari alla superficie). Tenendo poi in conto il fatto che la Terra è uno sferoide in rotazione, l'irraggiamento solare medio varia a seconda dei punti sulla superficie e, alle latitudini europee, è di circa 200 W/m². Moltiplicando questa potenza media per metro quadro per la superficie dell'emisfero terrestre istante per istante esposto al Sole si ottiene una potenza maggiore di 50 milioni di gigawatt (GW).

La radiazione solare consente la vita sul nostro pianeta: infatti rende possibile la presenza di acqua allo stato liquido, indispensabile alla vita, e permette la fotosintesi da parte dei vegetali, che producono l'ossigeno necessario a gran parte dei viventi. Quest'ultima si serve dell'energia di tale radiazione, che viene immagazzinata in legami chimici, per sintetizzare molecole organiche (essenzialmente glucidi) a partire da sostanze inorganiche (CO₂ e H₂O). Anche l'uomo si serve dell'energia del Sole, che viene immagazzinata in strutture quali i pannelli solari, adibite a diversi scopi, come il riscaldamento dell'acqua o la produzione di corrente elettrica (pannelli fotovoltaici). Inoltre, l'energia immagazzinata nel petrolio e in tutti gli altri combustibili fossili deriva da quella della nostra stella, che è stata convertita in energia chimica grazie alla fotosintesi delle piante vissute milioni di anni fa.

La radiazione ultravioletta (UV) solare ha un'importante funzione antisettica e viene impiegata per la disinfezione degli oggetti (soprattutto quelli chirurgici) e delle acque. È responsabile dell'abbronzatura e delle scottature dovute ad un'eccessiva esposizione al Sole, ma ha anche un ruolo fondamentale in medicina: infatti induce la sintesi, da parte della pelle, delle vitamine del gruppo D, indispensabili per il benessere osseo. La quantità di ultravioletti che raggiunge la superficie terrestre è notevolmente inferiore a quella registrata alla sommità dell'atmosfera: infatti, le molecole di ozono, che vanno a costituire una fascia (detta ozonosfera) nella parte inferiore della stratosfera, schermano e riflettono nello spazio buona parte della radiazione. La quantità di UV varia anche a seconda della latitudine ed è massima all'equatore e alle regioni tropicali, dove è maggiore l'insolazione. Tale variazione è responsabile di diversi adattamenti biologici, come ad esempio il colore della pelle delle diverse popolazioni umane diffuse nelle differenti regioni del globo.

Fonte di energia alternativa

L'insolazione media del nostro pianeta.

La quantità di energia solare che arriva sul suolo terrestre è quindi enorme (circa diecimila volte superiore a tutta l'energia usata dall'umanità nel suo complesso), ma poco concentrata, nel senso che è necessario raccogliere energia da aree molto vaste per ricavarne quantità significative, e piuttosto difficile da convertire in energia facilmente sfruttabile (come quella elettrica) con efficienze accettabili. Per il suo sfruttamento ai fini della produzione elettrica occorrono prodotti in genere di costo elevato (pannelli fotovoltaici) che rendono l'energia solare notevolmente costosa rispetto ad altri metodi di generazione. Lo sviluppo di tecnologie che possano rendere economico l'uso del fotovoltaico è un settore della ricerca molto attivo ma che, per adesso, non ha avuto risultati rivoluzionari.

Modulo fotovoltaico cristallino.

Viceversa, l'energia solare può essere convenientemente utilizzata per generare calore (solare termico).

Tre sono le tecnologie principali per trasformare in energia sfruttabile l'energia del Sole:

• Il pannello solare termico sfrutta i raggi solari per scaldare un liquido con speciali caratteristiche, contenuto nel suo interno, che cede calore, tramite uno scambiatore di calore, all'acqua contenuta in un serbatoio di accumulo. Le temperature in genere sono inferiori ai 100 °C.
• Il pannello solare a concentrazione sfrutta una serie di specchi parabolici a struttura lineare per concentrare i raggi solari su un tubo ricevitore in cui scorre un fluido termovettore o una serie di specchi piani che concentrano i raggi all'estremità di una torre in cui è posta una caldaia riempita di sali che per il calore fondono. In entrambi i casi "l'apparato ricevente" si riscalda a temperature relativamente elevate (400 °C ~ 600 °C) utili a fini sia puramente termici che termoelettrici.
• Il pannello fotovoltaico sfrutta le proprietà di particolari elementi semiconduttori per produrre direttamente energia elettrica quando sollecitati dalla luce (effetto fotoelettrico).

Sistema planetario

Raffigurazione artistica del sistema solare. Le dimensioni dei pianeti e le distanze non sono in scala.

Il Sole è una tra le numerose stelle a possedere un proprio sistema planetario, il sistema solare, costituito da tutti i corpi che sono mantenuti in orbita attorno alla stella dalla sua attrazione gravitazionale. Questi si suddividono in tre principali categorie: pianeti, pianeti nani e corpi minori.

I pianeti del sistema solare sono otto; in ordine di distanza dalla stella: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno (conosciuti fin dall'antichità), Urano (scoperto nel 1781) e Nettuno (scoperto nel 1846). I pianeti si distinguono in terrestri o rocciosi e gassosi o gioviani, a seconda delle loro caratteristiche chimico-fisiche; i primi, solidi, densi e poco massicci, si trovano nella parte più interna e calda del sistema solare; i secondi, gassosi, poco densi ed estremamente massicci, sono propri delle zone più esterne e fredde del sistema.
Tradizionalmente si contavano nove pianeti: il nono era Plutone, scoperto nel 1930. Nel 2006 l'Unione Astronomica Internazionale ha tuttavia deciso di declassare quest'ultimo al rango di pianeta nano, promuovendo in questa categoria anche l'asteroide Cerere e l'oggetto trans-nettuniano Eris; recentemente è stato aggiunto un quarto pianeta nano, l'oggetto trans-nettuniano Makemake. Tutti i pianeti nani sin'ora scoperti si trovano all'interno di cinture asteroidali.

Al novero dei corpi minori appartiene un vastissimo numero di oggetti; tra essi si ricordano gli asteroidi, disposti in cinture asteroidali: tra Marte e Giove si estende la fascia principale, composta da milioni di oggetti rocciosi caratterizzati da orbite più o meno variabili; oltre Nettuno si stende una seconda cintura asteroidale, la fascia di Kuiper, la cui densità effettiva è sconosciuta.
Ancora più esternamente, tra 20 000 e 100 000 UA di distanza dalla stella, si trova la nube di Oort, ritenuta il luogo d'origine delle comete.

Tutti questi oggetti costituiscono però una minima parte de sistema: infatti il 99,8% della massa complessiva del sistema solare è costituito dal Sole.

All'interno del sistema solare lo spazio tra un corpo celeste e un altro non è vuoto: pulviscolo, gas e particelle elementari costituiscono il mezzo interplanetario.

Bibliografia

• Joseph Norman Lockyer, The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems, Londra e New York, Macmillan and Co., 1890.
• Giorgio Abetti, Il sole, Milano, Hoepli, 1952. Giorgio Abetti
• Gerard Peter Kuiper, The Sun, Chicago, Chicago University Press, 1953.
• D. H. Menzel, Our Sun, Harvard Observatory, 1959.
• Giorgio Abetti, La stella sole, Torino, Paolo Boringhieri, 1966.
• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
• Emilio Sassone Corsi, Il sole nero. Alla scoperta dell'eclisse di sole, Gremese Editore, 2005, ISBN 8884403847.
• David Whitehouse, Il sole. Una biografia. Scienza e mitologia della stella che ci dà la vita, Milano, Mondadori, 2007, ISBN 8804563834.
• Claudio Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007, ISBN 8889150327.

Voci correlate

• Sistema solare
• Modello Solare Standard
• Costante solare
• Radiazione solare
• Principio di conservazione
• Energia solare
  • Aurora boreale
  • Aurora australe
• Eclissi solare
• Cronologia dell'astronomia solare
• Mitologia del Sole
• Minimo solare
• Centro per lo studio della variabilità solare di Monte Porzio Catone
• Eliopausa
• Eliosfera
• Neutrino
• Eliosismologia
• Lista delle stelle più luminose

Altri progetti

Altri progetti

• Wikiquote
• Wikizionario
• Wikiversità
• Wikimedia Commons

• Wikiquote contiene citazioni di o su Sole
• Wikizionario contiene il lemma di dizionario «Sole»
• Wikiversità contiene risorse su Sole
• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file sul Sole

Collegamenti esterni

• Il Sole (pdf) dal sito del CODAS
• (EN) Immagini dalla sonda SOHO
• (EN) Mappa magnetica del Sole dall'università di Stanford
• (EN) Eclissi (immagini NASA)
• (EN) Sito della missione SOHO
• (EN) Profilo del Sole dal sito NASA's Solar System Exploration
• (EN) Suoni del Sole
• (EN) La posizione del Sole
• (EN) Video del Sole
• (EN) Istituto di fisica solare
• (EN) NASA Podcast
• (EN) Osservatorio Solare Nazionale Americano
• (EN) Illustrazioni che confrontano il sole con altre stelle e altri oggetti del sistema solare