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Sole - Wikipedia

Sole

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bussola Nota disambigua – Se stai cercando altri significati del termine Sole, vedi Sole (disambigua).
{{{soprattitolo}}}
Sole
Satellite naturale di {{{pianeta_madre}}}
({{{sottotitolo}}})
Stella madre: {{{stella_madre}}}
Sole.
Scoperta
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Scopritore
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Scopritori
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Classificazione
Nana gialla (sequenza principale)
Famiglia
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Classe spettrale G2 V
Tipo di variabile {{{tipo_variabile}}}
Periodo di variabilità {{{periodo_variabile}}}
Designazioni
alternative

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Costellazione {{{costellazione}}}
Distanza dal Sole: {{{distanza_anniluce}}}
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COORDINATE
(Epoca di riferimento: J2000)
Ascensione retta
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Declinazione
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Lat. galattica
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Long. galattica
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PARAMETRI ORBITALI
(epoca di riferimento: J2000)
Semiasse maggiore 26-28 000 anni luce
Perielio {{{perielio}}}
Afelio {{{afelio}}}
Perigeo {{{perigeo}}}
Apogeo {{{apogeo}}}
Periastro {{{periastro}}}
Afastro {{{afastro}}}
Circonf. orbitale {{{circonferenza_orbitale}}}
Periodo orbitale 2,25-2,50 × 108 anni
Periodo sinodico {{{periodo_sinodico}}}
Velocità orbitale
{{{velocità_min}}} (min)
217 km/s (media)
{{{velocità_max}}} (max)
Inclinazione orbitale {{{inclinazione_orbita}}}
Inclinazione
sull'eclittica
{{{inclinazione_orbita_su_eclittica}}}
Inclinazione rispetto
all'equat. di [[{{{pianeta_madre}}}]]
{{{inclinazione_orbita_su_eq}}}
Inclinazione rispetto
all'orbita di [[{{{pianeta_madre}}}]]
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Inclinazione rispetto
al piano di Laplace
{{{inclinazione_orbita_su_p_laplace}}}
Inclinazione rispetto
all'equat. del Sole
{{{inclinazione_orbita_su_eq_sole}}}
Eccentricità {{{eccentricità}}}
Longitudine del
nodo ascendente
{{{nodo_ascendente}}}
Argom. del perielio {{{argomento_perielio}}}
Anomalia media {{{anomalia_media}}}
Ultimo perielio {{{ultimo_perielio}}}
Prossimo perielio {{{prossimo_perielio}}}
Sistema planetario
Satelliti {{{satelliti}}}
Anelli {{{anelli}}}
DATI FISICI
Dimensioni {{{dimensioni}}}
Raggio {{{raggio}}}
Diametro equat. {{{diametro_eq}}}
Diametro polare {{{diametro_pol}}}
Diametro medio 1 392 000 km
Raggio medio {{{raggio_sole}}} R
Schiacciamento {{{schiacciamento}}}
Superficie 6,09 × 1018
Volume 1,41 × 1027
Massa
1,9891 × 1030 kg
{{{massa_sole}}} M
Densità 1,411 × 103 kg/m³
Acceleraz. di gravità
in superficie
274 m/s²
(27,9 g)
Velocità di fuga 617,54 km/s
Periodo di rotazione
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
Inclinazione assiale {{{inclinazione_asse}}}
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 alla
sommità delle nubi
{{{temp_sommitànubi_min}}} (min)
{{{temp_sommitànubi_med}}} (media)
{{{temp_sommitànubi_max}}} (max)
Temperatura
superficiale
{{{temp_min}}} (min)
5780 K (media)
{{{temp_max}}} (max)
T. della corona 5 × 106 K
T. del nucleo ~13,6 × 106 K
Luminosità
3,827 × 1026 J/s
{{{luminosità_sole}}} L
Radianza 2,009 × 107 W/(sr×m²)
Indice di colore (B-V) {{{indice_di_colore}}}
Metallicità {{{metallicità}}}
Pressione atm. {{{pressione_atmosferica}}}
Albedo {{{albedo}}}
Età stimata {{{età}}}
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine
apparente
da Terra
{{{magn_app_min}}} (min)
-26,8 (media)
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Magnitudine
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da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]
{{{magn_app_min_corpomadre}}} (min)
{{{magn_app_med_corpomadre}}} (media)
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Magnitudine app.
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Diametro
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da Terra
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Diametro
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da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]
{{{dim_app_min_corpomadre}}} (min)
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Parallasse
Moto proprio
Velocità radiale
NOMENCLATURE ALTERNATIVE

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Il Sole (in lingua latina Sol) è la stella madre del Sistema solare, di cui costituisce il 99,8% della massa. Attorno ad essa orbitano gli otto pianeti principali, i pianeti nani Cerere, Plutone ed Eris, i loro satelliti ed innumerevoli altri corpi minori, tra cui gli asteroidi, una grande quantità di meteoroidi, le comete, gli oggetti trans-nettuniani e la polvere diffusa per lo spazio. La radiazione solare, emessa sotto forma di onde elettromagnetiche (luce), determina i fenomeni climatici e consente la vita sul nostro pianeta; senza la luce solare non sarebbe possibile la fotosintesi clorofilliana, che produce l'ossigeno necessario per la gran parte dei viventi.

Si tratta di una stella di medie dimensioni, classificata dagli astronomi come nana gialla, di classe spettrale è G2 V; G2 indica che la sua temperatura superficiale ha un valore di circa 5 780 K, caratteristica che conferisce alla nostra stella 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; ciò significa che l'astro genera energia attraverso la fusione, nel suo nucleo, dell'idrogeno in elio, ed è in uno stato di equilibrio 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).
La superficie solare è costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume) ed elio (circa il 24-25% della massa,[1] il 7% del volume), cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce, come Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne e Cr.[2]

Il Sole fa parte delle 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 delle deboli nane rosse.[3] 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.[4] La stella è collocata all'interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario posto tra il Braccio di Perseo e il Braccio del Sagittario. Tra le stelle più vicine, poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole è la quinta più luminosa: la sua magnitudine assoluta è infatti pari a +4,83.[5]

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 durante la 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. Per una strana coincidenza, la combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e della Luna sono tali che essi appaiono nel cielo pressappoco col medesimo diametro apparente; tale situazione è all'origine di periodiche occultazioni della nostra stella da parte del nostro satellite naturale, che prendono il nome di eclissi solari, distinte in totali, anulari o parziali.

Se qualcuno avesse la possibilità di osservare la nostra stella da Alfa Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe nella costellazione di Cassiopea, a sinistra di Segin (ε Cassiopeiae), come una stella di magnitudine 0,5.[6]

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

Indice

[modifica] 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, SirioCanis Majoris); τὰ σείρια (tà séiria), il plurale neutro, sono le cose che splendono, quindi gli astri. [7]

[modifica] Panoramica generale

Il Sole è una stella di popolazione I (o terza generazione), la cui formazione si ritiene indotta dall'esplosione di una o più supernovae nelle vicinanze della nebulosa da cui si sarebbe formato il sistema solare;[8] tale ipotesi è stata formulata a seguito 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 all'interno 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 (di seconda generazione).

La nostra stella vista dalla superficie terrestre.
La nostra stella vista dalla superficie terrestre.

La luce solare è la sorgente primaria dell'energia sulla Terra. La costante solare è il quantitativo di energia luminosa che giunge ad ogni unità di superficie esposta direttamente alla radiazione solare, ed equivale approssimativamente a 1370 W/ alla distanza di una U.A. dalla stella (ovvero, in prossimità della superficie terrestre). Tuttavia, poiché la luce solare subisce un'attenuazione alla superficie terrestre, causata dall'atmosfera del nostro pianeta, il valore della costante solare scende a circa 1000 W/m² (valore raggiunto in condizioni climatiche ottimali quando il Sole è allo zenit). L'energia solare è impiegata in una grande varietà di processi naturali, come la fotosintesi clorofilliana, che si serve della radiazione solare, immagazzinata in legami chimici, per creare molecole organiche (zuccheri) a partire da sostanze inorganiche (CO2 e H2O); anche l'uomo si serve dell'energia del Sole, che viene immagazzinata in strutture come 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 di piante vissute milioni di anni fa.

La radiazione ultravioletta (radiazione UV) solare ha un'importante funzione antisettica e viene impiegata per la disinfezione di oggetti (soprattutto quelli chirurgici) e dell'acqua. 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; questo perché le molecole di ozono, che vanno a costituire una fascia nella parte inferiore della stratosfera, nota come ozonosfera, schermano buona parte della radiazione. La quantità di UV varia anche a seconda della latitudine. Questa variazione è responsabile di diversi adattamenti biologici, come ad esempio il colore della pelle di diverse popolazioni umane diffuse nelle differenti regioni del globo.[9]

Analemma solare.
Analemma solare.

Osservato dalla Terra, il tragitto apparente del Sole sulla sfera celeste varia di giorno in giorno nel corso dell'anno. La traiettoria descritta dal Sole, rilevata alla stessa ora ogni giorno durante l'anno, prende il nome di analemma (immagine a lato) ed ha una forma assomigliante ad un numero 8 allineato secondo un asse nord-sud. La variazione della declinazione solare annuale in senso nord-sud è di circa 47° (per via dell'inclinazione dell'asse terrestre rispetto alla perpendicolare all'eclittica di 23°27', causa fondamentale dell'alternarsi delle stagioni), mentre vi è anche una piccola variazione in senso est-ovest causata dalla differente velocità orbitale della Terra, che, nel rispetto delle leggi di Keplero, è massima al perielio e minima all'afelio.

La nostra stella è attiva dal punto di vista magnetico. Il suo campo magnetico è piuttosto intenso ed inverte il proprio verso ogni undici anni, in corrispondenza col massimo solare. Il campo magnetico solare è all'origine di diversi fenomeni generalmente noti come attività solare, che racchiudono le macchie fotosferiche superficiali, i flare e le variazioni nell'intensità del vento solare che diffondono materia attraverso il sistema solare. Gli effetti dell'attività solare sulla Terra includono 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.

Sebbene sia la stella più vicina alla Terra e sia stato oggetto di innumerevoli studi da parte degli scienziati, molte questioni riguardo al Sole rimangono ancora senza soluzione, come, ad esempio, il perché la temperatura dell'atmosfera solare esterna abbia una temperatura di oltre un milione di K mentre la temperatura alla fotosfera (la superficie) sia di poco inferiore ai 6000 K. Attualmente gli astrofisici sono interessati nello scoprire i meccanismi che regolano il ciclo delle macchie solari, le cause dei flare e delle protuberanze solari, l'interazione magnetica tra la cromosfera e la corona e le cause del vento solare.

[modifica] Storia delle osservazioni

[modifica] Conoscenze degli antichi e culti solari

Il carro solare di Trundholm, tipica rappresentazione del Sole secondo la mitologia norrena.
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.[10]

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).[11]

I moti del Sole nel cielo rappresentavano, secondo la concezione del tempo, una lotta ingaggiata dall'anima del faraone ed Osiride. [11] 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.
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.[12]

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.[13][14]

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.
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.[15] Il culto del Sol Invicuts, considerabile la "romanizzazione" del culto attribuito alla divinità solare siriana Mitra, era molto diffuso in tutto l'Impero romano.[10] 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.[12] 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". [10]

[modifica] Sviluppo di una conoscenza scientifica moderna

Il cosmo secondo la concezione eliocentrica di Copernico.
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,[16] egli calcolò la distanza dalla nostra stella in σταδίων μυριάδας τετρακοσίας καὶ ὀκτωκισμυρίας (stadìōn myrìadas tetrakosìas kài oktōkismurìas), 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%.[17]

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;[18] 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, [19] mentre nel 1800 William Herschel scoprì la radiazione infrarossa, presente oltre la parte rossa dello spettro solare.[20]

Le linee di Fraunhofer dello spettro solare.
Le linee di Fraunhofer dello spettro solare.

Nel 1800 gli studi spettroscopici conseguirnono 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.

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. [21] 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.[22]

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;[23] 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.[24] 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,[25][26] ovvero la catena protone-protone ed il ciclo del carbonio-azoto, calcolando il quantitativo energetico sviluppato da ciascuna reazione.[26]

Nel 1957 venne poi pubblicato un documento, intitolato Synthesis of the Elements in Stars,[27] in cui veniva dimostrato che la maggior parte degli elementi nell'Universo sono stati creati dalle reazioni nucleari all'interno delle stelle.

[modifica] Missioni spaziali

La stazione Skylab in orbita attorno al nostro pianeta.
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.[28]

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 resiedevano 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.[29]

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.[30]

La sonda SOHO.
La sonda SOHO.

Una delle principali missioni solari è stata svolta dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), frutto della collaborazione tra ESA e NASA, lanciata 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). [31]

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.[32]

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 capioni di vento solare per avere una misura diretta della composizione del materiale solare. 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.

[modifica] Posizione all'interno della Galassia

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

Il Sole si trova nel bordo più interno del Braccio di Orione, all'interno della Nube Interstellare Locale o della Cintura di Gould, ad una distanza dal centro della Via Lattea ipotizzata in 7,62 ± 0,32 kpc.[33][34][35][36] La distanza tra il Braccio di Orione ed il braccio galattico più vicino, il Braccio di Perseo, è di circa 6500 anni luce.[37] Il Sole, e dunque il Sistema solare, si trova in quella che gli scienziati definiscono zona galattica abitabile.

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. 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 rasso 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.[38]

Il Sistema solare impiega circa 225–250 milioni di anni per completare una rivoluzione attorno al centro della Galassia (anno galattico);[39] perciò il Sole avrebbe completato 20–25 orbite dalla sua formazione ed 1/1250 di orbita dalla comparsa sulla Terra dell'essere umano. 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.[40]

[modifica] Ciclo vitale

Per approfondire, vedi le voci Evoluzione stellare e Origine ed evoluzione del sistema solare.

Il Sole è una stella posta nella sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell; 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 di anni. L'età attuale del nostro astro, determinata usando modelli elaborati al computer sull'evoluzione stellare e la nucleocosmocronologia, si aggirerebbe sui 4,57 miliardi di anni.[41]

È accertato che, circa 4,59 miliardi di anni fa, il rapido collasso di una nube molecolare di idrogeno 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. [42]

Schema che rappresenta le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa.
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 alla legge di Boyle si raffredderanno, assumendo una colorazione rossastra; quando la temperatura interna sarà attorno ai 10 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),[43] tanto che la sua atmosfera esterna ingloberà quasi sicuramente i pianeti Mercurio e Venere.[43] 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.[44] 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.[44]

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. [43][45]

[modifica] Struttura

Per approfondire, vedi la voce Struttura stellare.
Illustrazione della struttura interna del Sole.
Illustrazione della struttura interna del Sole.

Il nucleo è la fonte principe dell'energia prodotta dal Sole; qui avvengono infatti le reazioni di fusione nucleare.

L'energia generata è rilasciata inizialmente attraverso raggi gamma e raggi X, ma durante l'emissione verso l'esterno essa è continuamente assorbita e riemessa dagli atomi circostanti. Il risultato è che la sua frequenza si abbassa, e diventa quindi una radiazione elettromagnetica più "tranquilla". Il trasporto dell'energia dal nucleo alla superficie del sole impiega anche 10 milioni di anni. Alla fine, essa lascia il sole come una radiazione di corpo nero alla temperatura di circa 5500 °C. Una piccola parte dell'energia è emessa sotto forma di neutrini, energia cinetica e termica del vento solare, composta da materia espulsa dal sole, e una parte ancora più piccola va a formare il suo campo magnetico. I fisici sono capaci di riprodurre lo stesso processo di generazione di energia con la bomba all'idrogeno. Un processo di fusione controllata permetterebbe di sfruttarla per ricavarne energia elettrica, cosa che potrebbe essere possibile in futuro utilizzando reattori nucleari a fusione.

Le zone più interne del Sole (nucleo e zona radiativa) presentano elevatissimi valori di temperatura e pressione, e la materia si trova quindi in uno stato degenere detto plasma. Le zone più esterne (zona convettiva, fotosfera, cromosfera e corona solare) non possiedono temperature e pressioni sufficienti per lo stato di plasma, la materia si trova sotto forma di gas. Il risultato è che il Sole non è un corpo solido, ed è soggetto ad una rotazione differenziale dove le diverse parti ruotano a velocità diverse: per esempio, l'equatore ruota più velocemente dei poli. La rotazione differenziale porta ad una distorsione delle linee di campo magnetico nel tempo, che raggiunto un livello critico, formano le macchie solari. Le macchie solari hanno un ciclo di circa 11 anni. Durante questo periodo vi è un picco massimo e minimo di macchie solari visibili. Il picco massimo corrisponde sulla terra ad un periodo più caldo, causato da un'intensa attività solare, mentre il picco minimo corrisponde ad un periodo più freddo. Studi effettuati su documenti del passato hanno dimostrato una correlazione tra il numero di macchie rilevate sulla superficie solare e le annate di cattivi raccolti. Il campo magnetico solare è estremamente complesso ed è soggetto a cicli periodici di attività e scomparsa, con frequenti inversioni dei poli magnetici.

La superficie solare è estremamente turbolenta, viene chiamata fotosfera e, oltre alle macchie, ospita numerosi fenomeni come le eruzioni solari. La corona solare, situata subito sopra la superficie solare, è molto rarefatta, con appena 1011 atomi/m3, con una temperatura superiore al milione di gradi.

Per sorvegliare ininterrottamente il Sole, l'Agenzia Spaziale Europea e la NASA hanno lanciato assieme, il Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) il 2 dicembre 1995. La sonda è ancora in funzione e fornisce continuamente spettacolari immagini del Sole e della corona, molto utili agli scienziati che studiano il comportamento della nostra stella.

[modifica] Nucleo

Per approfondire, vedi la voce Nucleo solare.
Sezione di una stella simile al Sole. (NASA)
Sezione di una stella simile al Sole. (NASA)
Schema semplice della struttura interna del Sole
Schema semplice della struttura interna del Sole

Il nucleo è la zona più interna del Sole, dove avvengono le reazioni termonucleari di fusione dell'idrogeno. Trovandosi, come è logico, a grande profondità, è anche la parte meno facile da studiare: un metodo efficace che fornisce particolari è l'eliosismologia, ossia lo studio dei movimenti e delle vibrazioni del Sole.

Il nucleo possiede il 10% del volume totale del Sole, ma ben il 40% della sua massa [46]; la sua temperatura si aggira sui 15 milioni di kelvin, la pressione è elevatissima, intorno a 500 miliardi di atmosfere, e la densità del materiale è di circa 150 000 kg/m³; stelle più grandi del Sole hanno nuclei ancor più densi e caldi. Date queste condizioni fisiche, la materia si trova sotto forma di plasma, e gli atomi di idrogeno si scindono in protoni ed elettroni, che a causa della grande pressione, possono venire compressi fra loro e formare un atomo di elio, sprigionando una grande quantità di energia.

[modifica] Zona radiativa

Per approfondire, vedi la voce Zona radiativa.

Situata all'esterno del nucleo, ne assorbe l'energia prodotta e la trasmette per irraggiamento agli strati superiori. Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da mantenere la materia in stato di plasma.

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 adiabatico. 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.

[modifica] Zona convettiva

Per approfondire, vedi la voce Zona convettiva.

La zona convettiva ha uno spessore di circa 450 000 km, e si trova nella parte superiore (a partire da circa il 70% del raggio solare) del Sole.

Il plasma solare non è denso e caldo come negli strati inferiori, così l'energia ed il calore non vengono trasferiti attraverso le radiazioni. 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 termali della zona convettiva formano un'impronta della superficie solare, in forma di granuli solari o supergranuli. Questo constante movimento tipico della zona convettiva fa sì che il Sole possieda un forte campo magnetico con poli.

[modifica] Fotosfera

Macchie solari
Macchie solari
Per approfondire, vedi la voce Fotosfera.

La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, ossia la zona di emissione della luce visibile. Si tratta dunque anche dello strato visibile, da dove l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio. Il suo spessore è di circa 300 km, in essa le temperature sono di poco inferiori ai 6000 kelvin, ed è sede di fenomeni come le macchie solari e i flare. All'osservazione diretta la fotosfera presenta una superficie granulosa, poiché vi sono presenti i grani convettivi, ossia le emissioni di calore che emerge dagli strati interni tramite i moti convettivi.

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. Dopo 25 anni, l'elio venne isolato sulla Terra[22].

[modifica] Macchie solari

Per approfondire, vedi la voce Macchia solare.

Sulla fotosfera si possono osservare delle macchie, zone più scure, con temperatura più bassa (la zona più interna è chiamata ombra, mentre il bordo semiombra). Variano molto come misura, e hanno un ciclo di 11 anni. Questo si è potuto affermare osservando gli alberi, infatti, ogni 11 anni l'anello del tronco è più largo, quindi cresce di più. Attraverso l'osservazione dei tronchi degli alberi si possono capire le condizioni climatiche di centinaia, e migliaia di anni fa. Infatti, quando il clima è molto freddo l'anello è più stretto se invece le condizioni climatiche sono più favorevoli l'anello sarà più grande. Tra il 1600 e il 1700 le macchie solari scomparvero, questo fatto è ancora oggi oggetto di studio, anche perché portò ad una pesante variazione del clima terrestre, divenne molto più freddo.

[modifica] Atmosfera

Durante un'eclissi di Sole totale, la corona solare può essere vista anche ad occhio nudo.
Durante un'eclissi di Sole totale, la corona solare può essere vista anche ad occhio nudo.

Gli strati del Sole al di sopra la fotosfera sono chiamati col nome collettivo di atmosfera solare. Questi strati possono essere osservati con telescopi in grado di osservare tutte le bande dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l'eliosfera. L'eliosfera, che può essere considerata la sottile 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 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 5000 K, è sufficientemente fredda per consentire l'esistenza del monossido di carbonio e dell'acqua, le quali linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare.

[modifica] Cromosfera

Per approfondire, vedi la voce Cromosfera.
Quest'immagine del Sole, ripresa dal Telescopio Ottico Solare Hinode il 12 gennaio 2007, rivela la natura filamentosa del plasma in relazione alle regioni con diversa polarità magnetica.
Quest'immagine del Sole, ripresa dal Telescopio Ottico Solare Hinode il 12 gennaio 2007, rivela la natura filamentosa del plasma 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 Chroma, -atos, che significa colore), a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole; in relatà, lo strato è trasparente. La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente con l'altitudine, raggiungendo i 10 000 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.

[modifica] Zona di transizione

Per approfondire, vedi la voce Zona di transizione.

La zona di transizione è una regione posta esternamente rispetto alla cromosfera, ma internamente rispetto alla corona solare. Qua la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della corona, fino a quasi un milione di kelvin; tale forte incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qua diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non occupa un'altitudine ben definita: forma infatti una sorta di nube attorno a formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti, ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili ai raggi ultravioletti.

[modifica] Corona

Diagramma di struttura dell'eliosfera.
Diagramma di struttura dell'eliosfera.
Per approfondire, vedi la voce Corona solare.

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 invece 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).

[modifica] Eliosfera

Gli strati di correnti eliosferiche si estendono fino ai bordi esterni del sistema solare, e derivano dall'interazione del campo magnetico solare con il plasma nel mezzo interplanetario.
Gli strati di correnti eliosferiche si estendono fino ai bordi esterni del sistema solare, e derivano dall'interazione del campo magnetico solare con il plasma nel mezzo interplanetario.
Per approfondire, vedi la voce 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 lo strato in cui il flusso del vento solare diventa "superalfvénico", ossia dove supera la velocità dell'onda di Alfvén. Le forze dinamiche e di turbolenza all'esterno di questo limite interno non possono comunque influenzare la forma della corona solare. Il vento solare viaggia in maniera continua attraverso l'eliosfera, formando il campo magnetico solare in forma spiraleggiante, fino a che questo non si scontra con l'eliopausa, 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 diparticelle energetiche [47].

[modifica] Campo magnetico

Per approfondire, vedi la voce campo magnetico solare.

Il plasma e le particelle cariche che formano il Sole generano un potente campo magnetico, collegato a molti fenomeni solari come le macchie e le eruzioni solari.

A causa delle sue alte temperature, la materia nel Sole appare sotto forma di plasma e gas. Questa natura non solida del Sole fa sì che la nostra stella ruoti più velocemente all'equatore (una rotazione in circa 25 giorni), che ai poli (circa 35 giorni alle "latitudini" più elevate): ciò causa una forte deformazione delle linee del campo magnetico, che appaiono aggrovigliate su se stesse, sulle quali si agganciano le eruzioni solari, che formano grandi anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali[48]. Queste deformazioni danno origine alla dinamo solare e ad un ciclo solare della durata di circa 11 anni, durante il quale l'attività magnetica aumenta e diminuisce.

L'influenza del campo magnetico sul plasma del mezzo interplanetario crea una corrente eliosferica diffusa, ossia un piano che sapara 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.

[modifica] Vento solare

Per approfondire, vedi la voce vento solare.

Il vento solare è una corrente di particelle emesse dall'atmosfera solare. 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.

[modifica] Produzione di energia: le reazioni nucleari

Schema della fusione nucleare all'interno del Sole.
Schema della fusione nucleare all'interno del Sole.

Nel nucleo solare, che ha una temperatura circa 15 milioni °C e una densità di 1411 kg/m³, mediante le reazioni di fusione termonucleare (fusione protone-protone dei nuclei di idrogeno) ogni secondo 600 000 000 di tonnellate di idrogeno si trasformano in 595 500 000 tonnellate di elio. Dopo questa trasformazione, 4 500 000 tonnellate di idrogeno (pari allo 0,75%) sembrano svanite nel nulla; in realtà questa massa mancante si è trasformate direttamente in energia, ossia in radiazione elettromagnetica, secondo l'equazione di Albert Einstein: E=mc².

L'energia così generata, ogni secondo, è pari a 4 500 000 000 x (9 x 1016) = 405 x 1024 joule, ossia a 405 000 miliardi di terajoule (TJ), una quantità di energia impensabile a livello terrestre.
Tutta la straordinaria potenza della nostra stella è dovuta alla conversione in energia di questa infinitesima, per il Sole, quantità di materia, paragonabile approssimativamente alla massa di una piccola catena montuosa sulla terra.

Per capire l'enormità di questa energia, che espressa in wattora (Wh) equivale a 112 500 000 000 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 (equivalenti a 716,28 kg di materia). 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.

È importante ricordare che anche il processo di fusione nucleare, come tutti i processi fisici di trasformazione, avviene nell'assoluto rispetto della legge di conservazione della massa, scoperta da Lavoisier, e della legge di conservazione dell'energia (primo principio della termodinamica), alla cui scoperta hanno contribuito nella seconda metà del 1800 diversi scienziati (Joule, Carnot, Thomson, Clausius e Faraday): nulla si crea e nulla si distrugge, ma tutto si trasforma. Einstein, però, ha compreso e dimostrato che il principio di conservazione, complessivamente considerato, coinvolge la materia-energia considerate non più come due realtà separate bensì unitariamente, dato che l'una può trasformarsi nell'altra secondo una esattissima relazione matematica. Ciò che resta sempre costante sul nostro piccolo pianeta e nell'Universo è la somma di massa ed energia.

[modifica] L'energia solare come fonte di energia alternativa

Per approfondire, vedi la voce Energia solare.
Modulo fotovoltaico cristallino.
Modulo fotovoltaico cristallino.

Ogni momento il Sole -a meno di variazioni dell'ordine di pochi watt- irraggia sull'orbita terrestre circa 1367 watt per . Tenendo conto del fatto che la Terra è una sfera che oltretutto ruota, l'irraggiamento solare medio è, alle latitudini europee, 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 GW (un GW è l'energia prodotta a pieno regime da una grande centrale elettrica a petrolio o nucleare).

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 averne 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.

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 fotovoltaico).

[modifica] 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.

[modifica] Abbondanza degli elementi

Secondo Bahcal (1990)[49][50], le frazioni di massa caratteristiche di alcuni elementi sono:

[modifica] Litio, berillio e boro

Nel 1968 un accademico belga scoprì che la quantità di litio, berillio e boro sono maggiori di quanto inizialmente previsto. [51]

[modifica] Neon

Nel 2005 tre accademici annunciarono che il quantitativo di neon nella nostra stella sarebbe stato maggiore di quello delle precedenti stime, basate sulle osservazioni eliosismologiche. [52]

[modifica] Elio

È inoltre interessante notare come, fino al 1986, il contenuto iniziale di elio all'interno della stella generalmente accettato era di Y=0,25; tuttavia proprio nel 1986 due accademici annunciarono il valore Y=0,279, riconosciuto in seguito come il più corretto. [53].

[modifica] Elementi ionizzati del gruppo del ferro

Negli anni settanta un certo numero di ricerche si concentrò sull'abbondanza nel Sole degli elementi del gruppo 8 della tavola periodica, cui appartiene il ferro [54], ma è difficile determinare le quantità di alcuni di questi elementi, come cobalto ed manganese, a causa delle loro strutture iperfini. [54]

[modifica] Relazioni di frazionamento tra la massa solare e le masse planetarie

Vari autori hanno preso 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. [2] Fino al 1983 era diffusa la convinzione che l'intera stella avesse la stessa composizione della sua atmosfera; tuttavia nello stesso anno due accademici annunciarono che lo stesso frazionamento nel Sole era all'origine delle relazioni di tale frazionamento. [2]

[modifica] Diffusione degli elementi nel Sole

Di particolare interesse per lo studio della nostra stella è la 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. [50]

[modifica] Diffusione dell'elio

Riveste un particolare interesse anche la diffusione dell'elio all'interno del Sole; è stato scoperto che tale processo tende a velocizzarsi nel tempo. [55]

[modifica] Composizione della fotosfera

La composizione della fotosfera, uno degli strati superficiali della nostra stella, è presa come esempio della composizione chimica primordiale del Sistema solare, eccetto che per la presenza di deuterio, litio, boro e berillio. [56]

[modifica] Osservazione del Sole

Per approfondire, vedi la voce Osservazione del Sole.

L'osservazione del Sole può rivelare fenomeni come:

[modifica] Danni oculari legati all'osservazione solare

Il Sole osservato al tramonto nel Bangladesh; nel riquadro si nota una macchia 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;[57][58] 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. [59][60] L'esposizione ai raggi ultravioletti causa nel corso degli anni una progressiva opacizzazione del cristallino ed è considerata una delle principali cause di cataratta. [61]

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; [62][63] 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.

[modifica] Note

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[modifica] Bibliografia

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  • 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

[modifica] Voci correlate

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