Il Sole (dal latino: Sol) è la stella del nostro sistema solare, attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali (tra cui la Terra), i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio, che forma il mezzo interplanetario. La massa del Sole, che ammonta a circa 2×1030 kg, rappresenta da sola il 99,86% della massa complessiva del sistema solare.
Il Sole è una stella di dimensioni medio-piccole costituita principalmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92,1% del suo volume) ed elio (circa il 24-25% della massa, il 7,8% del volume), cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce.
È classificato come una "nana gialla" di tipo spettrale G2 V: "G2" indica che la stella ha una temperatura superficiale di 5.777 K (5.504 °C), caratteristica che le conferisce un colore bianco estremamente intenso e cromaticamente freddo, che però spesso può apparire giallognolo, a causa della diffusione luminosa nell'atmosfera terrestre, in ragione dell'elevazione dell'astro sull'orizzonte e nondimeno della limpidezza atmosferica. 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 proprio nucleo, l'idrogeno in elio.
Tale processo genera ogni secondo una grande quantità di energia (equivalente a una potenza di 3,9×1026 W), emessa nello spazio sotto forma di radiazioni elettromagnetiche (radiazioni solari), flusso di particelle (vento solare) e neutrini. La radiazione solare, emessa fondamentalmente come luce visibile ed infrarossi, consente la vita sulla Terra fornendo l'energia necessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base; inoltre l'insolazione della superficie terrestre regola il clima e la maggior parte dei fenomeni meteorologici.
Collocato all'interno del Braccio di Orione, un braccio secondario della spirale galattica, il Sole orbita attorno al centro della Via Lattea a una distanza media di circa 26.000 anni luce e completa la propria rivoluzione in 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 intrinseci: la sua magnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83.
Il simbolo del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro (☉).
Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista, grazie al suo 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. Simili dimensioni apparenti consentono, previo l'utilizzo di particolare strumentazione ed adeguate protezioni, di osservare i dettagli della superficie della nostra stella allo scopo di rivelare e studiare i fenomeni che la caratterizzano.
La combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e della Luna è tale che i due astri si presentano nel cielo pressappoco col medesimo diametro apparente; tale situazione è all'origine di periodiche occultazioni della stella da parte del nostro unico satellite naturale, che prendono il nome di eclissi solari; le eclissi totali, in particolare, consentono di visualizzare la corona solare e le protuberanze.
Inoltre, la stella sembra compiere in un anno un tragitto lungo la fascia zodiacale che varia di giorno in giorno. La traiettoria descritta dal Sole, rilevata determinando la sua posizione alla stessa ora ogni giorno durante l'anno, prende il nome di analemma ed ha una forma somigliante al numero 8, allineato secondo un asse nord-sud. La variazione della declinazione solare annua in senso nord-sud è di circa 47° (per via dell'inclinazione dell'asse terrestre rispetto all'eclittica di 66° 33', causa fondamentale dell'alternarsi delle stagioni); 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.
L'uomo, fin dalle sue origini, ha reso oggetto di attenzioni e spesso venerazione molti fenomeni naturali, tra cui il Sole. Le prime conoscenze astronomiche dell'uomo preistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nella sfera celeste, consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e dei pianeti sullo sfondo delle stelle fisse. Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti dei primi monumenti megalitici, che tenevano conto della posizione del Sole nei vari periodi dell'anno: in particolare i megaliti di Nabta Playa (in Egitto) e Stonehenge (in Inghilterra) erano stati costruiti tenendo conto della posizione dell'astro durante il solstizio d'estate. Molti altri monumenti dell'antichità sono stati costruiti tenendo in considerazione i moti apparenti del Sole: un esempio è il Tempio di Kukulkan (meglio noto come El Castillo) a Chichén Itzá, nel Messico, che è stato progettato per proiettare ombre a forma di serpente durante gli equinozi.
Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere i primi calendari, impiegati per regolare le pratiche agricole. Rispetto alle stelle fisse, infatti, 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 noto, fu considerata dagli astronomi greci come uno dei pianeti che ruotavano attorno alla Terra, la quale era ritenuta al centro dell'Universo; tale concezione prende il nome di "sistema geocentrico" o "sistema aristotelico-tolemaico" (dai nomi del filosofo greco Aristotele, IV secolo a.C., e dell'astronomo alessandrino Claudio Tolomeo, II secolo d.C.).
Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo greco Anassagora. Questi lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande del Peloponneso e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro del dio Elio. Per aver insegnato questa dottrina, considerata eretica, venne accusato dalle autorità di empietà, imprigionato e condannato a morte (venne però in seguito rilasciato per 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 804 milioni di 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 riprese e sviluppò la teoria eliocentrica (che considerava il Sole al centro dell'Universo), già postulata nel II secolo a.C. dallo scienziato greco Aristarco di Samo. È grazie anche all'opera di importanti scienziati del XVII secolo, come Galileo Galilei, Cartesio e Newton, che il sistema eliocentrico arrivò, infine, a prevalere su quello geocentrico. Galileo fu inoltre il pioniere dell'osservazione solare, grazie al cannocchiale; lo scienziato pisano scoprì nel 1610 le macchie solari, e confutò una presunta dimostrazione dello Scheiner che esse fossero oggetti transitanti tra la Terra ed il Sole piuttosto che presenti sulla superficie solare.
Isaac Newton, il padre della legge di gravitazione universale, osservò la luce bianca solare attraverso un prisma, dimostrando che essa era composta da un gran numero di gradazioni di colore, mentre verso la fine del XVIII secolo William Herschel scoprì la radiazione infrarossa, presente oltre la parte rossa dello spettro solare.
Nel XIX secolo la spettroscopia conseguì enormi progressi: Joseph von Fraunhofer, considerato il "padre" di questa disciplina, effettuò le prime osservazioni delle linee di assorbimento dello spettro solare, che attualmente 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, 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, secondo la quale l'età del Sole era di 20 milioni di anni: un valore nettamente inferiore ai 4,6 miliardi di anni suggeriti per il nostro pianeta dagli studi geologici.
Nel 1890 Joseph Lockyer, scopritore dell'elio nello spettro solare, suggerì che la stella si fosse formata dalla progressiva aggregazione di frammenti rocciosi simili alle meteore.
Una possibile soluzione alla discrepanza tra il dato di Kelvin-Helmholtz e quello geologico arrivò nel 1904, quando Ernest Rutherford suggerì che l'energia del Sole potesse essere originata da una fonte interna di calore, generata da un meccanismo di decadimento radioattivo. Fu tuttavia Albert Einstein a fornire lo spunto decisivo sulla questione, con la sua relazione massa-energia E=mc².
Lo stesso Einstein riuscì a dimostrare tra il 1905 ed il 1920 la ragione del particolare moto orbitale di Mercurio, attribuita inizialmente alle perturbazioni di un pianeta più interno, chiamato dagli astronomi Vulcano. Einstein suppose che il particolare moto del pianeta non fosse dovuto ad alcuna perturbazione planetaria, bensì al campo gravitazionale del Sole, la cui enorme massa genera una curvatura dello spazio-tempo. L'entità della curvatura dipenderebbe dalla relazione:
G.M/Rc2
dove G è la costante di gravitazione universale, M è la massa del corpo, R indica la deflessione dei raggi (misurata in gradi) e c è la velocità della luce nel vuoto.
Tale curvatura sarebbe dunque responsabile della precessione del perielio del pianeta e della lieve deflessione che la luce e qualunque altra radiazione elettromagnetica, in conseguenza della teoria della relatività generale, subirebbe in prossimità del campo gravitazionale del Sole. Si è calcolato che la curvatura spaziotemporale provocherebbe uno spostamento nella posizione di una stella pari a 1,7 secondi d'arco.
Nel 1919 il fisico inglese Arthur Eddington confermò la teoria in occasione di un'eclissi. L'anno successivo il fisico inglese ipotizzò 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 articolo, intitolato Synthesis of the Elements in Stars, in cui veniva proposto un modello consistente con i dati a disposizione, e a tutt'oggi valido, secondo il quale la maggior parte degli elementi nell'Universo furono creati dalle reazioni nucleari all'interno delle stelle, a eccezione di idrogeno, elio e litio, formatisi in massima parte durante la nucleosintesi primordiale e dunque già presenti in notevole quantità prima che si formassero le prime stelle.
Con l'avvento, nei primi anni cinquanta, dell'era spaziale e l'inizio delle esplorazioni del sistema solare, numerose sono state le sonde appositamente progettate per studiare la nostra stella.
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 a 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. Ulteriori dati sono stati forniti dalla sonda della NASA Solar Maximum Mission, lanciata nel 1980, che aveva lo scopo di osservare le radiazioni ultraviolette, i raggi gamma ed X emanati dai flare solari durante il periodo di massima attività.
Gli anni novanta videro il lancio di numerose sonde, come la giapponese Yohkoh (1991), progettata per osservare i flare solari alle lunghezze d'onda dei raggi X, e la Solar and Heliospheric Observatory (SOHO, 1995), frutto della collaborazione tra ESA e NASA; quest'ultima in particolare ha garantito sin dal suo lancio una costante osservazione della nostra stella in gran parte delle lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, permettendo anche la scoperta di un gran numero di comete radenti.
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, operando anche misurazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico. Lanciata nel 1990, la Ulysses fu inizialmente diretta verso Giove in modo da sfruttare l'effetto fionda gravitazionale del gigante gassoso edallontanarsi dal piano delle orbite planetarie. Nel 1998 fu lanciata la sonda TRACE, finalizzata ad individuare le connessioni tra il campo magnetico della stella e le strutture di plasma associate, grazie anche all'ausilio di immagini ad alta risoluzione della fotosfera e della bassa atmosfera del Sole.
A differenza della fotosfera, ben studiata attraverso la spettroscopia, la composizione interna del Sole è poco conosciuta. La missione Genesis fu progettata per prelevare dei campioni di vento solare e avere una misura diretta della composizione della materia costituente la stella. Nel 2006 è stata lanciata la missione Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), che consiste di due navicelle identiche poste in orbite che permettono di ottenere una visione stereoscopica della stella.
Il Sole orbita a una distanza dal centro della Via Lattea stimata in 26.000 ± 1400 anni luce (7,62 ± 0,32 kpc).La stella è situata in una regione periferica della Galassia, più precisamente all'interno della Bolla Locale, una cavità nel mezzo interstellare della Cintura di Gould, collocata nel bordo più interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario posto tra il Braccio di Perseo e il Braccio del Sagittario; i due bracci sono separati da circa 6500 anni luce di distanza. 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. Data la relativa lontananza dal centro galattico, da altre regioni ad elevata densità stellare e da forti sorgenti di radiazioni quali pulsar o oggetti simili, il Sole, e dunque il sistema solare, si trova in quella che gli scienziati definiscono zona galattica abitabile.
Il sistema solare impiega 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 1.400 anni per percorrere la distanza di un anno-luce, ossia 8 giorni per percorrere una unità astronomica (UA). La direzione apparente verso cui si muove la nostra stella durante la propria rivoluzione attorno al centro di massa della Galassia prende il nome di apice solare e punta 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 ellittica quasi circolare, 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 ogni orbita, secondo un andamento assimilabile ad un moto armonico.
Posizione del Sole all'interno della Via Lattea
Il Sole è una stella di popolazione I (o terza generazione) la cui formazione sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più supernova/e nelle vicinanze di un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione. È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa, il rapido collasso della nube, innescato da supernovae, portò alla formazione di una generazione di giovanissime stelle T Tauri, tra le quali anche il Sole, che, subito dopo la sua formazione, assunse un'orbita quasi circolare attorno al centro della Via Lattea, a una distanza media di circa 26.000 a.l. Le inclusioni ricche di calcio e alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente. Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell'alta abbondanza di elementi pesanti, quali oro e 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; la fusione nucleare inoltre fa sì che la stella sia 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 della forza di gravità, cui sarebbe naturalmente soggetta)sia termico. Una stella di classe G2 come il Sole impiega, considerando la massa, circa 10 miliardi di anni per esaurire completamente l'idrogeno nel suo nucleo.
Il Sole si trova a circa metà della propria sequenza principale. Al termine di questo periodo di stabilità, tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà in una fase di forte instabilità che prende il nome di gigante rossa: nel momento in cui l'idrogeno del nucleo sarà totalmente convertito in elio, gli strati immediatamente superiori subiranno un collasso dovuto alla scomparsa della pressione di radiazione delle reazioni termonucleari. Il collasso determinerà un incremento termico fino al raggiungimento di temperature tali da innescare la fusione dell'idrogeno negli strati superiori, che provocheranno l'espansione della stella fino ad oltre l'orbita di Mercurio; l'espansione causerà un raffreddamento del gas (fino a 3500 K), motivo per il quale la stella avrà una colorazione fotosferica tipicamente gialla intensa.
Quando anche l'idrogeno dello strato superiore al nucleo sarà totalmente convertito in elio (entro poche decine di milioni di anni) si avrà un nuovo collasso, che determinerà un aumento della temperatura del nucleo di elio fino a valori di 108 K; a questa temperatura si innescherà repentinamente la fusione dell'elio (flash dell'elio) in carbonio e ossigeno. La stella subirà una riduzione delle proprie dimensioni, passando dal ramo delle giganti al ramo orizzontale del diagramma H-R.
, 
Ciclo vitale del Sole sul diagramma H-R:
1. Protostella;
2. Stella T Tauri;
3. Sequenza principale (G V);
4. Gigante rossa;
5. Nana bianca.
A causa delle elevatissime temperature del nucleo, la fusione dell'elio si esaurirà in breve tempo (qualche decina di milioni di anni) e i prodotti di fusione, non impiegabili in nuovi cicli termonucleari a causa della piccola massa della stella, si accumuleranno inerti nel nucleo; frattanto, venuta a mancare nuovamente la pressione di radiazione che spingeva verso l'esterno, avverrà un successivo collasso che determinerà l'innesco della fusione dell'elio nel guscio che avvolge il nucleo e dell'idrogeno nello strato ad esso immediatamente superiore. Queste nuove reazioni produrranno una quantità di energia talmente elevata da provocare una nuova espansione dell'astro, che raggiungerà così dimensioni prossime ad 1 UA (circa 100 volte quelle attuali), tanto che la sua atmosfera arriverà ad inglobare 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. Tutto ciò avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi di anni e, cioè, ancor prima che il Sole entri nella fase di gigante rossa.
Entro 7,8 miliardi di anni, esaurito ogni processo termonucleare, il Sole rilascerà i suoi strati più esterni, che verranno spazzati via sotto forma di "supervento" creando una nebulosa planetaria; le parti più interne collasseranno e daranno origine ad una nana bianca (circa delle dimensioni della Terra), che lentamente si raffredderà sino a diventare, nel corso di centinaia di miliardi di anni, una nana nera.
Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che hanno una massa non sufficientemente elevata da esplodere come supernove.
Caratteristiche morfologiche
Il Sole è una sfera di plasma quasi perfetta, le cui dimensioni sono un po' più grandi di quelle di una stella di media grandezza, ma decisamente più piccole di quelle di una ben più imponente gigante blu o gigante rossa. Possiede 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 rotazione del corpo sul proprio asse origina all'equatore una forza che tenderebbe a fargli assumere una forma ellissoidale: la forza centrifuga. Tuttavia, poiché la rotazione della stella è molto lenta, la forza centrifuga è 18 milioni di volte più debole della gravità superficiale; da ciò ne consegue che la stella non possieda 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.
Il Sole possiede una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati interni della stella. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia, una disciplina che, esattamente come la sismologia, studia la diversa propagazione delle onde sismiche per rivelare l'interno della Terra, analizza la differente propagazione delle onde di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole. L'analisi eliosismologica è spesso associata a simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella.
Spaccato della struttura interna del Sole.
Gli strati sono, dal centro verso l'esterno:
Il nucleo;
La zona radiativa;
La tachocline;
La zona convettiva;
La fotosfera, la superficie del Sole;
L'atmosfera, suddivisa in:
- Cromosfera;
- Zona di transizione;
- Corona.
Nucleo
Il nucleo solare rappresenta in volume il 10% della stella, in massa oltre il 40%. È qui che avvengono le reazioni di fusione nucleare, fonte principale dell'energia solare.
Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia dimensioni prossime a 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 temperatura superficiale della stella è 2350 volte inferiore ) e 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. Tali reazioni liberano energia sotto forma di radiazione gamma, che, una volta emessa dal nucleo, viene assorbita e riemessa dalla materia degli strati superiori, contribuendo a mantenere alta la temperatura; nell'attraversare gli strati della stella, la radiazione elettromagnetica perde energia, assumendo lunghezze d'onda sempre maggiori, passando dalla banda gamma alla banda X e ultravioletta, per poi diffondersi nello spazio come luce visibile. Un altro prodotto delle reazioni nucleari sono i neutrini, particelle che raramente interagiscono con la materia e che dunque attraversano liberamente lo spazio.
Fotosfera
La fotosfera è lo strato 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 brillamenti.
È caratterizzata da una densità di 1023 particelle al metro cubo (equivalente all'1% della densità dell'atmosfera terrestre al livello del mare), mentre il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di chilometri.
Il cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori (la sua opacità è infatti lievemente inferiore a quella dell'atmosfera terrestre) è dovuto alla diminuzione del numero di ioni idruro (H-), che assorbono con facilità la luce visibile; la luce da noi percepita è invece prodotta dalla ricombinazione tra gli elettroni liberi e gli atomi di idrogeno per generare ioni H-.
Poiché gli strati più alti della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa al centro, e si fa via via più tenue man mano 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.
Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche relativamente simili a quelle dello spettro continuo di un corpo nero riscaldato alla temperatura di 5.777 K, e appare intervallato dalle linee di assorbimento della tenue atmosfera stellare. All'osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della supergranulazione.
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 l'omonimo dio greco del Sole; venticinque anni dopo, l'elio venne isolato sulla Terra.
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.
In questa fascia avviene il trasferimento dell'energia prodotta nel 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 resta minore di quello del tasso di caduta adiabatica, il che agevola il trasferimento di energia per irraggiamento.
L'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta: infatti, gli ioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti e riemessi da altri ioni.
Una recente analisi dei dati raccolti dalla missione SOHO suggerisce che la velocità di rotazione della zona radiativa sia leggermente inferiore a quella del nucleo.
Zona di transizione (Tachocline)
La zona di transizione tra la zona radiativa e quella convettiva prende il nome di tachocline e si estende, secondo recenti studi eliosismologici, a partire da 0,7 raggi solari. Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni svolgano un ruolo determinante nella genesi del campo magnetico solare, in quanto interverrebbero nella dinamo solare (meccanismo grazie al quale si origina il campo magnetico della nostra stella) rinforzando i deboli campi poloidali per crearne uno più intenso di forma toroidale.
Zona convettiva
La zona convettiva ha uno spessore di circa 200.000 km e si trova nella porzione esterna del Sole, a partire da circa il 70% del raggio solare.
L'area è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati sottostanti; di conseguenza, energia e calore non possono essere trasferiti per irraggiamento, ma attraverso moti convettivi. La materia più calda e meno densa viene portata in superficie, dove cede parte della propria energia termica; 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. Questo costante e turbolento movimento sembra essere una delle cause fondamentali della dinamo solare.
Le colonne termiche della zona convettiva lasciano segni sulla fotosfera solare che prendono il nome di granuli o supergranuli solari.
Atmosfera
Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l'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, in ordine: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l'eliosfera; quest'ultima, che può essere considerata la tenue prosecuzione della corona, si estende sin'oltre la Fascia di Kuiper, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine (bow shock) con il mezzo interstellare. La cromosfera, la zona di transizione e la corona sono molto più caldi della superficie solare; la ragione di questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta.
Qui si trova anche lo strato più freddo del Sole: si tratta di una fascia chiamata regione di minima temperatura, posta circa 500 km sopra la fotosfera: quest'area, che ha una temperatura di 4.000 K, è sufficientemente fredda da consentire l'esistenza di alcune molecole, come il monossido di carbonio e l'acqua, le cui linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare.
Cromosfera
Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2.000 km, chiamata cromosfera a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole. È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente. La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore.
La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi di origine magnetica, come le spicule e le protuberanze solari. La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente man mano che ci si allontana dalla stella, raggiungendo i 100.000 K negli strati più esterni.
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 kelvin della corona; tale 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 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 dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto distante.
Corona
La corona è la parte esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da plasma a elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin). Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica.
Gli strati interni della corona hanno una densità di 1014 – 1016 particelle al metro cubo (l'atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2 × 1025 particelle al metro cubo) ed è sede di numerosi fenomeni di tipo magnetico, come le espulsioni di massa (CME) e gli anelli coronali.
Gli astrofisici non sono ancora riusciti a comprendere perché la corona abbia una temperatura così elevata; essi ritengono che parte del calore sia originato dalla riconnessione delle linee del campo magnetico solare.
Corona solare visibile durante un'eclissi totale.
Vento solare
Anche il Sole, come altre stelle, emette un flusso di particelle dall'atmosfera superiore: il vento solare.
Il vento solare è formato da plasma e la sua composizione chimica è identica a quella della corona: 73% idrogeno e 25% elio, con il restante 2% formato da elementi in tracce. Nei pressi della Terra, la velocità del vento solare varia tra 200 e 900 km/s (in media 450 km/s). Ogni secondo la stella perde, tramite il vento solare, una quantità di materia pari a 1,37×109 kg; si tratta tuttavia di una perdita insignificante, poiché in un anno corrisponde a 2,18 × 10-14 volte la massa complessiva del Sole.
Il vento solare trasporta con sé, a causa del peculiare comportamento del plasma magnetizzato, il campo magnetico del Sole nello spazio interplanetario, fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche. Il vento solare si muove in direzione radiale rispetto al Sole; a causa della sua rotazione le linee di campo si curvano a forma di spirale.
Alcuni studi ipotizzano che il vento solare svolga un'importante funzione protettiva nei confronti dei pianeti, ossia "schermerebbe" i 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 però influenzare la forma della corona solare, poiché entro questo limite il flusso viaggia a velocità inferiori o uguali a quelle dell'onda di Alfvén. Il vento solare viaggia in maniera continua attraverso l'eliosfera, fino a che non si scontra con l'eliopausa, a 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 sempre più alto di particelle energetiche. Dal punto di vista fisico, un'onda di Alfvén è una perturbazione ondulatoria del plasma che si propaga tramite l'oscillazione di ioni all'interno di un campo magnetico. La densità di massa degli ioni è all'origine dell'inerzia, mentre la tensione delle linee del campo magnetico dà luogo alla forza di ripristino. L'onda si propaga in direzione del campo magnetico, sebbene le onde esistano anche con un'incidenza obliqua, trasformandosi però in onde magnetosoniche quando la propagazione è perpendicolare al campo magnetico. Il moto degli ioni e la perturbazione del campo magnetico avvengono nella stessa direzione, mentre risultano trasversali alla direzione di propagazione dell'onda.
Campo magnetico
Il moto turbolento del plasma e delle particelle cariche della zona convettiva generano un potente campo magnetico, caratterizzato da poli appaiati (nord e sud) disposti lungo tutta la superficie solare. Il campo 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 sé 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.
Ciclo solare
Il ciclo solare (detto anche ciclo dell'attività magnetica solare) è il tempo, mediamente pari a undici anni, che intercorre tra due periodi di minimo dell'attività solare; 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 meno intensa. L'attività solare durante il minimo coincide spesso con temperature più basse rispetto alla media sulla Terra, mentre le fasi di massimo più ravvicinate tendono ad essere correlate a temperature più alte rispetto alla media.
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 a un settantennio, nel corso del XVII secolo, di attività minima; in questo periodo, noto anche come "Piccola era glaciale", l'Europa subì un brusco calo delle temperature.
I primi minimi solari di considerevole durata furono scoperti attraverso l'analisi dendrocronologica degli anelli annuali dei tronchi di alcuni alberi, il cui spessore dipende dalle condizioni ambientali in cui vivono i vegetali; le linee più sottili sembravano coincidere con i periodi in cui le temperature globali erano state al di sotto della media.
Macchie solari
Osservando il Sole con filtri adatti, è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristiche macchie fotosferiche, aree ben definite che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" (dell'ordine dei 4.500 K). Si tratta di regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la convezione (visibile nel resto della superficie sotto forma di granulazione) risulta inibita dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri.
Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, varia durante il ciclo solare. Normalmente, durante il minimo solare le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano di solito alle alte latitudini (lontane dall'equatore). Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il massimo, le macchie si fanno sempre più frequenti e tendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella, in osservanza della legge di Spörer. Le macchie di solito si trovano in coppie di polarità magnetica opposta; la polarità magnetica delle macchie si inverte durante ogni ciclo solare, cosicché se in un ciclo una assume le caratteristiche di un polo nord magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico.
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.
La stella ha "ereditato" la sua composizione chimica dal 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, 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 (34%) a discapito dell'idrogeno (64%). La percentuale di elementi pesanti, detti convenzionalmente metalli, è rimasta invece pressoché invariata. Questi, 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 appartengono ferro, cobalto e 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 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 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 la stella avesse la stessa composizione della sua atmosfera; in quell'anno si scoprì che proprio il frazionamento degli elementi nel Sole era all'origine della distribuzione degli stessi al suo interno. Tale frazionamento è determinato da vari fattori, quali la gravità, che fa sì che gli elementi più pesanti (come l'elio, in assenza di altri elementi più 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.
Considerando che il sole ha una massa di 2×1027 tonnellate e supponendo che la perdita di massa rimanga sempre di 4,26×106 tonnellate al secondo, è facile calcolare che in un miliardo di anni la perdita di massa sarà di 1,34×1023 tonnellate, pari a circa 22 volte la massa della Terra. Sembra una quantità enorme, ma rappresenta molto meno di un millesimo della massa del sole (circa lo 0,06 per mille).
L'idrogeno è fuso secondo una serie di reazioni che prende il nome di catena protone-protone:
4H1 → 2 H2 + 2 e+ +2Ve (4,0 MeV + 1,0 MeV)
2H1 + 2 H2 → 2 He3 + 2γ (5,5 MeV)
2He3 → He4 + 2 H1 (12,9 MeV)
Le precedenti reazioni possono essere riassunte nella formula:
4 H1 → He4 + 2 e+ + 2Ve + 2γ (26,7 MeV)
dove e+ è un positrone, γ è un fotone nella frequenza dei raggi gamma, Ve è un neutrino elettronico, H e 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.
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 il collasso gravitazionale cui la stella sarebbe naturalmente sottoposta.
L'energia così generata, in 1 secondo è pari a 3,83×1026joule (383 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 106.400.000.000 TWh, il solo dato che può fungere da termine di paragone è la produzione mondiale di energia elettrica, che nel 2012 è stata di circa 22.500 TWh.
Con tale ritmo produttivo, per eguagliare l'energia prodotta dal Sole in 1 secondo tutti gli impianti di produzione di energia elettrica del nostro pianeta dovrebbero funzionare a pieno regime per più di 4 milioni di anni (ca. 4.525.000 anni).
I fotoni, emessi ad alta energia (dunque nelle frequenze dei raggi gamma ed X), vengono assorbiti in appena alcuni millimetri di plasma solare e quindi riemessi in direzioni casuali, con 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 interagiscono molto debolmente 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, pari a 1/3 di quanto teorizzato. Tale discrepanza, nota come problema dei neutrini solari, è stata recentemente compresa grazie alla scoperta degli effetti di un fenomeno noto come "oscillazione del neutrino": il Sole, infatti, emette il numero di neutrini ipotizzati, ma i rivelatori non riuscirono a identificarne i 2/3 poiché le particelle avevano cambiato sapore (il numero quantico delle particelle elementari correlato alle loro interazioni deboli).
Energia solare
L'energia solare è la fonte primaria di energia sulla Terra. La quantità di energia luminosa che giunge per ogni unità di tempo su ogni unità di superficie esposta direttamente alla radiazione solare prende il nome di costante solare ed il suo valore è approssimativamente di 1.370 W/m². Moltiplicando questo valore per la superficie dell'emisfero terrestre esposto al Sole si ottiene una potenza maggiore di 50 milioni di gigawatt (GW). Tuttavia, poiché la luce solare subisce un'attenuazione nell'attraversare l'atmosfera terrestre, alla superficie del nostro pianeta il valore della densità di potenza 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'insolazione media varia a seconda dei punti sulla superficie e, alle latitudini europee, è di circa 200 W/m².
Le reazioni della fase luce dipendente della fotosintesi clorofilliana.
La radiazione solare è alla base della vita sul nostro pianeta: 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. La fotosintesi si serve dell'energia di tale radiazione, che viene immagazzinata in legami chimici, per sintetizzare composti organici (essenzialmente glucidi) a partire da sostanze inorganiche (CO2 e H2O). Anche l'uomo si serve dell'energia del Sole, che viene raccolta da strutture, quali i pannelli solari, adibite a diversi scopi, come il riscaldamento dell'acqua o la produzione di energia 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 di alcuni oggetti e delle acque grazie al metodo SODIS. È responsabile dell'abbronzatura e delle scottature dovute a 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, poiché 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
La quantità di energia solare che arriva sul suolo terrestre è enorme (circa diecimila volte l'energia usata dall'umanità a parità di tempo), ma poco concentrata, pertanto è necessario raccogliere energia da aree molto vaste per ricavarne quantità significative; inoltre è 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 (come pannelli fotovoltaici), che rendono l'energia solare più costosa di altre fonti energetiche. Lo sviluppo di tecnologie che possano rendere economico l'uso del fotovoltaico è un settore della ricerca molto attivo, per il momento non ha conseguito risultati di grosso rilievo.
Viceversa, l'energia solare può essere convenientemente utilizzata per generare calore (solare termico).
Tre sono le tecnologie principali per acquisire l'energia del Sole:
- Il pannello solare termico utilizza 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 (un fluido in grado di trasportare il calore ricevuto dal Sole ai sistemi di accumulo e scambio) 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 di produrre energia elettrica quando sollecitati dalla radiazione luminosa (effetto fotoelettrico).
Problema dei neutrini solari
Per molti anni il numero di neutrini solari rilevati sulla Terra è stato inferiore (da un terzo alla metà) al numero predetto dal Modello Solare Standard; questo risultato anomalo fu chiamato problema dei neutrini solari. Le teorie proposte per risolvere il problema suggerivano una riconsiderazione della temperatura interna del Sole, che sarebbe stata dunque più bassa di quanto precedentemente accettato per spiegare un così basso afflusso di neutrini, oppure affermavano che i neutrini potessero oscillare, vale a dire che potessero mutare negli irrilevabili neutrini tau o nei neutrini muonici mentre coprivano la distanza Sole - Terra. Negli anni ottanta furono costruiti alcuni rivelatori di neutrini, fra i quali il Sudbury Neutrino Observatory e il Super-Kamiokande, allo scopo di misurare il flusso dei neutrini solari con la maggiore accuratezza possibile. I risultati permisero di scoprire che i neutrini hanno una massa a riposo estremamente piccola ed effettivamente possono oscillare. Inoltre, nel 2001 il Sudbury Neutrino Observatory fu in grado di individuare tutti e tre i tipi di neutrino direttamente, trovando che l'emissione totale di neutrini del Sole conferma il Modello Solare Standard. Tale proporzione si accorda con quella teorizzata dall'effetto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (conosciuto anche come "effetto materia"), che descrive l'oscillazione dei neutrini nella materia. Il problema, pertanto, risulta ora risolto.
Problema del riscaldamento coronale
E' noto che la fotosfera solare ha una temperatura di circa 6.000 K. Al di sopra di essa si estende l'atmosfera stellare, la quale raggiunge, in corrispondenza della corona, una temperatura di 1.000.000 K; l'alta temperatura della corona induce a ritenere che la fonte di tale calore sia qualcosa di diverso dalla conduzione termica della fotosfera.
Si pensa che l'energia necessaria per riscaldare la corona sia fornita dal movimento turbolento del plasma della zona convettiva. Sono stati proposti due meccanismi per spiegare il riscaldamento coronale: il primo è quello dell'onda di calore, secondo cui dalla zona convettiva vengono prodotte delle onde sonore, gravitazionali e magnetodinamiche, che si propagano verso l'esterno e si disperdono nella corona, cedendo la propria energia al plasma coronale sotto forma di energia termica. L'altra teoria prende in considerazione il calore magnetico: l'energia magnetica viene continuamente prodotta dai moti della zona convettiva e viene rilasciata attraverso le riconnessioni magnetiche sotto forma di vasti brillamenti o eventi simili di intensità minore.
Al giorno d'oggi non è chiaro se le onde siano un meccanismo di riscaldamento efficiente; si è scoperto che tutte le onde si dissipano o si rifrangono prima di raggiungere la corona, ad eccezione di quelle di Alfvén, le quali, tuttavia, non si disperdono con facilità nella corona.
L'obiettivo delle ricerche attuali verte sulla causa e sul meccanismo di riscaldamento. Una possibile soluzione per spiegare il riscaldamento coronale considera i continui brillamenti che interessano la fotosfera su piccola scala, ma questo resta ancora un campo di ricerca aperto.
Problema del Sole giovane debole
I modelli teorici sull'evoluzione del Sole suggeriscono che nel periodo compreso fra 3,8 e 2,5 miliardi di anni fa, ossia durante l'eone Archeano, il Sole avesse soltanto il 75% della luminosità attuale. Una stella così debole non sarebbe stata in grado di mantenere l'acqua allo stato liquido sulla superficie terrestre, rendendo dunque impossibile lo sviluppo della vita. Tuttavia, le prove geologiche dimostrano che la Terra ha mantenuto una temperatura media relativamente costante lungo tutta la sua esistenza, anzi che la giovane Terra fosse persino più calda di quella attuale. Fra gli scienziati c'è consenso sul fatto che l'atmosfera della Terra nel suo lontano passato fosse più ricca di gas serra, come il diossido di carbonio, il metano e/o l'ammoniaca rispetto ad oggi; questi gas trattenevano più calore tanto da compensare la minor quantità di energia solare arrivata sulla Terra.
Sistema planetario
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: pianeti, pianeti nani e corpi minori.
I pianeti del sistema solare sono otto; in ordine di distanza crescente 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.
Dal 1930 al 2006 si contavano nove pianeti: il nono era Plutone, scoperto appunto nel 1930. Nel 2006 l'Unione Astronomica Internazionale ha deciso di declassare Plutone al rango di pianeta nano, promuovendo in questa categoria anche l'asteroide Cerere e l'oggetto transnettuniano Eris. Recentemente è stata introdotta una nuova categoria di oggetti, i plutoidi, della quale fanno parte i pianeti nani transnettuniani; al settembre 2008 fanno parte di questa categoria quattro oggetti: oltre ai già citati Plutone ed Eris, Haumea e Makemake; si ritiene però che il numero di pianeti nani sia destinato a crescere nei prossimi anni. Tutti i pianeti nani sinora scoperti si trovano, per definizione, all'interno di cinture asteroidali.
VIDEO
IMPRESA OGGI - 27 ottobre 2020
Tratto da
