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Il Sole

Il Sole (dal latino: Sol) è la stella madre del 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 ed elio, cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce.

Nana gialla

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.

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 ad 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.

Osservazione

Raffronto tra le dimensioni apparenti del Sole viste dai pianeti del sistema solare; dalla Terra, il diametro angolare apparente misura, in media, 32' 03"
Raffronto tra le dimensioni apparenti del Sole viste dai pianeti del sistema solare; dalla Terra, il diametro angolare apparente misura, in media, 32′ 03″

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. Simili dimensioni apparenti consentono di osservare i dettagli della superficie della nostra stella allo scopo di rivelare e studiare i fenomeni che la caratterizzano.

A occhio nudo è possibile distinguere il disco solare al tramonto o in presenza di nebbia e nubi, quando l’intensità luminosa è sensibilmente minore. Tali osservazioni permettono, seppure in rare circostanze, di osservare delle macchie solari particolarmente estese. Utilizzando poi un modesto telescopio, dotato di un adeguato filtro o utilizzato in modo da proiettare l’immagine della stella su uno schermo bianco, è possibile osservare agevolmente le macchie solari e i brillamenti. Tuttavia l’osservazione del Sole senza le giuste protezioni è dannosa alla vista. La forte radiazione può provocare la morte di parte delle cellule della retina oppure la degenerazione di alcune strutture oculari, come il cristallino.

Diametro e moto apparente

Analemma solare
Analemma solare

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.

Un’altra osservazione riguarda il suo moto apparente nella volta celeste. Tale moto nell’arco della giornata è sfruttato nella scansione delle ore, con l’aiuto di strumenti preposti come le meridiane.

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°, 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.

Posizione all’interno della Galassia

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

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.

Velocità orbitale

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. Inoltre il Sole oscilla al di sopra e al di sotto del piano galattico secondo un andamento assimilabile ad un moto armonico. Poiché la densità stellare è piuttosto alta nel piano galattico e nei suoi pressi, tali oscillazioni coincidono spesso con un incremento nel tasso degli impatti meteoritici sulla Terra, responsabili talvolta di catastrofiche estinzioni di massa. Tale incremento è dovuto al fatto che le altre stelle esercitano delle forze mareali sugli asteroidi della Fascia principale o della Cintura di Kuiper o sulle comete della Nube di Oort, che vengono di conseguenza dirette verso il sistema solare interno.

Campo magnetico

Rappresentazione artistica della corrente eliosferica diffusa
Rappresentazione artistica della corrente eliosferica diffusa

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.

La densità del flusso magnetico solare è di 10−4 tesla in prossimità della stella.

L’interazione tra il campo magnetico solare ed il plasma del mezzo interplanetario crea una corrente eliosferica diffusa, ossia un piano che separa regioni in cui il campo magnetico converge in direzioni diverse.

Vento solare

Disegno che rappresenta le strutture dell'eliosfera
Disegno che rappresenta le strutture dell’eliosfera

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 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, ad oltre 50 UA dal Sole. Nel dicembre del 2004, la sonda spaziale Voyager 1 attraversò l’eliopausa; entrambe le sonde Voyager, nell’avvicinarsi al confine col l’eliopausa, hanno registrato un livello sempre più alto di particelle energetiche.

Ciclo solare

Il Sole ripreso in falsi colori dal Solar Dynamics Observatory della NASA nella banda dell'ultravioletto
Il Sole ripreso in falsi colori dal Solar Dynamics Observatory della NASA nella banda dell’ultravioletto

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;
  • 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;
  • e modula indirettamente il flusso dei raggi cosmici ad alta energia che penetrano nel sistema solare.

Fase di massimo e fase di minimo

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. Tuttavia 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 ad 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

Un gruppo di macchie solari; si noti la granulazione fotosferica
Un gruppo di macchie solari; si noti la granulazione fotosferica

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 4500 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.

La variazione nel numero delle macchie solari dal XVII secolo al 2007
La variazione nel numero delle macchie solari dal XVII secolo al 2007

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. Di conseguenza se in un ciclo una assume le caratteristiche di un polo nord magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico.

Problema del riscaldamento coronale

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

È 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.