Cos è il Sole IL SOLE Il Sole è la stella al centro del nostro sistema solare. Come tutte le altre duecento miliardi di stelle della nostra galassia, il Sole è una sfera di gas ad altissima temperatura. I gas sono concentrati intorno ad un nucleo centrale tramite la forza gravitazionale. Il Sole si compone di una parte interna (nucleo) non visibile, di una zona intermedia e di un'atmosfera solare la cui zona superficiale è quella che normalmente vediamo dalla Terra. Sulla superficie del Sole si stima una temperatura media di 5700-6000 C. Poco o nulla si conosce della struttura non osservabile. Si ipotizza la presenza di un nucleo, la cui temperatura dovrebbe arrivare a 15-16 milioni di gradi. Il Sole è quindi una sfera gigantesca di gas ionizzati che irraggia energia verso l'esterno sotto forma di radiazioni elettromagnetiche e corpuscolari. E' la fonte primaria di energia dell'intero sistema planetario. Senza l'energia solare non avremmo sulla Terra la vita organica vegetale ed animale. Persino il petrolio e le fonti di energia fossili derivano dall'energia solare (del passato). Le dimensioni del Sole Le dimensioni del Sole sono abbastanza ridotte per una stella. Il Sole ha un raggio di 696.500 km (circa 109 volte il raggio della Terra) e una massa di 2x10 30 kg. Essendo composto prevalentemente da gas, il Sole ha una densità media quattro volte inferiore rispetto alla Terra e pari a 1,41 g/cmq. Come stella il Sole è classificato di quinta luminosità (gamma spettrale G2 di colore giallo). Nonostante le dimensioni ridotte la nostra Stella ci appare gigante nel cielo grazie alla vicinanza del nostro pianeta. Distanza della Terra dal Sole Il Sole dista dal nostro pianeta in media 149,6 milioni di km. La distanza è comunque variabile nel corso dell'anno da 147,1 a 152,1 milioni di km. Età del Sole L'attuale età del Sole è stimata a 4,57 miliardi di anni. Considerando la vita media delle stelle simili, il Sole può considerarsi a metà della sua vita complessiva. La nascita del Sole Il sistema solare ha iniziato a formarsi 4,6 miliardi di anni fa da una nube fredda di polveri e gas (detta 'nebulosa solare') che si estendeva in uno spazio molto più vasto rispetto all'attuale sistema solare. La nebulosa solare era composta per lo più da idrogeno ed elio allo stato gassoso e da grani di polvere. La temperatura della nebulosa era molto bassa, circa -230 C.
Protosole Nel corso di milioni di anni la nebulosa solare iniziò a collassare su se stessa, condensando la materia ed i gas in un corpo centrale detto 'protosole'. Non si conoscono le cause che innescarono tale processo. La concentrazione della materia e dei gas provocò l'innalzamento della temperatura della regione centrale della nebulosa. Il protosole cominciò a produrre energia tramite il noto principio della fusione nucleare. La crescente forza di gravità del protosole attirò a sé gran parte delle polveri e dei gas della nebulosa, formando intorno a sé un immenso disco protoplanetario composto da vari anelli. La presenza del disco protoplanetario contribuì ad aumentare ulteriormente la temperatura del protosole che progressivamente assunse la forma sferica dell'attuale Sole. La formazione del sistema solare I granelli di ghiaccio e di polveri del disco protoplanetario iniziarono ad urtarsi, fondendosi in oggetti sempre più grandi (detti 'planetismi'). I planetismi erano corpi della grandezza di pochi chilometri, la cui forza di gravità era tuttavia sufficiente per attirare a sé tutte le altre polveri e resistere alle radiazioni solari che man mano stavano spazzando via dal sistema solare i materiali non ancora aggregati in corpi solidi più grandi. Dalle collisioni dei planetismi presero vita i primi protopianeti. Grazie all'accresciuta dimensione, i protopianeti acquisirono una forza di gravita tale da attirarono a sé anche i gas. Si formarono dense atmosfere intorno ai nuclei rocciosi. Nacquero in questo modo i giganti gassosi come Giove e Saturno. I protopianeti più vicini alla regione centrale e calda del sistema solare mantennero invece una composizione prevalentemente rocciosa. Dalle collisioni e dalle fusioni dei protopianeti, infine, presero vita gli attuali pianeti del sistema solare. Circa 4,5 miliardi di anni fa. Struttura interna del Sole La struttura interna del Sole. Il Sole è una sfera di gas concentrato ad elevate temperature. La superficie visibile è soltanto lo strato più esterno della stella, che comunemente viene chiamata "atmosfera solare". Non si conosce con esattezza la parte interna della nostra stella. La scienza ipotizza la presenza di un nucleo centrale, situato ad elevate temperature, in cui ha luogo la reazione a fusione termonucleare che genera l'energia della stella. Tra il nucleo e la superficie esterna sono presenti una serie di fasce intermedie, ciascuna con le sue caratteristiche e peculiarità, che possiamo riassumere nelle seguenti: zona di radiazione zona di convenzione fotosfera atmosfera solare (cromosfera, corona solare) La zona di radiazione (o zona radiativa) è la parte interna del Sole che avvolge il nucleo centrale. In questa zona l'energia è composta prevalentemente da raggi gamma. La zona di convenzione (o zona convettiva) è, invece, la fascia intermedia all'interno del Sole. La zona di convenzione rappresenta circa 1/3 del raggio
solare. La fotosfera è lo strato più esterno del sole, a cui segue lo strato dell'atmosfera solare, composta a sua volta dallo strato della cromosfera e dalla corona solare. La radiazione solare ha origine nella fotosfera. Si tratta dello stato più basso dell'atmosfera solare. La fotosfera è spessa soltanto poche centinaia di chilometri e raggiunge una temperatura di circa 4000-9000 C. In questa zona del sole ha luogo il fenomeno delle macchie solari. Al di sopra della fotosfera troviamo la cromosfera, composta prevalentemente da gas rarefatto. La cromosfera è spessa circa 2.000 km in media. Dalla cromosfera si originano delle sporgenze allungate che possono raggiungere anche uno spessore di 9.000 km. Nella cromosfera la temperatura sale a 15.000 C. La corona solare è l'ultimo strato della struttura solare. I gas rarefatti della corona solare raggiungono temperature superiori al milione di gradi. La corona solare è lo strato visibile del Sole. Energia solare Energia del Sole. La reazione di fusione nucleare nel Sole si basa sulla fusione di due atomi di idrogeno in un atomo di elio. L'atomo di elio è meno pesante dei due atomi d'idrogeno iniziali. La differenza mancante di materia tra l'atomo di elio (output) e i due atomi di idrogeno (input) si è trasformata in energia e si propaga verso l'esterno della stella. Come insegna la prima regola della termodinamica, "nulla si crea, nulla si distrugge, tutto si trasforma". Ogni secondo il Sole trasforma circa 564 milioni di tonnellate d'idrogeno in 560 milioni di tonnellate di elio. Ogni secondo 4 milioni di tonnellate di materia si trasforma in energia. La relazione tra massa ed energia è formalizzata scientificamente dalla formula di Einstein: E = mc 2 E = mc2 è un'equazione fisica che stabilisce una relazione tra l'energia (E) e la massa (m) di un sistema fisico. Dove E rappresenta l'energia, espressa in joule (= N m = W s = kg m²/s²); m rappresenta la massa, espressa in chilogrammi (kg); c rappresenta la velocità della luce, espressa in m/s (299 792,458 km/s, generalmente approssimata a 300 000,000 km/s). L'energia solare sprigionata dalla nostra stella è pertanto enorme. La quantità di energia che investe il nostro pianeta è individuata dalla costante solare ed è pari al valore di 1,374 kw/m 2 al minuto. Il valore della costante solare è calcolato in una situazione di irraggiamento solare perpendicolare. Complessivamente, la quantità di energia che il Sole irradia ogni anno entro l'atmosfera terrestre è stimata a 5,47x10 23 joule. Di questa, soltanto il 70% riesce a raggiungere la superficie terrestre.
Costante solare La costante solare è la quantità di radiazione solare in arrivo sulla Terra, misurata sulla superficie superiore dell'atmosfera terrestre su di un piano perpendicolare ai raggi. Alla costante solare è assegnato un valore medio standard pari a 1366 W/m². La costante solare 'reale' (o effettiva) può comunque divergere dal suo valore standard in base alla distanza effettiva tra la Terra e il Sole e in base all'attività delle macchie solari. Il valore della costante solare venne individuato per la prima volta nel 1885 da Samuel Pierpont Langley. La stima fu successivamente affinata nel corso del novecento da Charles Greeley Abbot che rilevò a diverse altitudini valori compresi fra 1322 e 1465 W/m². Considerando l'intera superficie sferica del pianeta, l'energia luminosa arriva sulla Terra con una potenza complessiva di 174 milioni di gigawatt. Dalla superficie superiore dell'atmosfera al suolo la potenza dell'energia solare in arrivo sul pianeta si riduce a 78 milioni di gigawatt per effetto dell'assorbimento e rifrazione dell'aria e delle nubi. Differenza tra costante solare e magnitudine La costante solare include tutti i tipi di radiazione solare. Si distinque dalla magnitudine apparente in quanto quest'ultima misura soltanto la radiazione nello spettro visibile, la luminosità e lo splendore apparente del Sole. La radiazione solare al suolo L'energia irradiata dal sole scaturisce dalla fusione nucleare dell'idrogeno in elio. Dalla trasformazione deriva la produzione di calore dispersa nello spazio per irraggiamento e decresce geometricamente con la distanza. Nell'atmosfera terrestre la potenza dei raggi solare giunge circa a 1367 W/m² (costante solare). Questo dato è da intendersi come dato medio e può variare del +/-3% per effetto della distanza variabile tra il Sole e la Terra nel corso dell'anno. Considerando l'intera superficie sferica del pianeta, l'energia luminosa arriva sulla Terra con una potenza complessiva di 174 milioni di gigawatt. L'energia al livello del suolo è minore rispetto alla costante solare a causa dei fenomeni atmosferici di assorbimento e diffusione. Circa il 55% dell'energia viene assorbita o riflessa dalle nubi e dall'aria. La stratosfera assorbe i raggi ultravioletti grazie all'ozono (assorbe 200-300 nm), la troposfera riflette, assorbe e diffonde l'infrarosso grazie al vapore acqueo e alla CO2. Dalla superficie superiore dell'atmosfera al suolo la potenza dell'energia solare in arrivo sul pianeta si riduce a 78 milioni di gigawatt. Il valore di massima radiazione "orizzontale" (ossia misurata sul piano) al suolo viene normalmente assunto pari a 1000 W/m². In Italia la potenza specifica solare oscilla mediamente da 900 a 1100 W/m². La radiazione solare può essere facilmente misurata mediante uno specifico strumento detto piranometro o solarimetro.
Macchie solari Cosa sono le macchie solari Le macchie solari sono regioni della superficie solare con temperature inferiori rispetto alle zone circostanti. Sono inoltre caratterizzate da una forte attività magnetica. Queste caratteristiche rendono queste zone della fotosfera più scure ed appaiono ad un osservatore esterno come una macchia sul Sole (da cui il nome macchia solare). In realtà, le macchie solare non sono scure. Al contrario, sono molto luminose e possiedono temperature elevate (5000 kelvin). Ciò che le rende visibili come una macchia scura è il contrasto con le regioni circostanti ancora più luminose (6000 kelvin). Ad annunciare la scoperta delle macchie solari fu Galileo Galilei nel 1612. La scoperta fece scandalo e fu considerata dannosa per il dogma religioso dell'epoca (essendo la macchia solare un simbolo di impurezza dell'astro da cui prendono origine quasi tutte le religioni terrestri). Soltanto a partire dal XVIII secolo il fenomeno inizia ad essere studiato scientificamente ed è possibile datare una sua misurazione sistematica. Gli studi scientifici hanno dimostrato una forte correlazione tra le macchie solari e l'intensità della radiazione solare. La presenza delle macchie solari è un indice dell'attività solare e della radiazione solare trasmessa nello spazio dal Sole. In base a quest'ultima osservazione una teoria scientifica lega la presenza delle macchie solare al fenomeno dell'effetto serra terrestre (vedi approfondimento "macchie solari ed effetto serra"). Le macchie solari compaiano in gruppi numerosi nei pressi dell'equatore solare e tendono ad avvicinarsi ulteriormente. Col passare del tempo sbiadiscono e scompaiono del tutto. L'attività delle macchie solari si presenta periodicamente seguendo un ciclo di circa 11 anni (ciclo di attività solare). Ogni ciclo è identificato da un picco massimo di presenza delle macchie solari e da un picco minimo. Inizialmente le macchie appaiono nelle latitudini più elevate per poi spostarsi verso la fascia equatoriale del Sole nella fase di massima attività del ciclo solare. Le macchie stellari. Il fenomeno delle macchie solari è stato rilevato anche sulle stelle diverse dal Sole. Si parla in questi casi di macchie stellari. Struttura delle macchie solari La macchia solare visibile sulla superficie solare è soltanto la sezione superiore di una fascia più profonda che nasce dalle regioni più profonde del Sole (nella zona convettiva). La parte sottostante alla macchia solare si presenta come un tubo in cui la forza magnetica ostacola la funzione convettiva del sole riducendo la temperatura della zona.
Quando l'intensità magnetica dei tubi è molto forte, questi riescono a forare la superficie della fotosfera, diventando visibili all'occhio di un osservatore esterno (ad esempio dalla Terra). La macchia solare sulla fotosfera si presenta con una zona centrale più in ombra (meno calda) circondata da una zona intermedia in penombra. Secondo osservazioni recenti condotte dalla sonda SOHO le macchie solari sono un vortice di campi magnetici composti da correnti di materiale dirette verso l'interno del Sole. In un certo senso, le macchie solari sarebbero un fenomeno simile agli uragani sulla Terra. Granulazione solare Nel Sole le radiazioni provenienti dall'interno del nucleo riscaldano il plasma che inizia a muoversi convettivamente formando delle colonne di gas infuocato. Questo movimento continuo genera sulla fotosfera delle zone più chiare ed altre più scure. Le zone chiare (dette celle solari o granuli) sono le regioni in cui il gas è più caldo nella sezione superiore della colonna di gas. Nella cella più chiara dei granuli la temperatura più elevata conferisce al plasma un colore più brillante. Le celle chiare sono circondate da zone più scure dove il gas inizia a raffreddarsi e si reimmerge verso il centro della stella. L'insieme dei granuli sulla fotosfera solare conferisce al Sole un aspetto granulare. Il fenomeno è chiamato granulazione (o granulazione solare). Ogni granulo è grande circa mille chilometri ed una durata di dissipazione che varia da pochi minuti fino a venti minuti. Talvolta possono presentarsi delle colonne di dimensioni più consistesti (cd supergranuli) con un ciclo vitale che può durare anche molte ore. Vento solare Il vento solare è un flusso di particelle e radiazioni elettromagnetiche generato dall'espansione della corona solare. Il vento solare viaggia nello spazio causando perturbazioni magnetiche in tutto il sistema solare. Il flusso di particelle irradiato dal Sole (vento solare) e dalle stelle (vento stellare) è composto da particelle atomiche cariche, al 95% formate da protoni ed elettroni, che sfuggono alla corona solare della stella e si irradiano nello spazio in tutte le direzioni. Per il 5% restante il vento solare è composto da particelle alfa. Quando arriva sulla Terra il vento solare viaggia a una velocità media di 400 km al secondo. Tale velocità aumenta durante le tempeste solari. Sulla Terra il vento solare genera delle tempeste geomagnetiche che interferiscono con il campo magnetico terrestre e talvolta possono causare dei danni alle apparecchiature elettromagnetiche, in particolar modo ai satelliti artificiali in orbita intorno alla Terra. Il passaggio del vento solare lascia nell'atmosfera terrestre anche degli effetti ottici ben visibili nelle aree polari con le aurore polari, l'aurora boreale e l'aurora australe, fra la mesosfera e la termosfera. Il vento solare deforma anche la magnetosfera dei pianeti del sistema solare formando su questi delle code cometarie in direzione opposta al Sole. Gli effetti del vento solare sono oggetto di studio della meteorologia spaziale. Le radiazioni elettromagnetiche veicolate dal vento solare possono causare danni alle apparecchiature elettroniche.
Fotosfera La fotosfera è lo strato più basso dell'atmosfera del Sole. In senso più generale la fotosfera è lo strato di una stella da cui ha origine la radiazione. E' caratterizzata da uno spessore relativamente piccolo e costituisce la superficie visibile dell'astro. Nel caso del Sole la fotosfera è spessa soltanto poche centinaia di chilometri nella struttura interna del Sole e può raggiungere una temperatura di circa 4000-9000 C. Dalla fotosfera si irraggia la radiazione visibile e il calore. La fotosfera costituisce l'atmosfera solare insieme alla cromosfera e alla corona. Nella fotosfera hanno luogo anche fenomeni di attività solare come le macchie solari e le facole. Si presenta come un disco di colore giallo comparso da celle più luminose (dette granuli) derivanti dalla granulazione solare ed un bordo leggermente più oscuro ed opaco rispetto al disco. L'osservazione al di sotto della fotosfera è impossibile. La fotosfera solare impedisce il passaggio delle radiazioni provenienti dagli strati più interni della stella. Non è possibile applicare le conoscenze sulla fotosfera solare anche per altre stelle. Al momento è infatti impossibile effettuare un'osservazione ravvicinata anche sugli altri astri a causa della loro elevata distanza.