Sole.html



Nota disambigua – Questa voce tratta dell'oggetto astronomico. Se cerchi altri significati del termine, vedi la voce Sole (disambigua).

{{{soprattitolo}}} Sole Satellite naturale di {{{pianeta_madre}}} ({{{sottotitolo}}}) Stella madre: {{{stella_madre}}}
Scoperta	{{{data}}}
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Scopritori	{{{scoperta_autori}}}
Classificazione	Nana gialla (sequenza principale)
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Classe spettrale	G2 V
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COORDINATE
(Epoca di riferimento: J2000.0)
Ascensione retta	{{{ar}}}
Declinazione	{{{declinaz}}}
Lat. galattica	{{{lat_galattica}}}
Long. galattica	{{{long_galattica}}}
PARAMETRI ORBITALI
(epoca di riferimento: J2000.0)
Semiasse maggiore	26-28 000 anni luce
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Apogeo	{{{apogeo}}}
Periastro	{{{periastro}}}
Afastro	{{{afastro}}}
Circonf. orbitale	{{{circonferenza_orbitale}}}
Periodo orbitale	2,25-2,50 × 108 anni
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Velocità orbitale	{{{velocità_min}}} (min) 217 km/s (media) {{{velocità_max}}} (max)
Inclinazione orbitale	{{{inclinazione_orbita}}}
Inclinazione sull'eclittica	{{{inclinazione_orbita_su_eclittica}}}
Inclinazione rispetto all'equat. di [[{{{pianeta_madre}}}]]	{{{inclinazione_orbita_su_eq}}}
Inclinazione rispetto all'orbita di [[{{{pianeta_madre}}}]]	{{{inclinazione_orbita_su_orbita}}}
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Longitudine del nodo ascendente	{{{nodo_ascendente}}}
Argom. del perielio	{{{argomento_perielio}}}
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Ultimo perielio	{{{ultimo_perielio}}}
Prossimo perielio	{{{prossimo_perielio}}}
Sistema planetario	sì
Satelliti	{{{satelliti}}}
Anelli	{{{anelli}}}
DATI FISICI
Dimensioni	{{{dimensioni}}}
Raggio	{{{raggio}}}
Diametro equat.	{{{diametro_eq}}}
Diametro polare	{{{diametro_pol}}}
Diametro medio	1 392 000 km
Raggio medio	{{{raggio_sole}}} R⊙
Schiacciamento	{{{schiacciamento}}}
Superficie	6,09 × 1018 m²
Volume	1,41 × 1027 m³
Massa	1,9891 × 1030 kg {{{massa_sole}}} M⊙
Densità	1,411 × 103 kg/m³
Acceleraz. di gravità in superficie	274 m/s² (27,9 g)
Velocità di fuga	617,54 km/s
Periodo di rotazione
All'equatore:	27 g 6 h 36 min
A 30° di latitudine:	28 g 4 h 48 min
A 60° di latitudine:	30 g 19 h 12 min
A 75° di latitudine:	31 g 19 h 12 min
Velocità di rotazione (all'equatore)	1993 m/s
Inclinazione assiale	{{{inclinazione_asse}}}
Inclinaz. dell'asse sull'eclittica	7,25°
Inclinaz. dell'asse sul piano galattico	67,23°
A.R. polo nord	286,13° (19h 4m 30s )
Declinazione	63,87° (63° 52′ :)
Temperatura alla sommità delle nubi	{{{temp_sommitànubi_min}}} (min) {{{temp_sommitànubi_med}}} (media) {{{temp_sommitànubi_max}}} (max)
Temperatura superficiale	{{{temp_min}}} (min) 5780 K (media) {{{temp_max}}} (max)
T. della corona	5 × 106 K
T. del nucleo	~13,6 × 106 K
Luminosità	3,827 × 1026 J/s {{{luminosità_sole}}} L⊙
Radianza	2,009 × 107 W/(sr×m²)
Indice di colore (B-V)	{{{indice_di_colore}}}
Metallicità	{{{metallicità}}}
Pressione atm.	{{{pressione_atmosferica}}}
Albedo	{{{albedo}}}
Età stimata	{{{età}}}
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine apparente da Terra	{{{magn_app_min}}} (min) -26,8 (media) {{{magn_app_max}}} (max)
Magnitudine apparente da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]	{{{magn_app_min_corpomadre}}} (min) {{{magn_app_med_corpomadre}}} (media) {{{magn_app_max_corpomadre}}} (max)
Magnitudine app.
Magnitudine ass.	4,83
Diametro apparente da Terra	{{{dim_app_min}}} (min) {{{dim_app_med}}} (medio) {{{dim_app_max}}} (max)
Diametro apparente da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]	{{{dim_app_min_corpomadre}}} (min) {{{dim_app_med_corpomadre}}} (medio) {{{dim_app_max_corpomadre}}} (max)
Parallasse
Moto proprio
Velocità radiale
NOMENCLATURE ALTERNATIVE
{{{designazioni_alternative_stellari}}}

Il Sole (dal latino Sol) è la stella madre del sistema solare, il nostro sistema planetario,^[1] 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). Il Sole, inoltre, costituisce da solo il 99,8% della massa del sistema.^[2]

La radiazione solare, irradiata principalmente sotto forma di luce visibile ed infrarossi, consente la vita sulla Terra fornendo l'energia necessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base;^[3] inoltre l'insolazione della superficie terrestre regola il clima e la maggior parte dei fenomeni meteorologici.

Il Sole è, propriamente, una stella di medie dimensioni, costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume) ed elio (circa il 24-25% della massa, il 7% del volume),^[4] cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce.^[5] È classificata come una nana gialla di classe spettrale G2 V. G2 indica che la stella ha una temperatura superficiale di circa 5 780 K, caratteristica che le conferisce un colore bianco, che però appare giallo a causa dello scattering dell'atmosfera terrestre. La V (5 in numeri romani) indica che il Sole, come la maggior parte delle stelle, è nella sequenza principale, ovvero in una lunga fase di equilibrio stabile in cui l'astro fonde, nel proprio nucleo, l'idrogeno in elio.^[6]

Il Sole fa parte delle oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 note all'interno della Via Lattea e supera in luminosità ben l'85% delle stelle della Galassia, gran parte delle quali sono deboli nane rosse.^[7] Collocata all'interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario, la stella orbita attorno al centro della Via Lattea ad una distanza media di circa 26 000 anni luce e completa la propria rivoluzione in circa 225-250 milioni di anni.^[8] 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.^[9]

Se fosse possibile osservare la nostra stella da α Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe nella costellazione di Cassiopea con una magnitudine apparente di 0,5.^[10]

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

modifica Etimologia

Il termine "Sole" deriva dal latino sol, solis, che deriverebbe, a sua volta, dal sanscrito सऊरयअस (sûryas, in origine *svaryas), la cui radice svar- significa risplendere. Dalla medesima radice deriva l'aggettivo greco σείριος (séirios; originariamente σϝείριος, swéirios), splendente; tale aggettivo, soprattutto nella sua forma personificata ὁ Σείριος (ho Séirios, che significa Colui che risplende), era uno degli epiteti con cui era indicato, soprattutto in ambito poetico-letterario, il Sole. È da notare anche come dal medesimo aggettivo derivi il nome della stella più luminosa del cielo notturno, Sirio (α Canis Majoris).^[11]

Il prefisso elio-, che indica diversi aspetti riguardanti il Sole (come elio-grafia, elio-sismologia e via dicendo), deriva dal greco Ἥλιος (Helios), che era il nome con cui gli Antichi Greci designavano correntemente l'astro e la divinità preposta. Il termine ἥλιος, principalmente nella variante dorica αἔλιος (āèlios, che sta per un antico *ayelios), deriverebbe da una radice indoeuropea *us- allungata in *aus-, che significa ardere, rilucere.^[12]

modifica Osservazione

Per approfondire, vedi la voce Osservazione del Sole.

La nostra stella vista dalla superficie terrestre.

Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista.^[13] Possiede infatti un diametro angolare apparente medio di 32' 03" d'arco, che varia però a seconda del punto in cui la Terra si trova nel corso della sua orbita: raggiunge infatti il valore massimo (32' 35") quando il nostro pianeta si trova al perielio, mentre il valore minimo (31' 31") all'afelio. Simili dimensioni apparenti consentono, previo l'utilizzo di particolare strumentazione ed adeguate protezioni,^[13] 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 decresce sensibilmente. 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 per proiettare l'immagine della stella su uno schermo bianco, è possibile osservare agevolmente le macchie solari e i brillamenti;^[13] tuttavia, a causa dei rischi a cui è soggetta la retina dell'occhio, l'osservazione del Sole senza le giuste protezioni è dannosa alla vista.

Per una strana coincidenza, la combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e della Luna sono tali che i due astri appaiono 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.

Analemma solare.

Un altro tipo di osservazione non riguarda direttamente la stella ma i suoi moti apparenti sulla volta celeste. Il moto apparente del Sole nell'arco della giornata è sfruttato dagli uomini nella scansione delle ore, grazie anche all'ulitizzo di strumenti preposti come le meridiane.^[14]

Inoltre, la stella sembra compiere, nell'arco di un anno, un tragitto lungo la fascia zodiacale che varia di giorno in giorno. La traiettoria descritta dal Sole, rilevata alla stessa ora ogni giorno durante l'anno, prende il nome di analemma ed ha una forma assomigliante ad un 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), mentre vi è anche una piccola variazione in senso est-ovest causata dalla differente velocità orbitale della Terra, che, nel rispetto delle leggi di Keplero, è massima al perielio e minima all'afelio.^[15]

modifica Precauzioni e danni oculari legati all'osservazione solare

La luce solare è estremamente forte e guardare direttamente il Sole ad occhio nudo, anche per brevi periodi, può essere doloroso, ma non particolarmente dannoso per un normale occhio con le pupille non dilatate.^[16][17] Un'osservazione prolungata senza precauzioni può tuttavia causare una sensazione luminosa di puntini o scintille, nota come fosfene, ed una temporanea cecità parziale: infatti la retina viene moderatamente riscaldata da circa 4 milliwatt di luce solare, che causano una momentanea risposta errata alla luminosità da parte degli occhi.^[18][19]

Immagine della superficie del Sole ottenuta per proiezione.

L'esposizione diretta ai raggi ultravioletti (raggi UV) è altresì dannosa per gli occhi: infatti, nel corso degli anni, può portare ad una progressiva opacizzazione del cristallino (la "lente" dell'occhio), che risulta nella formazione di una cataratta.^[20]
Inoltre i raggi UV sono responsabili di lesioni retinee simili ad ustioni, che iniziano a manifestarsi dopo circa 100 secondi dall'esposizione, soprattutto nel caso in cui la radiazione ultravioletta sia particolarmente intensa e ben messa a fuoco.^[21][22] Gli individui giovani (in grado di tollerare un carico di ultravioletti superiore agli individui più vecchi) o che hanno subito un impianto di cristallino sono più esposti al pericolo di lesioni retinee da raggi UV, così come coloro che osservano il Sole da altitudini elevate o quando si trova vicino allo zenit.

Vedere il Sole attraverso strumenti ottici che concentrano la luce, come i binocoli, è rischioso senza l'uso di adeguati filtri che blocchino gli ultravioletti e riducano sostanzialmente l'intensità luminosa. È necessario tuttavia scegliere i filtri più adatti: un filtro a densità neutra attenuante potrebbe rivelarsi insufficiente, poiché potrebbe non filtrare correttamente i raggi UV. I binocoli senza filtri possono concentrare sulla retina fino ad oltre 500 volte la quantità di energia solare che raggiungerebbe normalmente l'occhio nudo, distruggendo le cellule retinee quasi istantaneamente: infatti, sebbene l'energia luminosa che raggiunge ogni unità d'area della retina sia la stessa sia col binocolo sia ad occhio nudo, nel primo caso il calore non può essere disperso sufficientemente in fretta perché l'area dell'immagine risulta ingrandita. Osservare il Sole a mezzogiorno attraverso binocoli non filtrati può pertanto causare cecità permanente.^[13]
Un modo per osservare la stella in sicurezza è proiettare la sua immagine su uno schermo usando un telescopio e un oculare senza elementi cementati; il tutto è possibile con un piccolo telescopio rifrattore (o con un binocolo) con un oculare senza filtri. Non è consigliabile usare altri tipi di telescopi per questa procedura, in quanto potrebbero risultarne danneggiati.

I filtri attenuanti per osservare il Sole dovrebbero essere progettati per questo specifico uso: i filtri improvvisati possono non filtrare adeguatamente i raggi UV. Inoltre i filtri per telescopi o binocoli dovrebbero essere montati sugli obiettivi o sull'apertura dello strumento, mai sull'oculare, perché i filtri da oculare si possono rompere facilmente e senza preavviso a causa dell'elevato calore che passa attraverso l'oculare stesso e che viene assorbito dal filtro. Delle lenti da saldatore con opacità #14 sono dei filtri solari accettabili, mentre i rullini fotografici, anche se non impressionati ("in nero", vergini) sarebbero da evitare, in quanto lasciano passare troppi infrarossi.

Il Sole osservato al tramonto; nel riquadro, una macchia solare.

Le eclissi parziali sono pericolose da osservare ad occhio nudo, poiché le pupille, che non sono abituate agli alti contrasti tra la luminosità della stella e l'ombra proiettata dalla Luna, si dilatano in base alla quantità totale di luce presente nel campo visivo e non rispetto all'oggetto più luminoso nel campo. Durante le eclissi parziali, infatti, gran parte dei raggi emessi dalla stella sono oscurati dalla Luna, che viene a interporsi tra la Terra e il Sole, ma la parte della fotosfera non oscurata ha la stessa luminosità superficiale che possiede normalmente la stella. Nell'area di oscurità, la pupilla si dilata da 2 mm fino a circa 6 mm, esponendo così ogni cellula retinea ad una quantità di luce circa dieci volte superiore rispetto alle osservazioni in condizioni normali; le cellule retinee sono così gravemente danneggiate o uccise, mentre nella retina permangono delle piccole aree di cellule morte.^[23] Questo tipo di azzardo è insidioso per gli osservatori inesperti o per i bambini, perché non si ha una percezione immediata del danno causato alla vista dall'osservazione, né questo provoca dolore.^[23]

Durante l'alba e il tramonto, la luminosità della stella appare attenuata a causa dello scattering atmosferico, soprattutto lo scattering Rayleigh e Mie: infatti, i raggi solari vengono riflessi mentre attraversano degli strati estremamente densi dell'atmosfera terrestre,^[24] al punto che il disco solare può essere visto senza problemi anche ad occhio nudo o anche con delle lenti, facendo attenzione che il Sole sia sufficientemente basso, in modo che non ci sia il rischio di improvvisi brillamenti in caso di apertura di eventuali nuvole basse sull'orizzonte. Condizioni di cielo velato, umidità e presenza di polveri atmosferiche contribuiscono ad attenuare ulteriormente i raggi solari.^[24]

modifica Storia delle osservazioni

Per approfondire, vedi la voce Storia dell'astronomia.

modifica Prime conoscenze

Il complesso megalitico di Stonehenge.

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.^[25] 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.^[26]

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.^[27] 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 assodato, fu considerata dagli antichi 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.^[28]

modifica Sviluppo di una conoscenza scientifica moderna

Il cosmo secondo la concezione eliocentrica di Copernico.

Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo greco Anassagora, che lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande del Peloponneso, e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro del dio Helios. Per aver insegnato questa dottrina, considerata "eretica", venne accusato dalle autorità di empietà, imprigionato e condannato a morte (anche se venne in seguito rilasciato grazie all'intervento di Pericle).

Eratostene di Cirene, probabilmente, fu il primo a calcolare accuratamente la distanza della Terra dal Sole, nel III secolo a.C.; secondo quanto tramandatoci da Eusebio di Cesarea,^[29] egli calcolò la distanza dalla nostra stella in «σταδίων μυριάδας τετρακοσίας καὶ ὀκτωκισμυρίας» (stadìōn myrìadas tetrakosìas kài oktōkismyrìas), ovvero 4 080 000 stadi, equivalenti a 149 milioni di chilometri: un risultato sorprendentemente molto simile a quello attualmente accettato, da cui differisce di appena l'1%.^[30]

Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fu Nicolò 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,^[31] che riteneva essere dei piccoli oggetti che transitavano tra la Terra ed il Sole;^[32] tuttavia l'osservazione diretta del Sole costò a Galileo la perdita quasi totale della vista.^[32]

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,^[33] mentre verso la fine del XVIII secolo William Herschel scoprì la radiazione infrarossa, presente oltre la parte rossa dello spettro solare.^[34]

modifica Nell'Ottocento e nel Novecento

Le linee di Fraunhofer 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, I barone Kelvin, ipotizzò che il Sole fosse un corpo liquido in graduale raffreddamento, che emetteva nello spazio la sua riserva interna di calore;^[35] 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 soli 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.^[36]

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.^[37] Fu tuttavia Albert Einstein a fornire lo spunto decisivo sulla questione, con la sua relazione massa-energia E=mc².^[38]

Rappresentazione grafica della deflessione da parte del campo gravitazionale del Sole di un'onda radio inviata dalla sonda Cassini.

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 all'intenso campo gravitazionale del Sole, la cui enorme massa genera una curvatura nello spazio-tempo.^[39] L'entità della curvatura dipenderebbe dalla relazione:

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.^[39] 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 questa 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.^[40] 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,^[41][42] ovvero la catena protone-protone ed il ciclo del carbonio-azoto, calcolando il quantitativo energetico sviluppato da ciascuna reazione.^[42]

Nel 1957 venne poi pubblicato un articolo, intitolato Synthesis of the Elements in Stars,^[38] 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 primigenia e dunque già presenti in notevole quantità prima che si formassero le prime stelle.^[43]

modifica Missioni spaziali

La stazione Skylab in orbita attorno al nostro pianeta.

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 ad una distanza di poco inferiore a quella dell'orbita terrestre ed effettuarono le prime misure dettagliate del vento e del campo magnetico solare. La sonda Pioneer 9 operò per molto tempo, trasmettendo dati fino al 1987.^[44]

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

La NASA lanciò nel 1980 la Solar Maximum Mission, costituita da una sonda progettata per osservare le radiazioni ultraviolette, i raggi gamma ed X emanati dai flare solari durante il periodo di massima attività. Tuttavia, dopo qualche mese di operatività, un guasto elettronico fece entrare la sonda in standby e rimase in questo stato per i successivi tre anni. Nel 1984 la missione STS-41C dello Space Shuttle Challenger riparò il guasto e la sonda acquisì migliaia di immagini della corona solare, prima di rientrare nell'atmosfera terrestre e disintegrarsi nel giugno 1989.^[45]

Il satellite giapponese Yohkoh (letteralmente raggio di Sole) venne lanciato nel 1991 e osservò i flare solari alle lunghezze d'onda dei raggi X. I dati raccolti permisero di identificare diversi tipi di flare e dimostrarono che la corona solare, anche nei periodi diversi da quelli di massima attività, fosse più attiva e dinamica di quanto non si supponesse in precedenza. La sonda entrò in modalità standby quando un'eclissi anulare nel 2001 le fece perdere l'orientamento verso il Sole; si è disintegrata durante il rientro in atmosfera nel 2005.^[46]

Una delle principali missioni solari è stata svolta dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), frutto della collaborazione tra ESA e NASA, lanciato il 2 dicembre del 1995. Concepita inizialmente come una missione biennale, SOHO è operativa da oltre dieci anni, durante i quali si è dimostrata talmente utile che il lancio della missione successiva, la Solar Dynamics Observatory (SDO), è stato posticipato al 26 gennaio 2010.^[47] Situata in corrispondenza del punto di Lagrange tra la Terra e il Sole (in cui è uguale l'attrazione gravitazionale esercitata dai due corpi), SOHO ha garantito sin dal suo lancio una costante osservazione della nostra stella in gran parte delle lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico. Oltre all'osservazione solare, SOHO ha permesso di scoprire un gran numero di comete, gran parte delle quali classificate come radenti (un particolare tipo di cometa che al perielio passa molto vicino alla superficie solare). ^[48]

Alcune immagini del Sole riprese a differenti lunghezze d'onda dalla sonda STEREO.

Queste sonde hanno tuttavia effettuato osservazioni dettagliate solamente delle regioni equatoriali del Sole, visto che le loro orbite erano situate sul piano dell'eclittica. La sonda Ulysses venne invece progettata per studiare le regioni polari; lanciata nel 1990, fu inizialmente diretta verso Giove in modo da sfruttare l'effetto fionda gravitazionale del gigante gassoso ed allontanarsi dal piano delle orbite planetarie. Per una interessante coincidenza, la Ulysses si trovò in un buon punto per osservare la collisione della cometa Shoemaker-Levy 9 con Giove nel 1994. Una volta nell'orbita prevista, la sonda iniziò le misurazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico.^[49] Nel 1998 fu lanciata la sonda TRACE, finalizzata ad individuare le connessioni tra il campo magnetico della stella e le strutture in plasma associate, grazie anche all'ausilio di immagini ad alta risoluzione della fotosfera e della bassa atmosfera del Sole.^[50]

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. La sonda rientrò sulla terra nel 2004 ma fu danneggiata dall'atterraggio a causa di un guasto al paracadute; sono stati comunque recuperati alcuni campioni, attualmente sotto analisi, dai resti del modulo della sonda.

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

modifica Posizione all'interno della Galassia

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

Il Sole orbita ad una distanza dal centro della Via Lattea stimata in 26 000 ± 1400 anni luce (7,62 ± 0,32 kpc).^[51] La stella è situata in una regione periferica della Galassia, e 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;^[52] i due bracci sono separati da circa 6500 anni luce di distanza.^[53] 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.^[54][55] 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.^[55]

Il sistema solare impiega circa 225–250 milioni di anni per completare una rivoluzione attorno al centro della Galassia (anno galattico);^[56] perciò il Sole avrebbe completato 20–25 orbite dal momento della sua formazione ed 1/1250 di orbita dalla comparsa dell'essere umano sulla Terra. La velocità orbitale della nostra stella è di circa 220 km/s; a questa velocità il sistema solare impiega circa 1400 anni per percorrere un anno luce, il che equivale ad una unità astronomica ogni 8 giorni.^[57] 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; è orientato verso la stella Vega e la costellazione di Ercole, con un'inclinazione di circa 60° in direzione del centro galattico.^[55]

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.^[53] 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.^[58]

La costellazione di Cassiopea come apparirebbe da α Centauri.

modifica Il Sole da α Centauri

Per approfondire, vedi la voce Il cielo visto da α Centauri.

Se intorno al sistema di α Centauri, il sistema stellare più vicino al sistema solare (distante circa 4,2 anni luce), orbitassero dei pianeti di tipo roccioso, nei quali si fossero sviluppate forme di vita intelligenti in grado di osservare il cielo e comprenderne i meccanismi, esse lo vedrebbero non molto diverso da come lo vediamo noi. Le differenze resterebbero circoscritte ad alcuni particolari: ad esempio, la stella Sirio si verrebbe a trovare nella costellazione di Orione, ad alcuni gradi da Betelgeuse, anziché nel Cane Maggiore; la costellazione del Centauro sarebbe privata della sua stella più luminosa, mentre Cassiopea si troverebbe ad avere una luminosa stella di magnitudine 0,5 in più: si tratta del Sole. La posizione della nostra stella è facilmente calcolabile, poiché essa si troverebbe agli antipodi di α Centauri vista dalla Terra: avrebbe dunque un'ascensione retta di 02^h 39^m 35^s ed una declinazione di +60° 50′ 00″,^[10] che la porterebbe a trovarsi alla sinistra di Segin (ε Cassiopeiae); la costellazione assumerebbe a questo punto non più la ben nota forma a "\/\/", bensì una forma simile a questa: "/\/\/".^[10]

modifica Ciclo vitale

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

Il 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.

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 supernovae nelle vicinanze di un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione.^[2][59] È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa,^[60] il rapido collasso della nube, innescato dalle 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, ad una distanza media di circa 26 000 a.l. Le inclusioni ricche in calcio-alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente.^[61]
Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell'alta abbondanza di elementi pesanti, quali oro ed uranio, nel nostro sistema planetario. Gli astronomi ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati o tramite una serie di processi nucleari endoergonici durante l'esplosione della supernova (fenomeno che prende il nome di nucleosintesi delle supernovae), o grazie alle trasmutazioni, per mezzo di successivi assorbimenti neutronici, da parte di una stella massiccia di popolazione II (o di seconda generazione).^[62]

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.^[2] Una stella di classe G2 come il Sole impiega, considerando la massa, circa 10 miliardi (10¹⁰) di anni per esaurire completamente l'idrogeno nel suo nucleo.^[63][62][6]

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

Il Sole si trova a circa metà della propria sequenza principale. Al termine di questo lungo periodo di stabilità, ossia tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà in una fase di forte instabilità che prende il nome di fase di gigante rossa: nel momento in cui l'idrogeno contenuto nel nucleo si esaurirà, i suoi strati più esterni si espanderanno raffreddandosi, assumendo una colorazione rossastra; quando la temperatura interna sarà attorno ai 100 milioni K,^[64] avrà inizio la fusione dell'elio, che produrrà carbonio e ossigeno.^[64]
Le dimensioni dell'astro saranno colossali, prossime ad 1 UA (circa 100 volte quelle attuali),^[65] tanto che la sua atmosfera esterna ingloberà quasi sicuramente il pianeta Mercurio e molto probabilmente Venere.^[65] Incerto è invece il destino della Terra. Alcuni astronomi ritengono che anche il nostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente;^[66] 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.^[66] 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.^[66]

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

Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che non hanno una massa sufficientemente elevata da esplodere come supernovae.^[65][67]

Video, ripreso dalla sonda STEREO, che mostra la rotazione del Sole ed alcune sue caratteristiche.

modifica Caratteristiche morfologiche e rotazione

Per approfondire, vedi la voce Rotazione solare.

Il Sole è una sfera di plasma quasi perfetta, le cui dimensioni sono di poco più grandi di quelle di una stella di media grandezza, ma comunque decisamente più piccole di quelle di una ben più imponente gigante blu o gigante rossa. Possiede un'ellitticità stimata in circa 9 milionesimi:^[68] infatti, il suo diametro polare differisce da quello equatoriale di appena 10 km.^[68] 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,^[68] 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.^[69][70] Inoltre, gli effetti mareali esercitati dai pianeti sulla stella non ne influenzano significativamente la forma.

Poiché si trova allo stato di plasma e non possiede, al contrario di un pianeta roccioso, una superficie solida, la stella è soggetta ad una rotazione differenziale, ovvero ruota in maniera diversa a seconda della latitudine: infatti la stella ruota più velocemente all'equatore che non ai poli ed il periodo di rotazione varia tra i 25 giorni dell'equatore e i 35 dei poli.^[68] Tuttavia, poiché il punto di vista osservativo dalla Terra cambia man mano che il nostro pianeta compie il proprio moto di rivoluzione, il periodo di rotazione apparente all'equatore è di 28 giorni.^[68] Inoltre, la densità dei gas che costituiscono la stella diminuisce esponenzialmente all'aumentare della distanza dal centro.^[63][71]

modifica Struttura

Per approfondire, vedi la voce Struttura stellare.

Spaccato della struttura del Sole:
1. Nucleo
2. Zona radiativa
3. Zona convettiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Corona
7. Macchia solare
8. Granulazione fotosferica
9. Protuberanza ad arco.

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,^[72] una disciplina che, esattamente come la sismologia, che si serve delle onde generate dai terremoti per rivelare l'interno della Terra, fa uso delle onde di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole.^[72] L'analisi eliosismologica è spesso associata simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella.^[71][73]

Il raggio del Sole è misurato dal suo centro sino al limite della fotosfera, lo strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo.^[71][74]

La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare suddivisa in involucri concentrici;^[74] ogni strato possiede delle caratteristiche e delle condizioni fisiche ben precise, che lo contraddistinguono dal successivo.