sole

Il Sole è una stella tipica. Essendo relativamente vicino alla Terra, rappresenta un soggetto unico per lo studio dei fenomeni stellari: nessun'altra stella può infatti essere studiata con uguale dettaglio.

Fin dall'antichità il Sole è stato considerato dall'uomo come un'entità dal significato speciale. Molte culture antiche lo adoravano e ne riconoscevano l'importanza nel ciclo della vita. Sebbene abbia sempre ricoperto un ruolo centrale nei calendari, in cui erano riportati i solstizi, gli equinozi e le eclissi, il Sole venne studiato con rigore soltanto dopo la scoperta delle macchie solari. Gli astronomi cinesi avevano osservato le macchie a occhio nudo fin dal 200 a.C., ma lo studio sistematico di questi fenomeni iniziò solo nel 1611 con l'opera di Galileo.
Grazie anche all'invenzione del telescopio, si delineò in quegli anni un nuovo approccio allo studio del Sole, che da allora venne considerato un corpo in evoluzione, del quale si potevano comprendere scientificamente sia le proprietà sia le modificazioni. Il passo successivo risale al 1814, con l'utilizzo dello spettroscopio da parte del fisico tedesco Joseph von Fraunhofer. Benché lo spettro del Sole fosse già stato osservato nel 1666 da Isaac Newton, l'accuratezza del lavoro di Fraunhofer gettò le basi per i primi studi teorici dell'atmosfera solare. Una parte della radiazione prodotta sulla superficie visibile del Sole (detta fotosfera) viene assorbita dai gas leggermente più freddi soprastanti. Sono assorbite però solo alcune particolari lunghezze d'onda, a seconda delle specie atomiche presenti nell'atmosfera solare. Nel 1859 il fisico tedesco Gustav Kirchhoff realizzò che l'assenza di radiazione di una certa lunghezza d'onda nelle righe di Fraunhofer era dovuta all'assorbimento da parte di atomi di alcuni elementi chimici presenti anche sulla Terra.Questo non solo indicava che il Sole è composto di materia ordinaria, ma dimostrava anche la possibilità di ricavare dettagliate informazioni sugli oggetti celesti studiando la radiazione elettromagnetica che essi emettono. Era l'inizio dell'astrofisica.

I progressi nello studio del Sole furono conseguiti grazie alle sistematiche osservazioni di numerosi scienziati e allo sviluppo di nuovi e più accurati strumenti, quali lo spettroeliografo, che permette lo studio del Sole a una sola lunghezza d'onda dello spettro di emissione; il coronografo, che consente lo studio della corona solare anche in assenza di eclissi; e il magnetografo, inventato nel 1948 dall'astronomo statunitense Horace Babcock, che misura l'intensità del campo magnetico sulla superficie solare. In seguito, lo sviluppo dei razzi e dei satelliti consentì agli scienziati di osservare anche le radiazioni che vengono assorbite dall'atmosfera terrestre. Coronografi, telescopi e spettrografi sensibili alla radiazione ultravioletta e ai raggi X si rivelarono di fondamentale importanza per l'esplorazione dello spazio.
Composizione e struttura
L'energia emessa dal Sole viene irradiata in modo approssimativamente costante in ogni direzione dello spazio; la fonte di questa energia è nell'interno del Sole, che, come la maggior parte delle stelle, è composto prevalentemente da idrogeno (il 71%) ed elio (27%) allo stato di plasma, con tracce di elementi più pesanti. All'interno del Sole si è individuato un nucleo centrale, con un raggio di circa 150.000 km, in cui la temperatura raggiunge i 16.000.000 K e la densità è 150 volte quella dell'acqua. In queste condizioni, le collisioni tra i nuclei degli atomi di idrogeno innescano violente reazioni di fusione nucleare (vedi Energia nucleare). Il risultato di questo processo è che quattro nuclei di idrogeno si combinano per formare un nucleo di elio (catena protone-protone), mentre viene liberata energia sotto forma di raggi gamma. Ogni secondo avvengono moltissime reazioni, che generano un'energia equivalente a quella rilasciata nell'esplosione di una bomba atomica di 100 miliardi di megaton.

Entro una zona che ha spessore di circa 500.000 km, l'energia prodotta all'interno del Sole si trasmette verso l'esterno per irraggiamento. Nei pressi della fotosfera, tuttavia, si trova una zona convettiva che occupa circa l'ultimo terzo del raggio solare, dove l'energia si trasmette per mezzo di moti turbolenti del gas. La fotosfera è la superficie superiore della zona convettiva.
Le celle convettive danno alla fotosfera un aspetto irregolare a macchie, noto come granulazione solare. Ciascun granulo ha un diametro di circa 2000 km e una vita media di soli 10 minuti circa. Vi è anche una granulazione provocata dalla turbolenza che si estende in profondità nella zona convettiva. Questa supergranulazione ha celle che sopravvivono per circa un giorno e hanno dimensioni di circa 30.000 km.

Macchie solari

La superficie della fotosfera appare costellata di aree scure variabili per forma e per numero, nelle quali si distingue una zona centrale (ombra), circondata da una regione di bordo leggermente più luminosa (penombra). Queste strutture prendono il nome di macchie solari e rappresentano dei "punti freddi" della fotosfera.
Nel 1908 l'astronomo George Ellery Hale scoprì che le macchie solari sono sede di intensi campi magnetici. Una macchia tipica ha un campo magnetico di intensità pari a 0,25 Tesla, circa 10.000 volte più intenso di quello terrestre. Le macchie solari compaiono generalmente a coppie, con campi magnetici di polarità opposta. Dapprima aumentano di numero, per poi diminuire, con un ciclo regolare che dura circa 11 anni, già noto almeno dall'inizio del XVIII secolo. I complessi campi magnetici associati al ciclo solare, tuttavia, vennero notati solo dopo la scoperta del campo magnetico della stella.


		Perché il Sole risplende?

	Il Sole è costituito per l'80% da idrogeno, per il 19% da elio e per l'1% da tutti gli altri elementi chimici. Come tutte le stelle, si comporta come una gigantesca bomba H: ad alimentarlo non sono le reazioni chimiche ma quelle nucleari. Per l'enorme pressione interna, l'urto tra le particelle di idrogeno è di una tale intensità da innescare una fusione nucleare. L'idrogeno si trasforma in questo modo in elio, liberando una quantità spaventosa di energia. La temperatura superficiale è di circa 6.000 gradi, mentre quella interna raggiunge i 15 milioni. Questo meccanismo dura da 5 miliardi di anni ed è probabile che tenga in vita l'astro per altrettanto tempo. Poi come tutte le stelle, morirà. Come tutti gli astri il Sole, emette anche energia non visibile sotto forma di radiazioni infrarosse, ultraviolette, onde radio a raggi X e un flusso di particelle chiamato vento solare.

In una coppia di macchie che si forma nell'emisfero settentrionale del Sole, la macchia che precede (nella direzione della rotazione) ha polarità opposta rispetto a quella che si forma nell'emisfero meridionale. Quando inizia un nuovo ciclo, la direzione del campo magnetico delle macchie di ciascun emisfero si inverte. Così un ciclo solare completo, che includa anche l'inversione di polarità del campo magnetico, dura circa 22 anni. Inoltre le macchie tendono a formarsi sempre simmetricamente nei due emisferi alla stessa latitudine, partendo da 45° fino a circa 5° nel corso del ciclo.
Poiché ogni macchia esiste al massimo per qualche mese, il ciclo di 22 anni riflette processi solari profondi e di lunga durata e non solo proprietà delle singole macchie. Benché non sia del tutto compreso, esso sembra il risultato delle interazioni del campo magnetico del Sole con la zona convettiva. Queste interazioni, tuttavia, sono influenzate dalla rotazione del Sole, che non è uguale a tutte le latitudini: il Sole ruota una volta ogni 27 giorni all'equatore e ogni 31 giorni vicino ai poli.

Campo magnetico

Gran parte del campo magnetico solare è localizzato intorno alle macchie. La sua intensità influenza fortemente gli strati più esterni del Sole. Ad esempio, la turbolenza su larga scala della zona convettiva spinge il campo magnetico sulla fotosfera e appena sopra di essa fino ai bordi delle celle di supergranulazione. La radiazione che proviene dallo strato appena sopra la fotosfera, detto cromosfera, mostra varie figure caratteristiche. Entro i confini dei supergranuli si innalzano getti di materia (spicole) verso la cromosfera fino a un'altitudine di 4000 km in soli 10 minuti. Le cosiddette spicole sono causate dall'interazione tra la turbolenza e il campo magnetico ai bordi delle celle dei supergranuli.
Vicino alle macchie, tuttavia, la radiazione cromosferica è più uniforme. Queste zone sono dette regioni attive, mentre le aree circostanti, che hanno un'emissione cromosferica meno intensa, sono dette plages (dal francese, "spiagge"). Le regioni attive sono i luoghi nei quali avvengono le protuberanze solari, esplosioni causate da aumenti molto rapidi dell'energia immagazzinata nel campo magnetico. Tra i fenomeni che accompagnano le protuberanze vi sono riaggiustamenti del campo magnetico, intense emissioni di raggi X e onde radio, ed emissione di particelle molto energetiche che a volte raggiungono la Terra, disturbando le comunicazioni radio e provocando le aurore polari.

La corona

L'atmosfera esterna del Sole, che si estende per molti raggi solari a partire dal disco, è detta corona. Tutte le caratteristiche morfologiche della corona sono dovute alla presenza del campo magnetico solare. La maggior parte della corona consiste di grandi archi di gas caldo, che sono più piccoli all'interno delle regioni attive e più grandi tra una regione attiva e l'altra. Le forme ad arco e a cerchio sono causate dal campo magnetico.
Negli anni Quaranta si scoprì che la corona è molto più calda della fotosfera. Quest'ultima, che è la superficie visibile del Sole, ha una temperatura di circa 6000 K; la cromosfera, che si estende per molte decine di migliaia di chilometri sopra la fotosfera, ha una temperatura prossima ai 30.000 K. Infine la corona, che si trova al di sopra della cromosfera fino al confine con lo spazio interplanetario, ha temperatura di oltre 1.000.000 K. Perché si mantengano queste condizioni termiche, ci deve essere un flusso diretto di energia verso di essa. Attualmente uno dei problemi maggiori dell'astrofisica solare è spiegare il meccanismo per mezzo del quale tale calore raggiunge la corona.

Vento solare

A una distanza dalla superficie del Sole pari a uno o due raggi solari, il campo magnetico è abbastanza intenso da intrappolare in grandi anelli il materiale coronale caldo. Lontano dal Sole il campo è più debole e il gas può letteralmente "spingere" il campo magnetico nello spazio. Quando ciò accade, il materiale fluisce lungo le linee del campo fino a grande distanza. Il flusso costante di materiale espulso dalla corona è detto vento solare e tende a provenire da regioni dette buchi coronali, nelle quali il gas, essendo più freddo e meno denso che nel resto della corona, emette minori quantità di radiazione. Il vento solare che proviene da grandi buchi coronali (che possono sopravvivere per parecchi mesi) è particolarmente intenso. A causa della rotazione del Sole, queste regioni di intenso vento solare sono visibili dalla Terra con periodi di 27 giorni. Il vento solare, inoltre, produce interferenze rilevabili nel campo magnetico terrestre.

Evoluzione del sole

Il passato e il futuro del Sole si possono dedurre dai modelli teorici dell'evoluzione stellare. Durante i suoi primi 50 milioni di anni, il Sole si contrasse fino a raggiungere pressappoco le dimensioni attuali. L'energia gravitazionale prodotta dal collasso del gas ne riscaldò l'interno e, quando il nucleo fu sufficientemente caldo, la contrazione si arrestò, mentre nel centro iniziarono le reazioni nucleari di fusione di idrogeno in elio. Il Sole si trova in questa fase della sua vita da circa 4,5 miliardi di anni e queste reazioni continueranno per altrettanto tempo.
Quando il combustibile si esaurirà, il Sole subirà alcune modificazioni: gli strati esterni si espanderanno dalle dimensioni attuali fino a sfiorare l'orbita della Terra, mentre il Sole diventerà una stella gigante rossa, un po' più fredda di adesso ma 10.000 volte più brillante. La nostra stella rimarrà una gigante rossa, con un nucleo nel quale avviene la fusione dell'elio, per circa mezzo miliardo di anni; esso non è abbastanza massiccio per innescare reazioni nucleari successive o, addirittura, un'esplosione distruttiva come accade ad altre stelle. Dopo la fase di gigante rossa, il Sole si contrarrà fino a diventare una nana bianca, di dimensioni simili a quelle della Terra, e si raffredderà lentamente per molti miliardi di anni.

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