Sole

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Introduzione

Sole Stella che domina il sistema planetario al quale appartiene la Terra. Il Sole emette radiazione elettromagnetica e in questo modo fornisce energia, direttamente o indirettamente, a ogni forma di vita sulla Terra: tutto il cibo e i combustibili derivano, in ultima analisi, dalle piante che sfruttano la sua luce (vedi anche Fotosintesi; Energia solare).

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.

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Cenni storici: l’osservazione del Sole

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 (vedi Archeoastronomia), 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 Galilei. 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 (vedi Spettroscopia). 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 comprese che l’assenza della 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. Ciò 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 artificiali 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.

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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 tali condizioni, le collisioni tra i nuclei degli atomi di idrogeno innescano violente reazioni di fusione 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 innumerevoli 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 conferiscono 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.

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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 costituiscono i “punti freddi” della fotosfera.

Nel 1908 l’astronomo statunitense 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, furono notati solo dopo la scoperta del campo magnetico della stella.

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 stato ancora del tutto compreso, tale ciclo sembra essere 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.