Sole

Il Sole è la stella situata al centro del Sistema Solare. Dotato di una enorme massa e animata da continue reazioni nucleari al proprio interno, costringe qualsiasi corpo del nostro sistema planetario ad orbitare intorno ad esso.

 

Per quanto non sia paragonabile rispetto ai pianeti e ai corpi del Sistema Solare, per dimensioni e per massa, il Sole inteso come stella è un astro dalle proprietà fisiche ridotte rispetto ad altre tipologie di stelle che popolano l'Universo. In termini di classificazione, il Sole rientra nella famiglia delle nane gialle.

 

In questa scheda elencheremo tutti i parametri orbitali e le caratteristiche fisiche del Sole, dopodiché ci soffermeremo sull'analisi della sua struttura interna ed esterna. Per concludere, proporremo qualche cenno relativo all'evoluzione del Sole dalla formazione fino alla sua estinzione.

 

 

Sole 

 

Caratteristiche del Sole

 

Vediamo quali sono le principali caratteristiche del Sole:

 

Tipo Stella (nana gialla)
Sistema planetario Sistema Solare
Periodo di rivoluzione intorno al centro della galassia

2,24 x 106 - 1,51 x 106 anni

Velocità orbitale intorno al centro della galassia

217 km/s

Periodo di rotazione (equatoriale)

27 giorni 6 ore 36 minuti

Velocità di rotazione (equatoriale)

1,993 km/s

Inclinazione dell'asse sull'eclittica

7,25°

Inclinazione dell'asse sul piano galattico

67,23°

Massa del Sole 1,9891 x 1030 kg

(332 948,6 volte quella della Terra)
Diametro del Sole (medio)

1,39095 x 106 km

Volume del Sole 1,4122 x 1027 m3

(1,304 x 106 volte quello della Terra) 
Superficie del Sole 6,0877 x 1018 m2
Densità media 1,408 g/cm3
Densità del nucleo 1,5 x 102 g/cm3
Temperatura sul Sole (superficiale) 5780 K
Temperatura nel nucleo 1,57 x 107 K
Accelerazione di gravità 274 m/s2
Luminosità 3,827 x 1026 W

 

Riassunto sul Sole

 

Dimensioni del Sole e proprietà fisiche

 

Come abbiamo già accennato il Sole è una stella di dimensioni enormi rispetto ai pianeti del Sistema Solare, ma ridotte in riferimento alle varie tipologie di stelle presenti nell'universo. Dal punto di vista fisico il Sole ha una forma pressoché sferica ed è costituito da materia allo stato di plasma (gas ionizzato), in particolare da idrogeno ed elio.

 

Il diametro del Sole è massimo all'equatore (1,391 x 106 km) e minimo in corrispondenza dei poli (1,3909 x 106 km); il volume è circa 1,4122 x 1027 m3 per una massa complessiva di 1,9891 x 1030 kg, rispettivamente pari a circa 1,3 milioni di volte e 333 000 volte il volume e la massa della Terra. La discrepanza nel confronto tra volume e massa è dovuta alla bassa densità del Sole rispetto a quella del nostro pianeta (25%).

 

Moti del Sole

 

La nostra stella, come tutti gli altri i corpi celesti, è soggetta a diversi movimenti. I principali moti del Sole consistono in:

 

1) un moto di rivoluzione intorno al centro della galassia lungo una traiettoria ellittica, che avviene ad una velocità media di 217 km/s e richiede indicativamente 225 milioni di anni;

 

2) un moto di rotazione intorno al proprio asse. Poiché il Sole non è un corpo solido, è soggetto ad un moto di rotazione differenziale in cui la velocità di rotazione varia al variare della latitudine. Tale velocità è massima all'equatore (1,993 km/s) e diminuisce avvicinandosi ai poli; in particolare, i tempi necessari affinché il Sole effettui una rotazione completa intorno al proprio asse sono i seguenti:

 

- 27 g 6 h 36 min all'equatore

- 28 g 4 h 48 min a 30° di latitudine

- 30 g 19 h 12 min a 60° di latitudine

- 31 g 19 h 12 min a 75° di latitudine

 

Struttura del Sole

 

La struttura del Sole è costituita da diversi strati. Partendo da un nucleo interno e procedendo verso l'esterno si trovano nell'ordine la zona radiativa, la zona convettiva, la fotosfera, la cromosfera e la corona.

 

 

Struttura del Sole

 

 

Nucleo del Sole

 

Il nucleo del Sole è il vero e proprio "motore" della nostra stella e, di conseguenza, dell'intero Sistema Solare. È caratterizzato da una temperatura dell'ordine dei 15 milioni di kelvin e da una pressione pari a circa 500 miliardi di atmosfere. Tali condizioni permettono di innescare continue reazioni nucleari (reazione protone-protone) in cui l'elio viene convertito in idrogeno e tali da liberare elevatissimi livelli di energia; per ciascun nucleo di elio vengono infatti prodotti 600 miliardi di calorie.

 

 

Lo strato radiativo

 

Lo strato che circonda il nucleo è detto strato radiativo perché effettua una sorta di funzione di filtraggio sulle particelle e sui fotoni che vengono liberati dalle reazioni nucleari (ad eccezione dei neutrini, i quali riescono a sfuggire all'esterno senza alcuna interazione). Nella fattispecie le reazioni che avvengono all'interno del nucleo producono onde elettromagnetiche e raggi gamma che vengono assorbiti dallo strato che lo circonda, per poi essere riemessi per radiazione verso gli strati più esterni. Tale processo radiativo richiede tempi lunghissimi, nell'ordine del milione di anni.

 

 

Lo strato convettivo 

 

L'azione esercitata dallo strato radiativo fa sì che l'energia veicolata dai fotoni diminuisca notevolmente. Quando il livello di energia dei fotoni arriva a coincidere con l'energia termica della materia solare, subentra il fenomeno della convezione, il quale si manifesta in corrispondenza dello strato convettivo, in cui l'energia viene veicolata dalla materia solare e non più dai raggi gamma.

 

 

Fotosfera - Macchie solari, brillamenti e protuberanze

 

Al di sopra dello strato convettivo è presente la fotosfera, uno strato sottile con uno spessore di circa 500 km ed una temperatura media di 6000 K, che viene convenzionalmente considerata come la superficie del Sole. La fotosfera è sede di un'intensa attività ed è caratterizzata dalla presenza di diversi fenomeni, quali le macchie solari, i brillamenti e le protuberanze.

 

Le macchie solari sono regioni variabili in cui si manifesta un abbassamento della temperatura rispetto a quella della fotosfera e che di conseguenza appaiono più scure. Esse sono costituite da due parti: una centrale, detta ombra, con temperature che variano da 4300 K a 4800 K e con una luminosità tra il 30% e il 33% rispetto alla fotosfera; una periferica, detta penombra, in cui si registrano temperature tra i 5400 K e i 5500 K e valori di luminosità pari a circa l'80% rispetto alla fotosfera.

 

 

Macchie solari

 

 

Le dimensioni delle macchie solari sono variabili e possono raggiungere un'estensione fino a 50000 km2, tanto da poter essere osservate a occhio nudo (mediante appositi filtri protettivi). Possono formarsi sia singolarmente che in gruppi, e tendono a muoversi sulla superficie solare sia per effetto di un moto proprio, sia a causa della rotazione differenziale del Sole.

 

Si ritiene che la riduzione della temperatura che si manifesta nelle macchie solari sia dovuta ai campi magnetici presenti in tali regioni, i quali inibirebbero il movimento convettivo del materiale solare. Le macchie solari furono osservate gia nei tempi antichi e vennero studiate nel dettaglio per la prima volta da Galileo Galilei. Esse rivestirono un'enorme importanza in termini storico-filosofici, perché furono la prima prova concreta a discapito del modello aristotelico-tolemaico, secondo cui le stelle erano sfere perfette.

 

C'è un altro motivo per cui l'osservazione delle macchie solari hanno una grande importanza nello studio del Sole. Esse infatti sono la manifestazione di variazioni della fotosfera che avvengono ciclicamente. Le macchie si manifestano seguendo un ciclo solare della durata media di 11,07 anni e caratterizzato da una fase di massimo (in cui le macchie solari si presentano a gruppi) e da una fase di minimo (nessuna macchia solare). Di norma i picchi di massimo e minimo hanno una durata di alcuni giorni. Gli studi astronomici hanno inoltre rilevato l'esistenza di periodi sporadici prolungati in cui la fotosfera non ha manifestato alcun tipo di attività, tra cui l'ultimo verificatosi è il cosiddetto minimo di Maunder, durato 75 anni nel corso del XVII secolo.

 

Oltre alle macchie solari vi sono due ulteriori tipi di fenomeni di origine magnetica che avvengono in corrispondenza della fotosfera. Tra questi i brillamenti, vere e proprie eruzioni di materiale solare che possono durare da alcuni minuti a un'ora, le quali producono un'ingente emissione di particelle e onde radio. I brillamenti vengono rilevati facilmente sulla Terra perché da un lato le onde radio emesse tendono a disturbare le comunicazioni a livello globale; dall'altro, le particelle emesse interagiscono con l'atmosfera terrestre e generano aurore polari facilmente osservabili nelle regioni in prossimità dei poli.

 

Oltre ai brillamenti vi è un altro tipo di eruzioni che si registrano in corrispondenza della fotosfera, le protuberanze, veri e propri flussi di materiale solare ad alta temperatura che si propagano nell'atmosfera solare.

 

 

Brillamenti e protuberanze

 

 

Cromosfera

 

La cromosfera è situata nella parte più esterna del Sole, al di sopra della fotosfera, e corrisponde al primo strato dell'atmosfera solare. Questo strato esterno è osservabile in concomitanza delle eclissi solari totali ed appare come una fascia dalle tonalità tendenti al rosa. La temperatura nella cromosfera raggiunge i 10 000 K ed è caratterizzata da una modesta attività che culmina nelle spicule, flussi di idrogeno che si innalzano fino a 10 000 km per poi ritrarsi in pochi minuti.

 

 

Corona solare

 

Da ultimo, la cromosfera culmina nella corona, l'ultima parte del Sole, mediante una fascia detta zona di transizione. La corona solare non presenta uno spessore ben definito; oltre ad avere una forma irregolare che varia seguendo il ciclo solare, passando da una configurazione simmetrica ad una struttura con ciuffi e zone vuote, nella corona vengono raggiunte temperature elevatissime (milioni di gradi) per cause che ad oggi sono ancora ignote.

 

 

Cromosfera e corona solare

 

 

Vento solare

 

Oltre all'azione gravitazionale e all'irraggiamento di energia sotto forma di calore, vi è un'ulteriore azione esercitata dal Sole nello spazio circostante e che si manifesta mediante il vento solare.

 

Si tratta di un flusso di particelle cariche (protoni ed elettroni) che vengono emesse in tutte le direzioni, con una velocità che diminuisce all'aumentare della distanza dal Sole. In prossimità della Terra il vento solare viaggia ad una velocità di 400 km/s ed ha una densità estremamente bassa, di circa dieci particelle per cm3. Tale flusso di particelle prosegue il proprio moto verso le regioni più estreme del Sistema Solare, diminuendo via via la propria velocità a causa dell'interazione con il materiale interplanetario. Il limite estremo di interazione avviene in una zona detta eliopausa, che viene convenzionalmente considerata come il confine del Sistema Solare e che è situata tra le 80 e le 100 UA dal Sole.

 

 

Evoluzione del Sole

 

I modelli fisico-astronomici prevedono che la formazione del Sole sia avvenuta 4,5 miliardi di anni fa e che l'idrogeno presente nel nucleo sia in quantità tale da garantirne la stabilità per altri 4,5 miliardi di anni. Una volta esauritosi l'idrogeno, il Sole collasserà per effetto dell'azione gravitazionale esercitata dalla propria massa, perché verrà a mancare l'energia prodotta nelle reazioni nucleari.

 

 

La Redazione

 

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