Il Sole è la stella madre del sistema solare, di dimensioni medio-piccole, avente una temperatura superficiale di circa 5 780 K (5 507 °C), costituita da idrogeno ed elio, attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali, i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio.
Il Sole costituisce da solo il 99,8% della massa del sistema. È collocato all’interno del Braccio di Orione. Tra le stelle più vicine il Sole è la quinta più luminosa in termini intrinseci: la sua magnitudine assoluta è pari a +4,83. La corona è la parte esterna dell’atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da plasma a elevatissima temperatura.
Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica. Il Sole possiede una struttura interna ben definita non direttamente osservabile a causa dell’opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati interni della stella.
Il raggio del Sole è la distanza tra il suo centro e il limite della fotosfera, strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l’irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; strato meglio visibile ad occhio nudo. La struttura interna del Sole appare costituita di involucri concentrici; ogni strato possiede caratteristiche e condizioni fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo.
Gli strati sono, dal centro verso l’esterno:
• Il nucleo;
• La zona radiativa;
• La tachocline;
• La zona convettiva;
• La fotosfera;
• L’atmosfera, suddivisa in:
- Cromosfera;
- Zona di transizione;
- Corona.
Osservando il Sole con filtri adatti, è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristiche macchie fotosferiche, aree ben definite che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più “bassa”. Si tratta di regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la convezione risulta inibita dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie.
Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri. Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, varia durante il ciclo solare. Durante il minimo solare le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano di solito alle alte latitudini.
Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il massimo, le macchie si fanno sempre più frequenti e tendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella.
Le macchie di solito si trovano in coppie di polarità magnetica opposta; la polarità magnetica delle macchie si inverte durante ogni ciclo solare, cosicché se in un ciclo una assume le caratteristiche di un polo nord magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico.
CICLO SOLARE: Il ciclo solare è il tempo, mediamente pari a undici anni, che intercorre tra due periodi di minimo dell’attività solare. È anche la principale causa delle periodiche variazioni di tutti i fenomeni solari che influiscono sul tempo meteorologico spaziale.
Alimentato da un processo di tipo idromagnetico, all’origine del campo magnetico solare stesso, il ciclo solare:
• modella l’atmosfera ed il vento solare;
• modula l’irradianza solare;
• modula il flusso delle radiazioni a lunghezza d’onda corta, dagli ultravioletti ai raggi X;
• modula la frequenza dei fenomeni eruttivi, come i flare e le espulsioni di massa;
• modula indirettamente il flusso dei raggi cosmici ad alta energia che penetrano nel sistema solare.
Il ciclo solare si divide in due fasi: una fase di massimo, in cui l’attività della stella si presenta più frenetica, e una fase di minimo, in cui l’attività è meno intensa. L’attività solare durante il minimo coincide spesso con temperature più basse rispetto alla media sulla Terra, mentre le fasi di massimo più ravvicinate tendono ad essere correlate a temperature più alte rispetto alla media.
Poiché i campi magnetici possono influire sui venti stellari, arrivando ad agire come dei “freni” che rallentano progressivamente la rotazione della stella man mano che essa compie il proprio percorso evolutivo, le stelle non più giovani, come il Sole per l’appunto, compiono la propria rotazione in tempi più lunghi e presentano un’attività magnetica meno intensa.
I loro livelli di attività tendono a variare in maniera ciclica e possono cessare completamente per brevi periodi di tempo. I primi minimi solari di considerevole durata furono scoperti attraverso l’analisi dendrocronologica degli anelli annuali dei tronchi di alcuni alberi, il cui spessore dipende dalle condizioni ambientali in cui vivono i vegetali; le linee più sottili sembravano coincidere con i periodi in cui le temperature globali erano state al di sotto della media. Il nucleo solare rappresenta in volume il 10 % della stella, in massa oltre il 40 %. È qui che avvengono le reazioni di fusione nucleare, fonte principe dell’energia solare.
Il nucleo è l’unica regione della nostra stella in cui, attualmente, avvenga la fusione nucleare. L’energia prodotta dalle reazioni nucleari mantiene alta la temperatura della stella; la radiazione elettromagnetica che ne risulta deve poi percorrere tutti gli altri strati del corpo celeste, perdendo così parte della sua energia, per poi diffondersi nello spazio come luce o flusso di particelle.
La zona radiativa è situata all’esterno del nucleo e si estende da circa 0,2 sino a 0,7 raggi solari; essa assorbe l’energia prodotta dal nucleo e la trasmette per irraggiamento agli strati superiori. Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da permettere il trasferimento dell’energia allo strato successivo.
In questa fascia avviene il trasferimento dell’energia creata nel nucleo verso lo strato superiore, la zona convettiva; la zona radiativa appare priva di moti convettivi, infatti, mentre la materia diventa più fredda a quote crescenti, il gradiente di temperatura resta minore di quello del tasso di caduta adiabatica, il che agevola il trasferimento di energia per irraggiamento.
L’energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta: infatti, gli ioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti e riemessi da altri ioni. La zona convettiva ha uno spessore di circa 200 000 km e si trova nella porzione esterna del Sole, a partire da circa il 70% del raggio solare.
L’area è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati sottostanti; di conseguenza, energia e calore non possono essere trasferiti per irraggiamento, ma attraverso moti convettivi. La materia più calda e meno densa viene portata in superficie, dove cede parte della propria energia termica; una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa.
A differenza dello strato sottostante nella zona convettiva la materia è in costante movimento. Questo costante e turbolento movimento sembra essere una delle cause fondamentali della dinamo solare.
Le colonne termiche della zona convettiva lasciano segni sulla fotosfera solare che prendono il nome di granuli o super-granuli solari. La zona di transizione, tra la porzione radiativa e quella convettiva, prende il nome di tachocline e si estende a partire da 0,70 raggi solari. Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni svolgano un ruolo determinante nella genesi del campo magnetico solare, in quanto interverrebbero nella dinamo solare rinforzando i deboli campi poloidali per crearne uno più intenso di forma toroidale.
La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi di origine magnetica, come le spicule e le protuberanze solari. La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente man mano che ci si allontana dalla stella, raggiungendo i 100 000 K negli strati più esterni. La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, al di sotto del quale la stella diviene opaca alla luce visibile;si tratta del primo strato visibile, dal quale l’energia proveniente dall’interno è libera di propagarsi nello spazio.
È sede di fenomeni come le macchie solari e i flare. È caratterizzata da una densità di 1023 particelle al metro cubo, mentre il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di chilometri. Il cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori è dovuto alla diminuzione del numero di ioni idruro (H−), la luce da noi percepita è prodotta dalla ricombinazione tra gli elettroni liberi e gli atomi di idrogeno per generare ioni H−.
Poiché gli strati più alti della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l’immagine del Sole appare più luminosa al centro e si fa più tenue man mano che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno è chiamato oscuramento al bordo.
Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche simili a quelle dello spettro continuo di un corpo nero riscaldato alla temperatura di 5777 K, e appare intervallato dalle linee di assorbimento della tenue atmosfera stellare. All’osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della super-granulazione.
composizione chimica del sole:
Il Sole, come ogni altro corpo celeste nell’Universo, è costituito da elementi chimici. L’idrogeno e l’elio, che ne costituiscono la grande parte, si sono costituiti grazie alla nucleosintesi del Big Bang, gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalla nucleosintesi delle stelle più evolute, che, al termine della propria evoluzione, li hanno diffusi nello spazio circostante. La composizione del nucleo è fortemente alterata dai processi di fusione nucleare, che hanno aumentato la percentuale in massa dell’elio a discapito dell’idrogeno, infatti, l’idrogeno costituisce il 34% della massa del nucleo,mentre l’elio costituisce il restante 64%. La percentuale di elementi pesanti, detti metalli, è rimasta pressoché invariata.
Gli elementi più pesanti, presenti in tracce soprattutto negli strati più superficiali, sono, litio, berillio, boro e neon; gli elementi del gruppo 8 della tavola periodica, cui appartengono ferro, cobalto e manganese. Poiché le parti interne della stella sono radiative e non convettive, la fotosfera, costituita essenzialmente da idrogeno, elio ed elementi in tracce, ha mantenuto e mantiene una composizione chimica essenzialmente immutata dalla formazione della stella, tanto che molti tendono a considerarla come esempio della composizione chimica primordiale del sistema solare.
