9/27/2015 Sole - Wikipedia

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Sole

Il Sole ripreso in falsi colori dal Solar DynamicsObservatory della NASA nella banda

dell'ultravioletto.

Classificazione Nana gialla

Classe spettrale G2 V

Parametri orbitali(all'epoca J2000.0)

Semiasse maggiore 26­28 × 103 a.l.7,62 ± 0,32 kpc

Periodo orbitale 2,25 – 2,50 × 108 anni1 anno galattico

Velocità orbitale217 km/s (media)

Sistema planetario sì (sistema solare)

Dati fisiciDiametro equat. 1,391 × 109 m[1]

Diametro polare 1,3909 × 109 m

Diametro medio 1,39095 × 109 m

Schiacciamento 9 × 10−6

Superficie 6,0877 × 1018 m²[1]

Volume 1,4122 × 1027 m³

Massa 1,9891 × 1030 kg[2]

Densità media 1,408 × 103

SoleDa Wikipedia, l'enciclopedia libera.

Il Sole (dal latino Sol) è la stella madre del sistema solare,[6] attorno allaquale orbitano gli otto pianeti principali (tra cui la Terra), i pianeti nani, iloro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lospazio, che forma il mezzo interplanetario. La massa del Sole, che ammontaa circa 2 × 1030 kg,[2] rappresenta da sola il 99,9% della massa complessivadel sistema solare.[7][8]

Il Sole è una stella di dimensioni medio­piccole costituita principalmente daidrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92,1% del suo volume) ed elio(circa il 24­25% della massa, il 7,8% del volume),[9] cui si aggiungono altrielementi più pesanti presenti in tracce.[10] È classificata come una nanagialla di tipo spettrale G2 V: G2 indica che la stella ha una temperaturasuperficiale di 5 777 K (5 504 °C), caratteristica che le conferisce un colorebianco estremamente intenso e cromaticamente freddo, che però spesso puòapparire giallognolo, a causa della diffusione luminosa nell'atmosferaterrestre, in ragione dell'elevazione dell'astro sull'orizzonte e nondimenodella limpidezza atmosferica . La V (5 in numeri romani) indica che il Sole,come la maggior parte delle stelle, è nella sequenza principale, ovvero inuna lunga fase di equilibrio stabile in cui l'astro fonde, nel proprio nucleo,l'idrogeno in elio.[11]

Tale processo genera ogni secondo una grande quantità di energia(equivalente a 3,83 × 1026 J[12]), emessa nello spazio sotto forma diradiazioni elettromagnetiche (radiazioni solari), flusso di particelle (ventosolare) e neutrini.[12] La radiazione solare, emessa fondamentalmente comeluce visibile ed infrarossi, consente la vita sulla Terra fornendo l'energianecessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base;[13]inoltre l'insolazione della superficie terrestre regola il clima e la maggiorparte dei fenomeni meteorologici.

Collocato all'interno del Braccio di Orione, un braccio secondario dellaspirale galattica, il Sole orbita attorno al centro della Via Lattea ad unadistanza media di circa 26 000 anni luce e completa la propria rivoluzione in225­250 milioni di anni.[14] Tra le stelle più vicine, poste entro un raggio di17 anni luce, il Sole è la quinta più luminosa in termini intrinseci: la suamagnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83.[15] Se fosse possibile osservarela nostra stella da α Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbenella costellazione di Cassiopea con una magnitudine apparente di 0,5.[16]

Il simbolo del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro(Unicode: U+2609 = ; entità nei linguaggi HTML, XML e derivati:☉ = ).

Indice

1 Osservazione1.1 Storia delle osservazioni

1.1.1 Prime conoscenze1.1.2 Sviluppo di una conoscenza scientifica moderna1.1.3 Nell'Ottocento e nel Novecento

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kg/m³[2]

Del nucleo: 1,5 × 105 kg/m³

Della fotosfera: 2 × 10−4 kg/m³

Della cromosfera: 5 × 10−6 kg/m³

Della corona: 10−12 kg/m³[3]

Acceleraz. di gravità insuperficie

274,0 m/s²[2]

(27,94 g)[1]

Velocità di fuga 617,54 km/s

Periodo di rotazioneAll'equatore: 27 d 6 h 36 min

A 30° di latitudine: 28 d 4 h 48 min

A 60° di latitudine: 30 d 19 h 12 min

A 75° di latitudine: 31 d 19 h 12 min

Velocità di rotazione(all'equatore)

1 993 m/s

Inclinaz. dell'assesull'eclittica

7,25°

Inclinaz. dell'assesul piano galattico

67,23°

A.R. polo nord 286,13°(19h 4m 30s )

Declinazione 63,87° (63° 52′ :)

Temperaturasuperficiale

5777[2] K (media)

T. della corona 5 × 106 K

T. del nucleo ~1,57 × 107 K[2]

Luminosità 3,827 × 1026 W

Radianza 2,009 × 107 W/(sr×m²)

Metallicità Z = 0,0177[4]

[Fe/H] = 0

Età stimata 4,57 miliardi dianni

Dati osservativiMagnitudine app. −26,8[2] (media)

Magnitudine ass. 4,83[2]

Diametroapparente

31' 31"[5] (min)

32' 03"[5] (medio)

32' 35"[5] (max)

Raffronto tra le dimensioni apparenti del Sole viste daipianeti del sistema solare; dalla Terra, il diametroangolare apparente misura, in media, 32' 03".

1.1.4 Missioni spaziali2 Posizione all'interno della Galassia

2.1 Il Sole da α Centauri3 Ciclo vitale4 Caratteristiche morfologiche e rotazione5 Struttura

5.1 Nucleo5.2 Zona radiativa5.3 Zona di transizione (Tachocline)5.4 Zona convettiva5.5 Fotosfera5.6 Atmosfera

5.6.1 Cromosfera5.6.2 Zona di transizione5.6.3 Corona

6 Vento solare6.1 Eliosfera

7 Campo magnetico8 Ciclo solare

8.1 Macchie solari8.2 Eventualità di fenomeni ciclici a lungo termine

9 Composizione chimica10 Produzione di energia: le reazioni nucleari11 Energia solare

11.1 Fonte di energia alternativa12 Questioni teoriche aperte

12.1 Problema dei neutrini solari12.2 Problema del riscaldamento coronale12.3 Problema del Sole giovane debole

13 Sistema planetario14 Il Sole nella cultura

14.1 Etimologia e altri nomi14.2 Nella mitologia e nella religione14.3 Nella letteratura e nella musica14.4 Uso del termine Sol

15 Note16 Bibliografia

16.1 Titoli generali16.2 Titoli specifici

16.2.1 Sulle stelle16.2.2 Sul Sole

17 Voci correlate17.1 Generali17.2 Unità di misura17.3 Posizione17.4 Mitologia

18 Altri progetti19 Collegamenti esterni

Osservazione

Il Sole è l'unicastella la cui formapossa essereapprezzatasemplicemente allavista,[17] grazie alsuo diametro angolare apparente medio di 32' 03" d'arco, che variaperò a seconda del punto in cui la Terra si trova nel corso della suaorbita: raggiunge infatti il valore massimo (32' 35") quando il nostropianeta si trova al perielio, mentre il valore minimo (31' 31") all'afelio.

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Analemma solare.

Il complesso megalitico diStonehenge.

[5] Simili dimensioni apparenti consentono, previo l'utilizzo di particolare strumentazione ed adeguate protezioni,[17] diosservare 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 èsensibilmente minore. Tali osservazioni permettono, seppure in rare circostanze, di osservare delle macchie solariparticolarmente estese. Utilizzando poi un modesto telescopio, dotato di un adeguato filtro o utilizzato in modo da proiettarel'immagine della stella su uno schermo bianco, è possibile osservare agevolmente le macchie solari e i brillamenti.[17] 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:infatti, la forte radiazione può provocare la morte di parte delle cellule della retina, deputate alla visione,[18][19][20][21] oppure ladegenerazione di alcune strutture oculari, come il cristallino.[22]

La combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole edella Luna è tale che i due astri si presentano nel cielo pressappoco colmedesimo diametro apparente; tale situazione è all'origine di periodicheoccultazioni della stella da parte del nostro unico satellite naturale, cheprendono il nome di eclissi solari; le eclissi totali, in particolare, consentonodi visualizzare la corona solare e le protuberanze.

Un'altra osservazione riguarda il suo moto apparente nella volta celeste. Talemoto nell'arco della giornata è sfruttato nella scansione delle ore, con l'aiutodi strumenti preposti come le meridiane.[23]

Inoltre, la stella sembra compiere in un anno un tragitto lungo la fasciazodiacale che varia di giorno in giorno. La traiettoria descritta dal Sole,rilevata determinando la sua posizione alla stessa ora ogni giorno durantel'anno, prende il nome di analemma ed ha una forma somigliante al numero8, allineato secondo un asse nord­sud. La variazione della declinazione solare annua in senso nord­sud è di circa 47° (per viadell'inclinazione dell'asse terrestre rispetto all'eclittica di 66° 33', causa fondamentale dell'alternarsi delle stagioni); vi è ancheuna piccola variazione in senso est­ovest causata dalla differente velocità orbitale della Terra, che, nel rispetto delle leggi diKeplero, è massima al perielio e minima all'afelio.[24]

Storia delle osservazioni

Prime conoscenze

L'uomo, fin dalle sue origini, ha reso oggetto di attenzioni e spesso venerazione moltifenomeni naturali, tra cui il Sole. Le prime conoscenze astronomiche dell'uomopreistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nella sfera celeste,consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e dei pianetisullo sfondo delle stelle fisse.[25] Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagliorientamenti dei primi monumenti megalitici, che tenevano conto della posizione delSole nei vari periodi dell'anno: in particolare i megaliti di Nabta Playa (in Egitto) eStonehenge (in Inghilterra) erano stati costruiti tenendo conto della posizione dell'astrodurante il solstizio d'estate. Molti altri monumenti dell'antichità sono stati costruititenendo in considerazione i moti apparenti del Sole: un esempio è il Tempio diKukulkan (meglio noto come El Castillo) a Chichén Itzá, nel Messico, che è statoprogettato 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, impiegatiper regolare le pratiche agricole.[27] Rispetto alle stelle fisse, infatti, il Sole sembra compiere una rotazione attorno alla Terranell'arco di un anno (sul piano dell'eclittica, lungo la fascia zodiacale); per questo la nostra stella, contrariamente a quanto ogginoto, fu considerata dagli antichi astronomi greci come uno dei pianeti che ruotavano attorno alla Terra, la quale era ritenuta alcentro dell'Universo; tale concezione prende il nome di sistema geocentrico o sistema aristotelico­tolemaico.[28]

Sviluppo di una conoscenza scientifica moderna

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

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Il cosmo secondo la concezioneeliocentrica di Copernico.

Le linee di Fraunhofer dello spettrosolare.

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 μυριάδαςτετρακοσίας καὶ ὀκτωκισμυρίας» (stadìōn myrìadas tetrakosìas kài oktōkismyrìas), ovvero 804 milioni di stadi, equivalenti a149 milioni di chilometri: un risultato sorprendentemente molto simile a quello attualmente accettato, da cui differisce diappena l'1%.[30]

Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fu Niccolò Copernico, che nelXVI secolo riprese e sviluppò la teoria eliocentrica (che considerava il Sole al centrodell'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 quellogeocentrico.Galileo fu inoltre il pioniere dell'osservazione solare, grazie al cannocchiale; loscienziato pisano scoprì nel 1610 le macchie solari,[31] e confutò una presuntadimostrazione dello Scheiner che esse fossero oggetti transitanti tra la Terra ed il Solepiuttosto che presenti sulla superficie solare[32].

Isaac Newton, il padre della legge di gravitazione universale, osservò la luce biancasolare attraverso un prisma, dimostrando che essa era composta da un gran numero di gradazioni di colore,[33] mentre verso lafine del XVIII secolo William Herschel scoprì la radiazione infrarossa, presente oltre la parte rossa dello spettro solare.[34]

Nell'Ottocento e nel Novecento

Nel XIX secolo la spettroscopia conseguì enormi progressi: Joseph von Fraunhofer,considerato il "padre" di questa disciplina, effettuò le prime osservazioni delle linee diassorbimento 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 fossela causa dell'energia solare. William Thomson, I barone Kelvin, ipotizzò che il Solefosse un corpo liquido in graduale raffreddamento, che emetteva nello spazio la suariserva interna di calore;[35] l'emissione energetica venne spiegata da Kelvin e Hermann

von Helmholtz attraverso la teoria detta meccanismo di Kelvin­Helmholtz, secondo la quale l'età del Sole era di 20 milioni dianni: 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 progressivaaggregazione di frammenti rocciosi simili alle meteore.[36]

Una possibile soluzione alla discrepanza tra il dato di Kelvin­Helmholtz e quello geologico arrivò nel 1904, quando ErnestRutherford suggerì che l'energia del Sole potesse essere originata da una fonte interna di calore, generata da un meccanismo didecadimento radioattivo.[37] Fu tuttavia Albert Einstein a fornire lo spunto decisivo sulla questione, con la sua relazione massa­energia E=mc².[38]

Lo stesso Einstein riuscì a dimostrare tra il 1905 ed il 1920 la ragione del particolare moto orbitale di Mercurio, attribuitainizialmente alle perturbazioni di un pianeta più interno, chiamato dagli astronomi Vulcano. Einstein suppose che il particolaremoto del pianeta non fosse dovuto ad alcuna perturbazione planetaria, bensì al campo gravitazionale del Sole, la cui enormemassa genera una curvatura dello spazio­tempo.[39] L'entità della curvatura dipenderebbe dalla relazione:

dove è la costante di gravitazione universale, è la massa del corpo, indica la deflessione dei raggi (misurata in gradi) e 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 equalunque altra radiazione elettromagnetica, in conseguenza della teoria della relatività generale, subirebbe in prossimità delcampo gravitazionale del Sole.[39] Si è calcolato che la curvatura spaziotemporale provocherebbe uno spostamento nellaposizione di una stella pari a 1,7 secondi d'arco.Nel 1919 il fisico inglese Arthur Eddington confermò la teoria in occasione di un'eclissi. L'anno successivo il fisico ingleseipotizzò che l'energia solare fosse il risultato delle reazioni di fusione nucleare, causate dalla pressione e dalla temperatura

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Rappresentazione grafica delladeflessione da parte del campogravitazionale del Sole di un'ondaradio inviata dalla sonda Cassini.

interna del Sole, che trasformerebbero l'idrogeno in elio e produrrebbero energia acausa della differenza di massa.[40] La teoria venne ulteriormente sviluppata negli annitrenta dagli astrofisici Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe; quest'ultimo studiònei dettagli le due principali reazioni nucleari che producono energia nelle stelle,[41][42]ovvero la catena protone­protone ed il ciclo del carbonio­azoto, calcolando ilquantitativo 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'oggivalido, secondo il quale la maggior parte degli elementi nell'Universo furono creatidalle 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 innotevole quantità prima che si formassero le prime stelle.[43]

Missioni spaziali

Con l'avvento, nei primi anni cinquanta, dell'era spaziale e l'inizio delle esplorazioni delsistema solare, numerose sono state le sonde appositamente progettate per studiare lanostra stella.

I primi satelliti progettati per osservare il Sole furono i Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9 dellaNASA, lanciati tra il 1959 e il 1968. Le sonde orbitarono attorno al Sole ad unadistanza di poco inferiore a quella dell'orbita terrestre ed effettuarono le prime misure dettagliate del vento e del campomagnetico 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 datisull'emissione del vento solare e sulla corona. Ulteriori dati sono stati forniti dalla sonda della NASA Solar Maximum Mission,lanciata nel 1980, che aveva lo scopo di osservare le radiazioni ultraviolette, i raggi gamma ed X emanati dai flare solaridurante il periodo di massima attività.[45]

Gli anni novanta videro il lancio di numerose sonde, come la giapponese Yohkoh (1991), progettata per osservare i flare solarialle lunghezze d'onda dei raggi X,[46] e la Solar and Heliospheric Observatory (SOHO, 1995), frutto della collaborazione traESA e NASA; quest'ultima in particolare ha garantito sin dal suo lancio una costante osservazione della nostra stella in granparte delle lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, permettendo anche la scoperta di un gran numero di cometeradenti.[47]

Queste sonde hanno tuttavia effettuato osservazioni dettagliate solamente delle regioni equatoriali del Sole, visto che le loroorbite erano situate sul piano dell'eclittica. La sonda Ulysses venne invece progettata per studiare le regioni polari, operandoanche misurazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico.[48] Lanciata nel 1990, la Ulysses fu inizialmentediretta verso Giove in modo da sfruttare l'effetto fionda gravitazionale del gigante gassoso ed allontanarsi dal piano delle orbiteplanetarie.[48] Nel 1998 fu lanciata la sonda TRACE, finalizzata ad individuare le connessioni tra il campo magnetico dellastella e le strutture di plasma associate, grazie anche all'ausilio di immagini ad alta risoluzione della fotosfera e della bassaatmosfera del Sole.[49]

A differenza della fotosfera, ben studiata attraverso la spettroscopia, la composizione interna del Sole è poco conosciuta. Lamissione Genesis fu progettata per prelevare dei campioni di vento solare e avere una misura diretta della composizione dellamateria costituente la stella. Nel 2006 è stata lanciata la missione Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), checonsiste di due navicelle identiche poste in orbite che permettono di ottenere una visione stereoscopica della stella.[50]

Posizione all'interno della Galassia

Il Sole orbita a una distanza dal centro della Via Lattea stimata in 26 000 ± 1400 anni luce (7,62 ± 0,32 kpc).[51] La stella èsituata in una regione periferica della Galassia,[52] più precisamente all'interno della Bolla Locale, una cavità nel mezzointerstellare della Cintura di Gould, collocata nel bordo più interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario postotra il Braccio di Perseo e il Braccio del Sagittario;[53] i due bracci sono separati da circa 6500 anni luce di distanza.[54] La nostrastella si trova attualmente nella Nube Interstellare Locale, un addensamento del mezzo interstellare dovuto all'unione dellaBolla Locale con l'adiacente Bolla Anello I.[55][56] Data la relativa lontananza dal centro galattico, da altre regioni ad elevatadensità stellare e da forti sorgenti di radiazioni quali pulsar o oggetti simili, il Sole, e dunque il sistema solare, si trova in quellache gli scienziati definiscono zona galattica abitabile.[56]

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

La costellazione di Cassiopea comeapparirebbe da α Centauri.

Il sistema solare impiega 225–250 milioni di anni per completare una rivoluzione attorno al centro della Galassia (annogalattico);[57] perciò il Sole avrebbe completato 20–25 orbite dal momento della sua formazione ed 1/1250 di orbita dallacomparsa dell'essere umano sulla Terra. La velocità orbitale della nostra stella è di circa 220 km/s; a questa velocità il sistemasolare impiega circa 1 400 anni per percorrere la distanza di un anno­luce, ossia 8 giorni per percorrere una unità astronomica(UA).[58] La direzione apparente verso cui si muove la nostra stella durante la propria rivoluzione attorno al centro di massadella Galassia prende il nome di apice solare e punta verso la stella Vega e la costellazione di Ercole, con un'inclinazione dicirca 60° in direzione del centro galattico.[56]

Si ritiene che l'orbita del Sole abbia una forma ellittica quasi circolare, tenendo contodelle perturbazioni causate dalla diversa distribuzione delle masse nei bracci dellaspirale galattica; inoltre il Sole oscilla al di sopra e al di sotto del piano galatticomediamente 2,7 volte ogni orbita, secondo un andamento assimilabile ad un motoarmonico.[54] Poiché la densità stellare è piuttosto alta nel piano galattico e nei suoipressi, tali oscillazioni coincidono spesso con un incremento nel tasso degli impattimeteoritici sulla Terra, responsabili talvolta di catastrofiche estinzioni di massa. Taleincremento è dovuto al fatto che le altre stelle esercitano delle forze mareali sugliasteroidi della Fascia principale o della Cintura di Kuiper o sulle comete della Nube diOort, che vengono di conseguenza dirette verso il sistema solare interno.[59]

Il Sole fa parte di un gruppo di oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 noteall'interno della Via Lattea e supera in luminosità ben l'85% delle stelle della Galassia,gran parte delle quali sono deboli nane rosse.[60] Tra le stelle luminose più vicine, posteentro un raggio di 17 anni luce, il Sole occupa la quinta posizione in termini di

luminosità intrinseca: la sua magnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83.[15]

Il Sole da α Centauri

Se intorno al sistema di α Centauri, il sistema stellare più vicino al sistema solare(distante circa 4,3 anni luce), orbitassero dei pianeti di tipo roccioso, nei quali si fosserosviluppate forme di vita intelligenti in grado di osservare il cielo e comprenderne imeccanismi, esse lo vedrebbero non molto diverso da come lo vediamo noi. Ledifferenze resterebbero circoscritte ad alcuni particolari: ad esempio, la stella Sirio siverrebbe a trovare nella costellazione di Orione, ad alcuni gradi da Betelgeuse, anzichénel Cane Maggiore; la costellazione del Centauro sarebbe privata della sua stella piùluminosa, mentre Cassiopea si troverebbe ad avere una luminosa stella di magnitudine0,5 in più: si tratta del Sole. La collocazione della nostra stella è facilmente calcolabile,poiché essa si troverebbe agli antipodi della posizione di α Centauri vista dalla Terra:avrebbe dunque un'ascensione retta di 02h 39m 35s ed una declinazione di +60° 50′ 00″,[16] che la porterebbe a trovarsi alla sinistra di Segin (ε Cassiopeiae); la costellazioneassumerebbe a questo punto non più la ben nota forma a "\/\/", bensì una forma simile a questa: "/\/\/".[16]

Ciclo vitale

Il Sole è una stella di popolazione I (o terza generazione) la cui formazione sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5miliardi di anni fa, di una o più supernova/e nelle vicinanze di un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione.[7][61] Èaccertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa,[62] il rapido collasso della nube, innescato dalle supernovae, portò alla formazionedi una generazione di giovanissime stelle T Tauri, tra le quali anche il Sole, che, subito dopo la sua formazione, assunseun'orbita quasi circolare attorno al centro della Via Lattea, ad una distanza media di circa 26 000 a.l. Le inclusioni ricche dicalcio e alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente.[63]Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell'alta abbondanza di elementi pesanti, quali oro e uranio, nel nostro sistemaplanetario. Gli astronomi ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati o tramite una serie di processi nucleariendoergonici durante l'esplosione della supernova (fenomeno che prende il nome di nucleosintesi delle supernovae), o graziealle trasmutazioni, per mezzo di successivi assorbimenti neutronici, da parte di una stella massiccia di popolazione II (o diseconda generazione).[64]

Il Sole è attualmente nella sequenza principale del diagramma Hertzsprung­Russell, ovvero in una lunga fase di stabilitàdurante la quale l'astro genera energia attraverso la fusione, nel suo nucleo, dell'idrogeno in elio; la fusione nucleare inoltre fasì che la stella sia in uno stato di equilibrio, sia idrostatico, ossia non si espande (a causa della pressione di radiazione delle

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Il ciclo vitale del Sole sul diagrammaH­R:1. Protostella;2. Stella T Tauri;3. Sequenza principale (G V);4. Gigante rossa;5. Nana bianca.

Raffronto tra le dimensioni del Solenella sequenza principale e nella fasedi gigante rossa.

reazioni termonucleari) né si contrae (per via della forza di gravità, cui sarebbenaturalmente soggetta), sia termico.[7] Una stella di classe G2 come il Sole impiega,considerando la massa, circa 10 miliardi (1010) di anni per esaurire completamentel'idrogeno nel suo nucleo.[11][64][65]

Il Sole si trova a circa metà della propria sequenza principale. Al termine di questoperiodo di stabilità, tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà in una fase di forteinstabilità che prende il nome di gigante rossa: nel momento in cui l'idrogeno del nucleosarà totalmente convertito in elio, gli strati immediatamente superiori subiranno uncollasso dovuto alla scomparsa della pressione di radiazione delle reazionitermonucleari. Il collasso determinerà un incremento termico fino al raggiungimento ditemperature tali da innescare la fusione dell'idrogeno negli strati superiori, cheprovocheranno l'espansione della stella fino ad oltre l'orbita di Mercurio;[9] l'espansionecauserà un raffreddamento del gas (fino a 3500 K), motivo per il quale la stella avrà unacolorazione fotosferica tipicamente gialla intensa.[66]

Quando anche l'idrogeno dello strato superioreal nucleo sarà totalmente convertito in elio(entro poche decine di milioni di anni[66]) si avràun nuovo collasso, che determinerà un aumentodella temperatura del nucleo di elio fino a valoridi 108 K;[67] a questa temperatura si innescherà

repentinamente la fusione dell'elio (flash dell'elio[9]) in carbonio e ossigeno.[9][67] Lastella subirà una riduzione delle proprie dimensioni, passando dal ramo delle giganti alramo orizzontale del diagramma H­R.[9]

A causa delle elevatissime temperature del nucleo, la fusione dell'elio si esaurirà inbreve tempo (qualche decina di milioni di anni) e i prodotti di fusione, non impiegabiliin nuovi cicli termonucleari a causa della piccola massa della stella, si accumulerannoinerti nel nucleo;[9] frattanto, venuta a mancare nuovamente la pressione di radiazioneche spingeva verso l'esterno, avverrà un successivo collasso che determinerà l'innescodella fusione dell'elio nel guscio che avvolge il nucleo e dell'idrogeno nello strato ad esso immediatamente superiore. Questenuove reazioni produrranno una quantità di energia talmente elevata da provocare una nuova espansione dell'astro,[9] cheraggiungerà così dimensioni prossime ad 1 UA (circa 100 volte quelle attuali),[68] tanto che la sua atmosfera arriverà adinglobare molto probabilmente Venere.[68] Incerto è invece il destino della Terra: alcuni astronomi ritengono che anche ilnostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente;[69] altri invece ipotizzano che il pianeta si salverà, poiché la perdita dimassa da parte della nostra stella farebbe allargare la sua orbita, che slitterebbe di conseguenza sino a quasi 1,7 UA.[69] Ilnostro pianeta sarà però inabitabile: gli oceani saranno evaporati a causa del forte calore e gran parte dell'atmosfera verràdispersa nello spazio dall'intensa energia termica, che incrementerà l'energia cinetica delle molecole del gas atmosfericoconsentendo loro di vincere l'attrazione gravitazionale del nostro pianeta.[69] Tutto ciò avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi dianni e, cioè, ancor prima che il Sole entri nella fase di gigante rossa.[9]

Entro 7,8 miliardi di anni, esaurito ogni processo termonucleare, il Sole rilascerà i suoi strati più esterni, che verranno spazzativia sotto forma di "supervento" creando una nebulosa planetaria;[9] le parti più interne collasseranno e daranno origine ad unanana bianca (circa delle dimensioni della Terra), che lentamente si raffredderà sino a diventare, nel corso di centinaia dimiliardi di anni,[70] una nana nera.[68][71]

Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che hanno una massa nonsufficientemente elevata da esplodere come supernove.[68][71]

Caratteristiche morfologiche e rotazione

Il Sole è una sfera di plasma quasi perfetta, le cui dimensioni sono un po' più grandi di quelle di una stella di media grandezza,ma decisamente più piccole di quelle di una ben più imponente gigante blu o gigante rossa. Possiede un'ellitticità stimata incirca 9 milionesimi:[72] infatti, il suo diametro polare differisce da quello equatoriale di appena 10 km.[72] Tale differenzasussiste perché la rotazione del corpo sul proprio asse origina all'equatore una forza, che tenderebbe a fargli assumere unaforma ellissoidale: la forza centrifuga. Tuttavia, poiché la rotazione della stella è molto lenta,[72] la forza centrifuga è 18 milioni

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La rotazione del Sole. NASA

Spaccato della struttura interna del Sole.

La fusione dell'idrogeno.

di volte più debole della gravità superficiale; da ciò ne consegue che la stella non possieda un rigonfiamento equatoriale moltopronunciato, caratteristica propria invece di alcune stelle, come Achernar, le quali possiedono elevate velocità di rotazione.[73][74] 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 soggettaad una rotazione differenziale, ovvero ruota in maniera diversa a seconda dellalatitudine: infatti la stella ruota più velocemente all'equatore che non ai poli ed ilperiodo di rotazione varia tra i 25 giorni dell'equatore e i 35 dei poli.[72] Tuttavia,poiché il punto di vista osservativo dalla Terra cambia man mano che il nostro pianetacompie il proprio moto di rivoluzione, il periodo di rotazione apparente all'equatore è di28 giorni.[72] Inoltre, la densità dei gas che costituiscono la stella diminuisceesponenzialmente all'aumentare della distanza dal centro.[65][75]

Struttura

Il Sole possiede una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamenteosservabile a causa dell'opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati interni dellastella. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornitodall'eliosismologia,[76] una disciplina che, esattamente come la sismologia, studia la

diversa propagazione delle onde sismiche per rivelare l'interno della Terra, analizza la differente propagazione delle onde dipressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole.[76] L'analisi eliosismologica è spesso associata a simulazionicomputerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostrastella.[75][77]

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 abbastanzafreddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato megliovisibile ad occhio nudo.[75][78]

La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare costituita di involucri concentrici;[78] ogni strato possiedecaratteristiche e condizioni fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo.[78]

Gli strati sono, dal centro verso l'esterno:[75][78]

Il nucleo;La zona radiativa;La tachocline;La zona convettiva;La fotosfera, la superficie del Sole;L'atmosfera, suddivisa in:

Cromosfera;Zona di transizione;Corona.

Nucleo

Il nucleo solare rappresenta in volume il 10% della stella, in massa oltre il 40%.[75][76] È qui cheavvengono le reazioni di fusione nucleare, fonte principe dell'energia solare.[76]

Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia dimensioni prossime a 0,2 raggi solari, conuna densità superiore a 150 000 kg/m³ (150 volte quella dell'acqua), una temperatura di circa13 600 000 K (per raffronto, la temperatura superficiale della stella è 2350 volte inferiore –5 777 K –) ed una pressione di quasi 500 miliardi di atmosfere;[75][78] è la combinazione disimili valori a favorire la fusione nucleare dell'idrogeno in elio. Il nucleo è l'unica regione dellanostra stella in cui, attualmente,[79] avvenga la fusione nucleare. Tali reazioni liberano energiasotto forma di radiazione γ che, una volta emessa dal nucleo, viene assorbita e riemessa dallamateria degli strati superiori, contribuendo a mantenere alta la temperatura; nell'attraversare glistrati della stella la radiazione elettromagnetica perde energia assumendo lunghezze d'onda

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Rielaborazione computerizzata deidati eliosismologici che mette inevidenza la disposizione e la strutturadella zona radiativa, della tachoclinee della zona convettiva.

sempre maggiori, passando dalla banda γ alla banda X e ultravioletta, per poi diffondersi nello spazio come luce visibile.[77] Unaltro prodotto delle reazioni nucleari sono i neutrini, particelle che raramente interagiscono con la materia e che dunqueattraversano liberamente lo spazio.[9]

Zona radiativa

Situata all'esterno del nucleo, la zona radiativa si estende da circa 0,2 sino a 0,7 raggi solari; essa assorbe l'energia prodotta dalnucleo e la trasmette per irraggiamento (donde il nome) agli strati superiori.[65] Pressione e temperatura sono ancora abbastanzaelevate da permettere il trasferimento dell'energia allo strato successivo.[75][77]

In questa fascia avviene il trasferimento dell'energia prodotta nel nucleo verso lo strato superiore, la zona convettiva; la zonaradiativa appare priva di moti convettivi: infatti, mentre la materia diventa più fredda a quote crescenti, il gradiente ditemperatura resta minore di quello del tasso di caduta adiabatica, il che agevola il trasferimento di energia per irraggiamento.[76]

L'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta: infatti, gliioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che viaggiano attraverso una breve distanzaprima di essere riassorbiti e riemessi da altri ioni.[75][80]

Una recente analisi dei dati raccolti dalla missione SOHO suggerisce che la velocità dirotazione della zona radiativa sia leggermente inferiore a quella del nucleo.[81]

Zona di transizione (Tachocline)

La zona di transizione tra la porzione radiativa e quella convettiva prende il nome ditachocline e si estende, secondo recenti studi eliosismologici, a partire da 0,70 raggisolari.[82] Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni svolgano un ruolo determinantenella genesi del campo magnetico solare, in quanto interverrebbero nella dinamo solare(meccanismo grazie al quale si origina il campo magnetico della nostra stella)rinforzando i deboli campi poloidali per crearne uno più intenso di forma toroidale.[83][84]

Zona convettiva

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% delraggio solare.[75]

L'area è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati sottostanti; di conseguenza, energia e calore nonpossono essere trasferiti per irraggiamento, ma attraverso moti convettivi. La materia più calda e meno densa viene portata insuperficie, dove cede parte della propria energia termica; una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zonaconvettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa.[77] A differenza dello strato sottostante, dunque,nella zona convettiva la materia è in costante movimento.[75][78] Questo costante e turbolento movimento sembra essere unadelle cause fondamentali della dinamo solare.[84]

Le colonne termiche della zona convettiva lasciano segni sulla fotosfera solare che prendono il nome di granuli o supergranulisolari.[78]

Fotosfera

La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, al di sotto del quale la stella diviene opaca alla luce visibile;[75] si tratta dunque delprimo strato visibile, dal quale l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio. È sede di fenomeni come lemacchie solari e i flare.[77][85]

È caratterizzata da una densità di 1023 particelle al metro cubo (equivalente all'1% della densità dell'atmosfera terrestre allivello del mare),[77] mentre il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di chilometri.

Il cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori (la sua opacità è infatti lievemente inferiore a quella dell'atmosferaterrestre[75]) è dovuto alla diminuzione del numero di ioni idruro (H−), che assorbono con facilità la luce visibile; la luce da noipercepita è invece prodotta dalla ricombinazione tra gli elettroni liberi e gli atomi di idrogeno per generare ioni H−.[86][87]

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La temperatura effettiva del Sole (area gialla)raffrontata con quella di un corpo nero delle stessedimensioni che emetta la medesima quantità dienergia radiante (area grigia).

La corona del Sole risulta visibiledurante un'eclissi totale.

Diagramma della bassa atmosfera solare.

Poiché gli strati più alti della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa alcentro, e si fa via via più tenue man mano che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno èchiamato oscuramento al bordo, ed è causato da un fenomeno di prospettiva.[65][77]

Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche relativamente simili a quelle dello spettro continuo di un corpo nero riscaldatoalla temperatura di 5777 K,[85] e appare intervallato dalle linee di assorbimento della tenue atmosfera stellare. All'osservazionediretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della supergranulazione.[75]Durante i primi studi dello spettro ottico della fotosfera, furono trovate alcune linee di assorbimento che non corrispondevanocon nessun elemento noto sulla Terra. Nel 1868, Norman Lockyer ipotizzò che queste linee fossero causate da un nuovo

elemento, che chiamò elio, come l'omonimo dio greco del Sole;venticinque anni dopo, l'elio venne isolato sulla Terra.[36]

Atmosfera

Gli strati al di sopra dellafotosfera costituiscono l'atmosferasolare[75][77][78] e risultano visibilia tutte le lunghezze d'onda dellospettro elettromagnetico, dalleonde radio ai raggi gammapassando per la luce visibile.[77]Gli strati sono, in ordine: lacromosfera, la zona di transizione,la corona e l'eliosfera;[75]quest'ultima, che può essereconsiderata la tenue prosecuzionedella corona, si estende sin'oltre la

Fascia di Kuiper, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine (bowshock) con il mezzo interstellare.[88] La cromosfera, la zona di transizione e la coronasono molto più caldi della superficie solare; la ragione di questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta.[88]

Qui si trova anche lo strato più freddo del Sole: si tratta di una fascia chiamata regione di minima temperatura (temperatureminimum in inglese), posta circa 500 km sopra la fotosfera: quest'area, che ha una temperatura di 4000 K, è sufficientementefredda da consentire l'esistenza di alcune molecole, come il monossido di carbonio e l'acqua, le cui linee di assorbimento sonoben visibili nello spettro solare.[77][89]

Cromosfera

Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dal greco χρῶμα, χρώματος ­chroma, chromatos ­, che significa colore) a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissitotali di Sole.[75] È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente.La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni ditale colore.[77][89]

La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi di originemagnetica, come le spicule e le protuberanze solari. La temperatura nellacromosfera aumenta gradualmente man mano che ci si allontana dalla stella,raggiungendo i 100 000 K negli strati più esterni.[75]

Zona di transizione

Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui latemperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esternidella cromosfera, fino al milione di kelvin della corona;[77][89] taleincremento causa una transizione di fase dell'elio, che qui diventacompletamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizionenon possiede un limite di altitudine definito: forma infatti una sorta di alone

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Disegno che rappresenta le strutture dell'eliosfera.

attorno alle formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti ed è in moto costante e caotico. La zona di transizionenon è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'ondadell'ultravioletto distante.[89]

Corona

La corona è la parte esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello spazio per decine di milioni dichilometri in modo molto tenue.[77] È costituita da plasma a elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin). Essendo ilplasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperaturacinetica.[77][90]

Gli strati interni della corona hanno una densità di 1014 – 1016 particelle al metro cubo (l'atmosfera terrestre al livello del mareha una densità di 2 × 1025 particelle al metro cubo) ed è sede di numerosi fenomeni di tipo magnetico, come le espulsioni dimassa (CME) e gli anelli coronali.[90]

Gli astrofisici non sono ancora riusciti a comprendere perché la corona abbia una temperatura così elevata; essi ritengono cheparte del calore sia originato dalla riconnessione delle linee del campo magnetico solare (l'argomento è trattato più ampiamentenel paragrafo Problema del riscaldamento coronale).[90]

Vento solare

Anche il Sole, come altre stelle, emette un flusso di particelle dall'atmosfera superiore: il vento solare.

Il vento solare è formato da plasma e la sua composizione chimica è identica a quella della corona: 73% idrogeno e 25% elio,con il restante 2% formato da elementi in tracce.[88] Nei pressi della Terra, la velocità del vento solare varia tra 200 e 900 km/s(in media 450 km/s). Ogni secondo la stella perde, tramite il vento solare, una quantità di materia pari a 1,37 × 109 kg;[91] sitratta tuttavia di una perdita insignificante, poiché in un anno corrisponde a 2,18 × 10−14 volte la massa complessiva del Sole.[88]

Il vento solare trasporta con sé, a causa del peculiare comportamento delplasma magnetizzato, il campo magnetico del Sole nello spaziointerplanetario, fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche. Ilvento solare si muove in direzione radiale rispetto al Sole; a causa dellasua rotazione le linee di campo si curvano a forma di spirale.

Alcuni studi ipotizzano che il vento solare svolga un'importante funzioneprotettiva nei confronti dei pianeti, ossia "schermerebbe" i raggi cosmicigrazie alla sua natura ionizzata.[88]

Eliosfera

Il vento solare crea una "bolla" nel mezzo interstellare, che prende ilnome di eliosfera. L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggisolari (0,1 UA) dalla superficie del Sole fino alle regioni più estreme delsistema solare. Il suo limite più interno è definito come la regione in cui ilflusso del vento solare diventa "superalfvénico", ossia supera la velocità dell'onda di Alfvén; le forze dinamiche e di turbolenzaall'esterno di questo limite non possono però influenzare la forma della corona solare, poiché entro questo limite il flussoviaggia a velocità inferiori o uguali a quelle dell'onda di Alfvén. Il vento solare viaggia in maniera continua attraversol'eliosfera, fino a che non si scontra con l'eliopausa, ad oltre 50 UA dal Sole. Nel dicembre del 2004, la sonda spaziale Voyager1 attraversò l'eliopausa; entrambe le sonde Voyager, nell'avvicinarsi al confine col l'eliopausa, hanno registrato un livellosempre più alto di particelle energetiche.[92]

Campo magnetico

Il moto turbolento del plasma e delle particelle cariche della zona convettiva generano un potente campo magnetico,caratterizzato da poli appaiati (nord e sud) disposti lungo tutta la superficie solare. Il campo inverte il proprio verso ogni undicianni, in corrispondenza del massimo del ciclo solare.[93] Il campo magnetico solare è all'origine di diversi fenomeni che

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Rappresentazione artistica dellacorrente eliosferica diffusa.

prendono complessivamente il nome di "attività solare"; tra essi si annoverano le macchie fotosferiche, i flare (o brillamenti) ele variazioni nell'intensità del vento solare, che diffonde materia attraverso il sistema solare.[88][94]

La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee del campo magnetico, che appaionoaggrovigliate su sé stesse;[94] su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, chevanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali.[95] Ledeformazioni delle linee di campo danno luogo alla dinamo e al ciclo undecennaledell'attività solare, durante il quale l'intensità del campo magnetico subisce dellevariazioni.[94]

La densità del flusso magnetico solare è di 10−4 tesla in prossimità della stella.[93]

L'interazione tra il campo magnetico solare ed il plasma del mezzo interplanetario creauna corrente eliosferica diffusa, ossia un piano che separa regioni in cui il campomagnetico converge in direzioni diverse.[96]

Ciclo solare

Il ciclo solare (detto anche ciclo dell'attività magnetica solare) è il tempo, mediamente pari a undici anni, che intercorre tra dueperiodi di minimo dell'attività solare; la lunghezza del periodo non è strettamente regolare, ma può variare tra i dieci e i dodicianni. È anche la principale causa delle periodiche variazioni di tutti i fenomeni solari che influiscono sul tempo meteorologicospaziale.[97]

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 diminimo, in cui l'attività è meno intensa. L'attività solare durante il minimo coincide spesso con temperature più basse rispettoalla media sulla Terra, mentre le fasi di massimo più ravvicinate tendono ad essere correlate a temperature più alte rispetto allamedia.

Poiché i campi magnetici possono influire sui venti stellari, arrivando ad agire come dei "freni" che rallentanoprogressivamente 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. Unesempio fu il minimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro ad un settantennio, nel corso del XVII secolo, diattività minima;[98] in questo periodo, noto anche come "Piccola era glaciale", l'Europa subì un brusco calo delle temperature.[99]

I primi minimi solari di considerevole durata furono scoperti attraverso l'analisi dendrocronologica degli anelli annuali deitronchi di alcuni alberi, il cui spessore dipende dalle condizioni ambientali in cui vivono i vegetali; le linee più sottilisembravano coincidere con i periodi in cui le temperature globali erano state al di sotto della media.[100]

Macchie solari

Osservando il Sole con filtri adatti, è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristiche macchie fotosferiche, aree bendefinite che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" (dell'ordine dei 4500K).[31] Si tratta di regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la convezione (visibile nel resto della superficie sotto formadi granulazione) risulta inibita dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde allasuperficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri.[31][78]

Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, varia durante il ciclo solare. Normalmente, duranteil minimo solare le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano di solito alle alte latitudini (lontanedall'equatore). Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il massimo, le macchie si fanno sempre più frequenti etendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella, in osservanza della legge di Spörer. Le macchie di solito si trovano in

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Un gruppo di macchie solari; si notila granulazione fotosferica.

Grafico che mette in luce la percentuale deglielementi nella fotosfera solare.

coppie di polarità magnetica opposta;[31] la polarità magnetica delle macchie si invertedurante ogni ciclo solare, cosicché se in un ciclo una assume le caratteristiche di unpolo nord magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico.[78]

La variazione nel numero delle macchie solari dal XVII secolo al 2007.

Eventualità di fenomeni ciclici a lungo termine

Una recente teoria afferma che possono esistere delle instabilità magnetiche all'interno del Sole che causano delle fluttuazionicon periodi di 41 000 o 100 000 anni; tali fluttuazioni potrebbero fornire una spiegazione sia delle ere glaciali che dei cicli diMilanković. Tuttavia, come molte teorie in astrofisica, anche questa non può essere verificata direttamente.[101][102]

Composizione chimica

Il Sole, come ogni altro corpo celeste nell'Universo, è costituito da elementi chimici. Molti scienziati hanno analizzato questielementi per conoscerne l'abbondanza, le loro relazioni con gli elementi costitutivi dei pianeti e la loro distribuzione all'internodella stella.

La stella ha "ereditato" la sua composizione chimica dal mezzointerstellare da cui ha preso origine: l'idrogeno e l'elio, che necostituiscono la grande parte, si sono costituiti grazie alla nucleosintesidel Big Bang, gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dallanucleosintesi delle stelle più evolute, che, al termine della propriaevoluzione, li hanno diffusi nello spazio circostante.[77] La composizionedel nucleo è fortemente alterata dai processi di fusione nucleare, chehanno aumentato la percentuale in massa dell'elio (34% [103]) a discapitodell'idrogeno (64% [104][105][106]). La percentuale di elementi pesanti, detticonvenzionalmente metalli, è rimasta invece pressoché invariata. Questi,presenti in tracce soprattutto negli strati più superficiali, sono: litio,berillio e boro;[107] neon, la cui quantità effettiva sarebbe maggiore diquella precedentemente stimata tramite le osservazioni eliosismologiche;[108] gli elementi del gruppo 8 della tavola periodica, cui appartengonoferro,[109] cobalto e manganese.[109] Numerosi astrofisici hanno preso anche in considerazione l'esistenza di relazioni difrazionamento della massa tra le composizioni isotopiche dei gas nobili, quali neon e xeno, presenti nell'atmosfera solare e inquelle planetarie.[10]

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Schema della catena protone­protone, il principalemetodo di produzione di energia all'interno delSole.

Poiché le parti interne della stella sono radiative e non convettive, la fotosfera, costituita essenzialmente da idrogeno (circa il74% della sua massa, il 92% del suo volume), elio (circa il 24­25% della massa, il 7% del volume) ed elementi in tracce, hamantenuto e mantiene una composizione chimica essenzialmente immutata dalla formazione della stella,[77] tanto che moltitendono a considerarla come esempio della composizione chimica primordiale del sistema solare.[110]

Fino al 1983 era diffusa la convinzione che la stella avesse la stessa composizione della sua atmosfera; in quell'anno si scoprìche proprio il frazionamento degli elementi nel Sole era all'origine della distribuzione degli stessi al suo interno.[10] Talefrazionamento è determinato da vari fattori, quali la gravità, che fa sì che gli elementi più pesanti (come l'elio, in assenza dialtri elementi più pesanti) si dispongano nel centro di massa dell'astro, mentre gli elementi meno pesanti (quindi l'idrogeno) sidiffondano attraverso gli strati esterni del Sole;[104] la diffusione dell'elio all'interno del Sole tende a velocizzarsi nel corso deltempo.[111]

Produzione di energia: le reazioni nucleari

Ogni secondo nel nucleo della nostra stella 600 000 000 di tonnellate di idrogeno (equivalenti a 3,4 × 1038 protoni) vengonoconvertite in 595 740 000 tonnellate di elio. Dopo questa trasformazione, 4 260 000 tonnellate di idrogeno (pari allo 0,75%)sembrano esser state perse; in realtà questa massa mancante si è trasformata direttamente in energia, ossia in radiazioneelettromagnetica, secondo l'equazione massa­energia di Albert Einstein: E=mc².[12]

Considerando che il sole ha una massa di 2 x 1027 tonnellate e supponendo che la perdita di massa rimanga sempre di 4,26 x106 tonnellate al secondo, è facile calcolare che in un miliardo di anni la perdita di massa sarà di 1,34 x 1023 tonnellate, pari acirca 22 volte la massa della Terra. Sembra una quantità enorme, ma rappresenta molto meno di un millesimo della massa delsole (circa lo 0,06 per mille).

L'idrogeno è fuso secondo una serie di reazioni che prende il nome di catenaprotone­protone:[67]

4 1H → 2 2H + 2 e+ + 2 νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2 1H + 2 2H → 2 3He + 2 γ (5,5 MeV)2 3He → 4He + 2 1H (12,9 MeV)

Le precedenti reazioni possono essere quindi riassunte nella formula:

4 1H → 4He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ (26,7 MeV)

dove e+ è un positrone, γ è un fotone nella frequenza dei raggi gamma, νe èun neutrino elettronico, H ed He sono rispettivamente gli isotopidell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa inmilioni di elettronvolt, ed è solo una minima parte dell'energiacomplessivamente liberata. La concomitanza di un gran numero di questereazioni, che avvengono continuamente e senza sosta sino all'esaurimentodell'idrogeno, genera l'energia necessaria per sostenere il collassogravitazionale cui la stella sarebbe naturalmente sottoposta.[67]

L'energia così generata, in 1 secondo è pari a 3,83 × 1026 joule (383yottajoule, YJ), equivalente a 9,15 × 1010 megatoni di tritolo: una quantità dienergia impensabile da riprodurre sulla Terra. Per capire l'enormità di questaenergia, che espressa in wattora (Wh) equivale a106 400 000 000 terawattora (TWh)[112], il solo dato che può fungere datermine di paragone è la produzione mondiale di energia elettrica, che nel 2012 è stata di circa 22 500 TWh.Con tale ritmo produttivo, per eguagliare l'energia prodotta dal Sole in 1 secondo tutti gli impianti di produzione di energiaelettrica del nostro pianeta dovrebbero funzionare a pieno regime per più di 4 milioni di anni (ca. 4 525 000 anni).

I fotoni, emessi ad alta energia (dunque nelle frequenze dei raggi γ ed X), vengono assorbiti in appena alcuni millimetri diplasma solare e quindi riemessi in direzioni casuali, con energia minore; per questo motivo la radiazione necessita di un tempolunghissimo per raggiungere la superficie della stella, tanto che si calcola che un fotone, per raggiungere la fotosfera, impieghi

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Le reazioni della fase luce dipendente dellafotosintesi clorofilliana.

tra 10 000 e 170 000 anni.[80] I fotoni, una volta raggiunta la fotosfera dopo questo "lungo viaggio", vengono emessiprincipalmente sotto forma di luce visibile, anche se non mancano emissioni in tutte le lunghezze d'onda dello spettroelettromagnetico.[80]

Al contrario dei fotoni, i neutrini liberati dalle reazioni interagiscono molto debolmente con la materia e quindi raggiungono lasuperficie quasi immediatamente.[80] Per molti anni le misurazioni del numero dei neutrini prodotti nel nucleo solare diederorisultati più bassi, pari a 1/3 di quanto teorizzato. Tale discrepanza, nota come problema dei neutrini solari, è statarecentemente compresa grazie alla scoperta degli effetti di un fenomeno noto come "oscillazione del neutrino": il Sole, infatti,emette il numero di neutrini ipotizzati, ma i rivelatori non riuscirono ad identificarne i 2/3 poiché le particelle avevanocambiato sapore (il numero quantico delle particelle elementari correlato alle loro interazioni deboli).[80]

È di fondamentale importanza ricordare come il processo di fusione nucleare all'interno del Sole, come tutti i processi fisici cheimplicano una trasformazione, avvenga nell'assoluto rispetto della legge di conservazione dell'energia (primo principio dellatermodinamica): nulla si crea e nulla si distrugge, ma tutto si trasforma.[12] I meccanismi di fusione nucleare che alimentano ilSole non sono totalmente compatibili con le iniziali formulazioni del principio di conservazione di massa ed energia, invece lodivengono grazie all'equazione di Einstein. Egli infatti comprese e dimostrò che il principio di conservazione coinvolge sia lamateria che l'energia, considerate non più come due realtà distinte ma unitarie, dato che l'una può trasformarsi nell'altrasecondo una precisa relazione matematica; la somma di massa ed energia espressa in unità di massa resta costantenell'universo.[12]

Energia solare

L'energia solare è la fonte primaria di energia sulla Terra. La quantità di energia luminosa che giunge per ogni unità di temposu ogni unità di superficie esposta direttamente alla radiazione solare prende il nome di costante solare ed il suo valore èapprossimativamente di 1370 W/m².[113][114] Moltiplicando questo valore per la superficie dell'emisfero terrestre esposto alSole si ottiene una potenza maggiore di 50 milioni di gigawatt (GW).[115] Tuttavia, poiché la luce solare subisceun'attenuazione nell'attraversare l'atmosfera terrestre, alla superficie del nostro pianeta il valore della densità di potenza scendea circa 1000 W/m², raggiunto in condizioni di tempo sereno quando il Sole è allo zenit (ovvero i suoi raggi sono perpendicolarialla superficie).[113][114] Tenendo poi in conto il fatto che la Terra è uno sferoide in rotazione, l'insolazione media varia aseconda dei punti sulla superficie e, alle latitudini europee, è di circa 200 W/m².

La radiazione solare è alla base della vita sul nostro pianeta: rende possibilela presenza di acqua allo stato liquido, indispensabile alla vita, e permette lafotosintesi da parte dei vegetali, che producono l'ossigeno necessario a granparte dei viventi. La fotosintesi si serve dell'energia di tale radiazione, cheviene immagazzinata in legami chimici, per sintetizzare composti organici(essenzialmente glucidi) a partire da sostanze inorganiche (CO2 e H2O).[13]

Anche l'uomo si serve dell'energia del Sole, che viene raccolta da strutture,quali i pannelli solari, adibite a diversi scopi, come il riscaldamentodell'acqua o la produzione di energia elettrica (pannelli fotovoltaici).[116]Inoltre, l'energia immagazzinata nel petrolio e in tutti gli altri combustibilifossili deriva da quella della nostra stella, che è stata convertita in energiachimica grazie alla fotosintesi delle piante vissute milioni di anni fa.[13]

La radiazione ultravioletta (UV) solare ha un'importante funzione antisettica e viene impiegata per la disinfezione di alcunioggetti e delle acque grazie al metodo SODIS.[117]. È responsabile dell'abbronzatura e delle scottature dovute ad un'eccessivaesposizione al Sole, ma ha anche un ruolo fondamentale in medicina: infatti induce la sintesi, da parte della pelle, dellevitamine del gruppo D, indispensabili per il benessere osseo. La quantità di ultravioletti che raggiunge la superficie terrestre ènotevolmente inferiore a quella registrata alla sommità dell'atmosfera, poiché le molecole di ozono, che vanno a costituire unafascia (detta ozonosfera) nella parte inferiore della stratosfera, schermano e riflettono nello spazio buona parte della radiazione.La quantità di UV varia anche a seconda della latitudine ed è massima all'equatore e alle regioni tropicali, dove è maggiorel'insolazione. Tale variazione è responsabile di diversi adattamenti biologici, come ad esempio il colore della pelle dellediverse popolazioni umane diffuse nelle differenti regioni del globo.[118]

Fonte di energia alternativa

La quantità di energia solare che arriva sul suolo terrestre è enorme (circa diecimila volte l'energia usata dall'umanità a parità ditempo),[119] ma poco concentrata, pertanto è necessario raccogliere energia da aree molto vaste per ricavarne quantitàsignificative; inoltre è piuttosto difficile da convertire in energia facilmente sfruttabile, come quella elettrica, con efficienze

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L'insolazione media annua allasommità dell'atmosfera (sopra) e allasuperficie.

Schema sul numero di neutrini prodotti dal Sole: lacolonna sinistra rappresenta i risultati teorici; la destra irisultati sperimentali.

accettabili. Per il suo sfruttamento ai fini della produzione elettrica occorrono prodotti in genere di costo elevato (comepannelli fotovoltaici), che rendono l'energia solare più costosa di altre fonti energetiche. Lo sviluppo di tecnologie che possanorendere economico l'uso del fotovoltaico è un settore della ricerca molto attivo, per ilmomento non ha conseguito risultati di grosso rilievo.[120]

Viceversa, l'energia solare può essere convenientemente utilizzata per generare calore(solare termico).[121]

Tre sono le tecnologie principali per acquisire l'energia del Sole:[116]

Il pannello solare termico utilizza i raggi solari per scaldare un liquido conspeciali caratteristiche, contenuto nel suo interno, che cede calore, tramite unoscambiatore di calore, all'acqua contenuta in un serbatoio di accumulo. Letemperature in genere sono inferiori ai 100 °C.[121]Il pannello solare a concentrazione sfrutta una serie di specchi parabolici astruttura lineare per concentrare i raggi solari su un tubo ricevitore in cui scorreun fluido termovettore (un fluido in grado di trasportare il calore ricevuto dalSole ai sistemi di accumulo e scambio) o una serie di specchi piani checoncentrano i raggi all'estremità di una torre in cui è posta una caldaia riempita disali che per il calore fondono. In entrambi i casi "l'apparato ricevente" si riscaldaa temperature relativamente elevate (400 °C ~ 600 °C) utili a fini sia puramentetermici che termoelettrici.[122]Il pannello fotovoltaico sfrutta le proprietà di particolari elementi semiconduttori di produrre energia elettrica quandosollecitati dalla radiazione luminosa (effetto fotoelettrico).[123]

Questioni teoriche aperte

Sebbene sia la stella più vicina alla Terra e sia oggetto di innumerevoli studi da parte degli scienziati, molte questioni riguardoal Sole rimangono insolute, come, ad esempio, il perché l'atmosfera solare abbia una temperatura di oltre un milione di kelvinmentre la temperatura alla fotosfera non arrivi ai 6000 K. Attualmente gli astrofisici sono interessati a scoprire i meccanismiche regolano il ciclo delle macchie solari, le cause dei flare e delle protuberanze solari, l'interazione magnetica tra lacromosfera e la corona e le cause del vento solare.[88]

Problema dei neutrini solari

Per molti anni il numero di neutrini solari rilevati sulla Terra è statoinferiore (da un terzo alla metà) al numero predetto dal Modello SolareStandard; questo risultato anomalo fu chiamato problema dei neutrinisolari. Le teorie proposte per risolvere il problema suggerivano unariconsiderazione della temperatura interna del Sole, che sarebbe statadunque più bassa di quanto precedentemente accettato per spiegare uncosì basso afflusso di neutrini, oppure affermavano che i neutrinipotessero oscillare, vale a dire che potessero mutare negli irrilevabilineutrini tau o nei neutrini muonici mentre coprivano la distanza Sole ­Terra.[124] Negli anni ottanta furono costruiti alcuni rivelatori dineutrini, fra i quali il Sudbury Neutrino Observatory e il Super­Kamiokande, allo scopo di misurare il flusso dei neutrini solari con lamaggiore accuratezza possibile. I risultati permisero di scoprire che ineutrini hanno una massa a riposo estremamente piccola edeffettivamente possono oscillare.[125] Inoltre, nel 2001 il SudburyNeutrino Observatory fu in grado di individuare tutti e tre i tipi dineutrino direttamente, trovando che l'emissione totale di neutrini delSole conferma il Modello Solare Standard. Tale proporzione siaccorda con quella teorizzata dall'effetto Mikheyev­Smirnov­Wolfenstein (conosciuto anche come "effetto materia"), chedescrive l'oscillazione dei neutrini nella materia. Il problema, pertanto, risulta ora risolto.

Problema del riscaldamento coronale

È noto che la fotosfera solare ha una temperatura di circa 6 000 K. Al di sopra di essa si estende l'atmosfera stellare, la qualeraggiunge, in corrispondenza della corona, una temperatura di 1 000 000 K; l'alta temperatura della corona induce a ritenereche la fonte di tale calore sia qualcosa di diverso dalla conduzione termica della fotosfera.

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Anelli coronali ripresi dalla sondaTRACE con un filtro a 171 Å.

Raffigurazione schematica del sistema solare. Ledimensioni dei pianeti e le distanze non sono inscala.

Si pensa che l'energia necessaria per riscaldare la corona sia fornita dal movimento turbolento del plasma della zonaconvettiva. Sono stati proposti due meccanismi per spiegare il riscaldamento coronale: il primo è quello dell'onda di calore,secondo cui dalla zona convettiva vengono prodotte delle onde sonore, gravitazionali e magnetodinamiche, che si propagano

verso l'esterno e si disperdono nella corona, cedendo la propria energia al plasmacoronale sotto forma di energia termica. L'altra teoria prende in considerazione il caloremagnetico: l'energia magnetica viene continuamente prodotta dai moti della zonaconvettiva e viene rilasciata attraverso le riconnessioni magnetiche sotto forma di vastibrillamenti o eventi simili di intensità minore.[126]

Al giorno d'oggi non è chiaro se le onde siano un meccanismo di riscaldamentoefficiente; si è scoperto che tutte le onde si dissipano o si rifrangono prima diraggiungere la corona, ad eccezione di quelle di Alfvén,[127] le quali, tuttavia, non sidisperdono con facilità nella corona.

L'obiettivo delle ricerche attuali verte sulla causa e sul meccanismo di riscaldamento.Una possibile soluzione per spiegare il riscaldamento coronale considera i continuibrillamenti che interessano la fotosfera su piccola scala,[128] ma questo resta ancora uncampo di ricerca aperto.

Problema del Sole giovane debole

I modelli teorici sull'evoluzione del Sole suggeriscono che nel periodo compreso fra 3,8 e 2,5 miliardi di anni fa, ossia durantel'eone Archeano, il Sole avesse soltanto il 75% della luminosità attuale. Una stella così debole non sarebbe stata in grado dimantenere l'acqua allo stato liquido sulla superficie terrestre, rendendo dunque impossibile lo sviluppo della vita. Tuttavia, leprove geologiche dimostrano che la Terra ha mantenuto una temperatura media relativamente costante lungo tutta la suaesistenza, anzi che la giovane Terra fosse persino più calda di quella attuale. Fra gli scienziati c'è consenso sul fatto chel'atmosfera della Terra nel suo lontano passato fosse più ricca di gas serra, come il diossido di carbonio, il metano e/ol'ammoniaca rispetto ad oggi; questi gas trattenevano più calore tanto da compensare la minor quantità di energia solarearrivata sulla Terra.[129]

Sistema planetario

Il Sole è una tra le numerose stelle a possedere un proprio sistema planetario,[130] il sistema solare, costituito da tutti i corpi che sono mantenuti in orbitaattorno alla stella dalla sua attrazione gravitazionale. Questi si suddividonoin: pianeti, pianeti nani e corpi minori.[6]

I pianeti del sistema solare sono otto; in ordine di distanza crescente dallastella: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno (conosciuti findall'antichità), Urano (scoperto nel 1781) e Nettuno (scoperto nel 1846).[6] Ipianeti si distinguono in terrestri o rocciosi e gassosi o gioviani, a secondadelle loro caratteristiche chimico­fisiche; i primi, solidi, densi e pocomassicci, si trovano nella parte più interna e calda del sistema solare; isecondi, gassosi, poco densi ed estremamente massicci, sono propri dellezone più esterne e fredde del sistema.[6]

Dal 1930 al 2006 si contavano nove pianeti: il nono era Plutone, scoperto appunto nel 1930. Nel 2006 l'Unione AstronomicaInternazionale ha deciso di declassare Plutone al rango di pianeta nano,[131] promuovendo in questa categoria anche l'asteroideCerere e l'oggetto transnettuniano Eris. Recentemente è stata introdotta una nuova categoria di oggetti, i plutoidi, della qualefanno parte i pianeti nani transnettuniani; al settembre 2008[131][132][133] fanno parte di questa categoria quattro oggetti: oltre aigià citati Plutone ed Eris, Haumea e Makemake;[131][132][133] si ritiene però che il numero di pianeti nani sia destinato a crescerenei prossimi anni.[131][133] Tutti i pianeti nani sinora scoperti si trovano, per definizione, all'interno di cinture asteroidali.[133]

Al novero dei corpi minori appartiene un vastissimo numero di oggetti; tra essi si ricordano gli asteroidi, disposti in cintureasteroidali: tra Marte e Giove si estende la fascia principale, composta da milioni di oggetti rocciosi caratterizzati da orbite piùo meno variabili; oltre Nettuno si stende una seconda cintura asteroidale, la fascia di Kuiper, la cui densità effettiva èsconosciuta. Ancora più esternamente, tra 20 000 e 100 000 UA di distanza dalla stella, si trova la nube di Oort, ritenuta illuogo d'origine delle comete.

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Il moto del baricentro del sistemasolare in relazione al Sole.

Il Sole alato, un antico simbolo(risalente al III millennio a.C.) diHorus, identificato in seguito con Ra.

Tutti questi oggetti costituiscono una minima parte del sistema: infatti il 99,86% della massa del sistema solare è costituito dalSole.[7] All'interno del sistema solare lo spazio tra un corpo celeste e un altro non è vuoto: pulviscolo, gas e particelleelementari costituiscono il mezzo interplanetario.[6]

I pianeti, e in particolare il più massiccio di tutti, Giove,[134] esercitano delle influenze gravitazionali sul centro di massa delsistema solare tali da far sì che esso non coincida con il centro del Sole, ma piuttosto, a seconda dell'entità delle interazioni

(che variano nel tempo), che più spesso ricada all'esterno della stella. Il fatto che ilbaricentro del sistema e il centro della stella non coincidano è responsabile del moto dirivoluzione che il centro di massa della stella, ovvero il suo nucleo, compie attorno albaricentro, moto che a distanza di poche centinaia di anni varia assumendo unadirezione ora prograda ora retrograda.[135]

Il Sole nella cultura

Etimologia e altri nomi

Il termine "Sole" deriva dal latino sol, solis, che deriverebbe, insieme con il terminesanscrito sanscrito सऊरयअस (sûryas, in origine *svaryas, la cui radice svar­ significarisplendere), dalla radice indoeuropea: sóh₂wl. Dalla medesima radice derival'aggettivo greco σείριος (séirios; originariamente σϝείριος, swéirios), splendente; taleaggettivo, soprattutto nella sua forma personificata ὁ Σείριος (ho Séirios, che significa

Colui che risplende), era uno degli epiteti del Sole, soprattutto in ambito poetico­letterario. È da notare anche come dalmedesimo aggettivo derivi il nome della stella più luminosa del cielo notturno, Sirio (α Canis Majoris).[136][137]

Il prefisso elio­, che indica diversi aspetti riguardanti il Sole (come elio­grafia, elio­sismologia e via dicendo), deriva dal grecoἭλιος (Helios), che era il nome con cui gli Antichi Greci designavano correntemente l'astro e la divinità preposta. Il termineἥλιος, principalmente nella variante dorica αἔλιος (āèlios, che sta per un antico *ayelios), deriverebbe da una radiceindoeuropea *us­ allungata in *aus­, che significa ardere, rilucere.[138]

In estremo Oriente il significato "Sole" è dato dal simbolo 日 (cinese pinyin rì), nonostante sia anche chiamato 太阳 (tài yáng).In vietnamita queste parole Han sono note come nhật e thái dương rispettivamente, mentre la parola vietnamita originale mặttrời significa letteralmente "volto dei cieli". La Luna e il Sole sono associati ad Yin e Yang, rispettivamente Yang il Sole e Yinla Luna, come opposti dinamici.[139]

Nella mitologia e nella religione

In molte culture antiche, a partire dalla preistoria, il Sole era concepito come unadivinità o un fenomeno soprannaturale; il culto ad esso tributato era centrale in molteciviltà, come quella inca, in Sud America, e azteca, nel Messico.[140]

Nella religione egizia il Sole era la divinità più importante; il faraone stesso,considerato una divinità in terra, era ritenuto il figlio del Sole. Le più antiche divinitàsolari erano Wadjet, Sekhmet, Hathor, Nut, Bastet, Bat e Menhit. Hathor (identificatapoi con Iside) generò e si prese cura di Horus (identificato in seguito con Ra).[141] Imoti del Sole nel cielo rappresentavano, secondo la concezione del tempo, una lottaingaggiata dall'anima del faraone ed Osiride.[141] L'assimilazione al culto solare di alcune divinità locali (Hnum­Ra, Min­Ra,Amon­Ra) raggiunse il culmine al tempo della quinta dinastia.

Durante la diciottesima dinastia, il faraone Akhenaton tentò di trasformare la tradizionale religione politeista egizia in unapseudo­monoteista, nota come Atonismo. Tutte le divinità, compreso Amon, furono sostituite da Aton, la divinità solare cheregnava sulla regione di Akhenaton. Diversamente dalle altre divinità, Aton non possedeva forme multiple: la sua unica effigieera il disco solare. Tale culto non sopravvisse a lungo dopo la morte del faraone che lo introdusse e ben presto il tradizionalepoliteismo fu riaffermato dalla stessa casta sacerdotale, che tempo prima aveva abbracciato il culto atonistico.[142]

Nella mitologia greca la divinità solare principale fu Elio, figlio dei Titani Iperione e Teia. Il dio viene normalmenterappresentato alla guida del carro del sole, una quadriga tirata da cavalli che emettono fuoco dalle narici. Il carro sorgeva ognimattina dall'Oceano e trainava il Sole nel cielo, da est a ovest, dove si trovavano i due palazzi del dio. In epoca più recente,Elio fu assimilato ad Apollo.[143][144]

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Eliogabalo gransacerdote del Sole,Simeon Solomon, 1866.Eliogabalo era, per dirittoereditario, gran sacerdotedel dio solare di Emesa,El­Gabal; già all'età diquattordici anniesercitava il propriosacerdozio.

Mosaico di Gesù come il ChristoSole; Mausoleo M nella necropoli delIII secolo sotto la Basilica di SanPietro in Vaticano.

Il culto del Sole in quanto tale trovò terreno fertile anche a Roma; il primo tentativo di introdurre ilculto solare fu ad opera dell'imperatore Eliogabalo, sacerdote del dio solare siriano El­Gabal.[145]El è il nome della principale divinità semitica, mentre Gabal, che è legato al concetto di"montagna" (si confronti con l'ebraico gevul e l'arabo jebel), è la sua manifestazione ad Emesa, suoprincipale luogo di culto.[146] La divinità fu in seguito importata nel pantheon romano e assimilatoal dio solare romano noto come Sol Indiges in età repubblicana e poi Sol Invictus nel II e IIIsecolo.[147] Un altro importante culto solare, a carattere misterico, fu il mitraismo, da Mitra, suadivinità principale, che fu importato nell'Urbe dalle legioni stanziate in Medio Oriente,principalmente in Siria. Tuttavia l'affermazione del culto solare, il Sol Invictus, si ebbe conAureliano, il quale si proclamò suo supremo sacerdote. Le celebrazioni del rito della nascita delSole (il Natale del Sole infante, più tardi Dies Natalis Solis Invicti, Natale del Sole invitto),avvenivano il 25 dicembre, con particolare solennità in Siria ed Egitto, province in cui tale cultoera radicato da secoli. Il rito prevedeva che celebranti, ritiratisi in appositi santuari, ne uscissero amezzanotte, annunciando che la Vergine aveva partorito il Sole, raffigurato nelle sembianze di uninfante.[142] Il culto del Sol Invictus perdurò sino all'avvento del Cristianesimo e alla suaufficializzazione come religione di Stato con l'editto di Tessalonica di Teodosio I, il 27 febbraio380.

Il 7 marzo 321, l'imperatore Costantino I decretò che il settimo giorno della settimana, il DiesSolis, diventasse il giorno del riposo; il decreto non era stato emanato a favore di alcuna religione,ma era un atto di regolamentazione delle attività settimanali che entrò a far parte del corpolegislativo romano.[148]

(LA)

« Imperator Constantinus. Omnes iudicesurbanaeque plebes et artium officiacunctarum venerabili Die Solis quiescant.Ruri tamen positi agrorum culturae liberelicenterque inserviant, quoniam frequenterevenit, ut non alio aptius die frumenta sulcisaut vineae scrobibus commendentur, neoccasione momenti pereat commoditascaelesti provisione concessa.

Const. A. Helpidio. * <A. CCCXXIPP. V. Non. Mart. Crispo II etConstantino II Conss.> »

(IT)

« L'imperatore Costantino. Nel venerabilegiorno del Sole, si riposino i magistrati e gliabitanti delle città, e si lascino chiusi tutti inegozi. Nelle campagne, però, la gente sialibera legalmente di continuare il propriolavoro, perché spesso capita che non si possarimandare la mietitura del grano o la seminadelle vigne; sia così, per timore che negandoil momento giusto per tali lavori, vadaperduto il momento opportuno, stabilito dalcielo.<Emanato il VII giorno di Marzo, Crispo eCostantino, consoli per la seconda volta> »

(Codice Giustiniano 3.12.2)

Alcuni cristiani approfittarono del decreto imperiale per trasferire il significato delloShabbat ebraico al Dies Solis, che, sin dall'epoca di Giustino (II secolo), iniziò adassumere tra le comunità cristiane il nome di Dies Dominica (Giorno del Signore),memoriale settimanale della Risurrezione di Gesù avvenuta, secondo il raccontoevangelico, il primo giorno dopo il sabato (Mt 28,1; Mc 16,1; Lc 24,1; Gv 20,1);[149] il3 novembre 383, per volere di Teodosio, il Dies Solis viene infine ufficialmenterinominato Dies Dominica.[150]

Dopo aver abbracciato la fede cristiana, nel 330 l'imperatore fece coincidere con undecreto il Dies Natalis Solis Invicti con la data di nascita di Gesù, considerato daicristiani il "Sole di giustizia" profetizzato da Malachia (Mal, 4:2),[140][151][152]ufficializzando per la prima volta il festeggiamento cristiano. Così scriveva un secoloprima Cipriano, vescovo di Cartagine: «Come ha magnificamente agito la Provvidenzanel far sì che, nel giorno in cui è nato il Sole, sia nato il Cristo!».[151] Nel 337 papaGiulio I ufficializzò la data liturgica del Natale da parte della Chiesa cristiana (oggidivisa in cattolica, ortodossa e copta), come riferito da Giovanni Crisostomo nel 390:«In questo giorno, 25 dicembre, anche la natività di Cristo fu definitivamente fissata inRoma.»[151]

Nella letteratura e nella musica

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Domenico di Michelino, La Divina Commedia diDante (1465). Dettaglio dal monumento equestrea Niccolò da Tolentino.

Il tramonto del Sole al termine di unSol marziano visto dal rover Spiritdella NASA sul bordo del cratereGusev.

Nella cultura, il Sole è usato principalmente come un riferimento mitologico e mistico­religioso, più che in ambito letterario: adifferenza delle stelle infatti, che sono citate come meraviglie notturne dai poeti e dai letterati, il Sole in letteratura è utilizzatosoprattutto come riferimento per l'alternarsi del dì e della notte. Non mancano tuttavia dei forti riferimenti specificatamentededicati a questa stella in letteratura, in pittura e persino nella musica.

Uno dei testi più celebri ed anche più antichi della letteratura italiana che fa riferimento al Sole è in Cantico di Frate Sole, notoanche come Cantico delle creature scritto da San Francesco d'Assisi, completato, secondo la leggenda, due anni prima dellasua morte, avvenuta nel 1226. Il Cantico è una lode a Dio, una preghiera permeata da una visione positiva della natura, poichénel creato è riflessa l'immagine del Creatore. Con la nascita della scienza storiografica, fra Settecento e Ottocento e con gliideali romantici delle "radici popolari della poesia", l'opera venne presa in considerazione dalla tradizione critica e filologica.[153][154]

Anche Dante Alighieri, da buon conoscitore dell'astronomia, non manca dicitare il Sole nelle sue opere, utilizzandolo come riferimento astronomico:nel Primo Canto del Paradiso, ad esempio, descrive la luce del Sole,spiegando che dal momento che illumina l'emisfero in cui si trova ilPurgatorio, la città di Gerusalemme, che si trova dalla parte opposta dellaTerra, è in quel momento immersa nell'oscurità della notte. Dante sisofferma così ad osservare lo splendore del nostro astro, imitando la suaguida, Beatrice.[155][156]

Anche nelle favole si fa saltuariamente ricorso alla figura del Sole, ove peròappare come un personaggio a tutti gli effetti; fra gli esempi più noti vi sono,oltre a quelle di Fedro,[157] le favole scritte da Jean de La Fontaine, unoscrittore francese vissuto nel Seicento, come Il Sole e le Rane o Il Sole e ilVento.[158]

Il Sole ha influenzato in modo diretto persino alcuni brani di musicasinfonica: durante il Romanticismo e le fasi successive infatti, i compositori

riprendono frequentemente dei temi "naturali" con l'intento di tradurli in partiture per vari strumenti musicali. Uno degliesempi meglio noti è il tramonto orchestrato da Ludwig Van Beethoven nelle battute finali della sua Sesta Sinfonia, un branoricco di innumerevoli riferimenti naturalistici.[159] Altro esempio molto noto è dato dalla Sinfonia delle Alpi di Richard Strauss,in cui sono presenti esplicitamente (sia nell'orchestrazione che proprio come titolo delle varie sezioni del poema sinfonico) deirichiami al sorgere e al tramontare del Sole.[160] Altri autori hanno descritto in musica le varie fasi della giornata, con unrichiamo alla levata del Sole, fra i quali Anton Bruckner (nella quarta sinfonia)[161] e Modest Musorgskij (nel brano intitolatoUna notte sul Monte Calvo, ripreso anche da Walt Disney per il finale del suo celebre Fantasia).[162]

Fra i vari riferimenti presenti nella musica del Novecento, un importante riferimento italiano è dato dal titolo della celebreCanzone del sole, firmata da Lucio Battisti e Mogol e registrata per la prima volta nel 1971 su un 45 giri; questo brano è spessoeseguito anche da coloro che imparano a suonare la chitarra, come esercitazione.[163][164]

Uso del termine Sol

Il termine Sol è la forma latina di Sole, da cui deriva la parola italiana; il nome Solviene comunque compreso anche dai cittadini dei paesi anglosassoni, dove peròpredomina la forma Sun. Il termine Sol è usato di frequente in inglese nella fantascienza(come Star Trek), come nome comune per designare la stella presso la quale sisvolgono gli avvenimenti narrati. Per estensione, la locuzione Sistema Solare è spessousata per definire il sistema planetario della narrazione.[165]

Il termine Sol è anche usato dagli astronomi anglofoni per indicare la durata di ungiorno solare su Marte.[166] Un giorno solare terrestre è di circa 24 ore, mentre ungiorno marziano, o sol, è di 24 ore, 39 minuti e 35,244 secondi.[167]

Sol è inoltre la parola usata per "Sole" in portoghese, in spagnolo, islandese, danese,norvegese, svedese, catalano e galiziano. La valuta peruviana è chiamata nuevo sol(Nuovo Sole); in persiano il termine Sol è usato per indicare l'anno solare.[168]

Note

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(archiviato dall'url originale il 16 ottobre 2007).6. ^ a b c d e An Overview of the Solar System, nineplanets.org. URL consultato il 15 febbraio 2007.7. ^ a b c d M. Woolfson, The origin and evolution of the solar system, University of York, DOI:10.1046/j.1468­4004.2000.00012.x. URL

consultato il 22 luglio 2006.8. ^ La nascita del Sole in Costruire il sistema solare, vol. 2, Eaglemoss, 2011, p. 6.9. ^ a b c d e f g h i j La morte del Sole in Costruire il sistema solare, vol. 4, Eaglemoss, 2011, p. 8.10. ^ a b c O. K. Manuel, H. Golden, Meteoritics (PDF) in Physics Reports, vol. 18, nº 3, 30 settembre 1983, pp. 209­222. URL consultato il

17 febbraio 2007.11. ^ a b J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross, Stellar evolution from the zero­age main sequence in Astrophysical

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9/27/2015 Sole - Wikipedia

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La nostra stella vista dalla superficieterrestre.

Titoli specifici

Sulle stelle

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Sul Sole

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Voci correlate

Generali

AfelioAurora polareCostante solareEclissi solareEliosismologiaEnergia solareGiorno

AlbaNotte

Lista delle stelle più vicineModello Solare StandardParadosso del Sole giovane debolePerielioProblema dei neutrini solariRadiazione solare

Unità di misura

Luminosità solareMassa solareRaggio solare

Posizione

UniversoSuperammasso della VergineGruppo LocaleVia LatteaBraccio di OrioneBolla LocaleNube Interstellare LocaleSistema solare

Mitologia

AtonismoCarro solare di TrundholmDisco di NebraEl­GabalMitraismoMitologia del SoleSole (divinità)Sol Invictus

9/27/2015 Sole - Wikipedia

https://it.wikipedia.org/wiki/Sole 26/26

Altri progetti

Wikiquote contiene citazioni di o su Sole Wikizionario contiene il lemma di dizionario «Sole» Wikimedia Commons (https://commons.wikimedia.org/wiki/?uselang=it) contiene immagini o altri file sul Sole

(https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Sun?uselang=it)

Collegamenti esterni

(EN) Immagini dalla sonda SOHO (http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime­images.html)(EN) Mappa magnetica del Sole(https://web.archive.org/web/20090416165919/http://soi.stanford.edu/data/farside/index.html) dall'università di Stanford(http://www.stanford.edu)(EN) Eclissi (NASA) (http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html)(EN) Sito della missione SOHO (http://sohowww.nascom.nasa.gov/)(EN) Profilo del Sole (http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun) dal sito NASA's Solar SystemExploration (http://solarsystem.nasa.gov)(EN) Suoni del Sole (http://soi.stanford.edu/results/sounds.html)(EN) Total solar irradiance (https://earthdata.nasa.gov/data/references/earth­data­science­disciplines/calibrated­radiance­and­solar­radiance/solar­radiance/total­solar­irradiance)(EN) La posizione del Sole(https://web.archive.org/web/20111128005555/http://www.astro.uu.nl/~strous/AA/en/antwoorden/zonpositie.html#v494)(EN) Video del Sole (http://www.lmsal.com/YPOP/FilmFestival/index.html)(EN) Istituto di fisica solare (http://www.solarphysics.kva.se/)(EN) Osservatorio Solare Nazionale Americano (http://www.nso.edu)(EN) Illustrazioni che confrontano il sole con altre stelle e altri oggetti del sistema solare (http://www.co­intelligence.org/newsletter/comparisons.html)(EN) Solar activity graph over the last 400 years (http://solar­flux.narod.ru/English.htm)Sole in Tesauro del Nuovo soggettario, BNCF, marzo 2013.

Il Sole

Struttura: Nucleo • Zona radiativa • Tachocline • Zona convettiva • Fotosfera • Atmosfera(Cromosfera ∙ Zona di transizione ∙ Corona)

Strutturaestesa:

Vento • Campo magnetico (IMF ∙ Corrente eliosferica diffusa) • Eliosfera • Termination Shock• Eliopausa • Eliosheath • Bow Shock

Fenomeni:Macchie • Facule • Granuli • Supergranulazione • Spicule • Anelli coronali • Brillamento •Protuberanze • Espulsioni di massa coronali • Onde di Moreton • Buchi coronali • Ciclo solare(Massimo ∙ Minimo)

Argomenticorrelati:

Sistema solare • Attività • Dinamo • Radiazione • Rotazione • Eclissi • Esplorazione •Osservazione • Eliosismologia • Paradosso del Sole giovane debole • Problema dei neutrinisolari • Modello Solare Standard Questo box: vedi ∙ disc. ∙ mod. (https://it.wikipedia.org/w/index.php?

title=Template:Sole&action=edit)

Controllo di autorità LCCN: (EN) sh85130462 (http://id.loc.gov/authorities/subjects/sh85130462) ∙ GND: (DE) 4055562­8 (http://d­nb.info/gnd/4055562­8)

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