Il sistema solare è chiamato così in virtù dell'unica stella in esso presente, il Sole.

Si tratta di un astro dalle caratteristiche fisiche medie, tecnicamente una stella nana; una sfera di plasma, cioè gas ionizzato (da molti considerato il quarto stato della materia), composta principalmente da idrogeno ed elio.

 

LE CARATTERISTICHE DEL SOLE

 


Il Sole, la stella a noi più vicina,
in una foto ottenuta dal telescopio a
raggi X omntato sul laboratorio spaziale
SKYLAB. Nei raggi X vediamo solo
le parti della corona ad altissima
temperatura: il colore chiaro corrisponde
alle zone più calde, il rosso a quelle
relativamente più fredde.
Il sole è una stella incredibilmente vicina, milioni di vole più vicina della maggior parte delle stelle a  portata del nostro sguardo. Non solo: appare anche milioni di milioni di volte più luminoso delle altre stelle che, all'oculare del più potente telescopio, rimangono puntiformi.

 Benchè in proposito non manchi tra gli antichi qualche acuta intuizione, l'identità Sole-stelle è una conquista abbastanza recente, che si può far risalire al tempo di Galileo. Non solo; fino ad un secolo fa lo studio del Sole e lo studio delle stelle sono andati avanti su strade sostanzialmente separate. Da qualche decennio appena si è messa a frutto la consapevolezza  che conoscere il Sole significa conoscere le stelle e capire meglio anche il Sole. Si tratta infatti di campi complementari: il Sole è estremamente più vicino delle stelle e ci inonda con una valanga di radiazioni che portano informazioni sulla sua natura fisica, mentre le stelle sotto questo aspetto sono molto avare; d'altra parte il Sole è un oggetto unico, con determinate dimensioni e proprietà, entre le stelle, con le loro differenze di misura, di età, di caratteristiche fisiche, ci offrono una vastissima casistica

 Negli ultimi anni la collaborazione tra astrofisici stellari e astrofisici solari ha dato ottimi frutti. Eppure il Sole rimane ugualmente alquanto misterioso. Bisogna però ammettere che negli anni Novanta le cose sono cambiate anche grazie ad alcune importanti missioni spaziali volute dall'ESA, l'Agenzia Spaziale Europea: guadualmente si fa strada la consapevolezza che il Sole è l'oggetto astronomico più importante in assoluto, se non altro per il fatto che da esso dipende l'esistenza di ogni forma di vita sulla Terra.

 

STRUTTURA

 

Il Sole è strutturato a livelli, differenziati per temperatura, composizione fisica e funzioni. Essi sono: Nucleo, Strato


Il Sole è composto principalmente da elio e idrogeno.
Nell'immagine lo spaccato della struttura del Sole:
si può notare il nucleo, nella parte la parte centrale,
le macchie solari e le protuberanze.
 Radiativo, Fotosfera, Cromosfera e Corona. Nonostante non sia stato possibile un'osservazione diretta sono chiare le proprietà del Nucleo, studiate tramite l'osservazione dei neutrini, le uniche particelle che da esso possono arrivare sulla Terra, superando le insostenibili condizioni dell'habitat solare. Nel Nucleo, infatti, la temperatura è dell'ordine di 15 milioni di gradi e la pressione raggiunge i 100 g/cm3. Tali condizioni sono l'ambiente nel quale possono avvenire le reazioni nucleari che trasformano l'idrogeno in elio in un processo chiamato reazione protone-protone. Una stella, a causa della sua soverchiante massa, è perennemente sull'orlo del collasso: l'energia delle reazioni nucleari appena descritte sono ciò che mantiene il Sole stabile, proteggendolo da tale eventualità.

Le reazioni nucleari che avvengono nel Nucleo producono in prevalenza raggi gamma; questi sono i protagonisti dei movimenti all'interno dello Strato Radiativo. In esso i raggi gamma sono assorbiti e successivamente riemessi più e più volte ad energie progressivamente inferiori dalla materia che vengono ad incontrare uscendo dal Nucleo. Tale processo, detto "irraggiamento",  costituisce una delle tre modalità di propagazione della radiazione elettromagnetica, insieme a convezione e conduzione. La propagazione avviene tanto frequentemente che i raggi gamma impiegano milioni di anni per arrivare effettivamente in superficie. In conseguenza di ciò la l'energia solare arrivata sulla Terra si è in realtà formata nel Nucleo milioni di anni prima.

Il processo di irraggiamento diminuisce il livello di energia della radiazione finchè essa non raggiunge una temperatura vicina a quella della materia solare; quando ciò si verifica l'energia è ormai nello strato chiamato "Convettivo". Il nome deriva dal processo fisico, la convezione, tramite il quale l'energia viene trasportata fino allo strato più esterno del Sole: la Fotosfera. Questa è la superficie del Sole visibile dalla Terra: ha uno spessore di quasi 500 km e una temperatura di circa 6.000° K.

L'opacità della Fotosfera, rendendo inosservabili gli strati più interni del Sole, rendono possibile considerarla una sorta di "superficie"; in analogia con i pianeti tutto ciò che è altre tale limite è definito atmosfera. L'elevata temperatura è dovuta all'assorbimento dell'energia trasmessa dallo Strato Convettivo, energia poi riemessa   sotto forma di radiazione visibile: perciò i gas della Fotosfera sono luminosi. La Fotosfera è sede di numerosi fenomeni perturbatori, quali macchie e perturbamenti. Il limite superiore della Fotosfera segna il minimo della temperatura che raggiungono i gas, tuttavia allontanandosi la temperatura risale fino a raggiungere decine di migliaia di gradi nella Cromosfera, e addirittura passare il milione nella corona. In effetti la Cromosfera, spessa poche migliaia di chilometri, più che un vero strato è un sistema di decine di migliaia di getti gassosi emessi contemporaneamente, detti spiculae; getti dal diametro superiore a 1000 km rilasciati a velocità superiore ai 30 km/s.


Ecco una rappresentazione
artistica del vento solare: questo è la
causa delle aurore boreali.
L'ultimo strato del Sole, la Corona, ha una brillanza estremamente bassa, specie comparata con quella di Foto-Cromosfera; pertanto essa è visibile soltanto durante le eclissi totali di Sole. Questo determina una certa imprecisione nello stabilire i confini esatti del Sole. Un'interessante caratteristica della Corona è il cambiamento di forma  che si veifica seguendo un ciclo di 11 anni; nei periodi di massima attività ha forma quasi circolare, affusolata in minima attività, intermedia tra questi estremi. Nel cambiamento ha un ruolo determinante la distribuzione dei campi magnetici. Essendo composta in massima parte da gas, la densità di questo strato è molto bassa (circa un miliardesimo dell'aria terrestre a livello del mare). La bassa densità combinata all'elevatissima temperatura evidenzia la natura di gas ionizzato, che compone la Corona. Queste particelle ionizzate, eccitate dall'alta temperatura, si muovono a velocità tali da riuscire a sfuggire alla gravità solare, dando vita al fenomeno noto come vento solare.

 

 IL SOLE: UNA TRANQUILLA BOMBA H

 

Immaginiamoci di trovarci in una stanza e al suo interno una candela accesa. Dopo mezza giornata la candela è ancora lì, e così dopo una settimana, un mese, un anno e così via: sempre la stessa. Evidentemente c'è qualcosa di strano, il suo fuoco non può essere una semplice combustione, un banale fenomeno chimico. Ma che cosa lo alimenta? Davanti al Sole gli scienziati si sono trovati a lungo di fronte a questo enigma. Un calcolo elementare è sufficiente per dimostrare che se il Sole funzionasse proprio come una normale candela, un falò, non durerebbe per più di mille anni. Quando alla fine dell'Ottocento si scoprirono gli elementi radioattivi si pensò che quella potesse essere la fonte dell'energia solare, ma i conti non tornavano ancora.

Un contributo fondamentale alla comprensione del Sole e delle stelle è venuto dalla fisica nucleare, che si è enormemente sviluppata in questi ultimi anni. Grazie a essa oggi sappiamo che la loro energia deriva dalla fusione di nuclei di elementi leggeri e di elementi più pesanti. Concettualmente il processo è identico a quello che l'uomo ha realizzato nella bomba H. Perchè avvenga la fusione di protoni dei nuclei di idrogeno che dà luogo a nuclei di elio sono necessarie temperature e pressioni elevatissime. Nel Sole e nelle stelle la temperatura e la pressione necessarie sono la conseguenza naturale dell'enorme massa di gas che costituisce questi astri. La stella nasce appunto dalla contrazione per gravità di una nebulosa: quando pressione e temperatura nella zona centrale dell'astro raggiungono i valori giusti, le reazioni di fusione si innescano automaticamente. Semplificando le cose il Sole e le stelle sono gigantesche bombe H in equilibrio idrostatico. Il Sole brucia ogni secondo 4,5 milioni di t di materia!  Chi si preoccupasse di tanta dissipazione può tranquillizzarsi: poichè il Sole ha una massa a dir poco immensa in 10 miliardi di anni meno dell'un per cento della sua massa si converte in energia: esso ha appena intaccato la sua scorta di carburante e continuerà a brillare per almeno 5 miliardi di anni.

 

IL SOLE AL TELESCOPIO

Il modo più pratico per osservare direttamente il Sole con un telescopio consiste nel proiettare l'immagine focale su uno schermo posto in una camera buia. Si vedrà un disco bianco dai contorni netti, con qualche macchiolina nera circondata da un'area meno scura. Sono le macchie Solari, formate da un'ombra (la parte centrale più nera) con intorno una penombra. Le macchie più vicine al lembo appaiono schiacciate dalla prospettiva, indicando chiaramente la sfericità del Sole. Ciò che vediamo non è una superficie solida o liquida ma un confine indeterminato tra gas più densi e meno densi. Meglio ancora, tra un plasma (gas ionizzato) più trasparente e altro plasma più opaco. Per lo stesso motivo nel caso del Sole e delle stelle è improprio parlare di atmosfera. In un certo senso tutto il Sole è un'atmosfera di plasma dalla densità fortemente variabile: 12 volte più densa del piombo al centro del globo. Se si osserva il Sole con regolarità per qualche giorno annotando la posizione delle macchie si noterà un fenomeno già accuratamente descritto da Galileo: le macchie si spostano con un moto uniforme da ovest a est, denunciando che anche il Sole ruota su se stesso. Il periodo di rotazione osservato dalla Terra è di 27 giorni circa. A un esame più accurato, tuttavia, ci si accorge che il Sole non ruota come un corpo rigido: un punto sull'equatore ruota più velocemente di un punto a latitudine maggiore. Questo fenomeno venne scoperto da Carrington nel 1863 seguendo con pazienza gli spostamenti delle macchie solari: un lavoro non facile perché le macchie stesse hanno dei piccoli moti propri che complicano la situazione. In definitiva si può accertare che, mentre all'equatore la rotazione solare ha un periodo di circa 25 giorni, mentre con l'aumentare della latitudine arriva a raggiungere i 30 giorni.

 

Granulazione fotosferica

 A forte ingrandimento la fotosfera non appare uniformemente luminosa. Le fotografie ad alta risoluzione rivelano


Le zone più scure sono quelle più vicine a noi, e
quelle più calde.
 un'alternarsi di punti chiari e punti più scuri. L'immagine è stata paragonata a quella di una specie coperta di chicchi di riso. Ogni "chicco" ha un diametro di circa 1000 km, ma talvolta si formano "chicchi" più grandi fino a 4000 km. A proposito di questi aspetti si parla rispettivamente di granulazione e di supergranulazione. Un esame più accurato rivela che i punti più chiari si avvicinano a noi, mentre quelli più scuri si allontanano. Quanto alla temperatura, è maggiore nei punti chiari, minore in quelli scuri. L'interpretazione di questi fenomeni è che gli strati più superficiali del Sole ribollono per moti connettivi che trasportano il calore nel guscio esterno del Sole: le zone più chiare sono zampilli di materia calda in ascesa, le zone più scure ricadute di materia più fredda in discesa. La vita media di un granello è di circa dieci minuti.

 

Oscillazioni Solari

 

 


Le oscillazioni solari sulla superficie
del Sole sono generate da onde sonore
che attraversano tutto il Sole. Esse
sono prodotte da gas caldissimo che
ribolle nella zona convettiva.
Il Sole nel suo insieme sembra pulsare come un cuore, espandendosi e contraendosi leggermente. Le oscillazioni meglio studiate sono di tipo acustico, hanno un periodo di circa 5 minuti e furono scoperte nel 1955 da Evans Michard. Nel loro complesso le oscillazioni acustiche sono una manifestazione superficiale dei moti convettivi che nella parte più esterna del Sole pertanto ad affiorare l'energia prodotta in profondità. Lo studio delle oscillazioni richiede osservazioni accuratissime e molto prolungate, che dalla Terra non si possono fare sia per l'alternarsi del giorno con la notte, sia per i limiti posti alla meteorologia. L'ostacolo è stato superato con il lancio della navicella SOHO dell'Agenzia Spaziale Europea. Questo satellite nella primavera d3el 1966 ha cominciato ad osservare ininterrottamente le oscillazioni solari.

 

LE CONOSCENZE ACQUISITE SUL SOLE

 Molte informazioni sulla nostra stella si possono ottenere anche dal suolo o per via spettroscopica oppure isolando particolari lunghezza d'onda della luce. L'analisi spettroscopica ha permesso di analizzare la composizione chimica del Sole. Ad ogni elemento chimico infatti corrisponde una "firma" spettroscopica che consiste in particolari righe d'assorbimento. Dai 92 elementi stabili riconosciuti, 70 sono stati identificati anche nella nostra stella. A parte le ovvie eccezioni dell'idrogeno e dell'elio, la ricetta chimica del Sole non differisce da quella terrestre. Curiosamente l'elio fu scoperto prima nel Sole e poi sulla Terra. Lo rivelò Janssen nel 1868 durante un'eclissi totale di Sole, ma le sue ricche spettrali rimasero a lungo non identificate. Lockyer le attruibuì ipoteticamente ad un nuovo elemento che chiamò elio ( dai greco Helios, Sole). Finalmente, nel 1895, Ramsay scovò l'elio anche sulla Terrq studiando i minerali d'uranio. Curiosa anche la storia dell'aoro, scoperto grazie alla sua riga nell'ultravioletto. Secondo studi recenti, nel Sole la quantità d'oro è cento volte più abbondante che sulla Terra. si ritiene che a causa del suo peso specifico, l'oro terrestre si sia concentrato a grande profondità, nel nucleo metallico del nostro pianeta.

 

Le protuberanze

 Isolando una precisa lunghezza d'onda della luce rossa tipica dell'idrogeno, è possibile osservare il più impressionante


Un'enorme protuberanza solare
ripresa all'ultravioletto emesso
da un particolare tipo di elio
ionizzato, in un'immagine
fornita dagli strumenti
a bordo della navicella SOHO.
 dei fenomeni solari: le protuberanze. Sono addensamenti di idrogeno che talvolta si innalzano rapidissimi nello spazio, curvandosi secondo le linee di forma dei campi magnetici, simili a colossali fontane. La loro densità è circa 100 volte maggiore quella della corona nella quale si muovono, mentre la temperatura è 100 volte inferiore. Già notate con meraviglia dagli antichi durante le eclissi totali si Sole, si è potuto studiarle nei minimi particolari a partire dalla seconda metà dell'Ottocento grazie a strumenti e filtri speciali. Quando non si levano dal bordo ma si proiettano sul disco, le protuberanze assumono l'aspetto, e il nome, di "filamenti". In funzione del loro comportamento si distinguono due protuberanze: le quiescenti, che possono mantenere il loro aspetto per molti giorni e anche in alcuni casi per più di una  rotazione solare; e le eruttive, che sono a rapida evoluzione, salgono a grande velocità e ricadono in poche ore. Anche le protuberanze, come le macchie, sono fenomeni legati all'attività solare, nella quale i campi magnetici svolgono un ruolo di grande importanza.

 

Le macchie

 

 
Alcune macchie solari fotografate
a lunghezza d'onda differenti. In alto
(a), le macchie solari sono riprese alla
lunghezza d'onda del visibile e appaiono
come isolette scure sulla superficie del
Sole; nella sezione centrale, la stessa
porzione di Sole è ripresa nell'estremo
ultravioletto rivelando zone d'intensa
attività in corrispondenza delle macchie
solari; in basso(c) un'immagine a raggi X
che registra le zone ad altissima
temperatura della corona solare.
Gli antichi immaginavano che il Sole e le stelle come corpi perfettamente immutabili. In realtà ogni stella è in evoluzione e ne dà segni più o meno evidenti. Il Sole sta attraversando una lunga fase di stabilità tipica delle stelle più comuni, che dura almeno dieci miliardi di anni. L'attività solare è visibile soltanto perché la osserviamo da molto vicino e si manifesta nelle macchie, nei brillamenti nelle protuberanze, nella variabile conformazione della corona. La forma e le dimensioni delle macchie sono estremamente variabili e possono cambiare anche in tempi brevi (dell’ordine di poche ore); ciò può essere facilmente compreso se si pensa che la fotosfera, sulla quale esse si formano, si trova allo stato gassoso con una temperatura che si aggira intorno ai 6.000 gradi centigradi. Per contro la temperatura nel nucleo di una macchia può variare da 4.000 a 5.200 gradi centigradi mentre nella penombra raggiungiamo valori pari a 5.500 gradi centigradi; di conseguenza le macchie appaiono scure solo per contrasto con le regioni fotosferiche adiacenti soggette a temperature più elevate. Il sospetto che il numero della macchie presenti sul Sole potesse variare con un andamento ciclico (cioè alternando massimi e minimi con cadenza regolare) pare l’abbia avuto per la prima volta l’astronomo danese Christian Horrebow (1718 - 1776); purtroppo le sue opere furono pubblicate solo nel 1859 quando l’esistenza di un ciclo delle macchie solari era già stata scoperta dal farmacista tedesco S. H. Schwabe (1789 - 1875) il cui lavoro venne divulgato nel 1851. Per convenzione si è stabilito che un ciclo di attività solare cominci con un numero minimo di macchie e finisca con l'inizio del minimo seguente. Analisi statistiche effettuate su valori registrati a partire dal 1715 hanno mostrato che la durata media del ciclo solare è di 11,4 anni; il periodo più lungo è stato di 17,1 anni (dal 1788 al 1805) mentre quello più breve durò 7,3 anni (dal 1829 al 1837). Una teoria completa che spieghi nei dettagli la nascita, evoluzione e scomparsa di una macchia solare e l’esistenza del ciclo undecennale ancora non esiste. Quello che si sa è che le macchie solari sono sedi di intensi campi magnetici che affiorano dalla fotosfera provenendo dalle regioni sottostanti; in questo modo il flusso di energia, proveniente dall’interno del Sole e diretto verso l’esterno, viene parzialmente interrotto e la zona interessata diventa più fredda.

 

I brillamenti

Con il numero delle macchie variano anche il numero dei brillamenti. Questi sono fenomeni che si verificano al di sopra

 
I brillamenti costituiscono la maggiore
forma di rilascio improvviso e violento di
energia: essi hanno l'aspetto di getti
gassosi che dalla cromosfera salgono
nella corona
 della fotosfera, nella cromosfera, e liberano in pochi minuti enormi quantità di energia. I brillamenti maggiori sono visibili anche in luce bianca poiché riescono a spiccare persino sullo sfondo abbagliante della fotosfera ma in genere la maggior parte della loro emissione avviene nei raggi X, nell'ultravioletto, nelle onde radio e sotto forma di particelle atomiche fortemente accellerate. In poche ore l'onda di particelle investe la Terra, causando splendide aurore polari ma anche disturbi delle comunicazioni radio. Se compaiono sul bordo del Sole, i brillamenti hanno l'aspetto di getti gassosi che dalla cromosfera salgono nella corona a varie centinaia di km al secondo. Se compaiono sul disco fotosferico, nelle riprese cinematografiche si vede una sorta di folgore che si propaga per decine di migliaia di chilometri. L'energia scatenata in questo fenomeno è pari a quella di due miliardi di bombe H, o se si vuole un paragone più pacifico, equivale all'energia prodotta in un secondo da 30 milioni di centrali elettriche da 1000 MW. E c'è ancora molto da scoprire

 

L'ESPLORAZIONE DEL SOLE

L'esperienza ci insegna che la luce del Sole è accecante: impossibile guardare la nostra stella, anche solo ad occhio nudo, senza utilizzare i filtri più opportuni. Figuriamoci poi se usassimo un binocolo o un telescopio, andremmo incontro a seri danni agli occhi. Eppure per gli scopi scientifici la luce non è mai troppo e anche per osservare il Sole gli astronomi hanno bisogno di specchi per raccogliere più radiazione possibile e concentrarla sugli strumenti. Nonostante lo studio del Sole abbia fatto grossi passi avanti dall'inizio dell'era spaziale, i metodi classici di osservazione, come l'utilizzo di torri solari, mantengono comunque un'elevata importanza, tanto che nel "tempio" dell'osservazione solare, il complesso di monte Wilson, in California, sono ancora funzionanti storici edifici costruiti all'inizio del secolo scorso, naturalmente equipaggiati con strumenti più recenti.