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Il Sole: una normalissima stella eccezionale

Federica Volpi
Laurea Magistrale in Astrofisica, Università degli Studi La Sapienza, Roma, Master in Scienza e Tecnologia Spaziale, Università degli studi di Roma Tor Vergata
Dicembre 2015

     

Un sondaggio pubblicato sull’Annuario Scienza e Società 2013 di “Observa Science in Society”, svolto annualmente per valutare il livello di conoscenze scientifiche in Italia, mostrava nel suo insieme un incremento positivo dell’alfabetismo scientifico nel nostro Paese. Faceva comunque riflettere il risultato di una delle questioni poste agli intervistati: che cos’è il Sole? Ebbene, solo il 60% aveva risposto correttamente, affermando che il Sole è una stella. Per il restante 40%, invece, il Sole era un pianeta.

Questo risultato può lasciare sorpresi: il Sole è la stella più importante per la nostra vita, è la più vicina a noi, la vediamo sorgere e tramontare ogni giorno... come può non esserci familiare? in fondo potremmo pensare che di lei ormai sappiamo tutto, non è che un astro banale, come tanti altri. Nessuna nuova sorpresa.

Tuttavia, il Sole è un corpo tutt’altro che banale: sono tanti i quesiti che da sempre ci siamo posti rispetto ad esso, e il trovare delle risposte è stato tutt’altro che scontato.

Ad esempio: cosa fa splendere il Sole? Come produce tutta l’energia necessaria a rendere possibile la vita sulla Terra? Queste domande rappresentarono una sfida per gli scienziati per centocinquanta anni, a partire dalla metà del diciannovesimo secolo. Un acceso dibattito divise gli studiosi riguardo a chi avesse la risposta corretta.

In realtà potremmo ben dire che l’interesse per il Sole sia nato con l’uomo: in tutte le culture e le epoche, l’uomo è rimasto affascinato e incuriosito dallo splendore e dalla maestosità di questo astro.

Copernico, nell’osservare e studiare le meraviglie del cielo e dei pianeti, scriveva: “Ma in mezzo a tutti sta il Sole. Chi infatti, in tale bellissimo tempio, metterebbe codesta lampada in un luogo diverso o migliore di quello, donde possa tutto insieme illuminare? Perciò non a torto alcuni lo chiamano lampada del mondo, altri mente, altri reggitore. Trismegisto lo chiama Dio visibile, Elettra, nella tragedia di Sofocle, colui che tutto vede. Così, per certo, come assiso su un trono regale, il Sole governa la famiglia degli astri che gli ruotano intorno” (De revoutionibus orbium coelestium, libro 1., cap. X).

John Herschel, figlio del famoso astronomo William Herschel, descrisse il ruolo fondamentale della luce del Sole riguardo il genere umano: “I raggi del Sole sono la risorsa fondamentale di quasi ogni movimento che abbia luogo sulla superficie della Terra. Grazie al suo calore nascono i venti. Grazie all’azione vivificante dei suoi raggi, le piante si sviluppano a partire dalla materia inorganica e diventano, a loro volta, il nutrimento degli animali e dell’uomo, e le sorgenti di quei grandi depositi di efficienza dinamica che sono riposti per l’uso umano negli strati di carbone.” (A Treatise on Astronomy, 1833)

Cerchiamo dunque di conoscere o rivedere insieme qualcosa di più di questa nostra stella, una fra le tante, è vero, ma allo stesso tempo unica e fondamentale.

   

La struttura del Sole

Il Sole è una stella e come tale è un serbatoio di energia: genera luce, illumina e riscalda. In modo diretto o indiretto, quasi tutte le forme di vita presenti sulla Terra dipendono da esso. Questa enorme sfera di gas incandescente è composta per lo più di idrogeno (75% ), elio (24%) e altri elementi più pesanti presenti in minime proporzioni.

Il Sole è la stella più vicina alla Terra. Per questo motivo, gli scienziati hanno da sempre cercato di conoscerne la struttura e le principali caratteristiche fisiche, e di conseguenza poter comprendere il comportamento di stelle molto più lontane.

Lo studio della struttura solare si avvale da un lato di una base osservativa, relativa ai fenomeni rilevabili attraverso la strumentazione da Terra o dallo spazio e, dall’altro, di solide basi teoriche, che permettono di prevedere il comportamento del Sole nel suo percorso evolutivo passato e futuro.

Figura 1: la struttura del Sole

Come è fatta esattamente questa stella? La sua struttura è molto complessa: può essere pensata come una successione di gusci concentrici di densità, temperatura e processi di trasporto dell’energia diversi.

Nella regione più interna, il nucleo, avvengono le reazioni nucleari che alimentano la stella e trasformano gli atomi di idrogeno in elio, generando un’enorme quantità di energia ad una temperatura di circa 13 000 000 °C. I fotoni prodotti da queste reazioni percorrono il nucleo, per poi attraversare diversi strati di materia esterni ad esso, interagendo in diversi modi a seconda delle condizioni che incontrano.

Intorno al nucleo si estende la zona radiativa, dove l’energia viene trasportata per irraggiamento dai fotoni prodotti dal nucleo; segue la zona di transizione, oltre la quale si estende la zona convettiva, dove il trasporto dell’energia e del calore avviene attraverso lo spostamento di grandi masse di gas incandescente dal centro verso l’esterno.

Ogni secondo il Sole perde 4 milioni di tonnellate di massa, rilasciata sotto forma di energia: dal nucleo, questa energia impiega un milione di anni per raggiungere la superficie, ma soltanto 8 minuti per raggiungere – come luce solare – il nostro pianeta, percorrendo una distanza di 150 milioni di km.

Il raggio medio del Sole è pari a 696.000 Km. Le misure del raggio e delle dimensioni solari sono riferite alla fotosfera, ovvero alla parte più profonda del Sole direttamente osservabile, e che rappresenta lo strato a partire dal quale si estende la grande atmosfera solare.

Attraverso la fotosfera è possibile osservare il gas che, dallo strato (convettivo) sottostante, affiora e sprofonda: il gas a temperatura maggiore infatti tende a salire rispetto a quello a temperatura più bassa; nell’emergere cede il suo calore alle zone circostanti e - una volta raffreddatosi - per lo stesso principio tende a ritornare verso il basso, soccombendo rispetto ad altre masse vicine che intanto sono diventate più calde. Questo ciclo genera i cosiddetti granuli, che rappresentano le zone di emersione (più calde e chiare) e subduzione (zone più scure e fredde) del gas sottostante.

Oltre la fotosfera incontriamo la cromosfera, una fascia di colore rossastro, spessa “appena” 2000 Km, composta principalmente di atomi di idrogeno. Gli spettacolari fenomeni che vi avvengono sono osservabili anche dalla Terra, durante le eclissi totali di Sole. Dallo strato della cromosfera emergono enormi getti di materia incandescente, simili a esplosioni vulcaniche: sono le protuberanze solari. Si presentano come getti di plasma che, seguendo le linee di campo del campo magnetico, formano enormi archi ricadendo poi sulla superficie solare. Queste protuberanze, che restano sospese per diversi giorni, hanno dimensioni che variano da pochi chilometri a centinaia di migliaia di chilometri.

Infine, troviamo la regione più esterna dell’atmosfera solare, la corona, le cui dimensioni non sono ben definite poiché essa è composta da gas a elevata energia ed estremamente rarefatto. La corona non può essere osservata se non con appositi strumenti, tra cui il coronografo (o, eccezionalmente, durante le eclissi di Sole). Inventato dall’astronomo francese Bernard-Ferdinand Lyot (1897 – 1952), il coronografo ha lo scopo di filtrare una parte della radiazione solare e nascondere il disco del Sole: in questo modo è possibile osservare i fenomeni coronali.

   

Il colore del Sole

Di che colore è il Sole? Giallo ovviamente, come testimoniano i disegni di tutti i bambini della Terra. Eppure, se ponessimo la stessa domanda ad un astronauta, egli ci risponderebbe senza esitazione: il Sole è bianco! Il colore del Sole è determinato dalla temperatura della sua superficie che mediamente è di circa 5500 °C, corrispondente ad un bianco acceso. Il Sole visto dallo spazio dunque è bianco, non giallo, poiché la sua luce può raggiungere l’osservatore senza subire alcuna dispersione. Infatti, il motivo per cui il Sole appare giallo a noi sulla Terra è che la nostra atmosfera diffonde la luce solare in modo da farle cambiare leggermente colore. È lo stesso effetto di diffusione luminosa che determina il colore azzurro del cielo diurno. In particolare l’atmosfera tende a disperdere le radiazioni nelle lunghezze d’onda del blu e del viola, quindi le lunghezze d’onda che passano sono di colore giallo. L’apparente colore giallo del Sole è visibile molto meglio quando si è vicini al tramonto, perché in questo caso gli strati di atmosfera che la luce deve attraversare sono più spessi e quindi le radiazioni blu sono fermate con maggiore efficacia. Spesso, poco prima di toccare l’orizzonte, il Sole appare addirittura arancione o rosso perché la luce attraversa strati di polveri sottili in sospensione nell’aria che filtrano ulteriormente le radiazioni blu.

   

La massa del Sole

La massa complessiva del Sole è pari a 1,9891 x 1010 Kg, circa 33.000 volte quella della Terra. Questo ci lascia meravigliati, ma ancor di più colpisce il fatto che la massa del Sole rappresenti il 99,65 % della massa dell’intero Sistema Solare: tutti gli altri corpi presenti nel sistema (pianeti, satelliti naturali, asteroidi, comete, nubi di polveri etc.) costituiscono meno dello 0,4 % della massa totale.

Figura 2: quanto è grande il Sole?

Il campo gravitazionale generato dal Sole è dunque quello preponderante all’interno del Sistema Solare. Il campo gravitazionale, infatti, dipende dalla massa del corpo che lo genera: tanto maggiore è la massa, tanto maggiore è l’intensità del campo. Anche tutti gli altri corpi presenti nel Sistema Solare creano un campo gravitazionale, ma assai più modesto, dato che – come detto – la loro massa è molto più piccola di quella del Sole. Ma ci poniamo una nuova domanda: perché la Terra e gli altri corpi non cadono sul Sole ma vi orbitano attorno? Proviamo a dare una spiegazione in modo semplice. Prendiamo una pallina in mano e lasciamola cadere: essa cade a terra esattamente sulla verticale del punto da cui l’abbiamo lasciata. Lanciamola distante con poca forza: cadrà un po’ più in là. Se ripetiamo l’espermento finché possiamo, vedremo che la pallina cade sempre più lontano, tanto maggiore è la forza che le trasmettiamo al momento del lancio. Possiamo dunque pensare che, se riuscissimo a darle una sufficiente velocità iniziale, la pallina resterebbe in orbita attorno alla Terra. Lo stesso principio vale per i pianeti rispetto al Sole: al momento della formazione del Sistema Solare, il loro stato di moto era sufficiente da poter contrastare la forza di attrazione del campo prodotto dal Sole, evitando la loro caduta su di esso; tuttavia non era abbastanza da farli fuggire, dunque hanno iniziato a girargli attorno nelle loro rispettive orbite. Potremmo ora porci un’altra domanda: perché, dato che la massa del Sole è enormemente superiore a quella della Terra, la Luna non “cade” sul Sole? È vero, l’interazione gravitazionale è un “gioco di masse”. Ma ricordiamo anche che il campo gravitazionale dipende dalla distanza e, in particolare, dall’inverso del quadrato della distanza: diminuisce molto rapidamente man mano che ci allontaniamo dalla sorgente del campo. Il Sole ha sì una massa enorme rispetto alla Terra e alla Luna, ma la distanza Sole - Luna è enormemente più grande della distanza Terra-Luna. Quindi, nel punto in cui si trova la Luna, “vince” il campo di attrazione gravitazionale della Terra. Il trucco dunque sta nel considerare la distanza a cui ci troviamo dal corpo che produce un certo campo gravitazionale. Quanto detto fino ad ora ci aiuta a comprendere il ruolo del Sole nel Sistema Solare: i pianeti, gli asteroidi, le comete, risentono in modo fondamentale dell’azione del suo campo gravitazionale. Le orbite di tutti questi corpi sono determinate proprio dalla combinazione della forza di attrazione gravitazionale del Sole e dalla loro velocità. Anche se la Terra e gli altri pianeti hanno masse molto minori del Sole, e di conseguenza hanno campi gravitazionali assai più modesti, essi riescono a trattenere in orbita i loro satelliti, come la Terra fa con la Luna, perché nelle vicinanze del pianeta il campo gravitazionale da lui generato è maggiore di quello solare, e questo è tanto più vero quanto più il pianeta è distante dal Sole.

  

I campi magnetici

Figura 3: linee del campo magnetico rilevato sul Sole,
il 20 Agosto, 2010. Credit: NASA /SDO.

Il Sole possiede un campo magnetico molto intenso, che influenza in maniera sensibile, nonché visibile, alcuni fenomeni che avvengono sulla sua superficie e che sono tuttora oggetto di studio. Il campo magnetico complessivo della nostra stella è determinato dalla somma di due contributi principali: il primo è costituito dal campo bipolare, le cui linee di campo attraversano i poli solari; il secondo dal fatto che la superficie del Sole ruota a velocità diverse: all’equatore compie una rotazione completa ogni 26 giorni, ai poli ogni 37. Questo fenomeno, dovuto al fatto che il Sole non è un corpo solido come la Terra, piega e distorce i campi magnetici.

Le linee di campo sembrano essere più intense in corrispondenza di particolari punti della superficie solare, chiamati macchie solari; il colore scuro delle macchie, più o meno estese, dipende dalla bassa temperatura rispetto alle zone circostanti. Le macchie solari possono essere abbondantemente più grandi - come estensione - dell’intero pianeta Terra.

Questi fenomeni, inizialmente senza spiegazione ma già noti sin dalle primissime osservazioni del disco solare (furono osservate anche da Galileo), sono stati studiati attentamente sia dalla Terra che dallo spazio, grazie anche al telescopio spaziale SOHO.

Attraverso ripetute osservazioni, si è visto che le macchie solari si generano ad alte latitudini, per poi spostarsi verso le zone equatoriali, fino a scomparire, riassorbite sotto la superficie. Ogni 11 anni circa i poli magnetici del Sole si invertono, ed anche le macchie aumentano e diminuiscono secondo un ciclo quasi costante, di circa 11 anni: risulta evidente una connessione tra il ciclo delle macchie e la variazione dell’intensità del campo magnetico e dell’attività solare. Si può dire che, quando il numero di macchie solari è minore, l’attività del Sole è minore, così come il suo campo magnetico.

Figura 4: come si formano le macchie solari?

L’attività solare, quindi, può essere riconducibile al numero di macchie solari e attraversa un punto di minimo (poche o nessuna macchia solare) e un punto di massimo (maggior numero di macchie). Durante il massimo di attività può avvenire una serie di fenomeni tra cui i brillamenti: si manifestano come eruzioni improvvise (“flares”) sulla superficie, che generano emissione di energia sotto forma di radiazione, ma anche di materia, attraverso flussi di particelle trasportate dal vento solare. Le particelle prodotte durante i flares si aggiungono al costante flusso di particelle che compone il vento solare, il quale normalmente interagisce con la magnetosfera (una sorta di bolla creata dal campo magnetico intorno al nostro pianeta).

Figura 5: impressionanti dimensioni di un flare
solare rispetto al nostro pianeta

   

Il vento solare e l'aurora polare

Il vento solare consiste in un’emissione di particelle che, partendo dal Sole, attraversano tutto il Sistema Solare. Le radiazioni emesse dalla stella spingono le particelle del plasma circostante verso le regioni esterne del sistema, facendole viaggiare tra i 1000 e i 3000 Km/s. Queste particelle vengono perse dagli strati superficiali del Sole, con un rate di oltre 1 milione di tonnellate al secondo, e impattano con la Terra.

L’interazione del vento solare, ovvero delle particelle cariche (elettroni e¯ e p+), con il campo magnetico terrestre dà origine al fenomeno dell’aurora polare, ovvero una luminescenza diffusa nel cielo notturno. Detto boreale o australe a seconda del polo in cui si verifica, questo fenomeno interessa le regioni polari perché solo in queste zone della Terra l’intensità del campo magnetico è tale da “trascinare” gli ioni dalla ionosfera terrestre (la fascia atmosferica caratterizzata dalla ionizzazione del gas da parte della radiazione solare) verso la superficie. Le particelle cariche vengono catturate e convogliate lungo le linee del campo magnetico terrestre e focalizzate in corrispondenza dei poli magnetici.

   

Qualcosa di eccezionale

In concomitanza con i brillamenti solari avvengono, sulla Terra, le cosiddette tempeste magnetiche, che possono determinare disturbi significativi alle telecomunicazioni terrestri, ai satelliti, e possono condizionare la meteorologia del nostro pianeta.

Un fenomeno particolarmente interessante legato al Sole fu il cosiddetto “Evento di Carrington”, avvenuto tra la fine di Agosto e l’inizio di Settembre del 1859: si trattò di un brillamento solare osservato da un astronomo inglese, Richard Carrington, e che in seguito fu classificato come la più potente tempesta di origine solare che abbia mai colpito la Terra.

Carrington osservò sulla superfice solare una vasta area di macchie in continua espansione, dove improvvisamente venne a generarsi un lampo di dimensioni eccezionali. Molti rapporti storici testimoniano aurore boreali estremamente intense. Furono segnalate aurore brillanti anche in zone inusuali, come Roma. Questo è quanto riporta padre Angelo Secchi, direttore dell’Osservatorio astronomico del Collegio Romano:

Leggesi nel Giornale di Roma del 29 Agosto: “L’aurora boreale è un fenomeno così raro tra di noi, che merita un ricordo speciale ogni volta che ci visita. Tale è stata quella della notte scorsa (...) Il cielo è comparso adorno di una aurora che sarebbe bella anche nei paesi più settentrionali. Gli strumenti magnetici, che fino dal mezzodì precedente si erano mostrati disturbati, erano allora fortemente agitati: il declinometro oscillava rapidamente in archi di 10 in 12 minuti, cosa affatto insolita in Roma. (...) Alle ore 3 si è ravvivata di nuovo la luce, e il cielo è apparso in molti luoghi distinto de’ soliti raggi luminosi, che in alto superavano in vivacità di splendore la Via Lattea, ed erano molto più lucidi in basso. La più bella comparsa di questi è stata alle 3 e 40, quando diverse colonne luminose verticali si sono formate nelle vicinanza del meridiano magnetico, e taluni salivano tanto alto da essere intercetti dalle nubi. Queste colonne o raggi erano di luce gialletta, rinnovavansi successivamente in varii siti e spiccavano a meraviglia sul fondo rosso del cielo. (...) Essendo gli istrumenti usciti dalle loro scale, è impossibile determinare i valori assoluti di questa perturbazione affatto straordinaria. (...) Le più minute stelle parevano anche appannate”. (Civiltà Cattolica, Anno X, Vol. III della serie quarta)

Figura 6: il fascino di un’aurora polare

Proprio in seguito a questo evento, gli astronomi cominciarono a prestare maggiore attenzione allo studio del ciclo solare. Si incominciarono a classificare le eruzioni solari, misurandole in base alla loro potenza, con un sistema di valori molto simile a quello per la misurazione degli uragani.

La maggiore conoscenza della fisica solare che abbiamo oggi, nell’epoca contemporanea, non ha diminuito la nostra meraviglia verso questa stella, ma anzi l’ha accresciuta. Una stella normalissima, ma per noi eccezionale.