Il Sole è una stella di sequenza principale, composta principalmente da idrogeno ed elio, che costituisce il 99,8% della massa del sistema solare. La sua struttura interna include il nucleo, dove avviene la fusione nucleare, e strati esterni come la fotosfera, la cromosfera e la corona, ognuno dei quali ha caratteristiche fisiche specifiche. Il Sole produce energia emettendo radiazione elettromagnetica e plasma attraverso il vento solare, che influisce sulle condizioni della Terra, come le aurore polari.

1. IL SOLE
Il Sole (dal latino Sol) è la stella madre del sistema
solare attorno al quale orbitano gli otto pianeti principali
(tra cui la Terra), i pianeti nani(dal 2006), i loro satelliti,
innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo
spazio, che forma il mezzo interplanetario.
Il Sole costituisce da solo il 99,8% della massa del
sistema.
Il Sole è, propriamente, una stella di dimensioni mediopiccole costituita essenzialmente da idrogeno (circa il
74% della sua massa, il 92% del suo volume) ed elio
(circa il 24-25% della massa, il 7% del volume), cui si
aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce.
La sua densità media è 1,4 g/cm3
È classificata come una nana gialla di tipo spettrale G2
V: G2 indica che la stella ha una temperatura
superficiale di circa 5 780 K (5 507 °C), caratteristica
che le conferisce un colore bianco, che però appare
giallo a causa dello scattering (si riferisce ad un'ampia
classe di fenomeni in cui onde o particelle vengono
deflesse ovvero cambiano traiettoria a causa della
collisione con altre particelle o onde) dell'atmosfera
terrestre;
Il Sole, un tipico
esempio di nana
gialla

2. • il Sole, come la maggior parte delle stelle,
•
•
è nella sequenza principale, ovvero in una
lunga fase di equilibrio stabile in cui l'astro
fonde, nel proprio nucleo, l'idrogeno in elio.
Tale processo genera ogni secondo una
grande quantità di energia (equivalente a
3,83 × 1026 J), emessa nello spazio sotto
forma di radiazione elettromagnetica
(radiazione solare) e flusso di particelle
(vento solare).
.
Collocato all'interno del Braccio di Orione,
braccio galattico secondario, il Sole orbita
attorno al centro della Via Lattea ad una
distanza media di circa 26 000 anni luce e
completa la propria rivoluzione in 225-250
milioni di anni.
Il Sole (visto nei raggi
X dalla
sonda spaziale
giapponese Yohkoh)
è una stella di
sequenza principale

3. Diagramma HR e i principali gruppi
di stelle

4. STRUTTURA E ROTAZIONE
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•
Il Sole è una sfera di plasma quasi perfetta le cui dimensioni sono poco 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 in circa 9 milionesimi:infatti, il suo diametro polare
differisce da quello equatoriale di appena 10 km
Tale differenza sussiste perché la rotazione del corpo sul proprio asse origina
all'equatore la forza centrifuga. Tuttavia, poiché la rotazione della stella è
molto lenta, la forza centrifuga è 18 milioni di volte più debole della gravità
superficiale; da ciò ne consegue che la stella non possieda un rigonfiamento
equatoriale molto pronunciato, caratteristica propria invece di alcune stelle.
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 soggetta ad una rotazione
differenziale, ovvero ruota in maniera diversa a seconda della latitudine:
infatti la stella ruota più velocemente all'equatore che non ai poli ed il periodo
di rotazione varia tra i 25 giorni dell'equatore e i 35 dei poli. Inoltre, la densità
dei gas che costituiscono la stella diminuisce esponenzialmente
all'aumentare della distanza dal centro.

5. Sole possiede una struttura interna ben definita, la quale
non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa
dell'opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati
interni della stella.
Il raggio del Sole è la distanza tra il suo centro e il limite
della fotosfera, strato al di sopra del quale i gas sono
abbastanza freddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento
di un significativo quantitativo di energia luminosa; è
perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo.
La struttura interna del Sole, come quella delle altre
stelle, appare costituita di involucri concentrici;ogni strato
possiede caratteristiche e condizioni fisiche ben precise,
che lo differenziano dal successivo.
Gli strati sono, dal centro verso l'esterno:
Spaccato della struttura del
Sole:
1. Nucleo
2. Zona radiativa
3. Zona convettiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Corona
7. Macchia solare
8. Granulazione fotosferica
9. Protuberanza ad arco

6. Il nucleo solare è la parte
più interna del Sole, e di
conseguenza la più calda
(circa 15 milioni di gradi
centigradi). Al suo interno si
svolgono le reazioni di
fusione nucleare Gli indizi
migliori sul suo stato vengono
dall'eliosismologia, che sfrutta
le vibrazioni del Sole, e
dall'analisi dei neutrini emessi
dalle reazioni di fusione, che
possono arrivare indisturbati
fino a noi. Questa è una
fusione nucleare, nella quale
delle molecole di idrogeno si
fondono formando nuove
molecole di elio.

7. •
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Schema della fusione nucleare
all'interno del Sole
Secondo le teorie odierne, il centro del
Sole è composto prevalentemente da
idrogeno. La temperatura si aggira sui
16 milioni di gradi, la pressione è
elevatissima, intorno a 500 miliardi di
atmosfere, e la densità del materiale
nel nucleo è di circa 150g/cm3.
Queste condizioni sono estreme per
noi ma normali per una stella. Gli
atomi di idrogeno del nucleo non
possono rimanere integri a queste
temperature, e si separano in protoni
ed elettroni. L'energia termica è così
alta che più protoni, quando si
incontrano casualmente, vincono la
repulsione elettrica tra cariche dello
stesso segno e si uniscono a formare
un nucleo di elio. Ogni secondo, 594
milioni di tonnellate di idrogeno
vengono convertite, rilasciando
un'energia pari a 386 miliardi di
miliardi di megawatt
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)

8. La zona radiativa è uno strato interno del Sole e delle stelle; si estende da circa
il 30% al 70% del raggio solare, cioè dal nucleo fino al confine con la zona convettiva
per un totale di circa 350000 km.
Nella zona radiativa, l'energia prodotta dal nucleo è trasportata da fotoni che
percorrono il plasma impiegando, a causa dell'assorbimento e della rimissione, anche
centinaia di migliaia di anni per attraversare la zona. Solo i neutrini, che interagiscono
poco con la materia, attraversano la zona alla velocità della luce Parlando, dunque, di
fotoni è ovvio che l'energia è trasportata per irraggiamento
La temperatura della zona radiativa varia da circa 6.500.000 K in prossimità del
nucleo, fino a circa 3.000.000 °C all'interfaccia con la zona convettiva
La zona convettiva è uno strato interno in cui l'energia termica, attraverso i
moti convettivi, viene portata negli strati più esterni del corpo celeste, ossia in
superficie.
Nel Sole, la zona convettiva occupa il 30% del raggio, e si trova nella parte
esterna, a contatto con la superficie. Una volta che il gas incandescente è
giunto alla fotosfera, emette fotoni nello spazio.

9. La fotosfera (composto da foto- e sfera; dal greco phós, phótos, "luce", e
spháira, "globo", "palla") Corrisponde ad un disco luminoso . Ha una pressione
pari ad 1/10 di quella terrestre . In particolare, nel caso del nostro Sole lo strato
fotosferico non presenta alcuna discontinuità tangibile con la regione convettiva
sottostante come con la corona solare più esterna; anzi esso si distingue
unicamente per l'assenza quasi totale di altri raggi provenienti da strati più interni
del globo
La fotosfera del Sole ha una temperatura che varia dagli 8000 ai 4200 °C circa,
decrescendo con l'allontanamento dagli strati più interni per quelli più esterni. Per
questo ha un colore giallo. La fotosfera non è omogeneamente brillante in tutti i
suoi strati, ma si fa più tenue in quelli periferici, per cosiddetto fenomeno
dell'oscuramento al bordo Altre stelle possono essere più calde o più fredde.
Uno schema semplificato dell'oscuramento al
bordo. Il cerchio esterno è il punto oltre il quale i
fotoni emessi dall'interno della stella non sono
più assorbiti. L è la distanza alla quale la
profondità ottica è 1. I fotoni ad alta temperatura
emessi in A escono dalla stella, così come quelli
di temperatura più bassa (e quindi meno
luminosi) emessi in B. Dipende:
• La densità della stella decresce al crescere
della distanza dal centro;
•La temperatura della stella decresce al crescere
della distanza dal centro.

10. – La fotosfera solare è composta da celle di convezione
chiamate granuli; ogni granulo è una tempesta di fuoco
larga da 500 a 1000 km, al centro della quale del gas caldo
sale dall'interno della stella, raffreddandosi e ricadendo ai
bordi per moto convettivo. Un singolo granulo ha una vita
media di soli 8 minuti, ma se ne formano di nuovi
continuamente, dando alla fotosfera un aspetto
complessivo simile ad una lenta ebollizione. Tra i granuli
normali si trovano dei supergranuli grandi fino a 30.000
chilometri, capaci di resistere fino ad un giorno
’
I granuli sulla fotosfera solare sono causati dalle correnti convettive
di plasma all'interno della zona convettiva del Sole. L'aspetto
granulare della fotosfera solare è prodotto dalle estremità delle celle
convettive e prende il nome di granulazione.
Il plasma risale nella zona centrale dei granuli, che a causa della
temperatura più alta appare più brillante, mentre ridiscende verso
l'interno in prossimità del bordo, che sono quindi più freddi e meno
luminosi.

11. Le macchie solari
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•
•
Una macchia solare è una regione della superficie del Sole(la
fotosfera) che è distinta da una temperatura minore dell'ambiente
circostante, e da forte attività magnetica. Anche se in realtà le
macchie solari sono estremamente luminose, perché hanno una
temperatura di circa 5000 kelvin, il contrasto con le regioni
circostanti, ancora più luminose grazie ad una temperatura di 6000
kelvin le rende chiaramente visibili come macchie scure.
Il numero di macchie che appaiono sulla superficie del Sole è stato
misurato a partire dal 1700, e stimato all'indietro fino al 1500. La
tendenza è quella di un numero in aumento, e i valori più grandi
sono stati registrati negli ultimi 50 anni.
Il numero di macchie solari è correlato con l'intensità della
radiazione solare. Durante il Minimo di Maunder esse quasi
scomparirono, e la Terra nello stesso periodo si raffreddò in modo
consistente. La correlazione tra i due eventi è oggetto di discussioni
nella comunità scientifica

13. L’atmosfera solare
Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono
l'atmosfera solaresono, in ordine: la cromosfera, la zona
di transizione, la corona e l'eliosfera quest'ultima, che
può essere considerata la tenue prosecuzione della
corona.La cromosfera, la zona di transizione e la corona
sono molto più caldi della superficie solare; la ragione di
questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta.
Qui si trova anche lo strato più freddo del Sole: si tratta
di una fascia chiamata regione di minima temperatura
(temperature minimum in inglese), posta circa 500 km
sopra la fotosfera: quest'area, che ha una temperatura di
4000 K,
La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi
di origine magnetica, come le spicule e le protuberanze
solari
La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente
man mano che ci si allontana dalla stella, raggiungendo i
100 000 K negli strati più esterni.

14. Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, varia durante il ciclo solare.
Normalmente, durante il minimo solare le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano
di solito alle alte latitudini (lontane dall'equatore). Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il
massimo, le macchie si fanno sempre più frequenti e tendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella
Le macchie di solito si trovano in coppie di polarità magnetica opposta;[3 la polarità magnetica delle macchie si
inverte durante ogni ciclo solare, cosicché se in un ciclo una assume le caratteristiche di un polo nord
magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico

15. •
•
La corona solare è la parte esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti
definiti e si estende nello spazioper decine di milioni di chilometri in modo
molto tenue. È costituita da plasma a elevatissima temperatura (oltre un
milione di kelvin). Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non
è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di
temperatura cinetica
Gli strati interni della corona hanno una densità di 1014 – 1016 particelle
al metro cubo (l'atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2
× 1025 particelle al metro cubo) ed è sede di numerosi fenomeni di tipo
magnetico.

16. Il vento solare
•
Il vento solare è costituito da un flusso continuo di particelle provenienti dal Sole, in prevalenza
protoni ed elettroni, che, sfuggite alla gravitazione del sole, sono in grado di raggiungere le
regioni più estreme del Sistema solare, ed anche oltre.
Alla distanza della Terra il vento solare ha una velocità di circa 400 km/sec, con una densità di
poche decine di particelle per centimetro cubo. Il vento solare, nel momento in cui raggiunge la
Terra è causa di importanti fenomeni,

17. •
Le aurore polari In condizioni di Sole
attivo, soprattutto in occasione di una
grossa eruzione cromosferica o della
comparsa di un grosso gruppo di
macchie al meridiano centrale del Sole,
si aggiungono sciami occasionali di
particelle molto veloci espulse dai centri
di attività solare, la cui velocità varia
entro ampi limiti, fino a circa 40.000
km/s. Tali particelle raggiungono la Terra
entro poche ore dalla comparsa di un
fenomeno di attività, dando luogo ad una
varietà di fenomeni. Giunge per prima, in
circa otto minuti, l'ondata di radiazione
ultravioletta ed X che viaggia alla velocità
della luce nel vuoto. La conseguenza è
una fortissima ionizzazione dell'alta
atmosfera, con fortissimi disturbi nelle
radiocomunicazioni. Poi, un'ora dopo,
giungono i protoni più veloci, appena
deviati dal campo magnetico terrestre.
Infine arriva, tra le 20 e le 40 ore dopo, il
grosso delle particelle più lente, che,
deviate dal campo magnetico terrestre, si
concentrano ai Poli terrestri producendo
una intensa ionizzazione della ionosfera.
Si scatena, allora, una vera e propria
tempesta magnetica: le bussole