Sole

A noi esseri umani il Sole sembra una costante immutabile ma, a dire il vero, è in continua evoluzione. La nostra stella nasconde molti misteri difficili da comprendere: ma quali sono le caratteristiche del Sole? Come funziona una stella di quel tipo? Seguiteci su Eagle sera per scoprire le risposte!




Sole: cos'è

Il Sole (dal latino: Sol) è la stella madre del sistema solare, attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali (tra cui la Terra), i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio, che forma il mezzo interplanetario. La massa del Sole, che ammonta a circa 2×1030 kg, rappresenta da sola il 99,86% della massa complessiva del sistema solare. Il Sole è una stella di dimensioni medio-piccole costituita principalmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92,1% del suo volume) ed elio (circa il 24-25% della massa, il 7,8% del volume), cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce. È classificato come una "nana gialla" di tipo spettrale G2 V: "G2" indica che la stella ha una temperatura superficiale di 5 777 K (5 504 °C), caratteristica che le conferisce un colore bianco estremamente intenso e cromaticamente freddo, che però spesso può apparire giallognolo, a causa della diffusione luminosa nell'atmosfera terrestre, in ragione dell'elevazione dell'astro sull'orizzonte e nondimeno della limpidezza atmosferica. La V (5 in numeri romani) indica che 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 una potenza di 3,9×1026 W), emessa nello spazio sotto forma di radiazioni elettromagnetiche (radiazioni solari), flusso di particelle (vento solare) e neutrini. La radiazione solare, emessa fondamentalmente come luce visibile ed infrarossi, consente la vita sulla Terra fornendo l'energia necessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base; inoltre l'insolazione della superficie terrestre regola il clima e la maggior parte dei fenomeni meteorologici. Collocato all'interno del Braccio di Orione, un braccio secondario della spirale galattica, 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. Tra le stelle più vicine, poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole è la quinta più luminosa in termini intrinseci: la sua magnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83. Se fosse possibile osservare la nostra stella da α Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe nella costellazione di Cassiopea con una magnitudine apparente di 0,5. Il simbolo del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro.

Osservazione

La locuzione osservazione del Sole indica l'insieme di procedimenti legati all'osservazione astronomica atti a rivelare e studiare i fenomeni che caratterizzano la superficie (e di riflesso gli strati interni) della nostra stella. Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista. Possiede infatti un diametro angolare apparente medio di 32' 03" d'arco, che varia però a seconda del punto in cui la Terra si trova nel corso della sua orbita: raggiunge infatti il valore massimo (32' 35") quando il nostro pianeta si trova al perielio, mentre il valore minimo (31' 31") all'afelio. Simili dimensioni apparenti consentono, previo l'utilizzo di particolare strumentazione ed adeguate protezioni, di osservare 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 decresce sensibilmente. Tali osservazioni permettono, seppure in rare circostanze, di osservare delle macchie solari particolarmente estese. Utilizzando poi un modesto telescopio, dotato di un adeguato filtro o utilizzato per proiettare l'immagine della stella su uno schermo bianco, è possibile osservare agevolmente le macchie solari e i brillamenti. Il conteggio delle macchie e il calcolo del numero di Wolf rappresenta un'attività legata alle campagne osservative astronomiche cui molti astrofili prendono parte. 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. La combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e della Luna sono tali che i due astri appaiono nel cielo pressappoco col medesimo diametro; tale situazione è all'origine di periodiche occultazioni della stella da parte del nostro unico satellite naturale, che prendono il nome di eclissi solari; le eclissi totali, in particolare, consentono di visualizzare la corona solare e le protuberanze. Un altro tipo di osservazione non riguarda direttamente la stella ma i suoi moti apparenti sulla volta celeste. Il moto apparente del Sole nell'arco della giornata è sfruttato dagli uomini nella scansione delle ore, grazie anche all'utilizzo di strumenti preposti come le meridiane. Inoltre, la stella sembra compiere, nell'arco di un anno, un tragitto lungo la fascia zodiacale che varia di giorno in giorno. La traiettoria descritta dal Sole, rilevata alla stessa ora ogni giorno durante l'anno, prende il nome di analemma ed ha una forma assomigliante ad un numero 8, allineato secondo un asse nord-sud. La variazione della declinazione solare annua in senso nord-sud è di circa 47° (per via dell'inclinazione dell'asse terrestre rispetto all'eclittica di 66° 33', causa fondamentale dell'alternarsi delle stagioni), mentre vi è anche una piccola variazione in senso est-ovest causata dalla differente velocità orbitale della Terra, che, nel rispetto delle leggi di Keplero, è massima al perielio e minima all'afelio. La luce solare è estremamente forte e guardare direttamente il Sole ad occhio nudo, anche per brevi periodi, può essere doloroso, relativamente dannoso per un normale occhio anche se con pupille non dilatate. Un'osservazione prolungata senza precauzioni può tuttavia causare una sensazione luminosa di puntini o scintille, nota come fosfene, ed una temporanea cecità parziale: infatti la retina viene moderatamente riscaldata da circa 4 milliwatt di luce solare, che causano una momentanea risposta errata alla luminosità da parte degli occhi. L'esposizione diretta ai raggi ultravioletti (raggi UV) è altresì dannosa per gli occhi: infatti, nel corso degli anni, può portare ad una progressiva opacizzazione del cristallino (la "lente" dell'occhio), che risulta nella formazione di una cataratta. Inoltre i raggi UV sono responsabili di lesioni retinee simili ad ustioni, che iniziano a manifestarsi dopo circa 100 secondi dall'esposizione, soprattutto nel caso in cui la radiazione ultravioletta sia particolarmente intensa e ben messa a fuoco. Gli individui giovani (in grado di tollerare un carico di ultravioletti superiore agli individui più vecchi) o che hanno subito un impianto di cristallino sono più esposti al pericolo di lesioni retinee da raggi UV, così come coloro che osservano il Sole da altitudini elevate o quando si trova vicino allo zenit. Il filtro minimo per osservare direttamente il sole in sicurezza è il Neutral Density ND 5.0 che abbatte la luce di 1:100000 volte, vedere Valori filtri a densità neutra. Vedere il Sole attraverso strumenti ottici che concentrano la luce, come i binocoli, è rischioso senza l'uso di adeguati filtri che blocchino gli ultravioletti e riducano sostanzialmente l'intensità luminosa. È necessario tuttavia scegliere i filtri più adatti: un filtro a densità neutra attenuante potrebbe rivelarsi insufficiente, poiché potrebbe non filtrare correttamente i raggi UV. I binocoli senza filtri possono concentrare sulla retina fino ad oltre 500 volte la quantità di energia solare che raggiungerebbe normalmente l'occhio nudo, distruggendo le cellule retinee quasi istantaneamente: infatti, sebbene l'energia luminosa che raggiunge ogni unità d'area della retina sia la stessa sia col binocolo sia ad occhio nudo, nel primo caso il calore non può essere disperso sufficientemente in fretta perché l'area dell'immagine risulta ingrandita. Osservare il Sole a mezzogiorno attraverso binocoli non filtrati può pertanto causare cecità permanente. Un modo per osservare la stella in sicurezza è proiettare la sua immagine su uno schermo usando un telescopio e un oculare senza elementi cementati; il tutto è possibile con un piccolo telescopio rifrattore (o con un binocolo) con un oculare senza filtri. Non è consigliabile usare altri tipi di telescopi per questa procedura, in quanto potrebbero risultarne danneggiati. I filtri attenuanti per osservare il Sole dovrebbero essere progettati per questo specifico uso: i filtri improvvisati possono non filtrare adeguatamente i raggi UV. Inoltre i filtri per telescopi o binocoli dovrebbero essere montati sugli obiettivi o sull'apertura dello strumento, mai sull'oculare, perché i filtri da oculare si possono rompere facilmente e senza preavviso a causa dell'elevato calore che passa attraverso l'oculare stesso e che viene assorbito dal filtro. Delle lenti da saldatore con opacità non inferiore a UNI EN169 W13 sono dei filtri solari accettabili per l'osservazione fugace del sole, non in modo continuo, il W14 è adatto, mentre i rullini fotografici, anche se non impressionati ("in nero", vergini) sarebbero da evitare, in quanto lasciano passare troppi infrarossi. Le eclissi parziali sono pericolose da osservare ad occhio nudo, poiché le pupille, che non sono abituate agli alti contrasti tra la luminosità della stella e l'ombra proiettata dalla Luna, si dilatano in base alla quantità totale di luce presente nel campo visivo e non rispetto all'oggetto più luminoso nel campo. Durante le eclissi parziali, infatti, gran parte dei raggi emessi dalla stella sono oscurati dalla Luna, che viene a interporsi tra la Terra e il Sole, ma la parte della fotosfera non oscurata ha la stessa luminosità superficiale che possiede normalmente la stella. Nell'area di oscurità, la pupilla si dilata da 2 mm fino a circa 6 mm, esponendo così ogni cellula retinea ad una quantità di luce circa dieci volte superiore rispetto alle osservazioni in condizioni normali; le cellule retinee sono così gravemente danneggiate o uccise, mentre nella retina permangono delle piccole aree di cellule morte. Questo tipo di azzardo è insidioso per gli osservatori inesperti o per i bambini, perché non si ha una percezione immediata del danno causato alla vista dall'osservazione, né questo provoca dolore. Durante l'alba e il tramonto, la luminosità della stella appare attenuata a causa della diffusione (in inglese scattering) della luce solare da parte dell'atmosfera, soprattutto la diffusione di Rayleigh e di Mie: infatti, i raggi solari vengono riflessi mentre attraversano strati estremamente densi dell'atmosfera terrestre, al punto che il disco solare può essere visto senza problemi anche a occhio nudo o con delle lenti, facendo attenzione che il Sole sia sufficientemente basso, in modo che non ci sia il rischio di improvvisi brillamenti in caso di apertura di eventuali nuvole basse sull'orizzonte. Condizioni di cielo velato, umidità e presenza di polveri atmosferiche contribuiscono ad attenuare ulteriormente i raggi solari.

Storia delle osservazioni

L'uomo, fin dalle sue origini, ha reso oggetto di attenzioni e spesso venerazione molti fenomeni naturali, tra cui il Sole. Le prime conoscenze astronomiche dell'uomo preistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nella sfera celeste, consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e dei pianeti sullo sfondo delle stelle fisse. Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti dei primi monumenti megalitici, che tenevano conto della posizione del Sole nei vari periodi dell'anno: in particolare i megaliti di Nabta Playa (in Egitto) e Stonehenge (in Inghilterra) erano stati costruiti tenendo conto della posizione dell'astro durante il solstizio d'estate. Molti altri monumenti dell'antichità sono stati costruiti tenendo in considerazione i moti apparenti del Sole: un esempio è il Tempio di Kukulkan (meglio noto come El Castillo) a Chichén Itzá, nel Messico, che è stato progettato per proiettare ombre a forma di serpente durante gli equinozi. Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere i primi calendari, impiegati per regolare le pratiche agricole. Rispetto alle stelle fisse, infatti, il Sole sembra compiere una rotazione attorno alla Terra nell'arco di un anno (sul piano dell'eclittica, lungo la fascia zodiacale); per questo la nostra stella, contrariamente a quanto oggi noto, fu considerata dagli antichi astronomi greci come uno dei pianeti che ruotavano attorno alla Terra, la quale era ritenuta al centro dell'Universo; tale concezione prende il nome di "sistema geocentrico" o "sistema aristotelico-tolemaico" (dai nomi del filosofo greco Aristotele, IV secolo a.C., e dell'astronomo alessandrino Claudio Tolomeo, II secolo d.C.). Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo greco Anassagora. Questi lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande del Peloponneso e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro del dio Elio. Per aver insegnato questa dottrina, considerata eretica, venne accusato dalle autorità di empietà, imprigionato e condannato a morte (venne però in seguito rilasciato per intervento di Pericle). 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,[30] egli calcolò la distanza dalla nostra stella in «σταδίων μυριάδας τετρακοσίας καὶ ὀκτωκισμυρίας» (stadìōn myrìadas tetrakosìas kài oktōkismyrìas), ovvero 804 milioni di stadi, equivalenti a 149 milioni di chilometri: un risultato sorprendentemente molto simile a quello attualmente accettato, da cui differisce di appena l'1%. Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fu Niccolò Copernico, che nel XVI secolo riprese e sviluppò la teoria eliocentrica (che considerava il Sole al centro dell'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 quello geocentrico. Galileo fu inoltre il pioniere dell'osservazione solare, grazie al cannocchiale; lo scienziato pisano scoprì nel 1610 le macchie solari, e confutò una presunta dimostrazione dello Scheiner che esse fossero oggetti transitanti tra la Terra ed il Sole piuttosto che presenti sulla superficie solare. Isaac Newton, il padre della legge di gravitazione universale, osservò la luce bianca solare attraverso un prisma, dimostrando che essa era composta da un gran numero di gradazioni di colore, mentre verso la fine del XVIII secolo William Herschel scoprì la radiazione infrarossa, presente oltre la parte rossa dello spettro solare. Nel XIX secolo la spettroscopia conseguì enormi progressi: Joseph von Fraunhofer, considerato il "padre" di questa disciplina, effettuò le prime osservazioni delle linee di assorbimento 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 fosse la causa dell'energia solare. William Thomson, I barone Kelvin, ipotizzò che il Sole fosse un corpo liquido in graduale raffreddamento, che emetteva nello spazio la sua riserva interna di calore; l'emissione energetica venne spiegata da Kelvin e Hermann von Helmholtz attraverso la teoria detta meccanismo di Kelvin-Helmholtz, secondo la quale l'età del Sole era di 20 milioni di anni: 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 progressiva aggregazione di frammenti rocciosi simili alle meteore. Una possibile soluzione alla discrepanza tra il dato di Kelvin-Helmholtz e quello geologico arrivò nel 1904, quando Ernest Rutherford suggerì che l'energia del Sole potesse essere originata da una fonte interna di calore, generata da un meccanismo di decadimento radioattivo. Fu tuttavia Albert Einstein a fornire lo spunto decisivo sulla questione, con la sua relazione massa-energia E=mc². Lo stesso Einstein riuscì a dimostrare tra il 1905 ed il 1920 la ragione del particolare moto orbitale di Mercurio, attribuita inizialmente alle perturbazioni di un pianeta più interno, chiamato dagli astronomi Vulcano. Einstein suppose che il particolare moto del pianeta non fosse dovuto ad alcuna perturbazione planetaria, bensì al campo gravitazionale del Sole, la cui enorme massa genera una curvatura dello spazio-tempo.[40] L'entità della curvatura dipenderebbe dalla relazione:

(GxM)/(Rxc^2)

Dove G è la costante di gravitazione universale, M è la massa del corpo, R indica la deflessione dei raggi (misurata in gradi) e c 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 e qualunque altra radiazione elettromagnetica, in conseguenza della teoria della relatività generale, subirebbe in prossimità del campo gravitazionale del Sole. Si è calcolato che la curvatura spaziotemporale provocherebbe uno spostamento nella posizione 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 inglese ipotizzò che l'energia solare fosse il risultato delle reazioni di fusione nucleare, causate dalla pressione e dalla temperatura interna del Sole, che trasformerebbero l'idrogeno in elio e produrrebbero energia a causa della differenza di massa. La teoria venne ulteriormente sviluppata negli anni trenta dagli astrofisici Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe; quest'ultimo studiò nei dettagli le due principali reazioni nucleari che producono energia nelle stelle, ovvero la catena protone-protone ed il ciclo del carbonio-azoto, calcolando il quantitativo energetico sviluppato da ciascuna reazione. Nel 1957 venne poi pubblicato un articolo, intitolato Synthesis of the Elements in Stars,[39] in cui veniva proposto un modello consistente con i dati a disposizione, e a tutt'oggi valido, secondo il quale la maggior parte degli elementi nell'Universo furono creati dalle reazioni nucleari all'interno delle stelle, a eccezione di idrogeno, elio e litio, formatisi in massima parte durante la nucleosintesi primordiale e dunque già presenti in notevole quantità prima che si formassero le prime stelle. 

Esplorazione del Sole

Con l'avvento, nei primi anni cinquanta, dell'era spaziale e l'inizio delle esplorazioni del sistema solare, numerose sono state le sonde appositamente progettate per l'esplorazione del Sole, allo scopo fondamentalmente di studiarne le caratteristiche fisico-chimiche non rilevabili dal nostro pianeta. I primi satelliti progettati per osservare il Sole furono i Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9 della NASA, lanciati tra il 1959 e il 1968. Le sonde orbitarono attorno al Sole ad una distanza di poco inferiore a quella dell'orbita terrestre ed effettuarono le prime misure dettagliate del vento e del campo magnetico solare. La sonda Pioneer 9 operò per molto tempo, trasmettendo dati fino al 1987. Negli anni settanta la sonda Helios 1 e la stazione spaziale Skylab fornirono agli scienziati nuovi e significativi dati sull'emissione del vento solare e sulla corona. Il satellite Helios 1 fu una joint-venture tra gli USA e la Germania Ovest e studiò il vento solare attraverso un'orbita passante all'interno del perielio di Mercurio. La stazione spaziale, lanciata dalla NASA nel 1973, includeva un modulo che fungeva da osservatorio solare (denominato Apollo Telescope Mount) impiegato dagli astronauti che risiedevano nella stazione. Effettuò le prime osservazioni della zona di transizione solare e delle emissioni ultraviolette da parte della corona solare; vennero osservate anche le prime espulsioni di massa e i buchi della corona solare. La NASA lanciò nel 1980 la Solar Maximum Mission, costituita da una sonda progettata per osservare le radiazioni ultraviolette, i raggi gamma ed X emanati dai flare solari durante il periodo di massima attività. Tuttavia, dopo qualche mese di operatività, un guasto elettronico fece entrare la sonda in standby e rimase in questo stato per i successivi tre anni. Nel 1984 la missione STS-41C dello Space Shuttle Challenger riparò il guasto e la sonda acquisì migliaia di immagini della corona solare, prima di rientrare nell'atmosfera terrestre e disintegrarsi nel giugno 1989. Il satellite giapponese Yohkoh (letteralmente raggio di Sole) venne lanciato nel 1991 e osservò i flare solari alle lunghezze d'onda dei raggi X. I dati raccolti permisero di identificare diversi tipi di flare e dimostrarono che la corona solare, anche nei periodi diversi da quelli di massima attività, fosse più attiva e dinamica di quanto non si supponesse in precedenza. La sonda entrò in modalità standby quando un'eclissi anulare nel 2001 le fece perdere l'orientamento verso il Sole; si è disintegrata durante il rientro in atmosfera nel 2005. Una delle principali missioni solari è stata svolta dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), frutto della collaborazione tra ESA e NASA, lanciato il 2 dicembre del 1995. Concepita inizialmente come una missione biennale, SOHO è operativa da oltre dieci anni, durante i quali si è dimostrata talmente utile che il lancio della missione successiva, la Solar Dynamics Observatory (SDO), è stato posticipato al 26 gennaio 2010. Situata in corrispondenza del punto di Lagrange tra la Terra e il Sole (in cui è uguale l'attrazione gravitazionale esercitata dai due corpi), SOHO ha garantito sin dal suo lancio una costante osservazione della nostra stella in gran parte delle lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico. Oltre all'osservazione solare, SOHO ha permesso di scoprire un gran numero di comete, gran parte delle quali classificate come radenti (un particolare tipo di cometa che al perielio passa molto vicino alla superficie solare). Queste sonde hanno tuttavia effettuato osservazioni dettagliate solamente delle regioni equatoriali del Sole, visto che le loro orbite erano situate sul piano dell'eclittica. La sonda Ulysses venne invece progettata per studiare le regioni polari; lanciata nel 1990, fu inizialmente diretta verso Giove in modo da sfruttare l'effetto fionda gravitazionale del gigante gassoso ed allontanarsi dal piano delle orbite planetarie. Per una interessante coincidenza, la Ulysses si trovò in un buon punto per osservare la collisione della cometa Shoemaker-Levy 9 con Giove nel 1994. Una volta nell'orbita prevista, la sonda iniziò le misurazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico. Nel 1998 fu lanciata la sonda TRACE, finalizzata ad individuare le connessioni tra il campo magnetico della stella e le strutture in plasma associate, grazie anche all'ausilio di immagini ad alta risoluzione della fotosfera e della bassa atmosfera del Sole. A differenza della fotosfera, ben studiata attraverso la spettroscopia, la composizione interna del Sole è poco conosciuta. La missione Genesis fu progettata per prelevare dei campioni di vento solare e avere una misura diretta della composizione della materia costituente la stella. La sonda rientrò sulla terra nel 2004 ma fu danneggiata dall'atterraggio a causa di un guasto al paracadute; sono stati comunque recuperati alcuni campioni, attualmente sotto analisi, dai resti del modulo della sonda. Nell'ottobre 2006 è stata lanciata la missione Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), che consiste di due navicelle identiche poste in orbite che permettono di ottenere una visione stereoscopica della nostra stella e dei suoi fenomeni. Nell'agosto 2018 è stata lanciata la missione Parker Solar Probe, che prevede di fare arrivare un orbiter a meno di 6 milioni di km dal Sole (circa un decimo della distanza da Mercurio) dotato di uno scudo termico, dovendo resistere a temperature di 2000 °C.

Posizione nella Galassia

l Sole orbita a una distanza dal centro della Via Lattea stimata in 26 000 ± 1400 anni luce (7,62 ± 0,32 kpc). La stella è situata in una regione periferica della Galassia,[53] più precisamente all'interno della Bolla Locale, una cavità nel mezzo interstellare della Cintura di Gould, collocata nel bordo più interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario posto tra il Braccio di Perseo e il Braccio del Sagittario;[54] i due bracci sono separati da circa 6500 anni luce di distanza. La nostra stella si trova attualmente nella Nube Interstellare Locale, un addensamento del mezzo interstellare dovuto all'unione della Bolla Locale con l'adiacente Bolla Anello I. Data la relativa lontananza dal centro galattico, da altre regioni ad elevata densità stellare e da forti sorgenti di radiazioni quali pulsar o oggetti simili, il Sole, e dunque il sistema solare, si trova in quella che gli scienziati definiscono zona galattica abitabile. Il sistema solare impiega 225-250 milioni di anni per completare una rivoluzione attorno al centro della Galassia (anno galattico); perciò il Sole avrebbe completato 20-25 orbite dal momento della sua formazione ed 1/1250 di orbita dalla comparsa dell'essere umano sulla Terra. La velocità orbitale della nostra stella è di circa 220 km/s; a questa velocità il sistema solare impiega circa 1 400 anni per percorrere la distanza di un anno-luce, ossia 8 giorni per percorrere una unità astronomica (UA). La direzione apparente verso cui si muove la nostra stella durante la propria rivoluzione attorno al centro di massa della Galassia prende il nome di apice solare e punta verso la stella Vega e la costellazione di Ercole, con un'inclinazione di circa 60° in direzione del centro galattico. Si ritiene che l'orbita del Sole abbia una forma ellittica quasi circolare, tenendo conto delle perturbazioni causate dalla diversa distribuzione delle masse nei bracci della spirale galattica; inoltre il Sole oscilla al di sopra e al di sotto del piano galattico mediamente 2,7 volte ogni orbita, secondo un andamento assimilabile ad un moto armonico. Poiché la densità stellare è piuttosto alta nel piano galattico e nei suoi pressi, tali oscillazioni coincidono spesso con un incremento nel tasso degli impatti meteoritici sulla Terra, responsabili talvolta di catastrofiche estinzioni di massa. Tale incremento è dovuto al fatto che le altre stelle esercitano delle forze mareali sugli asteroidi della Fascia principale o della Cintura di Kuiper o sulle comete della Nube di Oort, che vengono di conseguenza dirette verso il sistema solare interno. Il Sole fa parte di un gruppo di oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 note all'interno della Via Lattea e supera in luminosità ben l'85% delle stelle della Galassia, gran parte delle quali sono deboli nane rosse. Tra le stelle luminose più vicine, poste entro 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.

Il cielo visto da alfa centauri

Osservato dalla coppia di stelle più interna del sistema di α Centauri, il cielo (a parte le tre stelle del sistema) apparirebbe quasi identico a come appare visto dalla Terra, con la maggior parte delle costellazioni, come l'Orsa Maggiore e Orione, praticamente invariate. Tuttavia, il Centauro perderebbe la sua stella più brillante e il nostro Sole apparirebbe come una stella di magnitudine 0,5 nella costellazione di Cassiopea, vicino a ε Cassiopeiae. La sua posizione è facilmente calcolabile, poiché sarebbe agli antipodi della posizione di α Centauri vista dalla Terra: avrebbe ascensione retta 02h 39m 35s e declinazione +60° 50′ 00″. Un ipotetico osservatore vedrebbe così la caratteristica "\/\/" di Cassiopea mutata in un segno simile a questo "/\/\/". Le stelle vicine brillanti come Sirio e Procione si troverebbero in posizioni molto diverse, come pure Altair con uno scarto minore. Sirio andrebbe a fare parte della costellazione di Orione, due gradi a ovest di Betelgeuse, poco più debole che visto dalla Terra (−1,2). Fomalhaut e Vega, invece, essendo abbastanza lontane, sarebbero visibili quasi nella stessa posizione. Proxima Centauri, pur facendo parte dello stesso sistema, sarebbe appena visibile a occhio nudo, con magnitudine 4,5. Un pianeta attorno a α Centauri A o B vede l'altra stella come un "secondo sole". Per esempio un ipotetico pianeta terrestre a 1,25 UA da α Centauri A (con una rivoluzione di 1,34 anni) sarebbe illuminato come dal Sole dalla sua primaria, mentre α Centauri B apparirebbe da 5,7 a 8,6 magnitudini più fioca (da −21 a −18,2), da 190 a 2700 volte più debole della primaria, ma ancora da 29 a 9 volte più luminoso della Luna piena. Viceversa un pianeta a 0,71 AU da α Centauri B (con un periodo di 0,63 anni) sarebbe illuminato come dal Sole dalla sua primaria e vedrebbe la secondaria da 4,6 a 7,3 magnitudini più debole (da −22,1 a −19,4), da 70 a 840 volte più fioca della principale, ma ancora da 45 a 15 volte più luminosa della Luna piena. In entrambi i casi il sole secondario farebbe il giro di tutto il cielo durante l'anno planetario, partendo a fianco del principale e finendo, mezzo periodo dopo, nella posizione opposta: si avrebbero dunque le condizioni del "Sole di mezzanotte", con almeno uno o due giorni privi di scambio notte-giorno.

Ciclo vitale

Articolo in cui ci soffermiamo sul ciclo vitale delle stelle: La sequenza principale

Il Sole è una stella di popolazione I (o terza generazione) la cui formazione sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più supernova/e nelle vicinanze di un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione. È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa, il rapido collasso della nube, innescato da supernovae, portò alla formazione di una generazione di giovanissime stelle T Tauri, tra le quali anche il Sole, che, subito dopo la sua formazione, assunse un'orbita quasi circolare attorno al centro della Via Lattea, ad una distanza media di circa 26 000 a.l. Le inclusioni ricche di calcio e alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente. Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell'alta abbondanza di elementi pesanti, quali oro e uranio, nel nostro sistema planetario. Gli astronomi ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati o tramite una serie di processi nucleari endoergonici durante l'esplosione della supernova (fenomeno che prende il nome di nucleosintesi delle supernovae), o grazie alle trasmutazioni, per mezzo di successivi assorbimenti neutronici, da parte di una stella massiccia di popolazione II (o di seconda generazione). Il Sole è attualmente nella sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell, ovvero in una lunga fase di stabilità durante la quale l'astro genera energia attraverso la fusione, nel suo nucleo, dell'idrogeno in elio; la fusione nucleare inoltre fa sì che la stella sia in uno stato di equilibrio, sia idrostatico, ossia non si espande (a causa della pressione di radiazione delle reazioni termonucleari) né si contrae (per via della forza di gravità, cui sarebbe naturalmente soggetta), sia termico. Una stella di classe G2 come il Sole impiega, considerando la massa, circa 10 miliardi (1010) di anni per esaurire completamente l'idrogeno nel suo nucleo. Il Sole si trova a circa metà della propria sequenza principale. Al termine di questo periodo di stabilità, tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà in una fase di forte instabilità che prende il nome di gigante rossa: nel momento in cui l'idrogeno del nucleo sarà totalmente convertito in elio, gli strati immediatamente superiori subiranno un collasso dovuto alla scomparsa della pressione di radiazione delle reazioni termonucleari. Il collasso determinerà un incremento termico fino al raggiungimento di temperature tali da innescare la fusione dell'idrogeno negli strati superiori, che provocheranno l'espansione della stella fino ad oltre l'orbita di Mercurio;[9] l'espansione causerà un raffreddamento del gas (fino a 3500 K), motivo per il quale la stella avrà una colorazione fotosferica tipicamente gialla intensa. Quando anche l'idrogeno dello strato superiore al nucleo sarà totalmente convertito in elio (entro poche decine di milioni di anni) si avrà un nuovo collasso, che determinerà un aumento della temperatura del nucleo di elio fino a valori di 108 K; a questa temperatura si innescherà repentinamente la fusione dell'elio (flash dell'elio) in carbonio e ossigeno. La stella subirà una riduzione delle proprie dimensioni, passando dal ramo delle giganti al ramo orizzontale del diagramma H-R. A causa delle elevatissime temperature del nucleo, la fusione dell'elio si esaurirà in breve tempo (qualche decina di milioni di anni) e i prodotti di fusione, non impiegabili in nuovi cicli termonucleari a causa della piccola massa della stella, si accumuleranno inerti nel nucleo; frattanto, venuta a mancare nuovamente la pressione di radiazione che spingeva verso l'esterno, avverrà un successivo collasso che determinerà l'innesco della fusione dell'elio nel guscio che avvolge il nucleo e dell'idrogeno nello strato ad esso immediatamente superiore. Queste nuove reazioni produrranno una quantità di energia talmente elevata da provocare una nuova espansione dell'astro, che raggiungerà così dimensioni prossime ad 1 UA (circa 100 volte quelle attuali), tanto che la sua atmosfera arriverà ad inglobare molto probabilmente Venere. Incerto è invece il destino della Terra: alcuni astronomi ritengono che anche il nostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente; altri invece ipotizzano che il pianeta si salverà, poiché la perdita di massa da parte della nostra stella farebbe allargare la sua orbita, che slitterebbe di conseguenza sino a quasi 1,7 UA. Il nostro pianeta sarà però inabitabile: gli oceani saranno evaporati a causa del forte calore e gran parte dell'atmosfera verrà dispersa nello spazio dall'intensa energia termica, che incrementerà l'energia cinetica delle molecole del gas atmosferico, consentendo loro di vincere l'attrazione gravitazionale del nostro pianeta. Tutto ciò avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi di anni e, cioè, ancor prima che il Sole entri nella fase di gigante rossa. Entro 7,8 miliardi di anni, esaurito ogni processo termonucleare, il Sole rilascerà i suoi strati più esterni, che verranno spazzati via sotto forma di "supervento" creando una nebulosa planetaria; le parti più interne collasseranno e daranno origine ad una nana bianca (circa delle dimensioni della Terra), che lentamente si raffredderà sino a diventare, nel corso di centinaia di miliardi di anni, una nana nera. Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che hanno una massa non sufficientemente elevata da esplodere come supernove.

Rotazione

Il Sole, come ogni altra stella, è soggetto ad una rotazione. La rotazione solare mostra delle variazioni, poiché la stella è costituita da plasma (gas altamente ionizzato ad elevata temperatura), e dunque non possiede una velocità di rotazione fissa: infatti è massima all'equatore (latitudine φ=0°) e decresce al crescere della latitudine. Il tasso di rotazione è solitamente descritto dall'equazione: 

dove ω è la velocità angolare (misurata in gradi al giorno), φ è la latitudine ed A e B sono costanti. Da notare che vi sono delle interessanti deviazioni da questa semplice relazione.

A= 14,18 °/d (+/- 0,35)

B= -2,00 °/d (+/- 0,48)

All'equatore il periodo di rotazione della stella è di 25,38 giorni; tale lasso di tempo prende il nome di periodo di rotazione sidereo. Questo non va confuso col periodo di rotazione sinodico, della durata di 27,2753 giorni, che è il periodo impiegato da una delle strutture attive superficiali (come le macchie) per ricomparire nella stessa posizione apparente, se vista dalla Terra. Il periodo sinodico risulta più lungo poiché al periodo sidereo, che è la rotazione effettiva del Sole, si aggiunge un lasso di tempo, causato dal moto orbitale della Terra, necessario perché le strutture attive ricompaiano nella medesima posizione. Nella letteratura astrofisica tali periodi sono spesso catalogati tramite il numero della rotazione di Bartel, lo scienziato che per primo misurò la rotazione del Sole nel gennaio 1833. Le costanti della rotazione solare sono state misurate cronometrando il moto delle diverse strutture attive superficiali (dette per questo motivo tracer). I primi e più affidabili tracer ad essere utilizzati sono le macchie solari. Sebbene le macchie solari siano state osservate fin dai tempi antichi, fu solo quando il telescopio entrò in uso nelle osservazioni astronomiche che esse poterono essere osservate con grande precisione; fu quindi possibile determinare il periodo di rotazione solare. Lo studioso inglese Thomas Harriot è stato probabilmente il primo ad osservare le macchie solari con il telescopio, come evidenziato in uno dei disegni del suo taccuino, datati 8 dicembre 1610 e pubblicati per la prima volta (giugno 1611) in un'opera intitolata "De Sole Maculis in Observatis, et cum earum Apparente Sole Conversione Narratio" (ossia "Osservazione delle macchie solari e narrazione delle loro apparenti rotazioni"). Questi disegni, poi, furono studiati da Johannes Fabricius che aveva osservato e studiato i movimenti delle macchie solari, quelli liberi e quelli condizionati dalla rotazione della nostra stella. Questo può essere considerato il primo lavoro sulle macchie solari e sulla determinazione del periodo di rotazione solare. Per finire, Christopher Scheiner ( "Rosa Ursine sive solis", libro 4, parte 2, 1630) fu uno dei primi a perfezionare la stima del periodo di rotazione solare e fu il primo ad essersi accorto della rotazione differenziale del Sole e della sua energia rotatoria. Hubrecht (1915) è stato il primo astronomo a scoprire che i due emisferi solari ruotano in maniera diversa e diede una prima spiegazione sulla rotazione differenziale. Fino a poco tempo fa, l'eliosismologia, la branca della scienza che studia i movimenti della fotosfera solare e delle onde di pressione sul Sole, non aveva fatto molti passi avanti nello studio della rotazione interna del Sole. La rotazione interna differenziale veniva spiegata attraverso un fenomeno di inerzia che coinvolgeva l'interno del sole, portando degli strati leggeri a muoversi per inerzia di più rispetto a quelli pesanti, che annullavano questa forza. Ad oggi questa ipotesi è solo parzialmente confermata, mentre ci si avvicina all'ipotesi che siano proprio i gas della fotosfera solare a creare questa rotazione differenziale esterna ed interna (più veloce all'equatore e più lenta ai poli) Alla tachocline la rotazione si modifica bruscamente.

Struttura

Il 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. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia, 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 di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole. L'analisi eliosismologica è spesso associata a simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra 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. Li elencheremo dal più interno al più esterno.

Il nucleo solare è la parte più interna del Sole, e di conseguenza presenta la temperatura più calda (circa 15 milioni di kelvin). Al suo interno si svolgono le reazioni di fusione nucleare, responsabili della produzione di energia del Sole, del suo risplendere e in definitiva del sostentamento della vita sulla Terra. Il nucleo è la parte meno conosciuta del Sole, nascosta com'è all'osservazione diretta. 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 (nello specifico nel nucleo solare, dove l'idrogeno viene convertito in elio). Oltre a questi, altri dati come la produzione di energia totale e la composizione chimica della superficie del Sole pongono stretti limiti ai modelli teorici possibili. 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 150.000 kg/cm³. Queste condizioni sono estreme per noi ma normali per una stella. Stelle più grandi del Sole hanno nuclei ancor più densi e caldi. 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 per effetto tunnel 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 megajoule. Questa energia è pari alla massa di 4 milioni di tonnellate (le altre 590 vengono convertite in elio). Quindi il sole si alleggerisce ogni secondo di 4 milioni di tonnellate. La sua massa totale è abbastanza grande perché, anche dopo circa 5 miliardi di anni di vita attiva, la sua massa si riduca solo impercettibilmente. L'energia liberata dalla fusione nucleare si presenta inizialmente sotto forma di fotoni gamma, che partono per la tangente alla velocità della luce. Essi però non possono fare molta strada, perché vista l'alta densità saranno presto assorbiti da un atomo sul loro cammino, il quale li riemetterà in una direzione diversa e con uno spettro di frequenze più ampio. Il ciclo si ripeterà parecchie volte, finché i fotoni non raggiungono la superficie del Sole e lo lasciano alla volta dello spazio interplanetario. Si calcola che questo trasporto di energia dall'interno all'esterno del Sole duri ben 10 milioni di anni. In altre parole, se il nucleo del sole smettesse all'improvviso di produrre energia, la superficie continuerebbe a splendere ancora per lungo tempo. I neutrini, altro sottoprodotto delle reazioni di fusione nucleare, passano invece quasi indisturbati attraverso la materia, ed escono dal Sole in linea retta. Una piccolissima parte è intercettata dai pochi rivelatori di neutrini in attività sulla Terra. Il processo di fusione è molto difficile. Alle condizioni vigenti nel centro del Sole, il protone medio deve aspettare ben 13 miliardi di anni prima di fondersi con altri tre e formare un nucleo di elio. Ciò significa che oggigiorno la produzione di energia del Sole deriva dai protoni "fortunati", che hanno incontrato in anticipo il loro destino, e che, via via che passa il tempo, la probabilità delle reazioni aumenta. La luminosità solare aumenta quindi lentamente, il che ha indotto alcuni teorici ad ipotizzare che tra 500 milioni o un miliardo di anni il Sole sarà troppo caldo per consentire la vita sulla Terra. Questo aumento è indipendente dall'evoluzione stellare a cui andrà incontro il Sole, e che lo porterà tra circa 5 miliardi di anni a trasformarsi in una gigante rossa. Il nucleo solare diventerà ancora più caldo e concentrato di oggi: la fusione dell'elio, tipica delle giganti rosse, richiede centinaia di milioni di gradi.

La zona radiativa è uno strato interno delle stelle; nel Sole si estende da circa il 30% al 70% del raggio, cioè dal Nucleo solare fino al confine, con la zona convettiva, per una lunghezza totale di circa 450'000 km. Nella zona radiativa, l'energia prodotta dal nucleo è trasportata da fotoni che percorrono il plasma impiegando, a causa dell'assorbimento e della riemissione, 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.

Il termine tachocline (o tacoclina) designa la zona di transizione, all'interno del Sole, tra la zona radiativa e la zona convettiva. Situata nel terzo più esterno della stella, la tachocline segna il passaggio tra la parte più interna della stella, la cui rotazione è paragonabile a quella di un corpo solido, e la porzione esterna, che ruota in maniera differenziale comportandosi come un fluido. Recenti studi condotti tramite l'indagine eliosismologica indicano che la tachocline abbia un raggio circa 0,70 volte quello del Sole. Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni siano una delle cause dei campi magnetici che caratterizzano la stella: infatti le simmetrie e l'estensione della tachocline sembrano rivestire un ruolo di primo piano nella formazione della cosiddetta dinamo solare, poiché rinforzano i deboli campi poloidali creando un più intenso campo di forma toroidale. 

La zona convettiva è uno strato interno del Sole e delle stelle, in cui l'energia termica, attraverso i moti convettivi, viene portata negli strati più esterni del corpo celeste, ossia in superficie. I moti convettivi stellari consistono in movimenti del plasma all'interno della stella, che di solito formano correnti circolari di convezione che riscalda il plasma in discesa, il quale, dopo essere risalito, cede energia all'esterno, raffreddandosi, raddensandosi e riprecipitando verso l'interno. 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. Stelle con temperature più basse del Sole, come le nane rosse, possiedono una zona convettiva che occupa per intero lo strato tra il nucleo e la superficie; stelle di grandezza media, come il Sole, hanno una zona convettiva a contatto con la superficie, mentre lo strato superiore al nucleo è in equilibrio radiativo. In entrambi tipi di stelle non vi è mescolanza tra il nucleo e i prodotti di fusione accumulati. Le stelle con massa superiore a 1,1 masse solari sfruttano un processo nucleare differente nel loro nucleo, chiamato ciclo CNO (Carbonio-Azoto-Ossigeno); questo processo è molto sensibile alla temperatura, così il nucleo forma una zona di convezione che rimescola il "combustibile" con i prodotti di reazione. La zona convettiva in queste stelle è sovrastata dalla zona radiativa, che invece è in equilibrio termico, e nessun movimento di materia si può verificare.

In astronomia, la fotosfera (composto da foto- e sfera; dal greco phós, phótos, "luce", e spháira, "globo", "palla") di un oggetto è la regione in corrispondenza della quale esso diventa opaco. In altre parole, non è possibile osservare la zona al di sotto della fotosfera.È un termine normalmente usato per descrivere l'aspetto del Sole o di un'altra stella: poiché le stelle sono delle sfere di gas, non hanno una superficie solida; ma esiste comunque una profondità sotto alla quale il gas non è più trasparente ai fotoni, e questa profondità fornisce una superficie visibile alla stella. 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, che unita alla quantità minimamente rilevante di emissioni radio dalle sfere sovrastanti nonché alla sostanziale trasparenza delle stesse, fa sì che la radiazione percepibile da un osservatore esterno sia sostanzialmente quella prodotta dalla fotosfera medesima. La fotosfera del Sole ha una temperatura che varia dagli 8000 ai 4200/4000 °C circa per le penombre delle macchie solari, mentre per "le oscurità" dette ombre vengono calcolati estremi fino a 2700 °C. Essa decresce con l'allontanamento dagli strati più interni per quelli più esterni. Escludendo le macchie solari, la sommità della fotosfera quindi lo strato in assoluto più periferico si calcola essere ad una temperatura compresa tra 4500 (il bordo) e 4800 gradi Celsius. Questi valori, grazie agli studi sulla temperatura di colore di un corpo nero, ma anche a numerose "foto in luce visibile" scientificamente filtrata, permettono di affermare con buona approssimazione che la fotosfera presenta una cromaticità bianca e "fredda" senza sfumature verso il giallo (luce bianca solare). Egualmente si deduce il tasso di variazione di temperatura proporzionale alla quota, dall'analisi della luminosità: la fotosfera non è omogeneamente brillante in tutti i suoi strati, ma gradualmente si fa più tenue man mano che sfuma verso quelli più periferici, per il cosiddetto fenomeno dell'oscuramento al bordo. Altre stelle possono essere più calde o più fredde. La fotosfera solare è composta da celle di convezione chiamate granuli; ogni granulo è una tempesta di gas ad altissima temperatura (plasma) 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 con diametri fino a 30.000 chilometri, capaci di resistere fino ad un giorno. La granulazione resta una delle prove fondanti della presenza di moti convettivi all'interno del Sole, mentre non sappiamo d'altra parte se queste formazioni si trovino anche su altre stelle, perché sono troppo piccole per essere viste. Altre formazioni presenti sulla fotosfera sono le macchie solari e i flare solari. L'atmosfera visibile del Sole è composta da altri strati posti sopra la fotosfera: la cromosfera, alta 2000 chilometri e visibile in luce filtrata, e sopra questa la caldissima ed estremamente tenue (temperatura cinetica) corona solare. 

Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l'atmosfera solare e risultano visibili a tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile. Gli strati sono, in ordine: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l'eliosfera; quest'ultima, che può essere considerata la tenue prosecuzione della corona, si estende sin'oltre la Fascia di Kuiper, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine (bow shock) con il mezzo interstellare. 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, è sufficientemente fredda da consentire l'esistenza di alcune molecole, come il monossido di carbonio e l'acqua, le cui linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare. La cromosfera (letteralmente sfera di colore) è un sottile strato dell'atmosfera del Sole, subito sopra la fotosfera, spesso circa 2.000 chilometri con una temperatura media di 10.000 K. La cromosfera è sostanzialmente trasparente rispetto al resto dell'atmosfera solare. Occorrono speciali strumenti per poter vedere la cromosfera del sole, a causa della fortissima luminosità della fotosfera sottostante, ma il suo colore rossastro può essere osservato durante un'eclissi totale oppure in luce filtrata, come l'H-alpha. Le formazioni più comuni visibili sulla fotosfera solare sono le spicule, lunghe dita di gas luminoso che si protendono dalla fotosfera. Le spicule salgono fino alla cima della cromosfera e poi ricadono più in basso, nel giro di circa 10 minuti. Un'altra formazione cromosferica sono le fibrille, strati orizzontali di gas simili come dimensioni alle spicule, ma con una vita media doppia. Le più spettacolari formazioni, e anche le più rare, sono le prominenze solari, gigantesche eruzioni di gas che raggiungono altezze di 150.000 chilometri, cioè più grandi dell'intero pianeta Terra. Solo i brillamenti solari possono superarle in energia. Sopra la cromosfera si trova la cosiddetta regione di transizione, dove la temperatura aumenta rapidamente per arrivare alla caldissima corona solare, che forma lo strato più esterno dell'atmosfera. La zona di transizione solare è una regione dell'atmosfera del Sole, compresa tra la cromosfera e la corona solare; è visibile dallo spazio con l'ausilio di telescopi sensibili agli ultravioletti. 

  • Al di sotto, la gravità domina la forma di gran parte delle strutture, tanto che il Sole può essere descritto in termini di stratificazioni e strutture orizzontali (come le macchie solari); al di sopra, sono le forze dinamiche a prevalere e a dominare le strutture; la zona di transizione stessa non è uno strato ben definito ad una particolare altitudine.
  • Al di sotto, gran parte dell'elio non è completamente ionizzato e irradia energia efficacemente; al di sopra, l'elio è completamente ionizzato. Questo ha un profondo effetto sull'equilibrio termico (vedi sotto).
  • Al di sotto, la materia è opaca a particolari colori associati alle linee spettrali, così gran parte delle linee spettrali formatesi al di sotto della zona di transizione sono linee di assorbimento nell'infrarosso, nella luce visibile e nel vicino ultravioletto, mentre molte delle linee formate al di sopra o nella zona di transizione sono linee di emissione nell'ultravioletto e nei raggi X. Ciò fa del trasferimento radiativo dell'energia attraverso la zona di transizione un processo notevolmente complesso.
  • Al di sotto, la pressione del gas e la fluidodinamica dominano il movimento e la forma delle strutture; al di sopra, è invece il magnetismo a dominare, creando differenti esemplificazioni della magnetoidrodinamica. La stessa zona di transizione non è in parte ben studiata a causa della sua notevole complessità e unicità.

L'elio ionizzato gioca un ruolo fondamentale nella formazione della corona solare: quando la materia solare è sufficientemente fredda da consentire solo una parziale ionizzazione dell'elio (che trattiene dunque uno dei suoi due elettroni), la materia si raffredda per irraggiamento in modo molto efficace attraverso la radiazione di corpo nero e del Lyman continuum dell'elio. Questa condizione si verifica nella parte più esterna della cromosfera, dove la temperatura è di poche decine di migliaia di kelvin. Con un lieve aumento di calore l'elio si ionizza completamente, cessa di agire il Lyman continuum, e quindi diminuisce la radiazione. La temperatura sale rapidamente fino a circa un milione di kelvin, la temperatura della corona solare. Questo fenomeno è chiamato catastrofe in temperatura ed è una transizione di fase analoga all'ebollizione dell'acqua; infatti, i fisici si riferiscono a questo processo come ad una evaporazione, similmente a quanto avviene con l'acqua. Allo stesso modo, se la quantità di calore applicata alla materia coronale venisse lievemente ridotta, questa materia si raffredderebbe rapidamente fino a circa centomila kelvin, creando una condensa. La zona di transizione è formata da materiale a temperatura prossima o coincidente a quella della catastrofe in temperatura. La zona di transizione è visibile nelle immagini riprese negli ultravioletti dalla sonda TRACE, dove appare come una debole nebulosità sopra la superficie scura (vista con gli ultravioletti) del Sole e al di sotto della corona. Questa struttura circonda anche altre strutture scure come le protuberanze solari, formate da materiale condensato sospeso dal campo magnetico a quote coronali. La corona solare è la parte più esterna dell'atmosfera del Sole. Formata da gas (soprattutto idrogeno) e vapori provenienti dagli strati sottostanti dell'atmosfera solare, si estende per milioni di chilometri ed è visibile, assieme alla cromosfera, durante le eclissi solari totali, o con l'ausilio di un apposito strumento, il coronografo: essendo estremamente calda (fino a milioni di gradi Celsius), la materia in essa contenuta è sotto forma di plasma. Il meccanismo che la riscalda non è perfettamente compreso, ma una parte rilevante è sicuramente giocata dal campo magnetico solare, mentre il motivo della sua normale invisibilità ad occhio nudo è che è estremamente tenue. L'elevata temperatura della corona determina le insolite righe spettrali, che indussero a pensare nel XIX secolo, che l'atmosfera solare contenesse un elemento chimico ignoto, che fu denominato "coronio". Queste righe spettrali erano invece dovute alla presenza di ioni di ferro che avevano perso 13 elettroni esterni (Fe-XIV), processo di fortissima ionizzazione che può avvenire soltanto a temperature del plasma superiori a 106 kelvin. In effetti, che il Sole avesse una corona a un milione di gradi fu scoperto per la prima volta da Walter Grotrian nel 1939 e da Bengt Edlén nel 1941, in seguito all'identificazione delle righe coronali (osservate sin dal 1869) come transizioni di livelli metastabili di metalli altamente ionizzati (la riga verde del FeXIV a 5303 Å, ma anche la riga rossa del FeX a 6374 Å).  La corona solare è molto più calda (di un fattore 200) della superficie visibile del Sole: la temperatura effettiva della fotosfera è di 5777 K, mentre la corona ha una temperatura media di un milione di kelvin, ma invero si tratterebbe di temperatura cinetica. Quindi essa ha una densità media calcolata in 10−12 volte quella della fotosfera e produce un milionesimo della luce visibile. La corona è separata dalla fotosfera dalla cromosfera. Il meccanismo esatto di riscaldamento è tema di dibattito scientifico. L'altissima temperatura e la estremamente rarefatta densità della corona (apparente contraddizione di un fenomeno fisico ancora poco conosciuto e non comunemente sperimentato) forniscono delle caratteristiche spettrali insolite, alcune delle quali suggerirono nel XIX secolo che contenesse un elemento allora sconosciuto chiamato coronium, tuttavia è stato appurato che derivano da elementi conosciuti in uno stato di alta ionizzazione del ferro, che possono esistere soltanto a temperature dell'ordine del milione di gradi. La corona non è equivalentemente distribuita attorno alla superficie: durante i periodi di quiete è approssimativamente confinata nelle regioni equatoriali, con i cosiddetti buchi coronali nelle regioni polari, mentre durante i periodi di attività solare essa è distribuita attorno all'equatore e ai poli ed è maggiormente presente nelle aree di attività delle macchie solari. Il ciclo solare dura approssimativamente 11 anni, da un minimo solare al successivo. A causa della rotazione differenziale (l'equatore ruota più velocemente dei poli), l'attività delle macchie solari sarà più pronunciata in vicinanza del massimo solare quando il campo magnetico è più attorcigliato. Associati alle macchie solari vi sono gli archi coronali, anelli di flusso magnetico, che fuoriescono dall'interno del sole. Sin da quando sono state riprese le prime immagini nei raggi X ad alta risoluzione dal satellite Skylab nel 1973, ed in seguito da Yohkoh e dagli altri satelliti, si è visto che la struttura della corona è molto complessa e variegata, ed è stato necessario classificare le diverse zone caratteristiche visibili sul disco coronale. Si distinguono generalmente diverse regioni e ne emerge il seguente quadro morfologico, qui di seguito descritto brevemente. Le regioni attive sono insiemi di strutture ad arco che connettono punti di polarità magnetica opposta in fotosfera, gli anelli coronali. Si dispongono generalmente in due fasce di attività parallele all'equatore solare. La temperatura media è compresa tra due e quattro milioni di kelvin, mentre la densità è compresa tra 109 e 1010 particelle per cm³. Le regioni attive comprendono tutti i fenomeni direttamente connessi al campo magnetico ai quali si fa riferimento quando si parla di attività solare e che avvengono ad altezze molto differenti sulla superficie del Sole[11]: macchie solari e facule (in fotosfera), spicole, filamenti e "plage" (in cromosfera), protuberanze (in cromosfera e nella regione di transizione, ma anche in corona), e brillamenti. Questi ultimi di solito interessano la corona e la cromosfera, ma se sono molto violenti possono anche perturbare la fotosfera e dare luogo persino a un'onda di Moreton, descritta da Uchida. Al contrario, le protuberanze sono strutture estese e fredde che si vedono in Hα come strisce scure (filamenti) sul disco solare, a forma di serpente. La loro temperatura è di circa 5000-8000 K e pertanto sono considerate strutture cromosferiche. Gli archi coronali sono le strutture basilari della corona create dal campo magnetico. Questi anelli sono le strutture magnetiche chiuse analoghe alle strutture aperte che possono essere trovate nei buchi coronali nelle regioni polari e nel vento solare. Questi tubi di flusso magnetico emergono dalla superficie del sole e sono pieni di plasma caldissimo. A causa dell'elevatissima attività magnetica in queste regioni attive, gli archi coronali possono essere spesso i precursori dei brillamenti e delle espulsioni di massa coronale. Il plasma solare che riempie queste strutture è riscaldato da 4400 K fino a oltre 106 K, a partire dalla fotosfera e dalla cromosfera attraverso la regione di transizione fino alla corona. Spesso, il plasma solare è spinto in questi archi da un piede verso l'altro da una differenza di pressione che si crea tra i due punti alla base e si instaura così un flusso a sifone, o in generale, un flusso asimmetrico dovuto a qualche altra causa. Quando il plasma risale dai piedi verso l'alto, come succede sempre durante la fase iniziale dei brillamenti che non alterano la topologia del campo magnetico, si parla si evaporazione cromosferica. Quando il plasma raffredda, si può avere invece la condensazione cromosferica. Si può anche avere un flusso simmetrico da entrambi i piedi dell'arco, che provoca un aumento della densità all'interno dell'arco. Il plasma può raffreddare molto rapidamente in questa regione (a causa di una instabilità termica) creando filamenti scuri sul disco solare o protuberanze sul bordo del disco. Gli archi coronali possono avere tempi di vita dell'ordine dei secondi (nel caso dei brillamenti), minuti, ore o giorni. Di solito gli archi coronali che durano per lunghi periodi di tempo si dicono in stato stazionario, nei quali si ha un equilibrio energetico tra potenza immessa e dissipata. Gli archi coronali sono diventati molto importanti da quando si cerca di comprendere l'attuale problema del riscaldamento coronale. Gli anelli coronali sono sorgenti di plasma che irradiano notevolmente e pertanto facili da osservare da strumenti come TRACE; essi costituiscono degli ottimi laboratori da osservare per studiare fenomeni come le oscillazioni solari, la propagazione delle onde e i nanobrillamenti. Ad ogni modo, rimane difficile trovare una soluzione al problema del riscaldamento coronale, poiché queste strutture vengono osservate da lontano, lasciando molte ambiguità di interpretazione (ad esempio, il contributo della radiazione lungo la linea di vista). Misurazioni in-situ sono necessarie prima che una risposta definitiva possa essere data; la prossima missione Solar Probe Plus della NASA che partirà nel 2018 raccoglierà dati a distanza ravvicinata dal Sole. Le strutture a grande scala sono degli archi molto ampi che possono ricoprire fino a un quarto del disco solare e contengono plasma meno denso degli archi presenti nelle regioni attive. Furono scoperte per la prima volta l'8 giugno 1968 durante l'osservazione di un brillamento compiuta da una sonda spaziale. La struttura a grande scala della corona cambia durante il ciclo undecennale di attività solare e diventa particolarmente elementare durante il periodo di minimo, quando il campo magnetico solare è approssimativamente quello di un dipolo (più una componente quadripolare). Le interconnessioni di regioni attive sono archi che connettono zone di polarità magnetica opposta, in regioni attive diverse. Variazioni significative di queste strutture sono viste spesso dopo un brillamento. Altre strutture di questo tipo sono gli helmet streamers, grandi pennacchi con la forma a cappuccio con lunghe punte che di solito sovrastano le macchie solari e le regioni attive. Questi pennacchi coronali sono considerati le sorgenti del vento solare lento. Le cavità di filamento sono zone che appaiono scure nei raggi X e sono sovrastanti regioni in cui si osservano i filamenti in Hα in cromosfera. Furono osservate per la prima volta dalle due sonde spaziali del 1970 che scoprirono anche la presenza dei buchi coronali. Le cavità di filamento sono nubi di gas più freddo, sospese sulla superficie del Sole da forze magnetiche. Le regioni di intenso campo magnetico appaiono scure nelle immagini, perché sono povere di gas caldo. Infatti, la somma della pressione magnetica e della pressione del plasma deve essere costante dappertutto sull'eliosfera per avere una configurazione di equilibrio: dove il campo magnetico è più elevato, il plasma deve essere più freddo o meno denso. La pressione del plasma p può essere calcolata dall'equazione di stato per un gas perfetto p=nKbT, dove n è la densità di particelle per unità di volume, Kb la costante di Boltzmann e T la temperatura del plasma. È evidente dall'equazione che la pressione del plasma diminuisce quando la temperatura del plasma decresce rispetto alle regioni circostanti, oppure quando la zona di intenso campo magnetico si svuota. Lo stesso effetto fisico rende le macchie solari scure in fotosfera. I punti brillanti sono piccole regioni attive disseminate su tutto il disco solare. I punti brillanti furono osservati per la prima volta nei raggi X l'8 aprile 1969 da una sonda spaziale. La frazione della superficie solare coperta dai punti brillanti varia con il ciclo solare. Essi sono associati a piccole regioni bipolari del campo magnetico. La loro temperatura media varia da 1.1 MK a 3.4 MK. Le variazioni in temperatura sono spesso correlate a cambiamenti nell'emissione nei raggi X. I buchi coronali sono aree dove la corona del Sole è più scura, più fredda delle aree circostanti; anche il plasma possiede qui una densità inferiore. I buchi coronali sono stati scoperti quando i telescopi a raggi X della missione Skylab furono lanciati oltre l'atmosfera terrestre per rilevare la struttura della corona. Questi buchi sono in relazione con delle concentrazioni unipolari di linee di campo magnetico aperte; durante il minimo solare, i buchi coronali si trovano principalmente nelle regioni polari del Sole, mentre durante il massimo solare sono dislocate in tutta la superficie solare. I componenti ad alta velocità del vento solare si sa che transitino lungo le linee magnetiche che passano attraverso i buchi coronali. Le regioni solari che non fanno parte delle regioni attive e dei buchi coronali sono comunemente identificate come parte del Sole quieto. La regione equatoriale ha velocità di rotazione maggiore delle zone polari. Il risultato della rotazione differenziale del Sole è che le regioni attive nascono sempre in due fasce parallele all'equatore e la loro estensione aumenta durante i periodi di massimo del ciclo solare, mentre quasi scompaiono durante ciascun periodo di minimo. Pertanto il Sole quieto coincide sempre con la zona equatoriale e la sua superficie è inferiore durante il massimo del ciclo solare. In vicinanza del minimo, l'estensione del Sole quieto aumenta fino a ricoprire l'intera superficie del disco solare con l'esclusione dei poli in cui vi sono i buchi coronali e di qualche punto brillante. I brillamenti hanno luogo nelle regioni attive e danno luogo ad improvvisi aumenti del flusso di radiazione emesso in regioni limitate della corona. Sono fenomeni molto complessi, osservabili in diverse bande, interessano parecchie zone dell'atmosfera solare e coinvolgono parecchi effetti fisici, termici e non termici, e talvolta estese ricombinazioni di campo magnetico ed espulsione di materiale. Si tratta di fenomeni impulsivi, della durata media di 15 minuti, anche se alcuni fenomeni più energetici possono durare diverse ore. I brillamenti implicano un notevole e rapido aumento della densità e della temperatura. Solo raramente si osserva emissione in luce bianca, di solito i brillamenti si vedono soltanto nelle bande UV e X, caratteristiche dell'emissione cromosferica e coronale. In corona la morfologia dei brillamenti che può desumersi dalle osservazioni nei raggi X morbidi e duri, nella banda UV e in Hα è molto complessa. Ad ogni modo si possono distinguere due tipi di strutture:

  • brillamenti compatti, in cui ciascuno degli archi in cui avviene l'evento mantiene inalterata la sua struttura: si osserva soltanto un aumento dell'emissione senza significative variazioni morfologiche. L'energia emessa è dell'ordine di 1022 - 1023 J.
  • brillamenti di lunga durata, associati a eruzioni di protuberanze, transienti in luce bianca e "two-ribbon flares": in questo caso gli archi magnetici si riconfigurano durante l'evento. Le energie emesse durante questi eventi di così vaste proporzioni possono raggiungere i 1025 J.

Per quanto riguarda la dinamica temporale si distinguono in genere tre diverse fasi, di durata molto differente tra loro, che possono dipendere anche drasticamente dalla banda di lunghezze d'onda in cui si osserva l'evento:

  • una fase iniziale impulsiva, la cui durata è dell'ordine dei minuti, in cui spesso si hanno elevate emissioni di energia anche nelle microonde, in EUV e nei raggi X duri.
  • una fase di massimo.
  • una fase di decadimento, che può durare diverse ore.

Talvolta si riesce a distinguere anche una fase che precede il brillamento, detta fase "pre-flare". Il materiale espulso, sotto forma di plasma, è costituito principalmente da elettroni e protoni (oltre a piccole quantità di elementi più pesanti come elio, ossigeno e ferro) e viene trascinato dal campo magnetico della corona. Quando questa nube raggiunge la Terra (in questo caso viene chiamata ICME - Interplanetary CME) può disturbare la sua magnetosfera comprimendola nella regione illuminata dal Sole ed espandendola nella regione non illuminata. Quando avviene la riconnessione della magnetosfera nella zona notturna, si generano migliaia di miliardi di watt di potenza diretti verso l'atmosfera terrestre superiore, che provocano aurore particolarmente intense (dette anche Luci del Nord nell'emisfero boreale e Luci del Sud nell'emisfero australe). Le espulsioni di massa della corona assieme ai brillamenti possono disturbare le trasmissioni radio, creare interruzioni di energia, danneggiare i satelliti e le linee di trasmissione elettriche. La più grande perturbazione geomagnetica venne misurata da Kew Gardens e coincise con la prima osservazione senza i moderni strumenti di un brillamento nel 1859 da parte di Richard Christopher Carrington. Le osservazioni hanno messo in luce come i getti coronali appaiono sia in rotazione sia in moto rettilineo rispetto alla superficie solare. Nel 2011 un gruppo di ricerca dell'Università di Warwick è arrivato a una conclusione sorprendente, mettendo in luce analogie tra questi comportamenti di dinamica solare e la formazione delle nubi sul pianeta Terra. Sul Sole, i getti derivati da esplosioni e rimescolamenti di massa nella corona, sono noti col nome di CME (getti di massa coronali). Il gruppo inglese ha utilizzato dati e immagini ottenuti tramite l'esperimento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) presso il Solar Dynamics Observatory (SDO) della NASA. In particolare AIA e SDO hanno fornito informazioni delle CME in formazione e in evoluzione nell'ultravioletto estremo, una regione della radiazione che non era mai stata esplorata precedentemente. Il gruppo di scienziati ha potuto così rilevare delle profonde analogie tra le CMEs e le instabilità tipiche della formazione di nubi o della produzione di onde nei fluidi, meglio note come instabilità di Kelvin-Helmholt (caratteristiche di due fluidi che si muovono uno su l'altro a velocità diverse, ad esempio nell'interfaccia acqua/aria, per quel che riguarda le instabilità che si generano nelle onde marine). «Il fatto di sapere che tali instabilità nelle CME siano osservabili nell'ultravioletto estremo, a una temperatura di 11 milioni di kelvin ci consentirà di modellizzare in modo più accurato la loro dinamica. Queste nuove osservazioni ci forniscono nuove informazioni sul perché queste CME appaiono sia in rotazione sia in moto rettilineo sulla superficie del Sole; se le instabilità si formano solo su un fianco, possono incrementare il trascinamento su un lato del CME causando un moto più lento rispetto al resto del getto.» Questi filmati sono stati ripresi dal satellite SOHO nell'arco di due settimane tra ottobre e novembre del 2003. Le immagini sono state riprese contemporaneamente dai diversi strumenti a bordo del satellite, MDI (che produce magnetogrammi), EIT (che fotografa la corona nell'ultravioletto) e LASCO (il coronografo). Il primo video in alto a sinistra (in grigio) mostra i magnetogrammi al variare del tempo. In alto a destra (in giallo) è visibile la fotosfera in luce bianca filmata da MDI. Inoltre EIT ha filmato l'evento nei suoi quattro filtri sensibili a diverse lunghezze d'onda, che selezionano plasma a diverse temperature. Le immagini in arancione (a sinistra) si riferiscono al plasma della cromosfera-regione di transizione, mentre quelle in verde (a destra) alla corona. Nell'ultimo filmato al centro in basso le immagini del Sole nell'ultravioletto riprese da EIT sono state combinate con quelle riprese dal coronografo LASCO. Tutti gli strumenti hanno registrato la tempesta che è considerata come uno degli esempi di maggiore attività solare osservata da SOHO e forse dalla comparsa delle prime osservazioni solari dallo spazio. La tempesta ha coinvolto tutto il plasma dell'atmosfera solare dalla cromosfera alla corona, come si può vedere nei filmati, che sono ordinati da sinistra a destra, dall'alto in basso, nella direzione in cui aumenta la temperatura del sole: fotosfera (giallo), cromosfera-regione di transizione (arancione), corona interna (verde) e corona esterna (blu). La corona è visibile attraverso il coronografo LASCO, che blocca la luce proveniente dal disco brillante del Sole, in modo che anche la radiazione molto più debole della corona può essere vista. In questo filmato, il coronografo interno (denominato C2) è combinato con il coronografo esterno (C3). Mentre il video va avanti, possiamo osservare un certo numero di strutture del Sole attivo. Lunghi pennacchi irradiano verso l'esterno dal Sole e oscillano dolcemente a causa della loro interazione con il vento solare. Le regioni bianche brillanti sono visibili a causa della elevata densità degli elettroni liberi che diffondono la luce dalla fotosfera verso l'osservatore. I protoni e gli altri atomi ionizzati sono presenti anch'essi, ma non sono visibili poiché non interagiscono con i fotoni altrettanto frequentemente degli elettroni. Di tanto in tanto si osservano delle espulsioni di massa coronali che vengono lanciate dal Sole. Alcuni di questi getti di particelle possono saturare le fotocamere con un effetto simile alla neve. Visibili nei coronografi sono anche le stelle e i pianeti. Le stelle sono viste spostarsi lentamente a destra, trasportate dal moto relativo del Sole e della Terra. Il pianeta Mercurio è visibile come un punto brillante che si sposta dalla sinistra del Sole. Altre stelle oltre al Sole possiedono corone, che possono essere rilevate dai telescopi a raggi X. Le corone stellari si trovano in tutte le stelle della sequenza principale della parte fredda del diagramma Hertzsprung-Russell[21]. Nelle stelle giovani alcune corone possono essere più luminose di quella del Sole. Per esempio, FK Comae Berenices è il prototipo della classe FK Com di stelle variabili. Queste sono giganti di classe spettrale G e K con un'insolita rotazione rapida e altri segni di straordinaria attività. Le loro corone sono tra le più luminose nei raggi X (Lx ≥ 1032 erg·s−1 or 1025W) e tra le più calde tra quelle conosciute con temperature dominanti fino a 40 MK.[21] Le osserzazioni astronomiche compiute con l'Osservatorio Einstein da Giuseppe Vaiana e il suo gruppo hanno mostrato che le stelle F, G, K e M possiedono cromosfere e spesso anche corone in modo simile al Sole. Le stelle O-B, pur non avendo la zona di convezione, hanno una forte emissione nei raggi X. Ad ogni modo queste stelle non hanno una corona, ma gli strati stellari più esterni emettono questa radiazione durante shock dovuti a instabilità termiche che avvengono in bolle di gas che si muovono rapidamente. Anche le stelle A non hanno la zona di convezione ma non emettono negli UV e nei raggi X. Pertanto sembra che non abbiano né cromosfera né corona. La materia che costituisce la parte più esterna dell'atmosfera solare si trova allo stato di plasma, ad altissima temperatura (di qualche milione di gradi) e a bassissima densità (dell'ordine di 1015 particelle per metro cubo). Per definizione di plasma, si tratta di un insieme quasi neutro di particelle che esibisce un comportamento collettivo. La composizione è la stessa di quella all'interno del Sole, essenzialmente idrogeno, ma completamente ionizzato, quindi protoni ed elettroni, più una piccola frazione di tutti gli altri atomi nelle stesse percentuali presenti in fotosfera. Persino i metalli più pesanti, come il ferro, sono parzialmente ionizzati ed hanno perso una buona parte degli elettroni più esterni. Lo stato di ionizzazione di un dato elemento chimico dipende strettamente dalla temperatura ed è regolato dall'equazione di Saha. La presenza di righe di emissione di stati altamente ionizzati del ferro e di altri metalli ha permesso di determinare con esattezza la temperatura del plasma coronale e di scoprire che la corona era molto più calda degli strati dell'atmosfera più interni della cromosfera. La corona si presenta quindi come un gas caldissimo ma leggerissimo: si pensi che la pressione in fotosfera è di solito soltanto 0,1-0,6 Pa, mentre sulla Terra la pressione atmosferica è di circa 100 kPa, cioè quasi un milione di volte più grande che sulla superficie solare. Tuttavia non è del tutto vero che si tratta di un gas, perché è costituita da particelle cariche, essenzialmente protoni ed elettroni, che si muovono a velocità diverse. Supponendo che mediamente abbiano la stessa energia cinetica (per il teorema di equipartizione dell'energia), gli elettroni hanno una massa circa 1800 volte più piccola dei protoni, quindi acquistano una maggiore velocità. Gli ioni metallici sono sempre quelli più lenti. Questo fatto ha delle conseguenze fisiche notevoli sia sui processi di radiazione, che nella corona sono molto diversi che in fotosfera, sia sulla conduzione termica. Inoltre la presenza di cariche elettriche induce la generazione di correnti elettriche e di intensi campi magnetici. In questo plasma si possono propagare anche delle onde magnetoidrodinamiche, anche se non è ancora chiaro come esse possano essere trasmesse o generate nella corona. La corona emette radiazione principalmente nei raggi X che può essere osservata soltanto dallo spazio. Il plasma della corona è trasparente alla propria radiazione e a quella proveniente da regioni restostanti, pertanto si dice che è otticamente sottile. Il gas infatti è molto rarefatto e il cammino libero medio dei fotoni supera di gran lunga tutte le altre lunghezze in gioco, comprese le dimensioni delle strutture coronali. Diversi processi di radiazione intervengono nell'emissione, che è determinata principalmente dai processi di collisione binaria tra le particelle che costituiscono il plasma, mentre le interazioni con i fotoni provenienti dalle regioni sottostanti sono rarissime. Poiché l'emissione è controllata dai processi di collisione tra ioni ed elettroni, l'energia irradiata da un volume unitario nell'unità di tempo risulta proporzionale al quadrato del numero di particelle per unità di volume, o più esattamente, al prodotto della densità elettronica per la densità dei protoni. I processi di emissione continua sono il bremstrahlung (radiazione di frenamento) e il contributo alla radiazione che deriva dalla ricombinazione degli ioni con gli elettroni. Inoltre per la determinazione delle perdite radiative, occorre tenere in considerazione tutte le righe di emissione degli elementi chimici che compongono l'atmosfera solare, che si formano nella regione di transizione e in corona, e si sovrappongono all'emissione continua. Tali righe costituiscono il contributo dominante fino alla temperatura di 30 MK; oltre questo valore il processo di emissione più importante diventa il bremstrahlung degli elettroni, che irradiano quando rallentanto perché risentono della forza elettrica di attrazione dei protoni e perdono parte della loro energia cinetica. Molto importanti sono anche i processi a due fotoni, che avvengono in seguito all'eccitazione di un livello metastabile in un atomo di configurazione simile all'idrogeno o all'elio, con l'emissione di due fotoni. Nella corona la conduzione termica avviene dall'esterno più caldo verso gli strati interni più freddi. I responsabili del processo di diffusione del calore sono gli elettroni, che molto più leggeri degli ioni, si muovono più velocemente, come spiegato sopra. In presenza di un campo magnetico la conducibilità del plasma diventa più elevata in direzione parallela alle linee di campo piuttosto che in direzione perpendicolare. Una particella carica che si muove in direzione perpendicolare al campo magnetico subisce la forza di Lorentz che è normale al piano individuato dalla velocità e dal campo magnetico. Questa forza la costringe a muoversi lungo spirali attorno alle linee di campo, alla frequenza di ciclotrone. In generale, poiché le particelle hanno anche una componente della velocità lungo il campo magnetico, l'effetto della forza di Lorentz è quello di costringerle a percorrere traiettorie a spirale attorno alle linee di campo. Se le collisioni tra le particelle sono molto frequenti, esse vengono deviate dalla loro traiettoria e statisticamente procedono in modo casuale in tutte le direzioni. Questo è quello che avviene in fotosfera, dove è il plasma a trascinare il campo magnetico con sé nel suo moto. Nella corona, invece, il cammino libero medio degli elettroni è dell'ordine del chilometro ed anche più, e pertanto ciascun elettrone può compiere molte eliche attorno alle linee di campo prima di essere deviato in seguito ad una collisione. Pertanto la trasmissione del calore è favorita lungo le linee del campo magnetico ed inibita in direzione perpendicolare. In direzione longitudinale al campo magnetico, la conducibilità termica della corona è data da:

dove Kb è la costante di Boltzmann, T è la temperatura in kelvin, Me la massa dell'elettrone, e la carica elettrica dell'elettrone, 

il logaritmo di Coulomb, con 

la lunghezza di Debye del plasma di densità n di particelle per unità di volume. Il logaritmo di Coulomb vale circa 20 in corona, per una temperatura media di 1 MK ed una densità di 1015 particelle per m3, e circa 10 in cromosfera, laddove la temperatura è di circa 10 kK e la densità è dell'ordine di 1018 particelle per m3, ed in pratica può essere assunto costante. Pertanto, se si indica con {\displaystyle q} la densità di corrente termica espressa in W m−3, la legge di Fourier della conduzione, da calcolare soltanto lungo la direzione rB del campo magnetico, diviene:

Calcoli numerici hanno dimostrato che la conducibilità della corona è paragonabile a quella del rame. La sismologia della corona è un nuovo modo di studiare il plasma della corona solare con l'uso delle onde magnetohidrodinamiche (MHD). La magnetoidrodinamica studia la dinamica dei fluidi conduttori (elettricamente) - in questo caso il fluido è il plasma coronale. Da un punto di vista filosofico, la sismologia coronale è simile alla sismologia terrestre, all'eliosismologia, alla spettroscopia del plasma di laboratorio. In tutti questi campi, onde di vario tipo sono usate per indagare su un mezzo. Le potenzialità della sismologia nella determinazione dei campi magnetici coronali, della scala di altezza della densità, della struttura fine e del riscaldamento è stata dimostrata da diversi gruppi di ricerca. Il problema del riscaldamento della corona si riferisce alla spiegazione delle alte temperature della corona rispetto alla superficie. Queste richiedono un trasporto di energia dall'interno del sole alla corona attraverso processi non termici, perché la seconda legge della termodinamica impedisce che il calore fluisca direttamente dalla fotosfera solare a circa 5800 K verso la corona molto più calda a circa 1-3 milioni K (alcune zone possono raggiungere anche i 10 milioni K). Si può calcolare facilmente l'ammontare di energia richiesto per riscaldare la corona, circa 1 kW per metro quadro di superficie solare, circa 1/40000 dell'insieme di energia luminosa emessa. Questa quantità di energia deve bilanciare le perdite radiative della corona solare ed il calore condotto dagli elettroni liberi lungo le linee di campo verso gli strati più freddi ed interni, attraverso la ripidissima regione di transizione, fino a dove la temperatura non raggiunge il valore minimo di 4.400 K in cromosfera. Questa sottile regione in cui la temperatura aumenta rapidamente dalla cromosfera alla corona è conosciuta come la zona di transizione e può estendersi da dieci a centinaia di chilometri. Per fare un esempio, è come se una lampadina riscaldasse l'aria circostante rendendola più calda della superficie del vetro. La seconda legge della termodinamica sarebbe violata. Sono attualmente emerse due teorie per spiegare il fenomeno: il riscaldamento attraverso le onde e la riconnessione magnetica (o nanobrillamenti). Anche se negli scorsi 50 anni nessuna delle due ha potuto fornire una risposta, alcuni fisici pensano che la soluzione consista in una qualche combinazione delle due teorie, sebbene non siano ancora chiari i dettagli. La missione della NASA Solar Probe + prevede di avvicinarsi al Sole a una distanza di circa 9.5 raggi solari per studiare il riscaldamento coronale e l'origine del vento solare. Nel 2012 utilizzando i dati del Solar Dynamics Observatory, Sven Wedemeyer-Böhm Institute of Theoretical Astrophysics dell'Università di Oslo e i suoi collaboratori hanno individuato migliaia di Tornado Magnetici che trasportano l'energia termica dagli strati più interni del sole a quelli più esterni. La teoria del riscaldamento attraverso le onde venne proposta nel 1949 da Évry Schatzman e ipotizza che onde trasportino energia dall'interno del sole alla cromosfera e alla corona. Il Sole è costituito da plasma, che permette l'attraversamento di varie tipi di onde, analogamente alle onde sonore nell'aria. I tipi di onde più importanti sono le onde magnetoacustiche e le onde di Alfvén. Le prime sono onde sonore modificate dalla presenza di un campo magnetico mentre le ultime sono simile alle onde radio ULF modificate dall'interazione con il plasma. Entrambi i tipi possono essere generate dalla turbolenza della granulazione e della supergranulazione nella fotosfera solare, ed entrambe possono trasportare energia per una certa distanza attraverso l'atmosfera solare prima di diventare onde d'urto e dissipare la loro energia in calore. Un problema di questa teoria consiste nel trasporto del calore nel luogo appropriato. Le onde magnetoacustiche non possono trasportare energia sufficiente attraverso la cromosfera verso la corona a causa della bassa pressione presente nella cromosfera e a causa della tendenza ad essere riflesse indietro nella fotosfera. Le onde di Alfvén possono trasportare abbastanza energia, ma non si dissipano velocemente nella corona. Le onde che sono presenti nel plasma sono difficili da capire e da descrivere analiticamente, ma simulazioni al computer effettuate da Thomas Bogdan e dai suoi colleghi nel 2003 sembrano mostrare che le onde di Alfvén possano tramutarsi in altre onde alla base della corona, fornendo un percorso per il trasporto di grandi quantità di energia dalla fotosfera nella corona e dissiparsi una volta entrate in essa sotto forma di calore. Un altro problema con la teoria del riscaldamento basata sulle onde era la completa assenza, fino alla fine degli anni novanta, di qualsiasi evidenza diretta di onde che attraversano la corona solare. La prima osservazione di onde che si propagano nella corona è stata compiuta nel 1997 con il satellite SOHO, la prima piattaforma spaziale in grado di osservare il Sole nei raggi EUV per lunghi periodi di tempo con fotometria stabile. Quelle erano onde magneto-acustiche alla frequenza di circa 1 millihertz (che corrispondono a un periodo d'onda di circa 1.000 secondi) che trasportavano soltanto il 10% dell'energia richiesta per riscaldare la corona. Molte osservazioni esistono di fenomeni dovuti a onde localizzate in alcune regioni coronali, come onde di Alfvén emesse da brillamenti solari, ma si tratta di eventi transienti che non possono spiegare il riscaldamento uniforme della corona. Non si sa ancora esattamente quanta energia trasportata dalle onde possa essere resa disponibile per riscaldare la corona. I risultati pubblicati nel 2004 usando i dati di TRACE sembrano indicare che ci sono onde nell'atmosfera solare alla frequenza addirittura di 100 mHz (corrispondente a un periodo di circa 10 secondi). Le misure di temperatura di ioni diversi nel vento solare con lo strumento UVCS su SOHO hanno fornito una forte evidenza indiretta della presenza di onde alla frequenza persino di 200 Hz, che cade nell'intervallo di udibilità dell'orecchio umano. Queste onde sono molto difficili da individuare in circostanze normali, ma i dati raccolti durante le eclissi solari dal gruppo di Williams College suggeriscono la presenza di tali onde tra 1-10 Hz. Recentemente, moti alfvénici sono stati trovati nella parte più bassa dell'atmosfera solare nel Sole quieto, nei buchi coronali e nelle regioni attive con osservazioni compiute con l'AIA su Solar Dynamics Observatory. Queste oscillazioni di Alfvén hanno una potenza considerevole, e sembrano essere connesse alle oscillazioni di Alfvén precedentemente registrate con il satellite Hinode. Questa teoria si riferisce alle induzioni di correnti elettriche nella corona da parte del campo magnetico solare. Queste correnti collasserebbero immediatamente, rilasciando energia sotto forma di calore e onde nella corona. Questo processo viene chiamato "riconnessione" per il comportamento particolare dei campi magnetici nel plasma (o in un qualunque fluido conduttore come il mercurio o l'acqua di mare). In un plasma le linee del campo magnetico sono normalmente collegate a elementi di materia, in modo che la topologia del campo magnetico rimanga la stessa: se una particolare coppia di poli magnetici nord e sud sono collegati da una linea di campo, allora anche se il plasma o i magneti si muovono, quella linea di campo continuerà a connettere quei particolari poli. La connessione viene mantenuta dalle correnti elettriche indotte nel plasma. Sotto certe condizioni queste correnti possono collassare, permettendo al campo magnetico di "riconnettersi" ad altri poli magnetici e rilasciare energia sotto forma di calore e onde. La riconnessione magnetica è il fenomeno che provoca i brillamenti solari, le più grandi esplosioni nel sistema solare. Inoltre, la superficie del sole è coperta da milioni di piccole regioni magnetizzate di 50-1000 km che si muovono costantemente sotto l'effetto della granulazione. Il campo magnetico nella corona dovrebbe quindi essere soggetto a costanti riconnessioni per adattarsi al movimento di questo "tappeto magnetico", e l'energia rilasciata da questo processo è una candidata come fonte del calore della corona, forse sotto forma di "microbrillamenti" o di nanobrillamenti, ognuno dei quali produrrebbe un contributo di energia. Questa teoria fu sostenuta da Eugene Parker negli anni ottanta, ma è ancora controversa. In particolare, i telescopi TRACE e SOHO/EIT sono in grado di osservare singoli microbrillamenti come piccole luminosità nella luce ultravioletta, e ne sono stati rilevati troppo pochi per giustificare l'energia della corona. Una porzione di essa potrebbe essere sotto forma di onde, o da un processo di riconnessione magnetica talmente graduale da fornire energia in modo continuativo e non essere rilevato dai telescopi. Attualmente si stanno effettuando delle ricerche su varianti di questa teoria come ipotesi su altre cause di stress del campo magnetico o di produzione di energia. Per decenni, i ricercatori hanno creduto che le spicole potessero fornire calore alla corona. Tuttavia, l'attività di ricerca svolta nel campo osservativo negli anni ottanta aveva trovato che il plasma delle spicole non raggiungeva le temperature coronali, e pertanto la teoria era stata scartata. Secondo quanto dimostrato da studi effettuati nel 2010 al National Centre for Atmospheric Research nel Colorado, in collaborazione con i ricercatori del Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL) e dell'Università di Oslo, una nuova classe di spicole (di TIPO II) scoperta nel 2007, che viaggiano più velocemente (fino a 100 km/s) e hanno durata più breve, possono risolvere il problema. Questi getti portano plasma caldo nell'atmosfera esterna del Sole. Così, d'ora innanzi, ci si potrà aspettare una maggiore comprensione della corona e progressi nella conoscenza dell'influenza del Sole sulla parte più esterna dell'atmosfera terrestre. Per verificare questa ipotesi, sono stati utilizzati lo strumento Atmospheric Imaging Assembly sul satellite Solar Dynamics Observatory, recentemente lanciato dalla NASA, e il Focal Plane Package per il Solar Optical Telescope sul satellite giapponese Hinode. L'elevata risoluzione spaziale e temporale degli strumenti più recenti rivela questo flusso di massa coronale. Queste osservazioni rivelano una connessione biunivoca tra il plasma che è riscaldato a milioni di gradi e le spicole che inseriscono questo plasma nella corona.

Vento solare

Il vento solare è un flusso di particelle cariche emesso dall'alta atmosfera del Sole: esso è generato dall'espansione continua nello spazio interplanetario della corona solare. Questo flusso è principalmente composto da elettroni e protoni con energie normalmente compresi tra 1,5 e 10 keV. Il flusso di particelle mostra temperature e velocità variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale dell'attività solare. Queste particelle sfuggono alla gravità del Sole per le alte energie cinetiche in gioco e l'alta temperatura della corona che accelera le particelle, trasferendo loro ulteriore energia. Negli anni trenta, gli scienziati avevano determinato che la temperatura della corona solare doveva essere di un milione di gradi Celsius a causa della maniera in cui risaltava nello spazio (quando vista durante un'eclissi totale). Studi eseguiti con lo spettroscopio confermarono questo livello di temperatura. A metà degli anni cinquanta il matematico britannico Sydney Chapman calcolò le proprietà che doveva avere un gas a quella temperatura e determinò che era un conduttore di calore tale che doveva estendersi grandemente nello spazio, ben oltre l'orbita della Terra. Sempre negli anni '50 lo scienziato tedesco Ludwig Biermann studiò le comete e il fatto che la loro coda puntava sempre in direzione opposta al Sole. Biermann postulò che ciò avvenisse a causa dell'emissione da parte del Sole di un flusso costante di particelle in grado di spingere lontano alcune particelle ghiacciate della cometa, formandone la coda. Eugene Parker capì che il flusso di calore dal sole nel modello di Chapman e la coda della cometa soffiata via dal sole nell'ipotesi di Biermann dovevano essere il risultato dello stesso fenomeno. Parker dimostrò che sebbene la corona solare fosse fortemente attratta dalla forza di gravità del sole, era un tale buon conduttore di calore che era ancora molto calda a grandi distanze. Poiché la forza di gravità si indebolisce con il quadrato della distanza dal Sole, la corona solare esterna sfugge nello spazio interstellare L'opposizione all'ipotesi di Parker sul vento solare fu forte. L'articolo che sottopose all'Astrophysical Journal nel 1958 venne rifiutato dai due revisori. Venne salvato dal correttore di bozze Subrahmanyan Chandrasekhar (meglio noto come Chandra, che nel 1983 ricevette il Premio Nobel per la fisica). Negli anni sessanta l'ipotesi venne confermata mediante osservazioni dirette da satellite del vento solare. Comunque l'accelerazione del vento solare non è ancora chiara e non può essere spiegata dalla teoria di Parker. Dal 2007 l'accademia di Finlandia sviluppa la vela elettrica, per l'utilizzo del vento solare come mezzo propulsivo per le sonde interplanetarie. Il vento solare è un plasma tenuissimo, la cui componente di ioni è formata, normalmente, per il 95% da protoni ed elettroni (in proporzione circa uguale) e per il 5 % da particelle alfa (nuclei di elio) con tracce di nuclei di elementi più pesanti. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 km/s a 900 km/s, mentre la sua densità varia da alcune unità a decine di particelle per cm cubo. La velocità del vento solare è nettamente superiore alla velocità di fuga di tutti i pianeti del sistema solare, essendo la più alta (quella di Giove) pari a soli 59,54 km/secondo: il moto prosegue in linea retta, non deviato dalle orbite dei pianeti. Pertanto, il vento solare impiega da 2 a circa 9 giorni per percorrere i 149.600.000 km che mediamente separano la Terra dal Sole. Il Sole perde circa 800 milioni di kg di materiale al secondo eiettandolo sotto forma di vento solare (rispetto alla massa del Sole questa perdita è del tutto insignificante). Il plasma del vento solare porta con sé il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche (una unità astronomica rappresenta la distanza media tra la Terra ed il Sole). Poiché le linee di forza del campo magnetico del vento solare rimangono collegate alla loro origine nella fotosfera, l'espansione radiale del vento solare dal Sole e la rotazione di questo (periodo 28 giorni) fanno sì che le linee del campo magnetico si curvino in modo da formare una spirale. Il vento solare interagisce con il campo magnetico terrestre e lo confina in una regione di spazio detta magnetosfera. Le variazioni nel tempo della pressione dinamica del vento solare e dell'intensità e orientazione del suo campo magnetico perturbano in modo a volte drammatico la magnetosfera terrestre. Tali perturbazioni, insieme con gli effetti di altri disturbi provenienti dal Sole, sono oggetto di studio da parte di una disciplina emergente, la cosiddetta "meteorologia spaziale". Tra tali effetti vi sono, ad esempio, il danneggiamento delle sonde spaziali e dei satelliti artificiali e la ben nota aurora boreale e quella australe. Altri pianeti con campi magnetici simili a quelli della Terra hanno anch'essi le loro aurore. Il vento solare crea una "bolla" nel mezzo interstellare (che è composto dal gas rarefatto di idrogeno ed elio che riempie la galassia), che prende il nome di eliosfera. Il bordo più esterno di questa bolla è dove la forza del vento solare non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. Questo bordo è conosciuto come eliopausa, ed è spesso considerato come il confine esterno del sistema solare. La distanza dell'eliopausa non è conosciuta con precisione. Probabilmente è molto più piccola sul lato del sistema solare che si trova "davanti" rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia. Potrebbe anche variare a seconda della velocità del vento solare al momento, e a seconda della densità locale del mezzo interstellare. Si sa che è ben oltre l'orbita di Plutone. Le sonde spaziali Voyager 1 e Voyager 2, dopo aver terminato la loro esplorazione planetaria, si sono dirette verso l'esterno del sistema. La Voyager 1 ha superato il confine dell'eliopausa il 25 agosto 2012, a una distanza di circa 121 UA dal Sole. La sonda Voyager 2 ha raggiunto il confine il 5 novembre 2018. La correlazione tra vento e macchie solari è stata smentita dal confronto fra il comportamento del sole durante il minimo di attività elettromagnetica del 1996, e quella molto più elevata del 2008[1]. In modo più evidente, si è manifestata a gennaio 2012 con la maggiore tempesta solare registrata da sette anni, in corrispondenza di un numero di giorni senza precedenti in assenza di macchie solari. L'indice KP è un indicatore dell'attività geomagnetica del pianeta, calcolato come media delle misure effettuate dell'indice K presso 13 osservatori in tutto il mondo. Fu introdotto da Julius Bartels nel 1949 ed è stato calcolato, fin da allora, presso l'Istituto di Geofisica dell'Università di Gottinga in Germania (Institut für Geophysik of Göttingen University). Lo storico dei valori parte dal 1932. Nel 1951 è stato ufficialmente adottato come indice geomagnetico dalla IAGA (International Association of Geomagnetism and Aeronomy). L'eliosfera è quella regione dello spazio delimitata dall'eliopausa nella quale la densità del vento solare è maggiore di quella della materia interstellare; in pratica è una gigantesca bolla magnetica che contiene il sistema solare, il campo magnetico solare e il vento solare. Assorbe i raggi cosmici e, a causa dell'impatto con queste forti radiazioni provenienti dall'esterno, non ha la forma di una sfera perfetta ma è caratterizzata da una superficie irregolare di dimensioni variabili a seconda del ciclo solare. Per mancanza di dati precisi non si è riusciti ancora a stabilire la reale estensione dell'eliosfera; probabilmente, si sviluppa fino a un minimo di 100 UA dal Sole. La parte interna dell'eliosfera è stata studiata dalla sonda Ulysses, mentre si analizzano i dati trasmessi dalle Pioneer 10 e 11 e Voyager 1 e 2, che sono riuscite a spingersi oltre l'orbita di Plutone e a inoltrarsi nello spazio profondo, per valutarne l'estensione e le proprietà nella zona più esterna. Da giugno 2011 si suppone che l'eliosfera sia piena di 'bolle magnetiche' (ognuna larga circa 1 UA), che creano la "zona schiumosa". Questa teoria spiega le rilevazioni effettuate delle due sonde Voyager (abbiamo già parlato di queste sonde. Clicca qui per vedere l'articolo relativo).

Campo magnetico

Il campo magnetico solare è il campo magnetico generato all'interno del Sole, una stella di sequenza principale, dal movimento del plasma della sua zona convettiva. È caratterizzato da poli appaiati (nord e sud) disposti lungo tutta la superficie solare. Il campo magnetico solare inverte il proprio verso periodicamente. Ogni undici anni, in corrispondenza del massimo del ciclo solare, la sua superficie presenta una moltitudine di macchie solari. Il campo magnetico solare è all'origine infatti di diversi fenomeni che prendono complessivamente il nome di "attività solare"; tra essi si annoverano le macchie fotosferiche, i flare (o brillamenti) e le variazioni nell'intensità del vento solare, che diffonde materia attraverso il sistema solare. La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee del campo magnetico, che appaiono aggrovigliate su se stesse; su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, che vanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali.[4] Le deformazioni delle linee di campo danno luogo alla dinamo e al ciclo undecennale dell'attività solare, durante il quale l'intensità del campo magnetico subisce delle variazioni. La densità del flusso magnetico solare è di 10−4 tesla in prossimità della stella e, se lo spazio interplanetario fosse vuoto, il suo valore si ridurrebbe in prossimità del nostro pianeta, secondo un criterio di proporzionalità quadratica, a circa 10−11 tesla; le osservazioni con le sonde hanno però mostrato che il campo percepito nelle vicinanze della Terra era circa cento volte più intenso di quanto ipotizzato, con un valore di 10−9 tesla. La magnetoidrodinamica suggerisce che il moto di un fluido conduttore (come il mezzo interplanetario) in un campo magnetico induce delle correnti elettriche che generano a loro volta dei campi magnetici. L'interazione tra il campo magnetico solare ed il plasma del mezzo interplanetario crea una corrente eliosferica diffusa, ossia un piano che separa regioni in cui il campo magnetico converge in direzioni diverse. Il plasma del mezzo interplanetario è anche responsabile del rafforzamento del campo magnetico solare sull'orbita terrestre. Gli effetti del campo magnetico solare sulla Terra includono, principalmente durante i periodi di massima attività, le aurore polari, le interferenze e le interruzioni delle comunicazioni radio e della potenza elettrica. Gli astronomi ritengono che l'attività solare abbia rivestito un ruolo fondamentale nella formazione ed evoluzione del sistema solare. L'attività della nostra stella inoltre cambia continuamente la struttura dell'atmosfera esterna della Terra. L'AP-index misura l'intensità del campo magnetico solare. Un calo dell'1% corrisponde a una riduzione di -0,004 Watt/m^2 della radiazione solare incidente sulla Terra. Una serie di studi sulle immagini satellitari ai raggi X di un ciclo solare completo, hanno permesso nel periodo di massima intensità di fotografare a 135.000 km sotto la superficie solare un loop, molto brillante, visivamente simile ad un arcobaleno, mobile di plasma caldo e gas elettrificato che collega i due poli magnetici del sole alla regione equatoriale a polarità opposta, dove si manifestano le macchie e il flusso magnetico. Si è evidenziata una forte correlazione fra la luminosità di queste strutture a corona e la potenza del campo magnetico. 

Ciclo solare

Il ciclo solare (detto anche ciclo dell'attività magnetica solare) è il tempo, mediamente pari a undici anni, che intercorre tra due periodi di minimo dell'attività solare; la lunghezza del periodo non è strettamente regolare, ma può variare tra i dieci e i dodici anni. È anche la principale causa delle periodiche variazioni di tutti i fenomeni solari che influiscono sul tempo meteorologico spaziale. Alimentato da un processo di tipo idromagnetico, all'origine del campo magnetico solare stesso, il ciclo solare:

  • modella l'atmosfera ed il vento solare;
  • modula l'irradianza solare;
  • modula il flusso delle radiazioni a lunghezza d'onda corta, dagli ultravioletti ai raggi X;
  • modula la frequenza dei fenomeni eruttivi, come i flare e le espulsioni di massa;
  • modula indirettamente il flusso dei raggi cosmici ad alta energia che penetrano nel sistema solare.

Il ciclo solare si divide in due fasi: una fase di massimo, in cui l'attività della stella si presenta più frenetica, e una fase di minimo, in cui l'attività è meno intensa. L'attività solare durante il minimo coincide spesso con temperature più basse rispetto alla media sulla Terra, mentre le fasi di massimo più ravvicinate tendono ad essere correlate a temperature più alte rispetto alla media. Poiché i campi magnetici possono influire sui venti stellari, arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la rotazione della stella man mano che essa compie il proprio percorso evolutivo, le stelle non più giovani, come il Sole per l'appunto, compiono la propria rotazione in tempi più lunghi e presentano un'attività magnetica meno intensa. I loro livelli di attività tendono a variare in maniera ciclica e possono cessare completamente per brevi periodi di tempo. Un esempio fu il minimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro ad un settantennio, nel corso del XVII secolo, di attività minima; in questo periodo, noto anche come "Piccola era glaciale", l'Europa subì un brusco calo delle temperature. I primi minimi solari di considerevole durata furono scoperti attraverso l'analisi dendrocronologica degli anelli annuali dei tronchi di alcuni alberi, il cui spessore dipende dalle condizioni ambientali in cui vivono i vegetali; le linee più sottili sembravano coincidere con i periodi in cui le temperature globali erano state al di sotto della media.

Macchie solari

Una macchia solare è una regione della superficie del Sole (la fotosfera) che è distinta dall'ambiente circostante per una temperatura minore ed una forte attività magnetica. Anche se in realtà le macchie solari sono estremamente luminose, perché hanno una temperatura di circa 4000 kelvin, il contrasto per emissività termica rispetto alle regioni circostanti, ancora più luminose grazie ad una temperatura di 6000 kelvin, le rende chiaramente visibili come macchie scure. Numerose macchie simili sono state osservate anche in stelle diverse dal Sole, e prendono il nome più generale di macchie stellari. I primi probabili riferimenti alle macchie solari sono quelli degli astronomi cinesi del primo millennio d.C.. Furono osservate telescopicamente per la prima volta nel 1610 dagli astronomi frisoni Johannes e David Fabricius, che pubblicarono una loro descrizione nel giugno del 1611. A questa data Galileo stava già mostrando le macchie solari agli astronomi a Roma e Christoph Scheiner aveva probabilmente osservato le macchie per due o tre mesi. La polemica tra Galileo e Scheiner per la prima osservazione, quando nessuno dei due sapeva del lavoro dei Fabricius, fu quindi tanto acida quanto inutile. Le macchie solari ebbero una qualche importanza nel dibattito sulla natura del sistema solare. Mostravano che il Sole ruotava su se stesso, e il fatto che apparivano e scomparivano dimostrava che il Sole subiva dei cambiamenti, in contraddizione con gli insegnamenti di Aristotele. Le ricerche sulle macchie solari segnarono il passo per la maggior parte del XVII e l'inizio del XVIII secolo, perché a causa del Minimo di Maunder quasi nessuna macchia solare fu visibile per molti anni. Ma dopo la ripresa dell'attività solare, Heinrich Schwabe poté riportare nel 1843 un cambiamento periodico nel numero delle macchie solari, che sarebbe poi stato chiamato il ciclo undecennale dell'attività solare. Un brillamento solare molto potente fu emesso verso la Terra il 1º settembre 1859. Interruppe i servizi telegrafici e causò aurore boreali visibili molto a sud, fino a Roma e in modo simile nell'emisfero sud fino alle Hawaii. Il flare più luminoso osservato dai satelliti è avvenuto il 4 novembre 2003 alle 19:29 UTC, ed ha saturato gli strumenti per 11 minuti. La regione 486, responsabile del brillamento, ha prodotto un flusso di raggi X stimato a X28. Le osservazioni hanno mostrato che l'attività è continuata sulla faccia lontana del Sole, quando la rotazione ha nascosto la regione attiva alla nostra vista. È stata registrata l'assenza di macchie solari per 266 giorni su 366 nel 2008, e per 78 giorni nei primi 90 del 2009. 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. Secondo alcuni scienziati-ricercatori il numero di macchie solari sarebbe correlato con l'intensità della radiazione solare: tra il 1645 e il 1715, durante il cosiddetto minimo di Maunder, esse quasi scomparirono, e la Terra nello stesso periodo si raffreddò in modo consistente con la piccola era glaciale. L'eventuale correlazione e il nesso causale tra i due eventi è tutt'ora oggetto di discussioni nella comunità scientifica, riguardo anche all'attuale fase di riscaldamento globale (non sarebbe affatto chiaro il meccanismo fisico di influenza tra macchie solari e aumento di temperatura globale non essendo significativamente implicata la costante solare, dunque l'input energetico, come da rilevazioni dei satelliti artificiali negli ultimi 50 anni, variazioni dello 0.06 % pari a soli 3-4 watt dei complessivi 1340 circa). Anche se i dettagli della formazione delle macchie solari sono ancora oggetto di ricerca, è abbastanza chiaro che esse sono la controparte visibile di tubi di flusso magnetico nella zona convettiva del Sole che vengono "arrotolati" dalla rotazione differenziale della stella. Se lo stress su questi tubi supera un certo limite, rimbalzano come elastici e "forano" la superficie solare, la Fotosfera .Nei punti in cui essi attraversano la superficie la convezione non può operare, il flusso di energia che arriva dall'interno del Sole si riduce, e la temperatura di conseguenza scende. L'effetto Wilson suggerisce che le macchie solari siano anche delle depressioni rispetto al resto della superficie. Questo modello è supportato da osservazioni che usano l'effetto Zeeman, che mostra come le macchie solari appena nate spuntino a coppie, di opposta polarità magnetica. Da ciclo a ciclo, la polarità delle macchie anteriori e posteriori (rispetto alla rotazione del Sole) cambia da nord/sud a sud/nord e viceversa. In genere le macchie solari appaiono a gruppi più o meno grandi. Una macchia solare può essere divisa in due parti:

  • ombra, più scura e fredda
  • penombra, intermedia tra l'ombra e la superficie solare

Le linee di campo magnetico dovrebbero respingersi l'un l'altra, facendo quindi disperdere rapidamente le macchie solari, ma la vita di una macchia è in media di appena due settimane, un periodo troppo breve. Osservazioni recenti condotte dalla sonda SOHO, utilizzando le onde sonore che viaggiano nella fotosfera solare per formare un'immagine dell'interno del Sole, hanno mostrato che sotto ogni macchia solare vi sono potenti correnti di materiale dirette verso l'interno del Sole, che formano dei vortici che concentrano le linee di campo magnetico. Di conseguenza le macchie sono delle tempeste auto-sostenentesi, simili in alcuni aspetti agli uragani terrestri. L'attività delle macchie segue un ciclo di circa 11 anni (il ciclo undecennale dell'attività solare). Ogni ciclo di undici anni comprende un massimo ed un minimo, che sono identificati contando il numero di macchie solari che appaiono in quell'anno. All'inizio del ciclo, le macchie tendono ad apparire a latitudini elevate, per poi muoversi verso l'equatore quando il ciclo si avvicina al massimo (questo comportamento è chiamato legge di Spörer). Oggi si conoscono molti periodi diversi nella variazione del numero di macchie, di cui quello di 11 anni è semplicemente il più evidente. Lo stesso periodo è osservato nella maggior parte delle altre espressioni di attività solare, ed è profondamente legato alle variazioni del campo magnetico solare. Non si sa se esistano periodi molto lunghi (di secoli o più), perché l'intervallo registrato dagli astronomi è troppo corto, ma se ne sospetta fortemente l'esistenza. Le macchie solari si possono osservare piuttosto facilmente, basta un piccolo telescopio usato col metodo della proiezione dall'oculare. In alcune circostanze, specialmente all'alba e al tramonto, le macchie solari possono essere viste anche ad occhio nudo. Tuttavia, è bene non guardare mai il Sole senza l'ausilio di un filtro in quanto può causare danni permanenti alla retina. A partire dagli anni '90 si è diffusa l'erronea concezione che le macchie solari fossero la causa principale dell'attuale riscaldamento globale e che l'introduzione in atmosfera di notevoli quantità di gas serra da parte dell'uomo avesse invece un ruolo marginale. Questa teoria, inizialmente proposta da Friis-Christenses e Lassen, correlava la durata del ciclo solare con il clima terrestre e, in particolare, con l'attuale riscaldamento climatico. Tale teoria è stata però smentita al termine di un acceso e lungo dibattito scientifico innescato dal Dr. Peter Laut, il quale ha dimostrato tramite pubblicazioni scientifiche che i dati prodotti da Friis Christensen e Lassen in supporto alla teoria erano stati artificiosamente confezionati e manipolati per trarre conclusioni fallaci. La rigorosa analisi di Laut sui dati chiamati in causa dagli autori mostrava infatti che i dati non solo non erano in grado di supportare la teoria, ma ne provavano l'erroneità. La falsificazione della teoria di Friis Crhistensens e Lassen ha riscosso un ampio consenso della comunità scientifica ed è ormai acclarato che le attività antropiche sono la causa principale dell'attuale riscaldamento globale. Una recente teoria afferma che possono esistere delle instabilità magnetiche all'interno del Sole che causano delle fluttuazioni con periodi di 41 000 o 100 000 anni; tali fluttuazioni potrebbero fornire una spiegazione sia delle ere glaciali che dei cicli di Milanković. Tuttavia, come molte teorie in astrofisica, anche questa non può essere verificata direttamente. Il Sole, come ogni altro corpo celeste nell'Universo, è costituito da elementi chimici. Molti scienziati hanno analizzato questi elementi per conoscerne l'abbondanza, le loro relazioni con gli elementi costitutivi dei pianeti e la loro distribuzione all'interno della stella. La stella ha "ereditato" la sua composizione chimica dal mezzo interstellare da cui ha preso origine: l'idrogeno e l'elio, che ne costituiscono la grande parte, si sono costituiti grazie alla nucleosintesi del Big Bang, gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalla nucleosintesi delle stelle più evolute, che, al termine della propria evoluzione, li hanno diffusi nello spazio circostante. La composizione del nucleo è fortemente alterata dai processi di fusione nucleare, che hanno aumentato la percentuale in massa dell'elio (34%) a discapito dell'idrogeno (64%). La percentuale di elementi pesanti, detti convenzionalmente metalli, è rimasta invece pressoché invariata. Questi, presenti in tracce soprattutto negli strati più superficiali, sono: litio, berillio e boro; neon, la cui quantità effettiva sarebbe maggiore di quella precedentemente stimata tramite le osservazioni eliosismologiche; gli elementi del gruppo 8 della tavola periodica, cui appartengono ferro, cobalto e manganese. Numerosi astrofisici hanno preso anche in considerazione l'esistenza di relazioni di frazionamento della massa tra le composizioni isotopiche dei gas nobili, quali neon e xeno, presenti nell'atmosfera solare e in quelle planetarie. Poiché le parti interne della stella sono radiative e non convettive, la fotosfera, costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume), elio (circa il 24-25% della massa, il 7% del volume) ed elementi in tracce, ha mantenuto e mantiene una composizione chimica essenzialmente immutata dalla formazione della stella, tanto che molti tendono a considerarla come esempio della composizione chimica primordiale del sistema solare. Fino al 1983 era diffusa la convinzione che la stella avesse la stessa composizione della sua atmosfera; in quell'anno si scoprì che proprio il frazionamento degli elementi nel Sole era all'origine della distribuzione degli stessi al suo interno.[10] Tale frazionamento è determinato da vari fattori, quali la gravità, che fa sì che gli elementi più pesanti (come l'elio, in assenza di altri elementi più pesanti) si dispongano nel centro di massa dell'astro, mentre gli elementi meno pesanti (quindi l'idrogeno) si diffondano attraverso gli strati esterni del Sole; la diffusione dell'elio all'interno del Sole tende a velocizzarsi nel corso del tempo. Ogni secondo nel nucleo della nostra stella 600 000 000 di tonnellate di idrogeno (equivalenti a 3,4×1038 protoni) vengono convertite 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 radiazione elettromagnetica, secondo l'equazione massa-energia di Albert Einstein: E=mc². Considerando che il sole ha una massa di 2×1027 tonnellate e supponendo che la perdita di massa rimanga sempre di 4,26×106 tonnellate al secondo, è facile calcolare che in un miliardo di anni la perdita di massa sarà di 1,34×1023 tonnellate, pari a circa 22 volte la massa della Terra. Sembra una quantità enorme, ma rappresenta molto meno di un millesimo della massa del sole (circa lo 0,06 per mille). L'idrogeno è fuso secondo una serie di reazioni che prende il nome di catena protone-protone: 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 è un neutrino elettronico, H ed He sono rispettivamente gli isotopi dell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni di elettronvolt, ed è solo una minima parte dell'energia complessivamente liberata. La concomitanza di un gran numero di queste reazioni, che avvengono continuamente e senza sosta sino all'esaurimento dell'idrogeno, genera l'energia necessaria per sostenere il collasso gravitazionale cui la stella sarebbe naturalmente sottoposta. L'energia così generata, in 1 secondo è pari a 3,83×1026 joule (383 YJ), equivalente a 9,15×1010 megatoni di tritolo: una quantità di energia impensabile da riprodurre sulla Terra. Per capire l'enormità di questa energia, che espressa in wattora (Wh) equivale a 106400000000 TWh[114], il solo dato che può fungere da termine di paragone è la produzione mondiale di energia elettrica, che nel 2012 è stata di circa 22500 TWh. Con tale ritmo produttivo, per eguagliare l'energia prodotta dal Sole in 1 secondo tutti gli impianti di produzione di energia elettrica 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 di plasma solare e quindi riemessi in direzioni casuali, con energia minore; per questo motivo la radiazione necessita di un tempo lunghissimo per raggiungere la superficie della stella, tanto che si calcola che un fotone, per raggiungere la fotosfera, impieghi tra 10 000 e 170 000 anni. I fotoni, una volta raggiunta la fotosfera dopo questo "lungo viaggio", vengono emessi principalmente sotto forma di luce visibile, anche se non mancano emissioni in tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico. Al contrario dei fotoni, i neutrini liberati dalle reazioni interagiscono molto debolmente con la materia e quindi raggiungono la superficie quasi immediatamente. Per molti anni le misurazioni del numero dei neutrini prodotti nel nucleo solare diedero risultati più bassi, pari a 1/3 di quanto teorizzato. Tale discrepanza, nota come problema dei neutrini solari, è stata recentemente 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 avevano cambiato sapore (il numero quantico delle particelle elementari correlato alle loro interazioni deboli). È di fondamentale importanza ricordare come il processo di fusione nucleare all'interno del Sole, come tutti i processi fisici che implicano una trasformazione, avvenga nell'assoluto rispetto della legge di conservazione dell'energia (primo principio della termodinamica): nulla si crea e nulla si distrugge, ma tutto si trasforma. I meccanismi di fusione nucleare che alimentano il Sole non sono totalmente compatibili con le iniziali formulazioni del principio di conservazione di massa ed energia, invece lo divengono grazie all'equazione di Einstein. Egli infatti comprese e dimostrò che il principio di conservazione coinvolge sia la materia che l'energia, considerate non più come due realtà distinte ma unitarie, dato che l'una può trasformarsi nell'altra secondo una precisa relazione matematica; la somma di massa ed energia espressa in unità di massa resta costante nell'universo. L'energia solare è la fonte primaria di energia sulla Terra. La quantità di energia luminosa che giunge per ogni unità di tempo su ogni unità di superficie esposta direttamente alla radiazione solare prende il nome di costante solare ed il suo valore è approssimativamente di 1370 W/m². Moltiplicando questo valore per la superficie dell'emisfero terrestre esposto al Sole si ottiene una potenza maggiore di 50 milioni di gigawatt (GW).[117] Tuttavia, poiché la luce solare subisce un'attenuazione nell'attraversare l'atmosfera terrestre, alla superficie del nostro pianeta il valore della densità di potenza scende a circa 1000 W/m², raggiunto in condizioni di tempo sereno quando il Sole è allo zenit (ovvero i suoi raggi sono perpendicolari alla superficie). Tenendo poi in conto il fatto che la Terra è uno sferoide in rotazione, l'insolazione media varia a seconda 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 possibile la presenza di acqua allo stato liquido, indispensabile alla vita, e permette la fotosintesi da parte dei vegetali, che producono l'ossigeno necessario a gran parte dei viventi. La fotosintesi si serve dell'energia di tale radiazione, che viene immagazzinata in legami chimici, per sintetizzare composti organici (essenzialmente glucidi) a partire da sostanze inorganiche (CO2 e H2O). Anche l'uomo si serve dell'energia del Sole, che viene raccolta da strutture, quali i pannelli solari, adibite a diversi scopi, come il riscaldamento dell'acqua o la produzione di energia elettrica (pannelli fotovoltaici).[118] Inoltre, l'energia immagazzinata nel petrolio e in tutti gli altri combustibili fossili deriva da quella della nostra stella, che è stata convertita in energia chimica grazie alla fotosintesi delle piante vissute milioni di anni fa. La radiazione ultravioletta (UV) solare ha un'importante funzione antisettica e viene impiegata per la disinfezione di alcuni oggetti e delle acque grazie al metodo SODIS.[119]. È responsabile dell'abbronzatura e delle scottature dovute ad un'eccessiva esposizione al Sole, ma ha anche un ruolo fondamentale in medicina: infatti induce la sintesi, da parte della pelle, delle vitamine del gruppo D, indispensabili per il benessere osseo. La quantità di ultravioletti che raggiunge la superficie terrestre è notevolmente inferiore a quella registrata alla sommità dell'atmosfera, poiché le molecole di ozono, che vanno a costituire una fascia (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 maggiore l'insolazione. Tale variazione è responsabile di diversi adattamenti biologici, come ad esempio il colore della pelle delle diverse popolazioni umane diffuse nelle differenti regioni del globo.

Il Sole come fonte d'energia

L'energia solare è l'energia associata alla radiazione solare e rappresenta la fonte primaria di energia sulla Terra. È, infatti, la forma di energia normalmente utilizzata dagli organismi autotrofi, cioè quelli che eseguono la fotosintesi, comunemente indicati come "vegetali" (da cui si originano anche i combustibili fossili); gli altri organismi viventi sfruttano, invece, l'energia chimica ricavata dai vegetali o da altri organismi che a loro volta si nutrono di vegetali e quindi in ultima analisi sfruttano anch'essi l'energia solare, se pur indirettamente. Da questa energia derivano più o meno direttamente quasi tutte le altre fonti energetiche disponibili all'uomo quali i combustibili fossili, l'energia idroelettrica, l'energia eolica, l'energia del moto ondoso, l'energia da biomassa con le sole eccezioni dell'energia nucleare, dell'energia geotermica e dell'energia delle maree. Può essere utilizzata direttamente a scopi energetici per produrre calore o energia elettrica con varie tipologie di impianto. Sulla Terra il valore di tale energia (a livello locale o globale, giornaliera, mensile o annuale) si può calcolare come il prodotto tra l'insolazione media, l'eliofania nell'intervallo di tempo considerato e la superficie incidente considerata. Una centrale solare è una centrale elettrica che utilizza l'energia solare per produrre corrente elettrica. Esistono due tipi di centrali solari: le centrali a concentrazione e le centrali termodinamiche. Questo tipo di centrale elettrica utilizza dei moduli fotovoltaici per convertire direttamente la luce solare in energia elettrica tramite l'effetto fotovoltaico, quindi è differente dalla maggior parte delle centrali perché non utilizza il gruppo turbina-alternatore. Può avere un'efficienza compresa tra il 10% e il 15% a seconda delle caratteristiche tecniche dei componenti utilizzati, soprattutto dei moduli. I moduli con altissima efficienza tuttavia non vengono normalmente utilizzati in strutture estese come quelle di una centrale per via del loro elevato costo. In Italia le centrali fotovoltaiche sono regolamentate dal Decreto attuativo n. 181 del 5 agosto 2005, noto anche come Conto energia. Indipendentemente da questa normativa, alcuni interventi a fondo perduto vengono saltuariamente deliberati dalle istituzioni. Tra questi il più recente è stato il bando per le Piccole e Medie Imprese per la promozione delle fonti rinnovabili per la produzione di energia elettrica e/o termica, emanato dal Ministero dell'Ambiente e della Tutela del Territorio e del Mare congiuntamente con Medio Credito Centrale S.p.A. e pubblicato nella Gazzetta Ufficiale n. 12 del 16 gennaio 2007. Attualmente (2009) la Spagna e la Germania hanno posizioni leader nella costruzione di questo tipo di centrali: tra le 50 più grandi del mondo, ben 45 si trovano in questi due paesi che hanno fatto gli investimenti maggiori in questo tipo di tecnologia. Al 2016 la centrale fotovoltaica più grande del mondo era il NOOR di Ouarzazate in Marocco. Questo tipo di centrale solare immagazzina l'energia solare attraverso dei pannelli solari che provvedono a convogliare la luce solare nell'olio minerale. Questo liquido assorbendo l'energia solare si riscalda fino a giungere temperature di alcune centinaia di gradi Celsius. Quindi attraverso uno scambiatore cede calore all'acqua che vaporizzando viene convogliata in una turbina collegata a un alternatore. La turbina sottrae energia cinetica al vapore acqueo e la converte in energia meccanica che viene utilizzata dall'alternatore per produrre corrente elettrica. Esiste un secondo tipo di centrale che non utilizza pannelli solari ma specchi. Gli specchi vengono puntati verso un serbatoio posto alla sommità di una torre. La luce concentrata dagli specchi fa evaporare il liquido contenuto nel serbatoio che inviato alla turbina e all'alternatore per generare energia elettrica. Questo secondo tipo di centrale termica consente di raggiungere temperature maggiori e quindi consente di utilizzare come liquido altri elementi oltre all'acqua innalzando l'efficienza complessiva del sistema. Siccome la radiazione solare media è di circa 1.000 watt/m2, il rendimento termodinamico è altissimo rispetto a quello fotovoltaico. La quantificazione espressa da Carlo Rubbia, Nobel per la fisica, chiarisce i vantaggi del sistema termodinamico: "Come esperimento pilota i 20 megawatt raggiunti dalle tecnologie solari alla centrale di Priolo non sono da buttar via: bastano a una città di 20 mila abitanti, consentono di risparmiare 12.500 tonnellate equivalenti di petrolio l'anno ed evitano l'emissione di 40 mila tonnellate l'anno d'anidride carbonica. Il bello è che questo tipo di energia è conveniente: ai prezzi attuali, l'impianto si ripaga in 6 anni e ne dura 30. Oltretutto, una volta avviata la produzione di massa, i prezzi di costruzione tenderanno al dimezzamento". Centrali di questo tipo sono usate da anni negli Stati Uniti, e più di recente in Spagna se n'è autorizzata la costruzione. Nel dicembre 2007 anche il governo italiano ha approvato un piano industriale per costruire dieci centrali da 50 MWatt nel sud Italia. Gli impianti più moderni prevedono di stoccare il fluido ad alta temperatura in appositi serbatoi isolati, che permettono di far funzionare le turbine durante la notte, in alcuni casi con una autonomia di alcuni giorni in caso di cattivo tempo. Questi impianti hanno comunque la possibilità di essere alimentati anche a gas nel caso le condizioni sfavorevoli perdurino. Gli specchi solari attuali per funzionare correttamente richiedono di essere correttamente puntati rispetto al Sole e quindi sono presenti sistemi motorizzati che provvedono a far mantenere l'orientamento corretto. In questo modo si può sfruttare appieno l'energia solare. Grossi passi in avanti hanno fatto negli ultimi anni gli studi sulla Non imaging Optics "ottica senza ricostruzione dell'immagine" che permettono già ora di costruire concentratori parabolici fissi, (in inglese CPC Compound Parabolic Concentrator) che accettano angoli di ingresso per la radiazione solare anche di 55 gradi. Gli impianti di ultima generazione, come quello di Priolo in Sicilia (Progetto Archimede), utilizzando dei sali fusi come liquido convettore, riescono a raggiungere temperature di 550 gradi permettendo l'utilizzo delle stesse tecnologie delle centrali tradizionali e quindi esiste sia la possibilità di affiancamento ad impianti esistenti, sia una riduzione dei costi grazie all'utilizzo di componenti standard. La Spagna ha recentemente accolto Rubbia, dopo che lo stesso è stato allontanato dalla guida dell'ENEA ed ha avviato la realizzazione industriale della centrale che doveva essere realizzata in Italia. Lo spazio occupato da centrali di questo tipo dipende dalla potenza delle stesse, e può quindi risultare piuttosto consistente. Le centrali solari, e in particolare quelle con tecnologia fotovoltaica, devono far fronte alla non continua presenza (o "aleatorietà") della fonte energetica, questa forma di energia è infatti dipendente dalle condizioni atmosferiche come la presenza di nubi o pioggia. Per lo stesso motivo, la fonte solare viene definita "non programmabile". Altro problema è relativo alle grandi superfici necessarie rispetto ad altri tipi di centrali, a parità di produzione. La Germania, che fra i paesi europei è quello più ricco di centrali solari, riesce a rispondere solo allo 0,4% del proprio fabbisogno energetico con la fonte fotovoltaica, secondo i dati disponibili al 2008. Infine, gli impianti fotovoltaici, ove occupino grandi superfici, possono avere un impatto negativo sul paesaggio, specie se installati in contesti collinari e su aree vocate all'agricoltura. Tuttavia sono notevoli anche i lati positivi di questa fonte di energia:

  • non ci sono emissioni inquinanti o di gas serra, fatto salvo quelle relative al processo di produzione dei moduli;
  • non occorre estrarre, trasportare, processare combustibili: operazioni spesso assai complesse, e connesse con rischi ed oneri sia ambientali che socio-sanitari anche notevoli;
  • la fonte energetica è assicurata per miliardi di anni e gratuita, mentre i prezzi di combustibili fossili e uranio sono variabili e presumibilmente destinati ad un andamento crescente col ridursi delle riserve totali e il progressivo esaurimento di quelle economicamente e tecnicamente più convenienti da sfruttare.
  • lo sfruttamento dell'energia solare è libero, non intermediato e prescinde dall'instaurazione e dal mantenimento di rapporti commerciali o dalla stabilità delle relazioni internazionali,
  • non si producono come nel caso del nucleare scorie per il cui smaltimento non sono disponibili siti adatti,
  • il processo produttivo è relativamente semplice e scevro da rischi legati a errori umani o malfunzionamenti.
  • la centrale è intrinsecamente innocua per gli abitanti nei dintorni, né si presta a attentati terroristici per la natura "diffusa" e "scalabile" della modalità di produzione.

Anche il fattore costo, attualmente  ancora non competitivo (sebbene in calo), se riveduto con quello che è il costo ambientale delle fonti fossili, (tensioni geopolitiche, inquinamento, effetto serra, cambiamento climatico), può essere riconsiderato e valutato sulla base degli scenari futuri. Attualmente la maggior parte delle ricerche vertono sul perfezionamento delle celle fotovoltaiche. Si sta cercando di ottenere celle con un'efficienza maggiore di quelle attuali e nel contempo si sta cercando di rendere le celle fotoelettriche ad alta efficienza più economiche in modo da ridurre i costi di costruzione delle centrali elettriche. Un'altra via più radicale è la costruzione di centrali solari orbitali. Queste centrali sono già realizzabili con la tecnologia odierna, ma avrebbero un costo elevatissimo per via dell'enorme quantità di denaro necessario per mandare in orbita la centrale. In ogni caso alcuni studi sono a buon punto e alcune nazioni (il Giappone in particolare) intendono costruire una di queste centrali entro il 2040. L'energia solare può essere utilizzata per generare elettricità (fotovoltaico) o per generare calore (solare termico). Sono tre le tecnologie principali per trasformare in energia sfruttabile l'energia del sole:

  • il pannello solare termico sfrutta i raggi solari per scaldare un liquido con speciali caratteristiche, contenuto nel suo interno, che cede calore, tramite uno scambiatore di calore, all'acqua contenuta in un serbatoio di accumulo. Il pannello solare termico (la denominazione tecnica è collettore solare) è un dispositivo per la conversione della radiazione solare in energia termica ed il suo trasferimento, per esempio, verso un accumulatore termico per un uso successivo: produzione di acqua calda (sanitaria o di processo), riscaldamento degli ambienti, raffrescamento solare (solarcooling). Si differenzia dal pannello solare fotovoltaico, in quanto quest'ultimo serve invece per la produzione di corrente elettrica. L'ideazione di pannelli solari termici può risalire all'Impero romano che già conosceva un metodo per sfruttare l'irraggiamento solare per mezzo dell'effetto serra creato dai vetri con cui venivano chiuse le finestre delle case. Nel Cinquecento però Leonardo Da Vinci aveva ampliato lo studio di parabole per concentrare l'energia solare per applicarlo all'industria dell'epoca; nel Settecento, Lavoisier riuscì a fondere il platino, il cui punto di fusione è di 1780 °C, riscaldandolo tramite la concentrazione di raggi solari. Nel 1767 fu inventato un primo tipo di pannello solare da Horace-Bénédict de Saussure: una pentola di legno foderata di sughero nero, utilizzata dagli americani per cucinare. Essa raggiungeva i 109 °C per mezzo di un sistema di tre strati nella parte alta della pentola. Nel 1830 in Inghilterra John Herschel perfezionò il sistema ideato da Horace-Bénédict de Saussure da cui nacque una tecnica di cottura chiamata oggi solar cooking. L'americano Clarence Kemp brevettò nel 1891 il primo pannello solare termico per la produzione di acqua calda sanitaria; questo sistema ebbe un grande successo e si diffuse facilmente a seguito della crisi energetica del 1973. Dopo la prima guerra mondiale, a partire dal 1920 negli USA si diffuse un sistema a circolazione naturale che forniva acqua calda durante il giorno. Nel 1935, sempre in America, fu costruito il primo edificio riscaldato tramite un impianto di pannelli solari termici. Un sistema solare termico normalmente è composto da un pannello che riceve l'energia solare, da uno scambiatore dove circola il fluido utilizzato per trasferirla al serbatoio, che è utilizzato per immagazzinare l'energia accumulata. Il sistema può avere due tipi di circolazione, naturale o forzata. Nel caso della circolazione naturale a termosifone, per far circolare il fluido vettore nel pannello solare, si sfrutta la convezione[4]. Il liquido vettore riscaldandosi nel pannello solare si dilata e galleggia rispetto a quello più freddo presente nello scambiatore del serbatoio di accumulo. Spostandosi, quindi nello scambiatore posto più alto rispetto al pannello solare cede il suo calore all'acqua sanitaria del secondario. Questa tipologia è più semplice di quella a circolazione forzata.  Non esiste consumo elettrico dovuto alla pompa di circolazione e alla centralina solare differenziale presente nel sistema a circolazione forzata. Il fluido vettore usato nel circuito primario è glicole propilenico atossico (comunemente conosciuto come antigelo) miscelato con acqua in una percentuale tale da garantire un'adeguata resistenza al gelo. Il serbatoio viene disposto ad un'altezza maggiore di quella dei pannelli solari a cui è collegato e per ragioni estetiche è del tipo orizzontale ad intercapedine. La circolazione naturale, rispetto a quella forzata, risulta essere più sensibile alle perdite di carico del circuito primario e vengono, quindi, realizzati sistemi kit compatti dove il serbatoio di accumulo è situato molto vicino al pannello solare. Le serpentine possono anche essere due, nel caso si voglia anche preriscaldare l'acqua del serbatoio con integrazione ad un termocamino o caldaia. Si può anche integrare una resistenza elettrica per riscaldare l'acqua in caso di insufficiente o assente (nelle ore notturne) irradiazione solare. Un impianto a circolazione naturale con serbatoio esterno è adatto in regioni con temperature notturne non rigide. Attualmente viene fatta molta attenzione all'impatto visivo di tali sistemi colorando i serbatoi di color tegola oppure disponendoli direttamente a terra. Questo tipo di impianto è adatto a famiglie che hanno un risparmio esiguo, in quanto, non avendo bisogno di energia elettrica o costi gestione impianto il risparmio è al netto da spese aggiuntive. Nella circolazione forzata la circolazione del liquido avviene con l'aiuto di pompe solo quando nei pannelli il fluido vettore si trova ad una temperatura più elevata rispetto a quella dell'acqua contenuta nei serbatoi di accumulo. Per regolare la circolazione ci si avvale di sensori elettrici che confrontano la temperatura del fluido vettore nel collettore con quella nel serbatoio di accumulo (termocoppia). In tali impianti ci sono meno vincoli per l'ubicazione dei serbatoi di accumulo. Normalmente, il circuito idraulico collegato al pannello è chiuso e separato da quello dell'acqua che riscalda, posizionando una serpentina nel serbatoio come scambiatore di calore. Le serpentine possono anche essere due tre o quattro nel caso si voglia anche preriscaldare il fluido dell'impianto di riscaldamento tramite l'acqua del serbatoio o integrazione ad un termocamino o caldaia. Si può anche integrare una resistenza elettrica per riscaldare l'acqua in caso di insufficiente o assente (nelle ore notturne) irradiazione solare. Quest'impianto è consigliato per le zone rigide di montagna e nel caso la famiglia abbia un notevole risparmio, in quanto, consumi di energia e costi gestione impianto incidono sul risparmio dato.
  • il pannello fotovoltaico sfrutta le proprietà di particolari elementi semiconduttori per produrre energia elettrica quando sollecitati dalla luce. I moduli solari fotovoltaici, usando apposite celle fotovoltaiche, convertono la luce solare direttamente in energia elettrica. Questi moduli sfruttano l'effetto fotoelettrico e hanno una efficienza di conversione che arriva fino al 32,5% nelle celle da laboratorio. In pratica, una volta ottenuti i pannelli dalle celle e una volta montati in sede, l'efficienza è in genere del 13-15% per pannelli in silicio cristallino e non raggiunge il 12% per pannelli in film sottile. I prodotti commerciali più efficienti, utilizzando celle a multipla giunzione o tecniche di posizionamento dei contatti elettrici sul retro della cella (backcontact) raggiungono il 19-20%. Questi pannelli, non avendo parti mobili o altro, necessitano di pochissima manutenzione: in sostanza vanno solo puliti periodicamente. La durata operativa stimata dei moduli fotovoltaici è di circa 30 anni. Il costo dei pannelli è diminuito moltissimo negli ultimi anni e al 2015 esso risulta inferiore a 1 euro/Wp. Un ovvio problema di questo genere di impianto è che l'energia viene prodotta solo durante le ore di luce e quindi non in modo continuo. Va rilevato che tuttavia la produzione da solare è maggiore proprio nei momenti di maggior richiesta, cioè durante il giorno e nelle stagioni calde, durante le quali può sopperire all'aumento di consumi dovuto agli impianti di ventilazione e condizionamento. Eccessi produttivi rispetto alla domanda locale possono essere distribuiti tramite la rete anche a zone molto remote, utilizzati per pompare acqua in serbatoi montani (accumulo gravitazionale), per caricare accumulatori, per produrre idrogeno tramite elettrolisi dell'acqua ecc. Grazie a una legislazione che ha previsto incentivi economici all'installazione di impianti fotovoltaici e la possibilità di vendere l'energia prodotta al gestore della rete di trasmissione, l'Italia è al primo posto al mondo per la potenza elettrica prodotta da energia fotovoltaica: tale quantità rappresenta l'8,0% della produzione energetica italiana. Il secondo paese al mondo risulta la Grecia (7,4%) seguita dalla Germania (7,1%). L'International Energy Agency calcola ogni anno i dati mondiali aggregati sulla produzione mondiale di energia fotovoltaica. Analoghe iniziative, comunemente note come Conto Energia o Feed-in tariff, sono state intraprese da diversi stati europei ratificanti il Protocollo di Kyoto, tra cui anche l'Italia, mediante il Decreto Interministeriale 28/07/2005 pubblicato sulla Gazzetta Ufficiale n. 181 del 05/08/2005 e successivi aggiornamenti, comunemente noto come Decreto Conto Energia. Grazie a questa legislazione l'Italia in pochi anni ha superato i 17mila MWp allacciati in rete, un valore di poco inferiore a quello degli Usa.
  • il pannello solare a concentrazione sfrutta una serie di specchi parabolici a struttura lineare per convogliare i raggi solari su un tubo ricevitore in cui scorre un fluido termovettore o una serie di specchi piani che concentrano i raggi all'estremità di una torre in cui è posta una caldaia riempita di sali che per il calore fondono. In entrambi i casi "l'apparato ricevente" si riscalda a temperature molto elevate (400 °C ~ 600 °C) (solare termodinamico). Nel 2001 l'ENEA ha avviato lo sviluppo del progetto Archimede, volto all'utilizzo di sali fusi anche negli impianti a specchi parabolici a struttura lineare. Essendo necessaria una temperatura molto più alta di quella consentita dagli oli, si è provveduto a progettare e realizzare tubi ricevitori in grado di sopportare temperature maggiori di 600 °C (contro quelle di 400 °C massimi dei tubi in commercio), ricoperti di un doppio strato CERMET (ceramica/metallo) depositato con procedimento di sputtering sughetto. I sali fusi vengono accumulati in un grande serbatoio coibentato alla temperatura di 550 °C. A tale temperatura è possibile immagazzinare energia per 1 kWh equivalente con appena 5 litri di sali fusi. Da tale serbatoio, i sali (un comune fertilizzante per agricoltura costituito da un 60% di nitrato di sodio (NaNO3) e un 40% di nitrato di potassio (KNO3)) vengono estratti e utilizzati per produrre vapore surriscaldato. I sali utilizzati vengono accumulati in un secondo serbatoio a temperatura più bassa (290 °C). Ciò consente la generazione di vapore in modo svincolato dalla captazione dell'energia solare (di notte o con scarsa insolazione). L'impianto, lavorando a una temperatura di regime di 550 °C, consente la produzione di vapore alla stessa temperatura e pressione di quello utilizzato nelle centrali elettriche a coproduzione (turbina a gas e riutilizzo dei gas di scarico per produrre vapore), consentendo consistenti riduzioni di costi e sinergie con le stesse. Attualmente è stato realizzato un impianto con tali caratteristiche in Spagna e un impianto dimostrativo, su scala industriale, presso la centrale termoelettrica ENEL ubicata a Priolo Gargallo (Siracusa).

Questioni teoriche aperte

Sebbene sia la stella più vicina alla Terra e sia oggetto di innumerevoli studi da parte degli scienziati, molte questioni riguardo al Sole rimangono insolute, come, ad esempio, il perché l'atmosfera solare abbia una temperatura di oltre un milione di kelvin mentre la temperatura alla fotosfera non arrivi ai 6000 K. Attualmente gli astrofisici sono interessati a scoprire i meccanismi che regolano il ciclo delle macchie solari, le cause dei flare e delle protuberanze solari, l'interazione magnetica tra la cromosfera e la corona e le cause del vento solare. Per molti anni il numero di neutrini solari rilevati sulla Terra è stato inferiore (da un terzo alla metà) al numero predetto dal Modello Solare Standard; questo risultato anomalo fu chiamato problema dei neutrini solari. Le teorie proposte per risolvere il problema suggerivano una riconsiderazione della temperatura interna del Sole, che sarebbe stata dunque più bassa di quanto precedentemente accettato per spiegare un così basso afflusso di neutrini, oppure affermavano che i neutrini potessero oscillare, vale a dire che potessero mutare negli irrilevabili neutrini tau o nei neutrini muonici mentre coprivano la distanza Sole - Terra.[125] Negli anni ottanta furono costruiti alcuni rivelatori di neutrini, fra i quali il Sudbury Neutrino Observatory e il Super-Kamiokande, allo scopo di misurare il flusso dei neutrini solari con la maggiore accuratezza possibile. I risultati permisero di scoprire che i neutrini hanno una massa a riposo estremamente piccola ed effettivamente possono oscillare.[126] Inoltre, nel 2001 il Sudbury Neutrino Observatory fu in grado di individuare tutti e tre i tipi di neutrino direttamente, trovando che l'emissione totale di neutrini del Sole conferma il Modello Solare Standard. Tale proporzione si accorda con quella teorizzata dall'effetto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (conosciuto anche come "effetto materia"), che descrive l'oscillazione dei neutrini nella materia. Il problema, pertanto, risulta ora risolto. 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 quale raggiunge, in corrispondenza della corona, una temperatura di 1 000 000 K; l'alta temperatura della corona induce a ritenere che la fonte di tale calore sia qualcosa di diverso dalla conduzione termica della fotosfera. Si pensa che l'energia necessaria per riscaldare la corona sia fornita dal movimento turbolento del plasma della zona convettiva. 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 plasma coronale sotto forma di energia termica. L'altra teoria prende in considerazione il calore magnetico: l'energia magnetica viene continuamente prodotta dai moti della zona convettiva e viene rilasciata attraverso le riconnessioni magnetiche sotto forma di vasti brillamenti o eventi simili di intensità minore. Al giorno d'oggi non è chiaro se le onde siano un meccanismo di riscaldamento efficiente; si è scoperto che tutte le onde si dissipano o si rifrangono prima di raggiungere la corona, ad eccezione di quelle di Alfvén, le quali, tuttavia, non si disperdono 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 continui brillamenti che interessano la fotosfera su piccola scala,[129] ma questo resta ancora un campo di ricerca aperto. I modelli teorici sull'evoluzione del Sole suggeriscono che nel periodo compreso fra 3,8 e 2,5 miliardi di anni fa, ossia durante l'eone Archeano, il Sole avesse soltanto il 75% della luminosità attuale. Una stella così debole non sarebbe stata in grado di mantenere l'acqua allo stato liquido sulla superficie terrestre, rendendo dunque impossibile lo sviluppo della vita. Tuttavia, le prove geologiche dimostrano che la Terra ha mantenuto una temperatura media relativamente costante lungo tutta la sua esistenza, anzi che la giovane Terra fosse persino più calda di quella attuale. Fra gli scienziati c'è consenso sul fatto che l'atmosfera della Terra nel suo lontano passato fosse più ricca di gas serra, come il diossido di carbonio, il metano e/o l'ammoniaca rispetto ad oggi; questi gas trattenevano più calore tanto da compensare la minor quantità di energia solare arrivata sulla Terra.

L'influenza del Sole sulla cultura

Il termine "Sole" deriva dal latino sol, solis, che deriverebbe, insieme con il termine sanscrito सऊरयअस (sûryas, in origine *svaryas, la cui radice svar- significa risplendere), dalla radice indoeuropea: sóh₂wl̥. Dalla medesima radice deriva l'aggettivo greco σείριος (séirios; originariamente σϝείριος, swéirios), splendente; tale aggettivo, soprattutto nella sua forma personificata ὁ Σείριος (ho Séirios, che significa Colui che risplende), era uno degli epiteti del Sole, soprattutto in ambito poetico-letterario. È da notare anche come dal medesimo aggettivo derivi il nome della stella più luminosa del cielo notturno, Sirio (α Canis Majoris). Il prefisso elio-, che indica diversi aspetti riguardanti il Sole (come elio-grafia, elio-sismologia e via dicendo), deriva dal greco Ἥλιος (Helios), che era il nome con cui gli Antichi Greci designavano correntemente l'astro e la divinità preposta. Il termine ἥλιος, principalmente nella variante dorica αἔλιος (āèlios, che sta per un antico *ayelios), deriverebbe da una radice indoeuropea *us- allungata in *aus-, che significa ardere, rilucere. 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 mặt trời significa letteralmente "volto dei cieli". La Luna e il Sole sono associati ad Yin e Yang, rispettivamente Yang il Sole e Yin la Luna, come opposti dinamici. In molte culture antiche, a partire dalla preistoria, il Sole era concepito come una divinità o un fenomeno soprannaturale; il culto ad esso tributato era centrale in molte civiltà, come quella inca, in Sud America, e azteca, nel Messico. 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 divinità solari erano Wadjet, Sekhmet, Hathor, Nut, Bastet, Bat e Menhit. Hathor (identificata poi con Iside) generò e si prese cura di Horus (identificato in seguito con Ra). I moti del Sole nel cielo rappresentavano, secondo la concezione del tempo, una lotta ingaggiata dall'anima del faraone ed Osiride. L'assimilazione al culto solare di alcune divinità locali (Hnum-Ra, Min-Ra, Amon-Ra) raggiunse il culmine al tempo della quinta dinastia. Durante la diciottesima dinastia, il faraone Akhenaton tentò di trasformare la tradizionale religione politeista egizia in una pseudo-monoteista, nota come Atonismo. Tutte le divinità, compreso Amon, furono sostituite da Aton, la divinità solare che regnava sulla regione di Akhenaton. Diversamente dalle altre divinità, Aton non possedeva forme multiple: la sua unica effigie era il disco solare. Tale culto non sopravvisse a lungo dopo la morte del faraone che lo introdusse e ben presto il tradizionale politeismo fu riaffermato dalla stessa casta sacerdotale, che tempo prima aveva abbracciato il culto atonistico. Nella mitologia greca la divinità solare principale fu Elio, figlio dei Titani Iperione e Teia. Il dio viene normalmente rappresentato alla guida del carro del sole, una quadriga tirata da cavalli che emettono fuoco dalle narici. Il carro sorgeva ogni mattina 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. Il culto del Sole in quanto tale trovò terreno fertile anche a Roma; il primo tentativo di introdurre il culto solare fu ad opera dell'imperatore Eliogabalo, sacerdote del dio solare siriano El-Gabal.[146] 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, suo principale luogo di culto.[147] La divinità fu in seguito importata nel pantheon romano e assimilato al dio solare romano noto come Sol Indiges in età repubblicana e poi Sol Invictus nel II e III secolo.[148] Un altro importante culto solare, a carattere misterico, fu il mitraismo, da Mitra, sua divinità 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 con Aureliano, il quale si proclamò suo supremo sacerdote. Le celebrazioni del rito della nascita del Sole (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 culto era radicato da secoli. Il rito prevedeva che celebranti, ritiratisi in appositi santuari, ne uscissero a mezzanotte, annunciando che la Vergine aveva partorito il Sole, raffigurato nelle sembianze di un infante.[143] Il culto del Sol Invictus perdurò sino all'avvento del Cristianesimo e alla sua ufficializzazione come religione di Stato con l'editto di Tessalonica di Teodosio I, il 27 febbraio 380. Il 7 marzo 321, l'imperatore Costantino I decretò che il settimo giorno della settimana, il Dies Solis, 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 corpo legislativo romano. «L'imperatore Costantino. Nel venerabile giorno del Sole, si riposino i magistrati e gli abitanti delle città, e si lascino chiusi tutti i negozi. Nelle campagne, però, la gente sia libera legalmente di continuare il proprio lavoro, perché spesso capita che non si possa rimandare la mietitura del grano o la semina delle vigne; sia così, per timore che negando il momento giusto per tali lavori, vada perduto il momento opportuno, stabilito dal cielo. <Emanato il VII giorno di Marzo, Crispo e Costantino, consoli per la seconda volta>» (tradotto dal latino). Alcuni cristiani approfittarono del decreto imperiale per trasferire il significato dello Shabbat ebraico al Dies Solis, che, sin dall'epoca di Giustino (II secolo), iniziò ad assumere tra le comunità cristiane il nome di Dies Dominica (Giorno del Signore), memoriale settimanale della Risurrezione di Gesù avvenuta, secondo il racconto evangelico, il primo giorno dopo il sabato (Mt 28,1; Mc 16,1; Lc 24,1; Gv 20,1); il 3 novembre 383, per volere di Teodosio, il Dies Solis viene infine ufficialmente rinominato Dies Dominica. Dopo aver abbracciato la fede cristiana, nel 330 l'imperatore fece coincidere con un decreto il Dies Natalis Solis Invicti con la data di nascita di Gesù, considerato dai cristiani il "Sole di giustizia" profetizzato da Malachia (Mal, 4:2), ufficializzando per la prima volta il festeggiamento cristiano. Così scriveva un secolo prima Cipriano, vescovo di Cartagine: «Come ha magnificamente agito la Provvidenza nel far sì che, nel giorno in cui è nato il Sole, sia nato il Cristo!». Nel 337 papa Giulio I ufficializzò la data liturgica del Natale da parte della Chiesa cristiana (oggi divisa 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 in Roma.» Nella cultura, il Sole è usato principalmente come un riferimento mitologico e mistico-religioso, più che in ambito letterario: a differenza delle stelle infatti, che sono citate come meraviglie notturne dai poeti e dai letterati, il Sole in letteratura è utilizzato soprattutto come riferimento per l'alternarsi del dì e della notte. Non mancano tuttavia dei forti riferimenti specificatamente dedicati 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, noto anche come Cantico delle creature scritto da San Francesco d'Assisi, completato, secondo la leggenda, due anni prima della sua morte, avvenuta nel 1226. Il Cantico è una lode a Dio, una preghiera permeata da una visione positiva della natura, poiché nel creato è riflessa l'immagine del Creatore. Con la nascita della scienza storiografica, fra Settecento e Ottocento e con gli ideali romantici delle "radici popolari della poesia", l'opera venne presa in considerazione dalla tradizione critica e filologica. Anche Dante Alighieri, da buon conoscitore dell'astronomia, non manca di citare 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 il Purgatorio, la città di Gerusalemme, che si trova dalla parte opposta della Terra, è in quel momento immersa nell'oscurità della notte. Dante si sofferma così ad osservare lo splendore del nostro astro, imitando la sua guida, Beatrice. Anche nelle favole si fa saltuariamente ricorso alla figura del Sole, ove però appare come un personaggio a tutti gli effetti; fra gli esempi più noti vi sono, oltre a quelle di Fedro, le favole scritte da Jean de La Fontaine, uno scrittore francese vissuto nel Seicento, come Il Sole e le Rane o Il Sole e il Vento. Il Sole ha influenzato in modo diretto persino alcuni brani di musica sinfonica: 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 degli esempi meglio noti è il tramonto orchestrato da Ludwig Van Beethoven nelle battute finali della sua Sesta Sinfonia, un brano ricco di innumerevoli riferimenti naturalistici. 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) dei richiami al sorgere e al tramontare del Sole. Altri autori hanno descritto in musica le varie fasi della giornata, con un richiamo alla levata del Sole, fra i quali Anton Bruckner (nella quarta sinfonia) e Modest Petrovič Musorgskij (nel brano intitolato Una notte sul Monte Calvo, ripreso anche da Walt Disney per il finale del suo celebre Fantasia). Fra i vari riferimenti presenti nella musica del Novecento, un importante riferimento italiano è dato dal titolo della celebre Canzone del sole, firmata da Lucio Battisti e Mogol e registrata per la prima volta nel 1971 su un 45 giri; questo brano è spesso eseguito anche da coloro che imparano a suonare la chitarra, come esercitazione. Il termine Sol è la forma latina di Sole, da cui deriva la parola italiana; il nome Sol viene comunque compreso anche dai cittadini dei paesi anglosassoni, dove però predomina la forma Sun. Il termine Sol è usato di frequente in inglese nella fantascienza, come nome comune per designare la stella presso la quale si svolgono gli avvenimenti narrati. Per estensione, la locuzione Sistema Solare è spesso usata per definire il sistema planetario della narrazione. Il termine Sol è anche usato dagli astronomi anglofoni per indicare la durata di un giorno solare su Marte. Un giorno solare terrestre è di circa 24 ore, mentre un giorno marziano, o sol, è di 24 ore, 39 minuti e 35,244 secondi. 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.

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