La fisica del Sole

Dal punto di vista astrofisico, il Sole è un oggetto piuttosto comune: è una delle centinaia di miliardi di stelle della Via Lattea, nella quale occupa una posizione “periferica” [Figura 1], a circa 27.000 anni luce dal centro galattico (questo significa che un raggio di luce impiega 27.000 anni per giungere dal Sole al centro della galassia, e ricordiamo che la luce si muove a una velocità di 300.000 km/s).

Così come i pianeti orbitano attorno al Sole, anche il Sole (e di conseguenza tutto il Sistema Solare) orbita attorno al centro della Via Lattea: secondo le stime, per compiere un’orbita completa, il Sole impiega dai 225 ai 250 milioni di anni, e questo intervallo di tempo è noto come anno galattico.

 

Il Sole ha un diametro di 1,4×10⁹ m, all’incirca 110 volte quello della Terra. Inoltre, con la sua massa di circa 2×10³⁰ kg, costituisce da solo quasi la totalità della massa complessiva del Sistema Solare, del quale è la stella madre.

In media, il Sole dista dalla Terra circa 149 milioni di chilometri. Tale distanza è nota in fisica con il nome di unità astronomica. In particolare, si ha:

1 au = 149 597 870 707 m

Ovviamente, a seconda della distanza dal pianeta in questione, il Sole appare diverso. Nella Figura 2 si può apprezzare un interessante confronto tra le dimensioni apparenti del Sole visto dai diversi pianeti del Sistema Solare.

 

Il Sole, così come tutte le stelle, è uno sferoide di plasma, ovvero un gas ad alta temperatura e globalmente neutro composto da ioni ed elettroni liberi. In particolare, circa il 75% del Sole è composto da idrogeno, circa il 23% da atomi di elio, mentre il restante 2% è dato da alcuni metalli più pesanti, in particolar modo ossigeno e carbonio.

La definizione più semplice che si può dare di “stella” è quella di un corpo celeste che brilla di luce propria. Ma da dove proviene la luce di una stella? All’interno del nostro Sole, così come nelle altre stelle della Via Lattea e dell’Universo, avvengono dei processi di fusione nucleare che liberano una grande quantità di energia, parte della quale viene irradiata nello spazio in forma di radiazione elettromagnetica.

Nello specifico, la fusione nucleare si ha quando nuclei relativamente leggeri si scontrano e si fondono in nuclei più pesanti: all’interno del Sole, i nuclei di idrogeno vengono convertiti in elio, e questo processo continuerà ancora per miliardi di anni.

 

Per comprendere a fondo i meccanismi che regolano la vita del Sole è fondamentale conoscere la sua struttura. Oggi sappiamo che la struttura interna del Sole [Figura 3] si compone di più strati concentrici, ognuno dei quali presenta delle caratteristiche fisiche precise che lo differenziano dagli altri. In particolare, partendo dal suo centro, troviamo i seguenti strati.

• Nucleo
  Il nucleo è la parte più interna del Sole, presenta una densità di circa 150 000 kg/m³ e una temperatura di circa 13.600.000 K. Sono proprio queste condizioni fisiche estreme che rendono possibili le reazioni nucleari che abbiamo citato in precedenza: nel nucleo del Sole, dunque, viene prodotta e liberata l’energia che giunge alla Terra e permette la vita.
• Zona radiativa
  La zona radiativa è uno strato che si estende da 0,2 a 0,7 raggi solari, in cui la temperatura e la densità si mantengono relativamente alte; l’energia che viene liberata nel nucleo attraversa la zona radiativa in forma di radiazione: per via delle condizioni fisiche, la radiazione va incontro ad continui assorbimenti e riemissioni da parte degli atomi presenti, e ciò fa sì che impieghi molto tempo prima di riuscire ad attraversarla tutta e giungere agli strati più esterni.
• Tachocline
  La tachocline è una zona di transizione tra la zona più interna e la zona più esterna del Sole; dagli studi è risultato che questo strato riveste un ruolo molto importante nell’attività magnetica solare (ma esula dai nostri scopi approfondire).
• Zona convettiva
  La zona convettiva è uno strato che occupa circa il 30% del raggio solare in cui avvengono i cosiddetti moti convettivi, che consistono in movimenti del plasma che a loro volta favoriscono un trasferimento di energia negli strati superiori.
• Fotosfera
  La fotosfera è la zona superficiale del Sole e ha una temperatura che si aggira attorno ai 5.777 K. È dalla fotosfera che viene finalmente emessa la luce che giunge fino alla Terra.
• Atmosfera
  L’atmosfera del Sole è lo strato più esterno ed è costituita prevalentemente da idrogeno; a sua volta, è suddivisa in cromosfera e corona solare, separate da una zona di transizione.

 

Oggi sappiamo molto sulla vita del Sole, sia per quanto riguarda le sue origini sia per quanto riguarda il suo presente e il suo futuro.

Secondo le stime, il Sole si è formato all’incirca 5 miliardi di anni fa dal collasso gravitazionale di una nube primordiale di gas, che probabilmente conteneva al suo interno anche il residuo di una supernova (una violenta esplosione a cui vanno incontro alcune stelle nella fase finale delle loro vite). Il collasso ha favorito un radicale aumento della temperatura e della densità, portandole a dei livelli compatibili con l’innesco della fusione nucleare.

Oggi, il Sole si trova in una fase detta sequenza principale, durante la quale, come abbiamo visto, nel nucleo si ha la continua conversione di idrogeno in elio. Secondo le stime, questo processo continuerà ancora per circa 4,5 miliardi di anni, finché nel nucleo non vi sarà più idrogeno e il Sole entrerà in una nuova fase: andrà incontro a una considerevole espansione e diventerà una gigante rossa.

In particolare, i nuclei di elio inizieranno a fondersi in nuclei di carbonio e, successivamente, i nuclei di carbonio in nuclei di ossigeno. L’espansione del Sole avrà effetti devastanti sul Sistema Solare: i pianeti più vicini, ovvero Mercurio e Venere, verranno sicuramente inghiottiti. Non è ancora chiaro, invece, se lo stesso destino toccherà anche alla Terra; comunque sia, le condizioni del nostro pianeta subiranno delle modifiche sostanziali (basti pensare che tutti gli oceani evaporeranno) e la vita per come la conosciamo non sarà più possibile.

A poco a poco, gli strati più esterni del Sole verranno dispersi nello spazio interplanetario, dando vita a una nebulosa planetaria, e del Sole non resterà che il nucleo composto da carbonio e ossigeno. La nostra stella diventerà così una nana bianca e avrà dimensioni paragonabili a quelle della Terra. Continuerà a emettere luce per circa 10 000 anni, finché si spegnerà definitivamente.

 

Parte I – Scale di grandezza

1. Dividetevi in gruppi.


2. Usate i dati forniti nell’articolo e fate una ricerca per trovare quelli che mancano in modo da rispondere alle seguenti domande. Quanto vale il volume del Sole? Immaginate di voler “riempire di Terre il Sole”: quante Terre sono contenute nel volume del Sole?


3. Rispondente alle stesse domande del punto precedente considerando la stella più grande conosciuta nell’Universo (informatevi al riguardo) al posto del Sole e il Sole al posto della Terra.

Parte II – “Arrivare” al Sole

1. Dividetevi in gruppi.


2. Fate una ricerca sulle missioni spaziali più importanti nel campo della fisica solare e rispondete alle seguenti domande. Quali sono le difficoltà principali di una missione spaziale che mira a studiare il Sole? Quali sono le missioni più recenti? Quali obiettivi si sono poste al riguardo le principali agenzie spaziali del mondo? Quali sono i problemi aperti della fisica solare?

Preparate una presentazione ed esponetela al resto della classe.

 

[1] Il Sole: definizione, caratteristiche, storia e curiosità sulla nostra stella (#La composizione del Sole) [Geopop]

[2] Di che cosa è fatto il Sole e quando morirà? [Le Scienze]

[3] Il Sole è ancora un mistero [Il Tascabile]

[4] Il Sole [INAF Osservatorio Astronomico di Brera]

[5] The importance of the solar tachocline [Advances in Space Research]

 

Figura 2 – Wikimedia Commons, Nevermore4ever

Figura 3 – Wikimedia Commons, Kelvinsong