Il Sole è una stella di dimensioni medio-piccole costituita principalmente daidrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92,1% del suovolume) edelio (circa il 24-25% della massa, il 7,8% del volume),[9] cui si aggiungono altrielementi più pesanti presenti in tracce.[10]
Èclassificato come una "nana gialla" di tipo spettrale G2 V: "G2" indica che la stella ha unatemperatura 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 delladiffusione luminosa nell'atmosfera terrestre, in ragione dell'elevazione dell'astro sull'orizzonte e nondimeno della limpidezza atmosferica. LaV (5 innumeri romani) indica che il Sole, come la maggior parte delle stelle, è nellasequenza principale, ovvero in una lunga fase diequilibrio stabile in cui l'astrofonde, nelproprio nucleo, l'idrogeno in elio.[11]
Raffronto tra le dimensioni apparenti del Sole viste dai pianeti del sistema solare; dalla Terra, il diametro angolare apparente misura, inmedia, 32' 03".
Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista,[18] grazie al suodiametro angolare apparente medio di 32' 03" d'arco, che varia però a seconda del punto in cui la Terra si trova nel corso della suaorbita: raggiunge infatti il valore massimo (32' 35") quando il nostro pianeta si trova alperielio, mentre il valore minimo (31' 31") all'afelio.[5] Simili dimensioni apparenti consentono, previo l'utilizzo di particolare strumentazione ed adeguate protezioni,[18] 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 altramonto o in presenza dinebbia e nubi, quando l'intensità luminosa è sensibilmente minore. Tali osservazioni permettono, seppure in rare circostanze, di osservare dellemacchie solari particolarmente estese. Utilizzando poi un modestotelescopio, dotato di un adeguatofiltro o utilizzato in modo da proiettare l'immagine della stella su uno schermo bianco, è possibile osservare agevolmente le macchie solari e ibrillamenti.[18] Tuttavia, a causa dei rischi a cui è soggetta laretina dell'occhio, l'osservazione del Sole senza le giuste protezioni è dannosa alla vista: infatti, la forte radiazione può provocare la morte di parte delle cellule dellaretina, deputate allavisione,[19][20][21][22] oppure la degenerazione di alcune strutture oculari, come ilcristallino.[23]
La combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e dellaLuna è tale che i due astri si presentano nelcielo pressappoco con il medesimo diametro apparente; tale situazione è all'origine di periodicheoccultazioni della stella da parte del nostro unico satellite naturale, che prendono il nome dieclissi solari; le eclissi totali, in particolare, consentono di visualizzare la corona solare e le protuberanze.
Un'altra osservazione riguarda il suo moto apparente nella volta celeste. Tale moto nell'arco della giornata è sfruttato nella scansione delle ore, con l'aiuto di strumenti preposti come lemeridiane.[24]
Inoltre, la stella sembra compiere in un anno un tragitto lungo lafascia zodiacale che varia di giorno in giorno. La traiettoria descritta dal Sole, rilevata determinando la sua posizione alla stessa ora ogni giorno durante l'anno, prende il nome dianalemma ed ha una forma somigliante al numero 8, allineato secondo un asse nord-sud. La variazione delladeclinazione 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 dellestagioni); vi è anche una piccola variazione in senso est-ovest causata dalla differente velocità orbitale della Terra, che, nel rispetto delleleggi di Keplero, è massima al perielio e minima all'afelio.[25]
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" nellasfera celeste, consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e deipianeti sullo sfondo dellestelle fisse.[26] Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti dei primi monumentimegalitici, che tenevano conto della posizione del Sole nei vari periodi dell'anno: in particolare i megaliti diNabta Playa (inEgitto) eStonehenge (inInghilterra) erano stati costruiti tenendo conto della posizione dell'astro durante ilsolstizio d'estate. Molti altri monumenti dell'antichità sono stati costruiti tenendo in considerazione i moti apparenti del Sole: un esempio è ilTempio di Kukulkan (meglio noto comeEl Castillo) aChichén Itzá, nel Messico, che è stato progettato per proiettare ombre a forma di serpente durante gliequinozi.[27]
Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere i primicalendari, impiegati per regolare le praticheagricole.[28] 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 fasciazodiacale); per questo la nostra stella, contrariamente a quanto oggi noto, fu considerata dagli antichiastronomi greci come uno deipianeti 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 grecoAristotele, IV secolo a.C., e dell'astronomo alessandrinoClaudio Tolomeo, II secolo d.C.).[29]
Il cosmo secondo la concezione eliocentrica diCopernico.
Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo grecoAnassagora. Questi lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande delPeloponneso e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro deldioElio. 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 diPericle).
Eratostene di Cirene, probabilmente, fu il primo a calcolare accuratamente la distanza della Terra dal Sole, nel III secolo a.C.; secondo quanto tramandatoci daEusebio di Cesarea,[30] egli calcolò la distanza dalla nostra stella in «σταδίων μυριάδας τετρακοσίας καὶ ὀκτωκισμυρίας» (stadìōn myrìadas tetrakosìas kài oktōkismyrìas), ovvero 804 milioni distadi, equivalenti a 149 milioni di chilometri: un risultato sorprendentemente molto simile a quello attualmente accettato, da cui differisce di appena l'1%.[31]
Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fuNiccolò Copernico, che nel XVI secolo riprese e sviluppò lateoria eliocentrica (che considerava il Sole al centro dell'Universo), già postulata nel II secolo a.C. dallo scienziato grecoAristarco di Samo. È grazie anche all'opera di importanti scienziati del XVII secolo, comeGalileo Galilei,Cartesio eNewton, che il sistema eliocentrico arrivò, infine, a prevalere su quello geocentrico. Galileo fu inoltre il pioniere dell'osservazione solare, grazie alcannocchiale; lo scienziatopisano scoprì nel 1610 lemacchie solari,[32] e confutò una presunta dimostrazione dello Scheiner che esse fossero oggetti transitanti tra la Terra ed il Sole piuttosto che presenti sulla superficie solare.[33]
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 corpoliquido in graduale raffreddamento, che emetteva nello spazio la sua riserva interna di calore;[36] l'emissione energetica venne spiegata da Kelvin eHermann von Helmholtz attraverso la teoria dettameccanismo 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 studigeologici.
Nel 1890Joseph Norman Lockyer, scopritore dell'elio nello spettro solare, suggerì che la stella si fosse formata dalla progressiva aggregazione di frammenti rocciosi simili alle meteore.[37]
Una possibile soluzione alla discrepanza tra il dato di Kelvin-Helmholtz e quello geologico arrivò nel 1904, quandoErnest Rutherford suggerì che l'energia del Sole potesse essere originata da una fonte interna di calore, generata da un meccanismo didecadimento radioattivo.[38] Fu tuttaviaAlbert Einstein a fornire lo spunto decisivo sulla questione, con la suarelazione massa-energiaE=mc².[39]
Rappresentazione grafica della deflessione da parte del campo gravitazionale del Sole di un'onda radio inviata dallasonda Cassini.
Lo stesso Einstein riuscì a dimostrare tra il 1905 ed il 1920 la ragione del particolare moto orbitale diMercurio, attribuita inizialmente alle perturbazioni di un pianeta più interno, chiamato dagli astronomiVulcano. Einstein suppose che il particolare moto del pianeta non fosse dovuto ad alcuna perturbazione planetaria, bensì alcampo gravitazionale del Sole, la cui enormemassa genera una curvatura dellospazio-tempo.[40] L'entità della curvatura dipenderebbe dallarelazione:
Tale curvatura sarebbe dunque responsabile dellaprecessione del perielio del pianeta e della lieve deflessione che la luce e qualunque altra radiazione elettromagnetica, in conseguenza dellateoria della relatività generale, subirebbe in prossimità del campo gravitazionale del Sole.[40] 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 fisicoingleseArthur 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 difusione nucleare, causate dalla pressione e dalla temperatura interna del Sole, che trasformerebbero l'idrogeno inelio e produrrebbero energia a causa della differenza di massa.[41] La teoria venne ulteriormente sviluppata negli anni trenta dagliastrofisiciSubrahmanyan Chandrasekhar eHans Bethe; quest'ultimo studiò nei dettagli le due principali reazioni nucleari che producono energia nelle stelle,[42][43] ovvero lacatena protone-protone ed ilciclo del carbonio-azoto, calcolando il quantitativo energetico sviluppato da ciascuna reazione.[43]
Nel 1957 venne poi pubblicato un articolo, intitolatoSynthesis 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 deglielementi nell'Universo furono creati dallereazioni nucleari all'interno delle stelle, a eccezione diidrogeno,elio elitio, formatisi in massima parte durante lanucleosintesi primordiale e dunque già presenti in notevole quantità prima che si formassero le prime stelle.[44]
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 studiare la nostra stella.
Untransito della Luna davanti al Sole catturato durante il rodaggio delle camere ad ultravioletti delle sonde STEREO.
I primisatelliti progettati per osservare il Sole furono iPioneer 5,6, 7, 8 e 9 dellaNASA, lanciati tra il 1959 e il 1968. Lesonde orbitarono attorno al Sole ad una distanza di poco inferiore a quella dell'orbita terrestre ed effettuarono le prime misure dettagliate delvento e delcampo magnetico solare. La sonda Pioneer 9 operò per molto tempo, trasmettendo dati fino al 1987.[45]
Negli anni settanta la sondaHelios 1 e lastazione spazialeSkylab fornirono agli scienziati nuovi e significativi dati sull'emissione del vento solare e sullacorona. Ulteriori dati sono stati forniti dalla sonda dellaNASASolar Maximum Mission, lanciata nel 1980, che aveva lo scopo di osservare le radiazioni ultraviolette, iraggi gamma eX emanati daiflare solari durante il periodo dimassimaattività.[46]
Gli anni novanta videro il lancio di numerose sonde, come lagiapponeseYohkoh (1991), progettata per osservare iflare solari alle lunghezze d'onda dei raggi X,[47] e laSolar and Heliospheric Observatory (SOHO, 1995), frutto della collaborazione traESA e NASA; quest'ultima in particolare ha garantito sin dal suo lancio una costante osservazione della nostra stella in gran parte dellelunghezze d'onda dellospettro elettromagnetico, permettendo anche la scoperta di un gran numero dicometeradenti.[48]
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 sondaUlysses venne invece progettata per studiare le regionipolari, operando anche misurazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico.[49] Lanciata nel 1990, la Ulysses fu inizialmente diretta versoGiove in modo da sfruttare l'effettofionda gravitazionale delgigante gassoso ed allontanarsi dal piano delle orbite planetarie.[49] Nel 1998 fu lanciata la sondaTRACE, finalizzata ad individuare le connessioni tra il campo magnetico della stella e le strutture di plasma associate, grazie anche all'ausilio di immagini ad alta risoluzione della fotosfera e della bassaatmosfera del Sole.[50]
A differenza dellafotosfera, ben studiata attraverso laspettroscopia, la composizione interna del Sole è poco conosciuta. La missioneGenesis fu progettata per prelevare dei campioni di vento solare e avere una misura diretta della composizione della materia costituente la stella. Nel 2006 è stata lanciata la missioneSolar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), che consiste di due navicelle identiche poste in orbite che permettono di ottenere una visionestereoscopica della stella.[51]
Il 14 dicembre 2021Parker Solar Probe della NASA vola più vicino al sole come mai fatto prima da altre astronavi.[52] Lanciata nel 2018 la sonda solare Parker vuole scoprire i misteri del sole volando all'interno della corona solare, per catturare la struttura e la scala del campo magnetico del Sole.[53]
Il sistema solare impiega 225–250 milioni di anni per completare unarivoluzione attorno al centro della Galassia (anno galattico);[60] perciò il Sole avrebbe completato 20–25 orbite dal momento della sua formazione ed 1/1 250 di orbita dallacomparsa dell'essere umano sulla Terra. Lavelocità orbitale della nostra stella è di circa220 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 unaunità astronomica (au).[61] La direzione apparente verso cui si muove la nostra stella durante la propria rivoluzione attorno alcentro di massa della Galassia prende il nome diapice solare e punta verso la stellaVega e lacostellazione di Ercole, con un'inclinazione di circa 60° in direzione del centro galattico.[59]
Si ritiene che l'orbita del Sole abbia una formaellittica 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 delpiano galattico mediamente 2,7 volte ogni orbita, secondo un andamento assimilabile ad unmoto armonico.[57] Poiché la densità stellare è piuttosto alta nel piano galattico e nei suoi pressi, tali oscillazioni coincidono spesso con un incremento nel tasso degliimpatti meteoritici sulla Terra, responsabili talvolta di catastroficheestinzioni di massa. Tale incremento è dovuto al fatto che le altre stelle esercitano delleforze mareali sugliasteroidi dellaFascia principale o dellaCintura di Kuiper o sullecomete dellaNube di Oort, che vengono di conseguenza dirette verso ilsistema solare interno.[62]
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 debolinane rosse.[63] Tra lestelle luminose più vicine, poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole occupa la quinta posizione in termini diluminosità intrinseca: la suamagnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83.[16]
La costellazione di Cassiopea come apparirebbe da α Centauri.
Se intorno al sistema diα Centauri, ilsistema stellare più vicino al sistema solare (distante circa4,3 anni luce), orbitassero deipianeti ditipo roccioso, nei quali si fossero sviluppate forme di vita intelligenti in grado di osservare il cielo e comprenderne i meccanismi, esse lo vedrebbero non molto diverso da come lo vediamo noi. Le differenze resterebbero circoscritte ad alcuni particolari: ad esempio, la stellaSirio si verrebbe a trovare nellacostellazione di Orione, ad alcuni gradi daBetelgeuse, anziché nelCane Maggiore; lacostellazione del Centauro sarebbe privata della sua stella più luminosa, mentreCassiopea si troverebbe ad avere una luminosa stella di magnitudine 0,5 in più: si tratta del Sole. La collocazione della nostra stella è facilmente calcolabile, poiché essa si troverebbe agli antipodi della posizione di α Centauri vista dalla Terra: avrebbe dunque un'ascensione retta di 02h 39m 35s ed unadeclinazione di +60° 50′ 00″,[17] che la porterebbe a trovarsi alla sinistra diSegin (ε Cassiopeiae); la costellazione assumerebbe a questo punto non più la ben nota forma a "\/\/", bensì una forma simile a questa: "/\/\/".[17]
Il Sole è una stella dipopolazione I (oterza generazione) la cuiformazione sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o piùsupernova/e nelle vicinanze di un'estesanube molecolare del Braccio di Orione.[7][64] È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa,[65] il rapidocollasso della nube, innescato da supernovae, portò alla formazione di una generazione di giovanissimestelle 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 circa26000al. Leinclusioni ricche di calcio e alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi undisco protoplanetario attorno alla stella nascente.[66] Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell'altaabbondanza di elementi pesanti, qualioro euranio, nel nostrosistema planetario. Gliastronomi ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati o tramite una serie diprocessi nucleariendoergonici durante l'esplosione della supernova (fenomeno che prende il nome dinucleosintesi delle supernovae), o grazie alletrasmutazioni, per mezzo di successivi assorbimentineutronici, da parte di unastella massiccia di popolazione II (odi seconda generazione).[67]
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 digigante 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 diMercurio;[9] l'espansione causerà un raffreddamento del gas (fino a3500 K), motivo per il quale la stella avrà una colorazione fotosferica tipicamente gialla intensa.[69]
Le diverse fasi dell'evoluzione del Sole nel corso della sua vita.Raffronto tra le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa.
Quando anche l'idrogeno dello strato superiore al nucleo sarà totalmente convertito in elio (entro poche decine di milioni di anni[69]) si avrà un nuovo collasso, che determinerà un aumento della temperatura del nucleo di elio fino a valori di 108 K;[70] a questa temperatura si innescherà repentinamente lafusione dell'elio (flash dell'elio[9]) incarbonio eossigeno.[9][70] La stella subirà una riduzione delle proprie dimensioni, passando dal ramo delle giganti alramo orizzontale del diagramma H-R.[9]
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;[9] 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 ilnucleo 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,[9] che raggiungerà così dimensioni prossime ad1 au (circa 100 volte quelle attuali),[71] tanto che la sua atmosfera arriverà ad inglobare molto probabilmenteVenere.[71] Incerto è invece il destino dellaTerra: alcuni astronomi ritengono che anche il nostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente;[72] 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 quasi1,7 au.[72] Il nostro pianeta sarà però inabitabile: glioceani sarannoevaporati a causa del forte calore e gran parte dell'atmosfera verrà dispersa nello spazio dall'intensa energia termica, che incrementerà l'energia cinetica dellemolecole del gas atmosferico, consentendo loro di vincere l'attrazione gravitazionale del nostro pianeta.[72] Tutto ciò avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi di anni e, cioè, ancor prima che il Sole entri nella fase di gigante rossa.[9]
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 unanebulosa planetaria;[9] le parti più internecollasseranno e daranno origine ad unanana bianca (circa delle dimensioni della Terra), che lentamentesi raffredderà sino a diventare, nel corso di centinaia di miliardi di anni,[73] unanana nera.[71][74]
Questo scenarioevolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che hanno una massa non sufficientemente elevata da esplodere come supernove.[71][74]
Il Sole è unasfera diplasmaquasi perfetta, le cui dimensioni sono un po' più grandi di quelle di una stella di media grandezza, ma decisamente più piccole di quelle di una ben più imponentegigante blu ogigante rossa. Possiede un'ellitticità stimata in circa 9 milionesimi:[75] infatti, il suodiametropolare differisce da quelloequatoriale di appena 10 km.[75] Tale differenza sussiste perché larotazione del corpo sul proprio asse origina all'equatore una forza che tenderebbe a fargli assumere una formaellissoidale: laforza centrifuga. Tuttavia, poiché la rotazione della stella è molto lenta,[75] la forza centrifuga è 18 milioni di volte più debole della gravità superficiale; da ciò ne consegue che la stella non possieda unrigonfiamento equatoriale molto pronunciato, caratteristica propria invece di alcune stelle, comeAchernar, le quali possiedono elevatevelocità di rotazione.[76][77] Inoltre, glieffetti mareali esercitati dai pianeti sulla stella non ne influenzano significativamente la forma.
Poiché si trova allostato diplasma e non possiede, al contrario di unpianeta roccioso, una superficiesolida, la stella è soggetta ad unarotazione differenziale, ovveroruota in maniera diversa a seconda dellalatitudine: infatti la stella ruota più velocemente all'equatore che non ai poli ed ilperiodo di rotazione varia tra i 25 giorni dell'equatore e i 35 dei poli.[75] Tuttavia, poiché il punto di vista osservativo dalla Terra cambia man mano che il nostro pianeta compie il propriomoto di rivoluzione, il periodo di rotazione apparente all'equatore è di 28 giorni.[75] Inoltre, ladensità dei gas che costituiscono la stella diminuisceesponenzialmente all'aumentare della distanza dal centro.[68][78]
Il Sole possiede unastruttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità allaradiazione elettromagnetica degli strati interni della stella. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia,[79] una disciplina che, esattamente come lasismologia, studia la diversa propagazione delleonde sismiche per rivelare l'interno della Terra, analizza la differente propagazione delleonde di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole.[79] L'analisi eliosismologica è spesso associata a simulazionicomputerizzate, che consentono agliastrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella.[78][80]
Ilraggio del Sole è la distanza tra il suo centro e il limite dellafotosfera, 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.[78][81]
La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare costituita di involucri concentrici;[81] ogni strato possiede caratteristiche e condizioni fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo.[81]
Spaccato della struttura interna del Sole.
Gli strati sono, dal centro verso l'esterno:[78][81]
Il nucleo solare rappresenta in volume il 10% della stella, in massa oltre il 40%.[78][79] È qui che avvengono lereazioni difusione nucleare, fonte principale dell'energia solare.[79]
Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia dimensioni prossime a 0,2raggi solari, con unadensità superiore a150000 kg/m³ (150 volte quella dell'acqua), unatemperatura di circa13600000 K (per raffronto, latemperatura superficiale della stella è 2 350 volteinferiore –5777 K –) ed unapressione di quasi 500 miliardi dibar;[78][81] è la combinazione di simili valori a favorire la fusione nucleare dell'idrogeno inelio. Il nucleo è l'unica regione della nostra stella in cui, attualmente,[82] avvenga la fusione nucleare. Tali reazioni liberano energia sotto forma diradiazione γ, che, una volta emessa dal nucleo, viene assorbita e riemessa dalla materia degli strati superiori, contribuendo a mantenere alta la temperatura; nell'attraversare gli strati della stella, la radiazione elettromagnetica perde energia, assumendo lunghezze d'onda sempre maggiori, passando dalla banda γ alla banda X e ultravioletta, per poidiffondersi nellospazio comeluce visibile.[80] Un altro prodotto delle reazioni nucleari sono ineutrini, particelle che raramente interagiscono con la materia e che dunque attraversano liberamente lo spazio.[9]
Latemperatura effettiva del Sole (area gialla) raffrontata con quella di uncorpo nero delle stesse dimensioni che emetta la medesima quantità di energia radiante (area grigia).
La fotosfera è lo strato del Sole al di sotto del quale la stella diviene opaca alla luce visibile;[78] si tratta dunque del primo strato visibile, dal quale l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio. È sede di fenomeni come lemacchie solari e ibrillamenti.[80][83] È caratterizzata da una densità di 1023 particelle al metro cubo (equivalente all'1% della densità dell'atmosfera terrestre al livello del mare),[80] mentre il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di chilometri.
Il cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori (la sua opacità è infatti lievemente inferiore a quella dell'atmosfera terrestre[78]) è dovuto alla diminuzione del numero diioni idruro (H−), che assorbono con facilità la luce visibile; la luce da noi percepita è invece prodotta dalla ricombinazione tra glielettroni liberi e gliatomi di idrogeno per generare ioni H−.[84][85]
Poiché gli strati più alti della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa al centro, e si fa via via più tenue man mano che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno è chiamatooscuramento al bordo, ed è causato da un fenomeno di prospettiva.[68][80]
Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche relativamente simili a quelle dello spettro continuo di uncorpo nero riscaldato alla temperatura di5777 K,[83] e appare intervallato dallelinee di assorbimento della tenue atmosfera stellare. All'osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della supergranulazione.[78] Durante i primi studi dello spettro ottico della fotosfera, furono trovate alcune linee di assorbimento che non corrispondevano con nessun elemento noto sulla Terra. Nel 1868Norman Lockyer ipotizzò che queste linee fossero causate da un nuovo elemento, che chiamòelio, come l'omonimo dio greco del Sole; venticinque anni dopo, l'elio venne isolato sulla Terra.[86]
Situata all'esterno del nucleo, la zona radiativa si estende da circa 0,2 sino a 0,7 raggi solari; essa assorbe l'energia prodotta dal nucleo e la trasmette perirraggiamento (donde il nome) agli strati superiori.[68] Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da permettere il trasferimento dell'energia allo strato successivo.[78][80]
In questa fascia avviene il trasferimento dell'energia prodotta nelnucleo verso lo strato superiore, la zona convettiva; la zona radiativa appare priva dimoti convettivi: infatti, mentre la materia diventa più fredda a quote crescenti, ilgradiente di temperatura resta minore di quello del tasso di cadutaadiabatica, il che agevola il trasferimento di energia per irraggiamento.[79]
L'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta: infatti, gliioni di idrogeno ed elio emettonofotoni, che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti e riemessi da altri ioni.[78][87]
Una recente analisi dei dati raccolti dalla missioneSOHO suggerisce che lavelocità di rotazione della zona radiativa sia leggermente inferiore a quella del nucleo.[88]
La zona di transizione tra la porzione radiativa e quella convettiva prende il nome ditachocline e si estende, secondo recenti studi eliosismologici, a partire da 0,7 raggi solari.[89] Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni svolgano un ruolo determinante nella genesi delcampo magnetico solare, in quanto interverrebbero nelladinamo solare (meccanismo grazie al quale si origina il campo magnetico della nostra stella) rinforzando i deboli campi poloidali per crearne uno più intenso di formatoroidale.[90][91]
La zona convettiva ha uno spessore di circa200000 km e si trova nella porzione esterna del Sole, a partire da circa il 70% del raggio solare.[78]
L'area è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati sottostanti; di conseguenza, energia e calore non possono essere trasferiti per irraggiamento, ma attraverso moti convettivi. La materia più calda e meno densa viene portata in superficie, dove cede parte della propriaenergia termica; una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa.[80] A differenza dello strato sottostante, dunque, nella zona convettiva la materia è in costante movimento.[78][81] Questo costante e turbolento movimento sembra essere una delle cause fondamentali della dinamo solare.[91]
Le colonne termiche della zona convettiva lasciano segni sulla fotosfera solare che prendono il nome digranuli osupergranuli solari.[81]
Qui si trova anche lo strato più freddo del Sole: si tratta di una fascia chiamataregione di minima temperatura (temperature minimum in inglese), posta circa500 km sopra la fotosfera: quest'area, che ha una temperatura di4000 K, è sufficientemente fredda da consentire l'esistenza di alcunemolecole, come ilmonossido di carbonio e l'acqua, le cui linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare.[80][93]
Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dalgrecoχρῶμα, χρώματος -chroma, chromatos -, che significacolore) a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo leeclissi totali di Sole.[78] È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente. La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore.[80][93]
Diagramma della bassa atmosfera solare.
La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi di origine magnetica, come lespicule e leprotuberanze solari. La temperatura nella cromosfera è mediamente di10000 K ma aumenta gradualmente man mano che ci si allontana dalla stella, raggiungendo i20000 K negli strati più esterni.[78][94]
Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa100000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di kelvin della corona;[80][93] tale incremento causa unatransizione di fase dell'elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle formazioni della cromosfera come lespicole e ifilamenti ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallospazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto distante.[93]
La corona è la parte esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nellospazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue.[80] È costituita da plasma a elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin). Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso ditemperatura cinetica.[80][95]
Gli strati interni della corona hanno una densità di 1014 – 1016 particelle al metro cubo (l'atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2 × 1025 particelle al metro cubo) ed è sede di numerosi fenomeni di tipo magnetico, come leespulsioni di massa (CME) e glianelli coronali.[95]
Gli astrofisici non sono ancora riusciti a comprendere perché la corona abbia una temperatura così elevata; essi ritengono che parte del calore sia originato dallariconnessione dellelinee del campo magnetico solare (l'argomento è trattato più ampiamente nel paragrafoProblema del riscaldamento coronale).[95]
Il vento solare è formato da plasma e la sua composizione chimica è identica a quella della corona: 73%idrogeno e 25%elio, con il restante 2% formato da elementi in tracce.[92] Nei pressi della Terra, la velocità del vento solare varia tra 200 e900 km/s (in media450 km/s). Ogni secondo la stella perde, tramite il vento solare, una quantità di materia pari a1,37×109kg;[96] si tratta tuttavia di una perdita insignificante, poiché in unanno corrisponde a 2,18 × 10−14 volte lamassa complessiva del Sole.[92]
Disegno che rappresenta le strutture dell'eliosfera.
Il vento solare trasporta con sé, a causa del peculiare comportamento del plasma magnetizzato, il campo magnetico del Sole nello spazio interplanetario, fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche. Il vento solare si muove in direzione radiale rispetto al Sole; a causa della suarotazione le linee di campo si curvano a forma di spirale.
Alcuni studi ipotizzano che il vento solare svolga un'importante funzione protettiva nei confronti dei pianeti, ossia "schermerebbe" iraggi cosmici grazie alla sua natura ionizzata.[92]
Il vento solare crea una "bolla" nelmezzo interstellare, che prende il nome dieliosfera. L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggi solari (0,1 au) dalla superficie del Sole fino alle regioni più estreme delsistema solare. Il suo limite più interno è definito come la regione in cui il flusso del vento solare diventa "superalfvénico", ossia supera la velocità dell'onda di Alfvén; le forze dinamiche e di turbolenza all'esterno di questo limite non possono però influenzare la forma dellacorona solare, poiché entro questo limite il flusso viaggia a velocità inferiori o uguali a quelle dell'onda di Alfvén. Il vento solare viaggia in maniera continua attraverso l'eliosfera, fino a che non si scontra con l'eliopausa, a oltre 50 UA dal Sole. Nel dicembre del 2004, lasonda spazialeVoyager 1 attraversò l'eliopausa; entrambe le sonde Voyager, nell'avvicinarsi al confine con l'eliopausa, hanno registrato un livello sempre più alto di particelle energetiche.[97]
Il moto turbolento del plasma e delle particelle cariche della zona convettiva generano un potentecampo magnetico, caratterizzato dapoli appaiati (nord e sud) disposti lungo tutta la superficie solare. Il campo inverte il proprio verso ogni undici anni, in corrispondenza delmassimo delciclo solare.[98] Il campo magnetico solare è all'origine di diversi fenomeni che prendono complessivamente il nome di "attività solare"; tra essi si annoverano lemacchie fotosferiche, iflare (o brillamenti) e le variazioni nell'intensità delvento solare, che diffondemateria attraverso il sistema solare.[92][99]
La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee delcampo magnetico, che appaiono aggrovigliate su sé stesse;[99] su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, che vanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali.[100] Le deformazioni delle linee di campo danno luogo alladinamo e alciclo undecennale dell'attività solare, durante il quale l'intensità del campo magnetico subisce delle variazioni.[99]
La densità del flusso magnetico solare è di 10−4tesla in prossimità della stella.[98]
Ilciclo solare (detto ancheciclo dell'attività magnetica solare) è il tempo, mediamente pari a undicianni, 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 sultempo meteorologico spaziale.[102]
Alimentato da un processo di tipo idromagnetico, all'origine del campo magnetico solare stesso, il ciclo solare:
modula ilflusso delle radiazioni alunghezza 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 dimassimo, in cui l'attività della stella si presenta più frenetica, e una fase diminimo, 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 a essere correlate a temperature più alte rispetto alla media.
Poiché i campi magnetici possono influire suiventi stellari, arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente larotazione 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 ilminimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro ad un settantennio, nel corso del XVII secolo, di attività minima;[103] in questo periodo, noto anche come "Piccola era glaciale", l'Europa subì un brusco calo delle temperature.[104]
I primi minimi solari di considerevole durata furono scoperti attraverso l'analisidendrocronologica 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.[105]
Un gruppo di macchie solari; si noti la granulazione fotosferica.
Osservando il Sole con filtri adatti, è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristichemacchie fotosferiche, aree ben definite che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" (dell'ordine dei 4500 K).[32] Si tratta di regioni di intensa attività magnetica, nelle quali laconvezione (visibile nel resto della superficie sotto forma di granulazione) risulta inibita dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri.[32][81]
Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, varia durante il ciclo solare. Normalmente, durante il minimo solare le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano di solito alle alte latitudini (lontane dall'equatore). Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il massimo, le macchie si fanno sempre più frequenti e tendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella, in osservanza dellalegge di Spörer. Le macchie di solito si trovano in coppie di polarità magnetica opposta;[32] la polarità magnetica delle macchie si inverte durante ogni ciclo solare, cosicché se in un ciclo una assume le caratteristiche di un polo nord magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico.[81]
La variazione nel numero delle macchie solari dal XVII secolo al 2007.
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 delleere glaciali che deicicli di Milanković.Tuttavia, come molte teorie in astrofisica, anche questa non può essere verificata direttamente.[106][107]
Il Sole, come ogni altrocorpo celeste nell'Universo, è costituito daelementi 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.
Grafico che mette in luce la percentuale degli elementi nella fotosfera solare.
La stella ha "ereditato" la sua composizione chimica dalmezzo interstellare da cui ha preso origine: l'idrogeno e l'elio, che ne costituiscono la grande parte, si sono costituiti grazie allanucleosintesi del Big Bang, gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dallanucleosintesi delle stelle più evolute, che, al termine della propria evoluzione, li hanno diffusi nello spazio circostante.[80] La composizione del nucleo è fortemente alterata dai processi di fusione nucleare, che hanno aumentato la percentuale in massa dell'elio (34%[108]) a discapito dell'idrogeno (64%[109][110][111]). La percentuale di elementi pesanti, detti convenzionalmentemetalli, è rimasta invece pressoché invariata. Questi, presenti in tracce soprattutto negli strati più superficiali, sono:litio,berillio eboro;[112]neon, la cui quantità effettiva sarebbe maggiore di quella precedentemente stimata tramite le osservazioni eliosismologiche;[113] glielementi del gruppo 8 dellatavola periodica, cui appartengonoferro,[114]cobalto emanganese.[114] Numerosi astrofisici hanno preso anche in considerazione l'esistenza di relazioni di frazionamento della massa tra le composizioniisotopiche deigas nobili, quali neon exeno, presenti nell'atmosfera solare e in quelle planetarie.[10]
Poiché le parti interne della stella sono radiative e non convettive, lafotosfera, costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suovolume), 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,[80] tanto che molti tendono a considerarla come esempio della composizione chimica primordiale del sistema solare.[115]
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 lagravità, 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;[109] la diffusione dell'elio all'interno del Sole tende a velocizzarsi nel corso del tempo.[116]
Ogni secondo nel nucleo della nostra stella 600 000 000 di tonnellate diidrogeno (equivalenti a3,4×1038protoni) vengono convertite in 595 740 000 tonnellate dielio. 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 inenergia, ossia inradiazione elettromagnetica, secondo l'equazione massa-energia diAlbert Einstein:E=mc².[13]
Considerando che il sole ha una massa di2×1027 tonnellate e supponendo che la perdita di massa rimanga sempre di4,26×106 tonnellate al secondo, è facile calcolare che in un miliardo di anni la perdita di massa sarà di1,34×1023 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).
Schema dellacatena protone-protone, il principale metodo di produzione di energia all'interno del Sole.
Le precedenti reazioni possono essere quindi riassunte nella formula:
41H →4He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ (26,7 MeV)
dove e+ è unpositrone, γ è unfotone nellafrequenza dei raggi gamma, νe è unneutrino elettronico, H ed He sono rispettivamente gliisotopi dell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni dielettronvolt, 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 ilcollasso gravitazionale cui la stella sarebbe naturalmente sottoposta.[70]
L'energia così generata, in 1 secondo è pari a 3,83×1026joule (383 YJ), equivalente a9,15×1010megatoni ditritolo: una quantità di energia impensabile da riprodurre sulla Terra. Per capire l'enormità di questa energia, che espressa inwattora (Wh) equivale a106400000000TWh[117], il solo dato che può fungere da termine di paragone è la produzione mondiale dienergia elettrica, che nel 2012 è stata di circa22500 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).
Ifotoni, emessi ad alta energia (dunque nellefrequenze deiraggi γ edX), 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.[87] I fotoni, una volta raggiunta la fotosfera dopo questo "lungo viaggio", vengono emessi principalmente sotto forma diluce visibile, anche se non mancano emissioni in tutte lelunghezze d'onda dellospettro elettromagnetico.[87]
Al contrario dei fotoni, i neutrini liberati dalle reazioni interagiscono molto debolmente con la materia e quindi raggiungono la superficie quasi immediatamente.[87] 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 comeproblema 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 leparticelle avevano cambiatosapore (ilnumero quantico delle particelle elementari correlato alle lorointerazioni deboli).[87]
È di fondamentale importanza ricordare come il processo difusione nucleare all'interno del Sole, come tutti i processi fisici che implicano una trasformazione, avvenga nell'assoluto rispetto dellalegge di conservazione dell'energia (primo principio della termodinamica):nulla si crea e nulla si distrugge, ma tutto si trasforma.[13] I meccanismi di fusione nucleare che alimentano il Sole non sono totalmente compatibili con le iniziali formulazioni delprincipio 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 precisarelazione matematica; la somma di massa ed energia espressa in unità di massa resta costante nell'universo.[13]
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 dicostante solare ed il suo valore è approssimativamente di1370W/m².[118][119] Moltiplicando questo valore per la superficie dell'emisfero terrestre esposto al Sole si ottiene una potenza maggiore di 50 milioni di gigawatt (GW).[120] 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 circa1000W/m², raggiunto in condizioni di tempo sereno quando il Sole è allozenit (ovvero i suoi raggi sono perpendicolari alla superficie).[118][119] Tenendo poi in conto il fatto che la Terra è unosferoide in rotazione, l'insolazione media varia a seconda dei punti sulla superficie e, allelatitudinieuropee, è di circa200 W/m².
La radiazione solare è alla base della vita sul nostro pianeta: rende possibile la presenza diacqua allostatoliquido, indispensabile alla vita, e permette lafotosintesi da parte deivegetali, che producono l'ossigeno necessario a gran parte deiviventi. La fotosintesi si serve dell'energia di tale radiazione, che viene immagazzinata inlegami chimici, per sintetizzarecomposti organici (essenzialmenteglucidi) a partire da sostanze inorganiche (CO2 eH2O).[14] Anche l'uomo si serve dell'energia del Sole, che viene raccolta da strutture, quali ipannelli solari, adibite a diversi scopi, come il riscaldamento dell'acqua o la produzione dienergia elettrica (pannelli fotovoltaici).[121] Inoltre, l'energia immagazzinata nel petrolio e in tutti gli altricombustibili fossili deriva da quella della nostra stella, che è stata convertita inenergia chimica grazie alla fotosintesi delle piante vissute milioni di anni fa.[14]
Laradiazione ultravioletta (UV) solare ha un'importante funzioneantisettica e viene impiegata per la disinfezione di alcuni oggetti e delle acque grazie al metodoSODIS.[122]. È responsabile dell'abbronzatura e delle scottature dovute ad un'eccessiva esposizione al Sole, ma ha anche un ruolo fondamentale inmedicina: infatti induce la sintesi, da parte dellapelle, dellevitamine delgruppo D, indispensabili per il benessereosseo. La quantità di ultravioletti che raggiunge la superficie terrestre è notevolmente inferiore a quella registrata alla sommità dell'atmosfera, poiché le molecole diozono, che vanno a costituire una fascia (dettaozonosfera) nella parte inferiore dellastratosfera, schermano e riflettono nellospazio buona parte della radiazione. La quantità di UV varia anche a seconda dellalatitudine 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 ilcolore della pelle delle diversepopolazioniumane diffuse nelle differenti regioni del globo.[123]
L'insolazione media annua alla sommità dell'atmosfera (sopra) e alla superficie.
La quantità di energia solare che arriva sul suolo terrestre è enorme (circa diecimila volte l'energia usata dall'umanità a parità di tempo),[124] ma poco concentrata, pertanto è necessario raccogliere energia da aree molto vaste per ricavarne quantità significative; inoltre è piuttosto difficile da convertire in energia facilmente sfruttabile, come quella elettrica, con efficienze accettabili. Per il suo sfruttamento ai fini della produzione elettrica occorrono prodotti in genere di costo elevato (come pannellifotovoltaici), che rendono l'energia solare più costosa di altre fonti energetiche. Lo sviluppo di tecnologie che possano rendere economico l'uso del fotovoltaico è un settore della ricerca molto attivo, per il momento non ha conseguito risultati di grosso rilievo.
Viceversa, l'energia solare può essere convenientemente utilizzata per generare calore (solare termico).[125]
Tre sono le tecnologie principali per acquisire l'energia del Sole:[121]
Ilpannello solare termico utilizza 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. Le temperature in genere sono inferiori ai100 °C.[125]
Ilpannello solare a concentrazione sfrutta una serie di specchi parabolici a struttura lineare per concentrare i raggi solari su un tubo ricevitore in cui scorre unfluido termovettore (un fluido in grado di trasportare il calore ricevuto dal Sole ai sistemi di accumulo e scambio) 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 relativamente elevate (400 °C ~600 °C) utili a fini sia puramente termici che termoelettrici.[126]
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 dikelvin mentre la temperatura alla fotosfera non arrivi ai6000 K. Attualmente gli astrofisici sono interessati a scoprire i meccanismi che regolano il ciclo delle macchie solari, le cause deiflare e delleprotuberanze solari, l'interazione magnetica tra lacromosfera e lacorona e le cause del vento solare.[92]
Per molti anni il numero dineutrini solari rilevati sullaTerra è stato inferiore (da un terzo alla metà) al numero predetto dalModello Solare Standard; questo risultato anomalo fu chiamatoproblema 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 potesserooscillare, vale a dire che potessero mutare negli irrilevabilineutrini tau o neineutrini muonici mentre coprivano la distanza Sole - Terra.[128] Negli anni ottanta furono costruiti alcuni rivelatori di neutrini, fra i quali ilSudbury Neutrino Observatory e ilSuper-Kamiokande, allo scopo di misurare il flusso dei neutrini solari con la maggiore accuratezza possibile. I risultati permisero di scoprire che i neutrini hanno unamassa a riposo estremamente piccola ed effettivamente possono oscillare.[129] 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 Micheev-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 circa6000 K. Al di sopra di essa si estende l'atmosfera stellare, la quale raggiunge, in corrispondenza della corona, una temperatura di1000000 K; l'alta temperatura della corona induce a ritenere che la fonte di tale calore sia qualcosa di diverso dallaconduzione 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 quellodell'onda di calore, secondo cui dalla zona convettiva vengono prodotte delleonde sonore,gravitazionali e magnetodinamiche, che si propagano verso l'esterno e si disperdono nella corona, cedendo la propria energia al plasma coronale sotto forma dienergia termica. L'altra teoria prende in considerazione il caloremagnetico: l'energia magnetica viene continuamente prodotta dai moti della zona convettiva e viene rilasciata attraverso lericonnessioni magnetiche sotto forma di vastibrillamenti o eventi simili di intensità minore.[130]
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 diquelle di Alfvén,[131] 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,[132] 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'eoneArcheano, il Sole avesse soltanto il 75% dellaluminosità attuale. Una stella così debole non sarebbe stata in grado di mantenere l'acqua allostato liquido sulla superficie terrestre, rendendo dunque impossibile losviluppo 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 digas serra, come ildiossido di carbonio, ilmetano e/o l'ammoniaca rispetto ad oggi; questi gas trattenevano più calore tanto da compensare la minor quantità di energia solare arrivata sulla Terra.[133]
Ipianeti del sistema solare sono otto; in ordine di distanza crescente dalla stella:Mercurio,Venere,Terra,Marte,Giove,Saturno (conosciuti fin dall'antichità),Urano (scoperto nel 1781) eNettuno (scoperto nel 1846).[6] I pianeti si distinguono interrestri orocciosi egassosi ogioviani, a seconda delle loro caratteristiche chimico-fisiche; i primi, solidi, densi e poco massicci, si trovano nella parte piùinterna e calda del sistema solare; i secondi, gassosi, poco densi ed estremamente massicci, sono propri delle zone piùesterne e fredde del sistema.[6]
Il moto del baricentro del sistema solare in relazione al Sole.
Al novero dei corpi minori appartiene un vastissimo numero di oggetti; tra essi si ricordano gliasteroidi, disposti in cinture asteroidali: tra Marte e Giove si estende lafascia principale, composta da milioni di oggetti rocciosi caratterizzati da orbite più o meno variabili; oltre Nettuno si stende una seconda cintura asteroidale, lafascia di Kuiper, la cui densità effettiva è sconosciuta. Ancora più esternamente, tra 20 000 e100000 au di distanza dalla stella, si trova lanube di Oort, ritenuta il luogo d'origine dellecomete.
Tutti questi oggetti costituiscono una minima parte del sistema: infatti il 99,86% dellamassa del sistema solare è costituito dal Sole.[7] All'interno del sistema solare lo spazio tra un corpo celeste e un altro non è vuoto: pulviscolo, gas e particelle elementari costituiscono ilmezzo interplanetario.[6]
I pianeti, e in particolare il più massiccio di tutti,Giove,[138] esercitano delle influenze gravitazionali sulcentro di massa del sistema solare tali da far sì che esso non coincida con il centro del Sole, ma piuttosto, a seconda dell'entità delle interazioni (che variano nel tempo), che più spesso ricada all'esterno della stella. Il fatto che il baricentro del sistema e il centro della stella non coincidano è responsabile del moto di rivoluzione che il centro di massa della stella, ovvero il suo nucleo, compie attorno al baricentro, moto che a distanza di poche centinaia di anni varia assumendo una direzione ora prograda oraretrograda.[139]
Il termine "Sole" deriva dallatinosol, solis, che deriverebbe, insieme con il terminesanscritoसऊरयअस (sûryas, in origine*svaryas, la cuiradicesvar- significarisplendere), dalla radiceindoeuropea:sóh₂wl̥. Dalla medesima radice deriva l'aggettivogrecoσείριος (séirios; originariamenteσϝείριος,swéirios),splendente; tale aggettivo, soprattutto nella sua forma personificataὁ Σείριος (ho Séirios, che significaColui che risplende), era uno degli epiteti del Sole, soprattutto in ambitopoetico-letterario. È da notare anche come dal medesimo aggettivo derivi il nome dellastella più luminosa del cielo notturno,Sirio (αCanis Majoris).[140][141]
Il prefissoelio-, che indica diversi aspetti riguardanti il Sole (comeelio-grafia,elio-sismologia e via dicendo), deriva dal grecoἭλιος (Helios), che era il nome con cui gliAntichi Greci designavano correntemente l'astro e ladivinità preposta. Il termineἥλιος, principalmente nella variantedoricaαἔλιος (āèlios, che sta per un antico*ayelios), deriverebbe da una radice indoeuropea*us- allungata in*aus-, che significaardere,rilucere.[142]
Inestremo Oriente il significato "Sole" è dato dal simbolo 日 (cinese pinyin rì), nonostante sia anche chiamato 太阳 (tài yáng). Invietnamita queste parole Han sono note comenhật ethái dương rispettivamente, mentre la parola vietnamita originalemặt trời significa letteralmente "volto dei cieli". LaLuna e il Sole sono associati adYin e Yang, rispettivamente Yang il Sole e Yin la Luna, come opposti dinamici.[143]
Il Sole alato, un antico simbolo (risalente alIII millennio a.C.) diHorus, identificato in seguito conRa.
In molte culture antiche, a partire dallapreistoria, il Sole era concepito come unadivinità o un fenomeno soprannaturale; il culto ad esso tributato era centrale in molte civiltà, come quellainca, inSud America, eazteca, nelMessico.[144]
Nellareligioneegizia il Sole era la divinità più importante; ilfaraone stesso, considerato una divinità in terra, era ritenuto il figlio del Sole. Le più antiche divinità solari eranoWadjet,Sekhmet,Hathor,Nut,Bastet,Bat eMenhit. Hathor (identificata poi conIside) generò e si prese cura diHorus (identificato in seguito conRa).[145] I moti del Sole nel cielo rappresentavano, secondo la concezione del tempo, una lotta ingaggiata dall'anima del faraone edOsiride.[145] L'assimilazione al culto solare di alcune divinità locali (Hnum-Ra, Min-Ra, Amon-Ra) raggiunse il culmine al tempo dellaquinta dinastia.
Durante ladiciottesima dinastia, il faraoneAkhenaton tentò di trasformare la tradizionale religionepoliteista egizia in una pseudo-monoteista, nota comeAtonismo. Tutte le divinità, compresoAmon, furono sostituite daAton, 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.[146]
Nellamitologia greca la divinità solare principale fuElio, figlio deiTitaniIperione eTeia. Il dio viene normalmente rappresentato alla guida del carro del sole, unaquadriga tirata dacavalli che emettonofuoco dallenarici. Il carro sorgeva ogni mattina dall'Oceano e trainava il Sole nel cielo, daest aovest, dove si trovavano i due palazzi del dio. In epoca più recente, Elio fu assimilato adApollo.[147][148]
Eliogabalo gran sacerdote del Sole,Simeon Solomon, 1866. Eliogabalo era, per diritto ereditario, gran sacerdote del dio solare diEmesa,El-Gabal; già all'età di quattordici anni esercitava il proprio sacerdozio.
Il culto del Sole in quanto tale trovò terreno fertile anche aRoma; il primo tentativo di introdurre il culto solare fu ad opera dell'imperatoreEliogabalo, sacerdote del dio solaresirianoEl-Gabal.[149]El è il nome della principale divinitàsemitica, mentreGabal, che è legato al concetto di "montagna" (si confronti con l'ebraicogevul e l'arabojebel), è la sua manifestazione adEmesa, suo principale luogo di culto.[150] La divinità fu in seguito importata nel pantheon romano e assimilato al dio solare romano noto comeSol Indiges in etàrepubblicana e poiSol Invictus nel II e III secolo.[151] Un altro importante culto solare, a caratteremisterico, fu ilmitraismo, daMitra, sua divinità principale, che fu importato nell'Urbe dallelegioni stanziate inMedio Oriente, principalmente inSiria. Tuttavia l'affermazione del culto solare, ilSol Invictus, si ebbe conAureliano, il quale si proclamò suo supremo sacerdote. Le celebrazioni del rito della nascita del Sole (ilNatale del Sole infante, più tardiDies Natalis Solis Invicti, Natale del Sole invitto), avvenivano il 25 dicembre, con particolare solennità in Siria edEgitto,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.[146] Il culto delSol Invictus perdurò sino all'avvento delCristianesimo e alla sua ufficializzazione come religione di Stato con l'editto di Tessalonica diTeodosio I, il 27 febbraio 380.
Il 7 marzo 321, l'imperatoreCostantino I decretò che il settimo giorno della settimana, ilDies 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 fare parte delcorpo legislativo romano.[152]
(latino) «Imperator Constantinus. Omnes iudices urbanaeque plebes et artium officia cunctarum venerabili Die Solis quiescant. Ruri tamen positi agrorum culturae libere licenterque inserviant, quoniam frequenter evenit, ut non alio aptius die frumenta sulcis aut vineae scrobibus commendentur, ne occasione momenti pereat commoditas caelesti provisione concessa.
Const. A. Helpidio. * A. CCCXXI PP. V. Non. Mart. Crispo II et Constantino II Conss.»
(italiano) «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>»
Alcuni cristiani approfittarono del decreto imperiale per trasferire il significato delloShabbatebraico alDies Solis, che, sin dall'epoca diGiustino (II secolo), iniziò ad assumere tra le comunità cristiane il nome diDies Dominica (Giorno del Signore), memoriale settimanale dellaRisurrezione di Gesù avvenuta, secondo il raccontoevangelico,il primo giorno dopo il sabato (Mt 28,1;Mc 16,1;Lc 24,1;Gv 20,1);[153] il 3 novembre 383, per volere di Teodosio, ilDies Solis viene infine ufficialmente rinominatoDies Dominica.[154]
Dopo aver abbracciato la fede cristiana, nel 330 l'imperatore fece coincidere con un decreto ilDies Natalis Solis Invicti con ladata di nascita di Gesù, considerato dai cristiani il "Sole di giustizia"profetizzato daMalachia (Mal, 4:2),[144][155][156] ufficializzando per la prima volta il festeggiamento cristiano. Così scriveva un secolo primaCipriano,vescovo diCartagine: «Come ha magnificamente agito laProvvidenza nel far sì che, nel giorno in cui è nato il Sole, sia nato il Cristo!».[155] Nel 337papa Giulio I ufficializzò la data liturgica del Natale da parte dellaChiesa cristiana (oggi divisa incattolica,ortodossa ecopta), come riferito daGiovanni Crisostomo nel 390: «In questo giorno, 25 dicembre, anche la natività di Cristo fu definitivamente fissata in Roma.»[155]
Nella cultura, il Sole è usato principalmente come un riferimentomitologico 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 inletteratura, inpittura e persino nellamusica.
Uno dei testi più celebri ed anche più antichi dellaletteratura italiana che fa riferimento al Sole è inCantico di Frate Sole, noto anche comeCantico delle creature scritto daSanFrancesco d'Assisi, completato, secondo la leggenda, due anni prima della sua morte, avvenuta nel 1226. Il Cantico è una lode aDio, unapreghiera permeata da una visione positiva dellanatura, poiché nel creato è riflessa l'immagine del Creatore. Con la nascita della scienzastoriografica, fra Settecento e Ottocento e con gli idealiromantici delle "radici popolari della poesia", l'opera venne presa in considerazione dalla tradizione critica e filologica.[157][158]
AncheDante Alighieri, da buon conoscitore dell'astronomia, non manca di citare il Sole nelle sue opere, utilizzandolo come riferimento astronomico: nelPrimo Canto delParadiso, ad esempio, descrive la luce del Sole, spiegando che dal momento che illumina l'emisfero in cui si trova ilPurgatorio, la città diGerusalemme, 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.[159][160]
Anche nellefavole 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 diFedro,[161] le favole scritte daJean de La Fontaine, uno scrittorefrancese vissuto nel Seicento, comeIl Sole e le Rane oIl Sole e il Vento.[162]
Il Sole ha influenzato in modo diretto persino alcuni brani dimusica sinfonica: durante ilRomanticismo e le fasi successive infatti, i compositori riprendono frequentemente dei temi "naturali" con l'intento di tradurli inpartiture per varistrumenti musicali. Uno degli esempi meglio noti è iltramonto orchestrato daLudwig van Beethoven nelle battute finali della suaSesta Sinfonia, un brano ricco di innumerevoli riferimenti naturalistici.[163] Altro esempio molto noto è dato dallaSinfonia delle Alpi diRichard Strauss, in cui sono presenti esplicitamente (sia nell'orchestrazione che proprio come titolo delle varie sezioni delpoema sinfonico) dei richiami al sorgere e al tramontare del Sole.[164] Altri autori hanno descritto in musica le varie fasi della giornata, con un richiamo alla levata del Sole, fra i qualiAnton Bruckner (nella quarta sinfonia)[165] eModest Petrovič Musorgskij (nel brano intitolatoUna notte sul Monte Calvo, ripreso anche daWalt Disney per il finale del suo celebreFantasia).[166]
Fra i vari riferimenti presenti nella musica del Novecento, un importante riferimento italiano è dato dal titolo della celebreCanzone del sole, firmata daLucio Battisti eMogol e registrata per la prima volta nel 1971 su un45 giri; questo brano è spesso eseguito anche da coloro che imparano a suonare lachitarra, come esercitazione.[167][168]
Il termineSol è la formalatina di Sole, da cui deriva la parola italiana; il nome Sol viene comunque compreso anche dai cittadini dei paesi anglosassoni, dove però predomina la formaSun. Il termine Sol è usato di frequente ininglese nellafantascienza (comeStar Trek), come nome comune per designare la stella presso la quale si svolgono gli avvenimenti narrati. Per estensione, la locuzioneSistema Solare è spesso usata per definire il sistema planetario della narrazione.[169]
Il termineSol è anche usato dagli astronomi anglofoni per indicare la durata di ungiorno solare suMarte.[170] Un giorno solare terrestre è di circa 24 ore, mentre un giorno marziano, osol, è di 24 ore, 39 minuti e 35,244 secondi.[171]
^ T. J. White, M. A. Mainster,Chorioretinal temperature increases from solar observation, inBulletin of Mathematical Biophysics, vol. 33, 1971, p. 1.
^ M. O. M. Tso, F. G. La Piana,The Human Fovea After Sungazing, inTransactions of the American Academy of Ophthalmology & Otolaryngology, vol. 79, 1975, pp. OP-788.
^ M. W. Hopeross,Ultrastructural findings in solar retinopathy, inEYE, vol. 7, 1993, p. 29.
^ H. Schatz, F. Mendelbl,Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD, inBritish Journal of Ophthalmology, 57 (4), 1973, p. 270.
^ B. Ralph Chou, MSc, OD,Eye Safety During Solar Eclipses, inNASA RP 1383: Total Solar Eclipse of 1999 August 11, aprile 1997, p. 19.
^ René R. J. Rohr,Meridiane. Storia, teoria, pratica, Torino, Ulisse, 1988,ISBN88-414-3013-3.
^Galileo sospese il giudizio tra le due possibilità. Cfr. Lettera del 4 maggio 1612 in: Galileo Galileo,Opere, I, Milano-Napoli, Ricciardi, 1953, p. 911.
^ab E. Margaret Burbidge, G. R. Burbidge, William A. Fowler e F. Hoyle,Synthesis of the Elements in Stars, inReviews of Modern Physics, vol. 29, n. 4, 1957, pp. 547-650.
^SOHO Comets, suLarge Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO), U.S. Naval Research Laboratory.URL consultato il 22 marzo 2006(archiviato dall'url originale il 25 maggio 2015).
^abLa morte del Sole, inCostruire il sistema solare, vol. 4, Eaglemoss, 2011, p. 7.
^abcd G. Wallerstein, I. Iben Jr., P. Parker, A. M. Boesgaard, G. M. Hale, A. E. Champagne, C. A. Barnes, F. Käppeler, V. V. Smith, R. D. Hoffman, F. X. Timmes, C. Sneden, R. N. Boyd, B. S. Meyer e D. L. Lambert,Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF), inReviews of Modern Physics, vol. 69, n. 4, 1999, pp. 995-1084.URL consultato il 4 agosto 2006(archiviato dall'url originale il 17 dicembre 2008).
^abcdefghij AA.VV,L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
^La precisazione "attualmente" è d'obbligo, poiché solamente durante la fase di sequenza principale la fusione nucleare avviene esclusivamente nel nucleo; quando la stella uscirà da questa fase di stabilità, trasformandosi in gigante rossa, la fusione avverrà anche negli strati attigui al nucleo, ormai inerte e costituito da elio, che fornirà il quantitativo dienergia termica necessario perché le reazioni vadano avanti. Da: Gary Hinshaw,The Life and Death of Stars, sumap.gsfc.nasa.gov, NASA WMAP Mission, 23 agosto 2006.URL consultato il 1º settembre 2006.
^ Jerome James Brainerd,X-rays from Stellar Coronas, suastrophysicsspectator.com, The Astrophysics Spectator, 6 luglio 2005.URL consultato il 21 giugno 2007.
^ J. Lean, A. Skumanich, O. White,Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum, inGeophysical Research Letters, vol. 19, 1992, pp. 1591-1594.
^ P. D. Noerdlinger,Diffusion of helium in the Sun, inAstronomy and Astrophysics, vol. 57, n. 3, maggio 1977, pp. 407-415.URL consultato il 1º gennaio 2008.
^ab Ken Butti, John Perlin,A Golden Thread (2500 Years of Solar Architecture and Technology), Van Nostrand Reinhold, 1981,ISBN0-442-24005-8.
^SODIS solar water disinfection, susodis.ch, EAWAG (The Swiss Federal Institute for Environmental Science and Technology).URL consultato il 2 maggio 2008.
^ H. Schlattl,Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem, inPhysical Review D, vol. 64, n. 1, 2001.
^ H. Alfvén,Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona, inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 107, 1947, p. 211.
^ J. F. Kasting, T. P. Ackerman,Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere, inScience, vol. 234, 1986, pp. 1383-1385.
^ Jean Schneider,Interactive Extra-solar Planets Catalog, suexoplanet.eu, The Extrasolar Planets Encyclopedia, 23 dicembre 2007.URL consultato il 23 dicembre 2007.
^abcd Michael E. Brown,The Dwarf Planets, suweb.gps.caltech.edu, California Institute of Technology, Department of Geological Sciences.URL consultato il 26 gennaio 2008.
^ F. Bajetto,Un trentennio di studi (1941-73) sul Cantico di Frate Sole, inL'Italia francescana, XLIX, 1974, pp. 5-62.
^ Baldelli,Il "Cantico": problemi di lingua e di stile,Francesco d'Assisi e francescanesimo dal 1216 al 1226. Atti del IV Convegno internazionale, Assisi, 17-17 ottobre 1976, pp. 75-99.
H. L. Shipman,L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia, Bologna, Zanichelli, 1984,ISBN88-08-03170-5.
H. Reeves,L'evoluzione cosmica, Milano, Rizzoli–BUR, 2000,ISBN88-17-25907-1.
Video, ripreso dalla sonda STEREO, che mostra l'attività solare.
A. De Blasi,Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002,ISBN88-491-1832-5.
M. Hack,Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo, Milano, Sperling & Kupfer, 2004,ISBN88-8274-912-6.
J. Lindstrom,Stelle, galassie e misteri cosmici, Trieste, Editoriale Scienza, 2006,ISBN88-7307-326-3.
C. Abbondi,Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007,ISBN88-89150-32-7.
