Come è fatto il Sole, la nostra stella

Il Sole è la stella più vicina alla Terra, quella che fornisce l’energia per la nostra vita e per tutta la vita sulla Terra. Il Sole è speciale per noi, ma in realtà si tratta di una stella media e piuttosto comune.

Come tutte le stelle, il Sole è una sfera di plasma in cui la forza di gravità, che spinge la massa verso il collasso, è controbilanciata dalle reazioni nucleari che avvengono al suo interno. Si tratta di una stella di Sequenza Principale, l’insieme di stelle impegnate a fondere atomi di idrogeno all’interno del loro nucleo, e questo rende il Sole una stella assolutamente nella norma: oltre il 90% delle stelle esistenti nell’universo si trovano nel suo stesso stadio di evoluzione.

Il Sole, dal nucleo alla corona

Il Sole è composto perlopiù da idrogeno ed elio, con piccole quantità di elementi più pesanti. Nel nucleo la temperatura è di 14 milioni di gradi e ogni centimetro cubo di materia ha una massa di 100 grammi. Proprio grazie a questa elevata densità e temperatura, al suo interno è possibile la fusione dell’idrogeno. Gli atomi di idrogeno vengono convertiti in elio e nel processo viene rilasciata energia: è proprio questa energia che, dopo aver impiegato milioni di anni ad attraversare i densi strati di plasma solare, osserviamo sotto forma di luce.

Attorno al nucleo si trovano la zona radiativa e poi la zona convettiva, chiamate così per via del modo con cui viene trasportata l’energia al loro interno. Nella zona radiativa l’energia è soprattutto trasportata dalla luce prodotta nel nucleo.  Nella zona convettiva è invece la convezione (qualcosa di simile a ciò che avviene in una pentola che bolle, ma a temperature appena appena più elevate) a trasportare l’energia dall’interno verso l’esterno.

Attorno alla zona convettiva si trova la fotosfera, che è quella che possiamo identificare come “superficie” del Sole, ossia il disco solare che vediamo che quando guardiamo il Sole, lo strato da cui proviene la maggior parte della luce che vediamo dalla Terra. Nella fotosfera si raggiunge la temperatura minima dell’intera stella, pari a 5730°C. Questa temperatura corrisponde al colore giallo-verde nel visibile, ed è per questo che il Sole è classificato spettralmente come stella di tipo G.

Sulla fotosfera si osservano le macchie solari e i brillamenti, zone scure in cui a causa dell’attività magnetica la temperatura del Sole è minore oppure maggiore della media. Queste regioni sono anche legate ai venti solari, intensi getti di plasma che viaggiano a centinaia di metri al secondo nello spazio interplanetario.

Al di sopra della fotosfera si trova la cromosfera, una sorta di “atmosfera” del Sole densa in cui di quando in quando compaiono brillamenti e protuberanze, rispettivamente getti di energia e plasma che sono legati all’attività magnetica del Sole. Infine lo strato più lontano dal nucleo è quello della corona, la tenue atmosfera che circonda la cromosfera e in cui le particelle, riscaldate dall’attività magnetica, possono raggiungere elevatissime temperature, anche di milioni di gradi centigradi.

Le aurore polari nascono nel Sole

Il Sole è composto da particelle cariche in movimento e per questo produce un grande campo magnetico. La sua attività magnetica, fatta di macchie solari, protuberanze e brillamenti, oscilla tra momenti di maggiore e minore intensità in un ciclo di 11 anni. Quando l’attività è maggiore, sulla superficie compaiono molte macchie solari, quando è minore ne compaiono poche o nessuna. I venti solari sono getti di plasma che si distacca dal Sole e che viaggia nello spazio interplanetario a gran velocità, investendo tutti i corpi celesti che lo popolano come pianeti, asteroidi e comete. Sono i venti solari, interagendo con il campo magnetico terrestre, a generare il fenomeno dell’aurora polare.

Perché guardiamo il Sole a diverse frequenze

Tramite diversi strumenti e sonde spaziali, come SOHO, SDO, Parker Solar Probe e Solar Orbiter, possiamo osservare il Sole a diverse frequenze luminose. Ogni frequenza ci dà informazioni diverse perché ci permette di osservare diverse caratteristiche e strati del Sole: ogni frequenza è legata infatti a una temperatura del plasma. Per esempio le frequenze visibili dal colore blu-verde identificano la fotosfera.