Sole

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{{{soprattitolo}}} Sole Satellite naturale di {{{pianeta_madre}}} ({{{sottotitolo}}}) Stella madre: {{{stella_madre}}}
Scoperta	{{{data}}}
Scopritore	{{{scoperta_autore}}}
Scopritori	{{{scoperta_autori}}}
Classificazione	Nana gialla (sequenza principale)
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Classe spettrale	G2 V
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Periodo di variabilità	{{{periodo_variabile}}}
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Costellazione	[[{{{sigla_costellazione}}} - Attenzione! Il parametro 'sigla_costellazione' è stato compilato in modo scorretto. (costellazione)|{{{sigla_costellazione}}} - Attenzione! Il parametro 'sigla_costellazione' è stato compilato in modo scorretto.]]
Redshift	{{{redshift}}}
COORDINATE
(Epoca di riferimento: J2000)
Ascensione retta	{{{ar}}}
Declinazione	{{{declinaz}}}
Lat. galattica	{{{lat_galattica}}}
Long. galattica	{{{long_galattica}}}
PARAMETRI ORBITALI
(epoca di riferimento: J2000)
Semiasse maggiore	26-28 000 anni luce
Perielio	{{{perielio}}}
Afelio	{{{afelio}}}
Perigeo	{{{perigeo}}}
Apogeo	{{{apogeo}}}
Periastro	{{{periastro}}}
Afastro	{{{afastro}}}
Circonf. orbitale	{{{circonferenza_orbitale}}}
Periodo orbitale	2,25-2,50 × 108 anni
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Velocità orbitale	{{{velocità_min}}} (min) 217 km/s (media) {{{velocità_max}}} (max)
Inclinazione orbitale	{{{inclinazione_orbita}}}
Inclinazione sull'eclittica	{{{inclinazione_orbita_su_eclittica}}}
Inclinazione rispetto all'equat. di [[{{{pianeta_madre}}}]]	{{{inclinazione_orbita_su_eq}}}
Inclinazione rispetto all'orbita di [[{{{pianeta_madre}}}]]	{{{inclinazione_orbita_su_orbita}}}
Inclinazione rispetto al piano di Laplace	{{{inclinazione_orbita_su_p_laplace}}}
Inclinazione rispetto all'equat. del Sole	{{{inclinazione_orbita_su_eq_sole}}}
Eccentricità	{{{eccentricità}}}
Longitudine del nodo ascendente	{{{nodo_ascendente}}}
Argom. del perielio	{{{argomento_perielio}}}
Anomalia media	{{{anomalia_media}}}
Ultimo perielio	{{{ultimo_perielio}}}
Prossimo perielio	{{{prossimo_perielio}}}
Sistema planetario	sì
Satelliti	{{{satelliti}}}
Anelli	{{{anelli}}}
DATI FISICI
Dimensioni	{{{dimensioni}}}
Raggio	{{{raggio}}}
Diametro equat.	{{{diametro_eq}}}
Diametro polare	{{{diametro_pol}}}
Diametro medio	1 392 000 km
Raggio medio	{{{raggio_sole}}} R⊙
Schiacciamento	{{{schiacciamento}}}
Superficie	6,09 × 1018 m²
Volume	1,41 × 1027 m³
Massa	1,9891 × 1030 kg {{{massa_sole}}} M⊙
Densità	1,411 × 103 kg/m³
Acceleraz. di gravità in superficie	274 m/s² (27,9 g)
Velocità di fuga	617,54 km/s
Periodo di rotazione
All'equatore:	27 d 6 h 36 min
A 30° di latitudine:	28 d 4 h 48 min
A 60° di latitudine:	30 d 19 h 12 min
A 75° di latitudine:	31 d 19 h 12 min
Velocità di rotazione (all'equatore)	1993 m/s
Inclinazione assiale	{{{inclinazione_asse}}}
Inclinaz. dell'asse sull'eclittica	7,25°
Inclinaz. dell'asse sul piano galattico	67,23°
A.R. polo nord	286,13° (19 h 4 min 30 s)
Declinazione	63,87° (63° 52')
Temperatura alla sommità delle nubi	{{{temp_sommitànubi_min}}} (min) {{{temp_sommitànubi_med}}} (media) {{{temp_sommitànubi_max}}} (max)
Temperatura superficiale	{{{temp_min}}} (min) 5780 K (media) {{{temp_max}}} (max)
T. della corona	5 × 106 K
T. del nucleo	~13,6 × 106 K
Luminosità	3,827 × 1026 J/s {{{luminosità_sole}}} L⊙
Radianza	2,009 × 107 W/(sr×m²)
Indice di colore (B-V)	{{{indice_di_colore}}}
Metallicità	{{{metallicità}}}
Pressione atm.	{{{pressione_atmosferica}}}
Albedo	{{{albedo}}}
Età stimata	{{{età}}}
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine apparente da Terra	{{{magn_app_min}}} (min) -26,8 (media) {{{magn_app_max}}} (max)
Magnitudine apparente da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]	{{{magn_app_min_corpomadre}}} (min) {{{magn_app_med_corpomadre}}} (media) {{{magn_app_max_corpomadre}}} (max)
Magnitudine app.
Magnitudine ass.	4,83
Diametro apparente da Terra	{{{dim_app_min}}} (min) {{{dim_app_med}}} (medio) {{{dim_app_max}}} (max)
Diametro apparente da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]	{{{dim_app_min_corpomadre}}} (min) {{{dim_app_med_corpomadre}}} (medio) {{{dim_app_max_corpomadre}}} (max)
Parallasse
Moto proprio
Velocità radiale
NOMENCLATURE ALTERNATIVE
{{{designazioni_alternative_stellari}}}

Il Sole è la stella madre del Sistema solare (di cui costituisce il 99,8% della massa), attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali, i pianeti nani Cerere, Plutone ed Eris e innumerevoli altri corpi minori, tra cui gli asteroidi, una grande quantità di meteoroidi, le comete, gli oggetti trans-nettuniani e la polvere diffusa nello spazio. L'energia solare, emessa sotto forma di radiazioni elettromagnetiche (luce), consente la vita sul nostro pianeta (senza la luce solare non sarebbe possibile la fotosintesi clorofilliana, che produce l'ossigeno necessario per gran parte dei viventi) e determina i fenomeni climatici.

Si tratta di una stella di medie dimensioni (del tipo nana gialla), la cui superficie è costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume), elio (circa il 24-25% della massa ^[1], il 7% del volume), cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in traccie, quali Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne e Cr^[2] . La sua classe spettrale è G2 V; G2 indica che la sua temperatura superficiale si aggira sui 5 780 K, caratteristica che gli conferisce un colore bianco, che però appare giallo a causa del fenomeno dello scattering. La V (5 in numeri romani) indica che il Sole, come la gran parte delle stelle, è nella sequenza principale; ciò significa che l' energia irradiata dall'astro è generata attraverso la fusione nel suo nucleo dell'idrogeno in elio, ed è in uno stato di equilibrio idrostatico, ossia non si espande (a causa della pressione generata dalle reazioni termonucleari), né si contrae (per via del collasso gravitazionale cui sarebbe naturalmente soggetta).

Il Sole fa parte delle oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 note all'interno della Via Lattea; inoltre la nostra stella supera in luminosità l'85% delle stelle della nostra Galassia, gran parte delle quali sono delle nane rosse^[3]. Orbita attorno al centro della Via Lattea ad una distanza di circa 26 000 anni luce dal centro galattico, completando la propria rivoluzione in circa 225-250 milioni di anni con una velocità orbitale di 217 km/s, che equivale ad una distanza di un anno luce percorso in 1400 anni, oppure un'Unità astronomica in otto giorni^[4]. La stella è collocata all'interno della Nube Interstellare Locale, una porzione della regione di gas poco denso ad alta temperatura nota come Bolla Locale, situata nel Braccio di Orione, un braccio galattico secondario posto tra quello di Perseo e quello del Sagittario. Tra le stelle più vicine poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole occupa il quarto posto come luminosità, avendo una magnitudine assoluta pari a +4,83.

Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente con la vista, con un diametro angolare di 32' 35" d'arco al perielio e 31' 31" all' afelio (di media 32' 03"). Per una strana coincidenza la combinazione delle dimensioni e della distanza tra Sole e Luna sono tali che essi appaiono nel cielo col medesimo diametro apparente. Ciò permette un'ampia gamma di eclissi, distinte in totali, anulari o parziali.

Se qualcuno avesse la possibilità di osservare la nostra stella da Alfa Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe come una stella di magnitudine 0,5 nella costellazione di Cassiopea, a sinistra di ε Cassiopeiae. ^[5]

Il simbolo astronomico del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro (Unicode U+2609: ; in esadecimale, ☉ == ☉).

[modifica] Etimologia

Il termine "sole" deriva dal latino sol, solis, che deriva a sua volta dal sanscrito सऊरयअस (sûryas, in origine *svaryas), la cui radice svar- ha un'accezione che significa risplendere (nel cielo). Dalla medesima radice deriva il greco σείριος (séirios; originariamente σϝείριος, swéirios), splendente; ὁ Σείριος, ho Séirios, che significa Colui che risplende, era uno dei nomi con cui era indicato, soprattutto in poesia, il Sole, ma anche Sirio (α Canis Majoris); τὰ σείρια (tà séiria), il plurale neutro, sono le cose che splendono, quindi gli astri. ^[6]

[modifica] Storia delle osservazioni

[modifica] Conoscenze degli antichi e culti solari

Il carro solare di Trundholm, tipica rappresentazione del Sole secondo la mitologia norrena.

In molte culture antiche e preistoriche il Sole era concepito come una divinità o come un fenomeno soprannaturale; il culto ad esso dedicato era centrale in molte civiltà, come quella Inca, in Sud America, e degli Aztechi, nel Messico. ^[7]

Molti antichi monumenti furono costruiti tenendo conto della posizione del Sole nei vari periodi dell'anno: ad esempio, i megaliti (come quelli presenti a Nabta Playa in Egitto ed a Stonehenge in Inghilterra) segnano accuratamente il solstizio d'estate e la piramide di El Castillo a Chichén Itzá, nel Messico, è stata progettata per proiettare ombre a forma di serpente durante gli equinozi.

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, Bast, Bat e Menhit. Hathor (identificata poi con Iside) generò e si prese cura di Horus (identificato in seguito con Ra). ^[8]

I moti del Sole nel cielo rappresentavano, secondo la concezione del tempo, una lotta ingaggiata dall'anima del faraone ed Osiride. ^[8] L'assimilazione al culto solare di alcune divinità locali (Hnum-Ra, Min-Ra, Amon-Ra) raggiunse il culmine al tempo della quinta dinastia.

Il Sole alato, un antico simbolo (risalente al III millennio a.C.) di Horus, identificato in seguito con Ra.

Durante la diciottesima dinastia, il faraone Akhenaton tentò di trasformare la religione politeista egizia in una pseudo-monoteista, nota come Atonismo. Tutte le divinità, compreso Amon, furono sostituite da Aton, la divinità solare che regna sulla regione di Akhenaton. Diversamente dalle altre divinità, Aton non possiede forme multiple: la sua unica effigie è un disco solare. Tale culto non sopravvisse a lungo dopo la morte del faraone che lo introdusse e ben presto il tradizionale politeismo fu riaffermato dagli stessi sacerdoti che tempo prima avevano abbracciato il culto atonistico. ^[9]

Nella mitologia greca la divinità solare principale fu Helios, figlio dei titani Iperione e Teia. Il dio viene normalmente rappresentato alla guida del carro del sole, una quadriga tirata da cavalli che soffiano 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 storica, Helios viene confuso con Apollo. ^{[10] [11]}

Moneta dell'imperatore Probo (ca. 280), col Sol Invictus alla guida di una quadriga, con l'iscrizione SOLI INVICTO, "Al Sole Invitto". Notare come l'imperatore porti una corona radiata, attributo del dio.

Soltanto verso la fine dell'Impero romano, il Sole in quanto tale fu oggetto di un particolare culto da parte della famiglia degli Aureli (Sol Invictus, Sole invitto), che si erano proclamati diretti discendenti. ^[12] Il culto del Sol Invicuts, considerabile la "romanizzazione" del culto attribuito alla divinità solare siriana Mitra, era molto diffuso in tutto l'Impero romano. ^[7] Le celebrazioni del rito della nascita del Sole (il Natale del Sole infante, più tardi Dies Natalis Solis Invicti, Natale del Sole invitto) in Siria ed Egitto erano di grande solennità e prevedevano che i celebranti, ritiratisi in appositi santuari, ne uscissero a mezzanotte, annunciando che la Vergine aveva partorito il Sole, raffigurato come un infante.^[9] Tale culto perdurò sino all'avvento del Cristianesimo; il Natale del Sole, che cadeva alcuni giorni dopo il solstizio d'inverno (cioè il 25 dicembre) venne sostituito dal Natale di Gesù, considerato il "nuovo Sole del mondo". ^[7]

Rispetto alle stelle fisse, 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 fu, al contrario, considerata dagli antichi astronomi greci come uno dei pianeti che ruotavano attorno alla Terra (e, per questo motivo, in diverse lingue i nomi della settimana prendono il nome da questi sette "pianeti"). Al contrario, tra il XVI e il XVII secolo - specialmente grazie a Copernico e Keplero, ma anche in seguito alle ricerche di Galileo, Cartesio e Newton - prevalse il sistema eliocentrico (ossia con il Sole al centro) su quello geocentrico (secondo cui la Terra era immobile al centro dell'Universo).

[modifica] Sviluppo di una conoscenza scientifica moderna

Il cosmo secondo la concezione eliocentrica di Copernico.

Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo greco Anassagora, che lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande del Peloponneso, e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro di Helios. Per aver insegnato questa dottrina "eretica" venne accusato dalle autorità di empietà, imprigionato e condannato a morte (anche se venne in seguito rilasciato grazie all'intervento di Pericle). Il greco Eratostene probabilmente fu il primo a calcolare accuratamente la distanza della Terra dal Sole, nel III secolo a.C., in circa 149 milioni di chilometri: un risultato sorprendentemente molto simile a quello attualmente accettato.

Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fu Niccolò Copernico, che nel XVI secolo sviluppò la teoria eliocentrica, già postulata nel II secolo a.C. dallo scienziato greco Aristarco di Samo, secondo la quale la Terra orbita attorno al Sole. All'inizio del XVII secolo Galileo Galilei fu tra i pionieri dell'osservazione del Sole con il suo cannocchiale, scoprendo, tra le altre, le macchie solari e suppose che fossero dei piccoli oggetti passanti tra la Terra ed il Sole. ^[13] Isaac Newton osservò la luce solare attraverso un prisma, dimostrando che essa è composta da un gran numero di gradazioni di colore ^[14], mentre nel 1800 William Herschel scoprì la radiazione infrarossa presente oltre la parte rossa dello spettro solare. ^[15]

Le linee di Fraunhofer dello spettro solare.

Nel 1800 gli studi spettroscopici fecero progressi, e Joseph von Fraunhofer effettuò le prime osservazioni delle linee di assorbimento nello spettro, che vengono chiamate anche linee di Fraunhofer.

Nei primi anni dell'era scientifica moderna, la sorgente dell'energia solare costituì una sfida importante. Lord Kelvin suggerì che il Sole era un corpo liquido in graduale raffreddamento che emetteva la sua riserva interna di calore ^[16]. L'emissione di energia venne spiegata da Kelvin e Hermann von Helmholtz attraverso la loro teoria detta Meccanismo di Kelvin-Helmholtz, ma in base ad essa l'età calcolata per il Sole era di soli 20 milioni di anni, dunque molto inferiore ai diversi miliardi di anni suggeriti dagli studi geologici. Nel 1890 Joseph Lockyer, lo scopritore dell'elio nello spettro solare, propose un'ipotesi meteoritica sulla formazione e sull'evoluzione del Sole. ^[17]

Una potenziale soluzione alla discrepanza tra i due dati arrivò nel 1904, quando Ernest Rutherford ipotizzò che l'energia potesse essere mantenuta da una fonte interna di calore, generata da un meccanismo di decadimento radioattivo ^[18]; tuttavia, fu Albert Einstein a fornire lo spunto decisivo sulla questione con la sua relazione massa-energia E=mc². Nel 1920 Sir Arthur Eddington propose l'idea di una reazione di fusione nucleare prodotta dalla pressione e dalla temperatura interna del Sole, che trasformerebbe l'idrogeno in elio e produrrebbe energia a causa della differenza di massa. ^[19] Questo concetto teorico venne sviluppato negli anni trenta dagli astrofisici Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe. Hans Bethe calcolò i dettagli delle due principali reazioni nucleari che producono l'energia ^[20][21].

Infine, nel 1957 venne pubblicato un documento intitolato Synthesis of the Elements in Stars ^[22] in cui veniva dimostrato che la maggior parte degli elementi nell'Universo sono stati creati dalle reazioni nucleari all'interno delle stelle.

[modifica] Missioni spaziali

La stazione Skylab in orbita attorno al 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. Queste sonde orbitarono attorno al Sole ad una distanza simile a quella dell'orbita terrestre ed effettuarono le prime misure dettagliate del vento solare e del campo magnetico. La sonda Pioneer 9 operò per molto tempo, trasmettendo dati fino al 1987.^[23]

Negli anni settanta la sonda Helios 1 e lo Skylab fornirono agli scienziati nuovi e significativi dati sul vento solare e sulla corona solare. Il satellite Helios 1 fu una joint-venture tra gli USA e la Germania e studiò il vento solare attraverso un'orbita passante all'interno del perielio di Mercurio. La stazione spaziale Skylab, lanciata dalla NASA nel 1973, includeva un modulo che fungeva da osservatorio solare (denominato Apollo Telescope Mount) impiegato dagli astronauti che resiedevano nella stazione. Effettuò le prime osservazioni della regione di transizione solare e le emissioni ultraviolette della corona solare; vennero osservate anche le prime emissioni 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, di raggi gamma e raggi X provenienti dai flare solari durante un periodo di alta attività. Tuttavia, dopo qualche mese di operatività un guasto elettronico fece entrare la sonda in modalità di standby e rimase in questo stato inattivo nei 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 nella atmosfera terrestre nel giugno 1989. ^[24]

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, è più attiva e dinamica di quanto non si supponesse. La sonda entrò in una modalità di standby quando un'eclissi anulare nel 2001 le fece perdere l'orientamento verso il Sole e venne distrutta dal rientro atmosferico nel 2005. ^[25]

La sonda SOHO.

Una delle principali missioni è costituita dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), frutto della collaborazione tra ESA e NASA, lanciata 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, è previsto per il 2008 inoltrato. 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 del Sole 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 radenti (un particolare tipo di cometa che al perielio passa molto vicino alla superficie solare). ^[26]

Queste sonde hanno tuttavia effettuato osservazioni dettagliate solamente delle regioni equatoriali del Sole, siccome le loro orbite erano situate sul piano dell'eclittica. La sonda Ulysses venne invece progettata per studiare le regioni polari; venne lanciata nel 1990 e diretta prima verso Giove in modo da sfruttare l'effetto fionda gravitazionale del gigante gassoso ed allontanarsi dal piano eclittico. Per una interessante coincidenza, la sonda si trovò in un buon punto per osservare la collisione della cometa Shoemaker-Levy 9 con Giove nel 1994. Una volta nell'orbita prevista, iniziò le misurazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico. ^[27]

A differenza della fotosfera, ben studiata attraverso la spettroscopia, la composizione dell'interno del Sole è poco conosciuto. La missione Genesis di prelievo del vento solare fu progettata per avere una misura diretta della composizione del materiale solare. La sonda rientrò sulla terra nel 2004 ma fu danneggiata dall'atterraggio a causa di un guasto al paracadute. Si riuscì comunque a recuperare alcuni campioni dai resti del modulo della sonda e attualmente sono sotto analisi.

Nell'ottobre 2006 è stata lanciata la missione Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), che consiste di due identiche navicelle poste in orbite che fanno sì che si ottenga una visione stereoscopica della nostra stella e dei suoi fenomeni.

[modifica] Ciclo vitale

Per approfondire, vedi le voci Origine ed evoluzione del sistema solare e Evoluzione stellare.

Ciclo vitale del Sole

Il Sole è una stella posta nella sequenza principale del diagramma H-R; le sue dimensioni sono poco più grandi di una stella di media grandezza, ma comunque decisamente più piccola di una gigante blu o di una gigante rossa. Una stella di classe G2 (come il Sole) impiega, per esaurire completamente l'idrogeno nel suo nucleo, un tempo stimato in circa 10 miliardi di anni. L'età attuale del nostro astro, determinata usando modelli elaborati al computer sull'evoluzione stellare e la nucleocosmocronologia, si aggirerebbe sui 4,57 miliardi di anni^[28].

Rappresentazione artistica del nostro Sole, visto da un improbabile osservatore sulla Terra, quando sarà una gigante rossa 100 volte più grande di ora.

È accertato che circa 4,59 miliardi di anni fa, il rapido collasso di una nube molecolare di idrogeno portò alla formazione di una terza generazione di stelle T Tauri di Popolazione I, tra cui il Sole. La stella nascente assunse un'orbita circolare a circa 26 000 anni-luce dal centro della Via Lattea^[29].

Il Sole si trova a circa metà della fase di sequenza principale, ossia il periodo in cui nel suo nucleo viene fuso l'idrogeno per formare elio; considerando la massa della stella, la durata di questa fase si aggira sui 10 miliardi di anni. Dopo questa evoluzione, ossia tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà nella fase di gigante rossa: i suoi strati più esterni si espanderanno nel momento in cui l'idrogeno contenuto nel nucleo si esaurirà; quando la temperatura interna sarà attorno ai 10 milioni K, avrà inizio la fusione dell'elio, che produrrà carbonio e ossigeno. Entro 7,8 miliardi di anni, il Sole rilascerà gli strati più esterni, che verranno spazzati via formando una nebulosa planetaria, e le parti più interne collasseranno e daranno origine ad una nana bianca, che si spegnerà lentamente nello spazio. Nella fase di gigante rossa, i pianeti Mercurio e Venere verranno fagocitati dal Sole, le cui dimensioni avranno raggiunto l'orbita della Terra ^[30]; in questa fase, gli oceani saranno evaporati e l'atmosfera sarà stata dispersa nello spazio dall'azione di un forte vento solare.

Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che non hanno una massa sufficientemente elevata da esplodere come supernovae ^{[30] [31]}.

[modifica] Struttura

Illustrazione della struttura interna del Sole

Il nucleo è la fonte principe dell'energia prodotta dal Sole; qui avvengono infatti le reazioni di fusione nucleare.

L'energia generata è rilasciata inizialmente attraverso raggi gamma e raggi X, ma durante l'emissione verso l'esterno essa è continuamente assorbita e riemessa dagli atomi circostanti. Il risultato è che la sua frequenza si abbassa, e diventa quindi una radiazione elettromagnetica più "tranquilla". Il trasporto dell'energia dal nucleo alla superficie del sole impiega anche 10 milioni di anni. Alla fine, essa lascia il sole come una radiazione di corpo nero alla temperatura di circa 5500 °C. Una piccola parte dell'energia è emessa sotto forma di neutrini, energia cinetica e termica del vento solare, composta da materia espulsa dal sole, e una parte ancora più piccola va a formare il suo campo magnetico. I fisici sono capaci di riprodurre lo stesso processo di generazione di energia con la bomba all'idrogeno. Un processo di fusione controllata permetterebbe di sfruttarla per ricavarne energia elettrica, cosa che potrebbe essere possibile in futuro utilizzando reattori nucleari a fusione.

Le zone più interne del Sole (nucleo e zona radiativa) presentano elevatissimi valori di temperatura e pressione, e la materia si trova quindi in uno stato degenere detto plasma. Le zone più esterne (zona convettiva, fotosfera, cromosfera e corona solare) non possiedono temperature e pressioni sufficienti per lo stato di plasma, la materia si trova sotto forma di gas. Il risultato è che il Sole non è un corpo solido, ed è soggetto ad una rotazione differenziale dove le diverse parti ruotano a velocità diverse: per esempio, l'equatore ruota più velocemente dei poli. La rotazione differenziale porta ad una distorsione delle linee di campo magnetico nel tempo, che raggiunto un livello critico, formano le macchie solari. Le macchie solari hanno un ciclo di circa 11 anni. Durante questo periodo vi è un picco massimo e minimo di macchie solari visibili. Il picco massimo corrisponde sulla terra ad un periodo più caldo, causato da un'intensa attività solare, mentre il picco minimo corrisponde ad un periodo più freddo. Studi effettuati su documenti del passato hanno dimostrato una correlazione tra il numero di macchie rilevate sulla superficie solare e le annate di cattivi raccolti. Il campo magnetico solare è estremamente complesso ed è soggetto a cicli periodici di attività e scomparsa, con frequenti inversioni dei poli magnetici.

La superficie solare è estremamente turbolenta, viene chiamata fotosfera e, oltre alle macchie, ospita numerosi fenomeni come le eruzioni solari. La corona solare, situata subito sopra la superficie solare, è molto rarefatta, con appena 10¹¹ atomi/m³, con una temperatura superiore al milione di gradi.

Per sorvegliare ininterrottamente il Sole, l'Agenzia Spaziale Europea e la NASA hanno lanciato assieme, il Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) il 2 dicembre 1995. La sonda è ancora in funzione e fornisce continuamente spettacolari immagini del Sole e della corona, molto utili agli scienziati che studiano il comportamento della nostra stella.

[modifica] Nucleo

Per approfondire, vedi la voce Nucleo solare.

Sezione di una stella simile al Sole. (NASA)

Schema semplice della struttura interna del Sole

Il nucleo è la zona più interna del Sole, dove avvengono le reazioni termonucleari di fusione dell'idrogeno. Trovandosi, come è logico, a grande profondità, è anche la parte meno facile da studiare: un metodo efficace che fornisce particolari è l'eliosismologia, ossia lo studio dei movimenti e delle vibrazioni del Sole.

Il nucleo possiede il 10% del volume totale del Sole, ma ben il 40% della sua massa ^[32]; la sua temperatura si aggira sui 15 milioni di kelvin, la pressione è elevatissima, intorno a 500 miliardi di atmosfere, e la densità del materiale è di circa 150 000 kg/m³; stelle più grandi del Sole hanno nuclei ancor più densi e caldi. Date queste condizioni fisiche, la materia si trova sotto forma di plasma, e gli atomi di idrogeno si scindono in protoni ed elettroni, che a causa della grande pressione, possono venire compressi fra loro e formare una atomo di elio, sprigionando una grande quantità di energia.

[modifica] Zona radiativa

Per approfondire, vedi la voce Zona radiativa.

Situata all'esterno del nucleo, ne assorbe l'energia prodotta e la trasmette per irraggiamento agli strati superiori. Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da mantenere la materia in stato di plasma.

In questa fascia avviene il trasferimento dell'energia sprigionata dal nucleo verso lo strato superiore, la zona convettiva; la zona radiativa appare priva di moti convettivi: infatti, mentre la materia diventa più fredda a quote crescenti, il gradiente di temperatura è minore di quello del tasso di caduta adiabatico. Il calore è trasferito dalla radiazione, ossia ioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti da altri ioni. In questo modo, l'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta.

[modifica] Zona convettiva

Per approfondire, vedi la voce Zona convettiva.

La zona convettiva ha uno spessore di circa 450 000 km, e si trova nella parte superiore (a partire da circa il 70% del raggio solare) del Sole.

Il plasma solare non è denso e caldo come negli strati inferiori, così l'energia ed il calore non vengono trasferiti attraverso le radiazioni. In questo strato infatti la materia più calda viene portata in superficie attraverso i moti convettivi. Una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa. A differenza dello strato sottostante dunque, nella zona convettiva la materia è in costante movimento.

Le colonne termali della zona convettiva formano un'impronta della superficie solare, in forma di granuli solari o supergranuli. Questo constante movimento tipico della zona convettiva fa sì che il Sole possieda un forte campo magnetico con poli.

[modifica] Fotosfera

Macchie solari

Per approfondire, vedi la voce Fotosfera.

La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, ossia la zona di emissione della luce visibile. Si tratta dunque anche dello strato visibile, da dove l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio. Il suo spessore è di circa 300 km, in essa le temperature sono di poco inferiori ai 6000 kelvin, ed è sede di fenomeni come le macchie solari e i flare. All'osservazione diretta la fotosfera presenta una superficie granulosa, poiché vi sono presenti i grani convettivi, ossia le emissioni di calore che emerge dagli strati interni tramite i moti convettivi.

Poiché gli strati superiori della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa al centro, e si fa più tenue via via che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno è chiamato oscuramento al bordo, ed è causato da un fenomeno di prospettiva.

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 1868, Norman Lockyer ipotizzò che queste linee fossero causate da un nuovo elemento, che chiamò elio, come il nome dell'omonimo dio greco del Sole. Dopo 25 anni, l'elio venne isolato sulla Terra^[17].

[modifica] Macchie solari

Per approfondire, vedi la voce Macchia solare.

Sulla fotosfera si possono osservare delle macchie, zone più scure, con temperatura più bassa (la zona più interna è chiamata ombra, mentre il bordo semiombra). Variano molto come misura, e hanno un ciclo di 11 anni. Questo si è potuto affermare osservando gli alberi, infatti, ogni 11 anni l'anello del tronco è più largo, quindi cresce di più. Attraverso l'osservazione dei tronchi degli alberi si possono capire le condizioni climatiche di centinaia, e migliaia di anni fa. Infatti, quando il clima è molto freddo l'anello è più stretto se invece le condizioni climatiche sono più favorevoli l'anello sarà più grande. Tra il 1600 e il 1700 le macchie solari scomparvero, questo fatto è ancora oggi oggetto di studio, anche perché portò ad una pesante variazione del clima terrestre, divenne molto più freddo.

[modifica] Atmosfera

Durante un'eclissi di Sole totale, la corona solare può essere vista anche ad occhio nudo.

Gli strati del Sole al di sopra la fotosfera sono chiamati col nome collettivo di atmosfera solare. Questi strati possono essere osservati con telescopi in grado di osservare tutte le bande dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l'eliosfera. L'eliosfera, che può essere considerata la sottile fascia più esterna del Sole, si estende fin oltre l'orbita di Plutone, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine con il mezzo interstellare. La cromosfera, la regione di transizione e la corona sono invece molto più caldi della superficie solare; la ragione di questo calore 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 5000 K, è sufficientemente fredda per consentire l'esistenza del monossido di carbonio e dell'acqua, le quali linee di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare.

[modifica] Cromosfera

Per approfondire, vedi la voce Cromosfera.

Quest'immagine del Sole, ripresa dal Telescopio Ottico Solare Hinode il 12 gennaio 2007, rivela la natura filamentosa del plasma in relazione alle regioni con diversa polarità magnetica.

Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dal greco Chroma, -atos, che significa colore), a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole; in relatà, lo strato è trasparente. La temperatura nella cromosfera aumenta gradualmente con l'altitudine, raggiungendo i 10 000 K negli strati più esterni, ed è interessato da diversi fenomeni emissivi come le spicule e le protuberanze solari.

[modifica] Zona di transizione

Per approfondire, vedi la voce Zona di transizione.

La zona di transizione è una regione posta esternamente rispetto alla cromosfera, ma internamente rispetto alla corona solare. Qua la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della corona, fino a quasi un milione di kelvin; tale forte incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qua diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non occupa un'altitudine ben definita: forma infatti una sorta di nube attorno a formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti, ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili ai raggi ultravioletti.

[modifica] Corona

Diagramma di struttura dell'eliosfera.

Per approfondire, vedi la voce Corona solare.

La corona solare è la parte più esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da particelle di gas ionizzate e la sua temperatura è molto elevata (più di un milione di kelvin), superiore quindi alla fotosfera, ma essendo il gas molto rarefatto, la temperatura non è da intendere nel significato convenzionale. Si parla invece di temperatura cinetica. Inoltre la corona solare può in un certo senso dirsi estesa sotto forma di vento solare per l'intero sistema solare e oltre.

Gli strati interni della corona hanno una densità di 10¹⁴-10¹⁶ m^-3 (l'atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2x10²⁵ m^-3).

[modifica] Eliosfera

Gli strati di correnti eliosferiche si estendono fino ai bordi esterni del sistema solare, e derivano dall'interazione del campo magnetico solare con il plasma nel mezzo interplanetario.

Per approfondire, vedi la voce Eliosfera.

L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggi solari (0,1 UA) dalla superficie del Sole fino alle regioni più estreme del sistema solare. Il suo limite più interno è definito come lo strato in cui il flusso del vento solare diventa "superalfvénico", ossia dove supera la velocità dell'onda di Alfvén. Le forze dinamiche e di turbolenza all'esterno di questo limite interno non possono comunque influenzare la forma della corona solare. Il vento solare viaggia in maniera continua attraverso l'eliosfera, formando il campo magnetico solare in forma spiraleggiante, fino a che questo non si scontra con l'eliopausa, oltre 50 UA dal Sole. Nel dicembre del 2004, la sonda spaziale Voyager 1 attraversò l'eliopausa; entrambe le sonde Voyager, nell'avvicinarsi al confine col l'eliopausa, hanno registrato un livello più alto diparticelle energetiche ^[33].

[modifica] Campo magnetico

Per approfondire, vedi la voce campo magnetico solare.

Il plasma e le particelle cariche che formano il Sole generano un potente campo magnetico, collegato a molti fenomeni solari come le macchie e le eruzioni solari.

A causa delle sue alte temperature, la materia nel Sole appare sotto forma di plasma e gas. Questa natura non solida del Sole fa sì che la nostra stella ruoti più velocemente all'equatore (una rotazione in circa 25 giorni), che ai poli (circa 35 giorni alle "latitudini" più elevate): ciò causa una forte deformazione delle linee del campo magnetico, che appaiono aggrovigliate su se stesse, sulle quali si agganciano le eruzioni solari, che formano grandi anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali^[34]. Queste deformazioni danno origine alla dinamo solare e ad un ciclo solare della durata di circa 11 anni, durante il quale l'attività magnetica aumenta e diminuisce.

L'influenza del campo magnetico sul plasma del mezzo interplanetario crea una corrente eliosferica diffusa, ossia un piano che sapara 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.

[modifica] Vento solare

Per approfondire, vedi la voce vento solare.

Il vento solare è una corrente di particelle emesse dall'atmosfera solare. Alcuni studi ipotizzano che il vento solare svolga un'importante funzione protettiva nei confronti dei pianeti, in quanto "schermerebbe" i dannosi raggi cosmici grazie alla sua natura ionizzata.

[modifica] Produzione di energia: le reazioni nucleari

Schema della fusione nucleare all'interno del Sole.

Nel nucleo solare, che ha una temperatura circa 15 milioni °C e una densità di 1411 kg/m³, mediante le reazioni di fusione termonucleare (fusione protone-protone dei nuclei di idrogeno) ogni secondo 600 000 000 di tonnellate di idrogeno si trasformano in 595 500 000 tonnellate di elio. Dopo questa trasformazione, 4 500 000 tonnellate di idrogeno (pari allo 0,75%) sembrano "svaniti nel nulla"; in realtà si sono trasformate direttamente in energia secondo l'equazione di Albert Einstein E=mc².

L'energia così generata, ogni secondo, è pari a 4 500 000 000 x (9 x 10¹⁶) = 405 x 10²⁴ joule, ossia a 405 000 miliardi di terajoule (TJ), una quantità di energia impensabile a livello terrestre.
Tutta la straordinaria potenza della nostra stella è dovuta alla conversione in energia di questa infinitesima, per il Sole, quantità di materia, paragonabile approssimativamente alla massa di una piccola catena montuosa sulla terra.

Per capire l'enormità di questa energia, che espressa in wattora(Wh) equivale a 112 500 000 000 TWh, il solo dato che può fungere da termine di paragone è la produzione mondiale di energia elettrica, che nel 2005 è stata di 17 907 TWh (equivalenti a 716,28 kg di materia). Detto in altri termini, per eguagliare l'energia prodotta dal Sole in un solo secondo, tutti gli impianti di produzione di energia elettrica del nostro pianeta dovrebbero funzionare a pieno regime per i prossimi 6 282 459 anni.

È importante ricordare che anche il processo di fusione nucleare, come tutti i processi fisici di trasformazione, avviene nell'assoluto rispetto della legge di conservazione della massa, scoperto da Lavoisier, e della legge di conservazione dell'energia (primo principio della termodinamica), scoperto successivamente da Faraday: nulla si crea e nulla si distrugge, ma tutto si trasforma. Einstein, però, ha compreso e dimostrato che il principio di conservazione coinvolge la materia-energia, considerate non più come due realtà separate bensì unitariamente, dato che l'una può trasformarsi nell'altra secondo una esattissima relazione matematica. Ciò che resta sempre costante nell'Universo è la somma di massa ed energia.

[modifica] L'energia solare come fonte di energia alternativa

Per approfondire, vedi la voce Energia solare.

Modulo fotovoltaico cristallino.

Ogni momento il Sole irraggia sull'orbita terrestre 1367 watt per m². Tenendo conto del fatto che la Terra è una sfera che oltretutto ruota, l'irraggiamento solare medio è, alle latitudini europee, di circa 200 W/m². Moltiplicando questa potenza media per metro quadro per la superficie dell'emisfero terrestre istante per istante esposto al Sole si ottiene una potenza maggiore di 50 milioni di GW (un GW è l'energia prodotta a pieno regime da una grande centrale elettrica a gasolio o nucleare).

La quantità di energia solare che arriva sul suolo terrestre è quindi enorme (circa diecimila volte superiore a tutta l'energia usata dall'umanità nel suo complesso) ma poco concentrata, nel senso che è necessario raccogliere energia da aree molto vaste per averne quantità significative, e piuttosto difficile da convertire in energia facilmente sfruttabile con efficienze accettabili. Per il suo sfruttamento occorrono prodotti in genere di costo elevato che rendono l'energia solare notevolmente costosa rispetto ad altri metodi di generazione dell'energia. Lo sviluppo di tecnologie che possano rendere economico l'uso dell'energia solare è un settore della ricerca molto attivo ma che, per adesso, non ha avuto risultati rivoluzionari.

L'energia solare può essere utilizzata per generare elettricità (fotovoltaico) oppure per generare calore (solare termico).

Tre sono le tecnologie principali per trasformare in energia sfruttabile l'energia del sole:

• Il pannello solare 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 a concentrazione sfrutta una serie di specchi parabolici a struttura lineare per concentrare 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)
• Il pannello fotovoltaico sfrutta le proprietà di particolari elementi semiconduttori per produrre energia elettrica quando sollecitati dalla luce.

[modifica] Composizione chimica

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.

[modifica] Abbondanza degli elementi

Secondo Bahcal (1990)^[35][36], le frazioni di massa caratteristiche di alcuni elementi sono:

• Idrogeno: 34%
• Elio: 64%
• Ossigeno: 1%

[modifica] Litio, berillio e boro

Nel 1968 un accademico belga scoprì che la quantità di litio, berillio e boro sono maggiori di quanto inizialmente previsto. ^[37]

[modifica] Neon

Nel 2005 tre accademici annunciarono che il quantitativo di neon nella nostra stella sarebbe stato maggiore di quello delle precedenti stime, basate sulle osservazioni eliosismologiche. ^[38]

[modifica] Elio

È inoltre interessante notare come, fino al 1986, il contenuto iniziale di elio all'interno della stella generalmente accettato era di Y=0,25; tuttavia priprio nel 1986 due accademici annunciarono il valore Y=0,279, riconosciuto in seguito come il più corretto. ^[39].

[modifica] Elementi ionizzati del gruppo del ferro

Negli anni settanta un certo numero di ricerche si concentrò sull'abbondanza nel Sole degli elementi del gruppo 8 della tavola periodica, cui appartiene il ferro ^[40], ma è difficile determinare le quantità di alcuni di questi elementi, come cobalto ed manganese, a causa delle loro strutture iperfini. ^[40]

[modifica] Relazioni di frazionamento tra la massa solare e le masse planetarie

Vari autori hanno preso 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. ^[2] Fino al 1983 era diffusa la convinzione che l'intera stella avesse la stessa composizione della sua atmosfera; tuttavia nello stesso anno due accademici annunciarono che lo stesso frazionamento nel Sole era all'origine delle relazioni di tale frazionamento. ^[2]

[modifica] Diffusione degli elementi nel Sole

Di particolare interesse per lo studio della nostra stella è la distribuzione degli elementi al suo interno. Essa è determinata da vari fattori, quali la gravità, che fa sì che gli elementi più pesanti (come l'elio, in assenza di altri elementi 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. ^[36]

[modifica] Diffusione dell'elio

Riveste un particolare interesse anche la diffusione dell'elio all'interno del Sole; è stato scoperto che tale processo tende a velocizzarsi nel tempo. ^[41]

[modifica] Composizione della fotosfera

La composizione della fotosfera, uno degli strati superficiali della nostra stella, è presa come esempio della composizione chimica primordiale del Sistema solare, eccetto che per la presenza di deuterio, litio, boro e berillio. ^[42]

[modifica] Osservazione del Sole

Per approfondire, vedi la voce Osservazione del Sole.

L'osservazione del Sole può rivelare fenomeni come:

• Macchie solari;
• Facule;
• Eruzioni solari;
• Protuberanze solari;
  • Protuberanze quiescenti;
  • Protuberanze eruttive;
• Espulsione di massa dalla corona solare.

[modifica] Danni oculari legati all'osservazione solare

Il Sole visto dalla superficie terrestre.

il sole al tramonto

La luce solare è estremamente forte e guardare direttamente il Sole ad occhio nudo, anche per brevi periodi, può essere doloroso, ma non particolarmente dannoso per un normale occhio con le pupille non dilatate; ^[43][44] un'osservazione prolungata senza precauzioni può tuttavia causare una sensazione luminosa di puntini o scintille, nota come fosfene, ed una temporanea cecità parziale. Circa 4 milliwatt di luce solare vengono trasferiti alla retina, riscaldandola debolmente; per tale motivo gli occhi non rispondono in maniera adeguata alla luminosità. ^[45][46] L'esposizione ai raggi ultravioletti causa nel corso degli anni una progressiva opacizzazione del cristallino ed è considerata una delle principali cause di cataratta. ^[47]

Osservare direttamente il Sole ad occhio nudo può dare origine a delle lesioni retinee, indotte dagli ultravioletti, simili a bruciature dopo circa 100 secondi, particolarmente nel caso in cui la radiazione ultravioletta sia intensa e ben messa a fuoco; ^[48][49] tali condizioni peggiorano nel caso di occhi giovani o impianti di nuove lenti (che ammettono un carico di ultravioletti superiore a quello degli occhi di individui più vecchi), un'angolazione solare vicina allo zenit e luoghi d'osservazione ad altitudini elevate.

Vedere il Sole attraverso strumenti ottici che concentrano la luce, come i binocoli, è rischioso senza l'uso di adeguati filtri che bloccano gli ultravioletti e riducono sostanzialmente l'intensità della radiazione luminosa.

Attenzione: guardare direttamente il Sole per più di poche frazioni di secondo danneggia la retina e la vista delle persone, provocando rapidamente la cecità.

[modifica] Note

[modifica] Bibliografia

Questa sezione è solo un abbozzo. Se puoi, contribuisci ad ampliarla.

• Joseph Norman Lockyer. The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems . , Macmillan and Co., 1890.
• AA.VV. L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia. Novara, De Agostini, 2002.
• Emilio Sassone Corsi. Il sole nero. Alla scoperta dell'eclisse di sole. , Gremese Editore, 2005. ISBN 8884403847
• David Whitehouse. Il sole. Una biografia. Scienza e mitologia della stella che ci dà la vita. Milano, Mondadori, 2007. ISBN 8804563834
• Claudio Abbondi. Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle. , Sandit, 2007. ISBN 8889150327

[modifica] Voci correlate

• Sistema Solare
• Modello Solare Standard
• Costante solare
• Radiazione solare
• Energia solare
  • Aurora boreale
  • Aurora australe
• Eclissi solare
• Cronologia dell'astronomia solare
• Mitologia del Sole
• Centro per lo studio della variabilità solare di Monte Porzio Catone
• Eliopausa
• Eliosfera
• Neutrino
• Eliosismologia
• Lista delle stelle più luminose

[modifica] Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene file multimediali sul Sole
• Wikizionario contiene la voce di dizionario «Sole»
• Wikiquote contiene citazioni di o su Sole

[modifica] Collegamenti esterni

• (IT) Il Sole (pdf) dal sito del CODAS
• Immagini dalla sonda SOHO
• Mappa magnetica del Sole dall'università di Stanford
• Eclissi (immagini NASA)
• Sito della missione SOHO
• Profilo del Sole dal sito NASA's Solar System Exploration
• Suoni del Sole
• La posizione del Sole
• Video del Sole
• Istituto di fisica solare
• NASA Podcast
• Osservatorio Solare Nazionale Americano
• Illustrazioni che confrontano il sole con altre stelle e altri oggetti del Sistema Solare

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Il Sole
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