Com’è fatto il sole?

Molti sanno che il Sole è una stella, la nostra stella. Ma com’è fatta una stella? Di cosa è costituita? Come fa ad emanare l’enorme quantità di energia che investe lo spazio circostante?

di Fabio Giannattasio

Una volta ascoltai in tv l’intervista ad un celebre astrofisico italiano al quale fu chiesto: “Come spiegherebbe ad un bambino cos’è una stella?” La risposta, giustamente essenziale e telegrafica, fu: “Una stella è una gigantesca palla di gas”. Poi, per semplificare ulteriormente il concetto, aggiunse: “Pensatela più facilmente come una gigantesca palla di fuoco”. Personalmente preferisco la seconda definizione. Sicuramente infatti il concetto di fuoco è molto più immediato rispetto a quello di gas. Inoltre questa definizione cattura una caratteristica fondamentale e distintiva di una stella: quella di “bruciare”, ossia di produrre energia e trasferirla sotto forma di radiazione e particelle.

Definire il Sole unicamente come palla di gas potrebbe essere fuorviante. Esistono infatti altre palle di gas nell’Universo, come ad esempio i pianeti giganti gassosi (costituiti per lo più di gas, appunto, con un piccolo nucleo solido), che però non sono in grado di innescare le reazioni di bruciamento che producono energia come accade effettivamente per le stelle. Di questi pianeti abbiamo esempi molto vicini a noi, nel nostro Sistema Solare: Giove, Saturno, Urano e Nettuno sono giganti gassosi.

Certamente il Sole, in quanto stella, è un oggetto molto complesso e dinamico, per cui rispondere in maniera scientificamente rigorosa e soddisfacente alla domanda “Com’è fatto il Sole?” richiede necessariamente nozioni complicate e non facilmente accessibili. Proveremo però a farlo in modo semplice immaginando di intraprendere un viaggio dal centro del Sole verso l’esterno, fino a raggiungere la sua “superficie”. Possiamo seguirne le tappe consultando l’immagine seguente.

Struttura-del-sole
Struttura interna del Sole dal centro alla superficie visibile

Prima di iniziare il viaggio cerchiamo di capire di cosa è fatto il Sole. Abbiamo detto che è una palla di gas, ma che tipo di gas? La massa del Sole è di circa 2000 miliardi di miliardi di miliardi di chilogrammi, cioè 2 seguito da 30 zeri, quasi un milione di volte la massa della Terra. Per renderci conto della enormità di questo numero pensiamo che tutti i pianeti del Sistema Solare messi insieme hanno una massa totale poco più di un millesimo di quella del Sole, il quale da solo rappresenta circa il 99.86% della massa dell’intero Sistema Solare.

L’enorme massa solare è per il 71% circa costituita di idrogeno, per il 27% circa costituita di elio, e per il restante 2% circa di tutti gli altri elementi. La cosa non deve sorprenderci visto che idrogeno ed elio sono di gran lunga i più abbondanti elementi dell’intero Universo: insieme contano per il 98% circa della materia ordinaria che riempie il cosmo. Quindi, fondamentalmente nel Sole troviamo per lo più questi due elementi: idrogeno ed elio, con piccolissime tracce di tutti gli altri elementi.

Partiamo dal centro. Che ambiente ci aspettiamo di trovare?

Il nucleo vero e proprio della nostra stella si estende per circa il 20-25% del suo raggio. In questa regione le temperature raggiungono valori dell’ordine di dieci milioni di gradi e la pressione circa 250 miliardi di atmosfere. Siamo nel vero e proprio motore della stella: qui il calore e la pressione sono talmente elevati da mantenere a regime processi di fusione nucleare che utilizzano come combustibile nuclei di idrogeno per formare nuclei di elio. In pratica i nuclei di idrogeno collidono tra di loro, e l’energia con cui lo fanno è talmente grande che nella collisione i nuclei si fondono fino a formare nuclei di elio più massicci.

Nel processo di fusione viene liberata un’enorme quantità di energia che sostiene e alimenta la nostra stella. Si pensi che ogni secondo nel Sole vengono fusi circa 600 milioni di tonnellate di idrogeno per produrre elio, mentre lo 0.7% di tale massa viene convertita in energia producendo circa 400 quadrilioni di Watt, ossia circa diecimila miliardi di volte il consumo mondiale medio di energia nel 2004!

La parte centrale del Sole ha un’altra caratteristica: in esso l’energia che si propaga verso l’esterno viene irradiata in tutte le direzioni come da un gigantesco braciere. Viaggiando verso l’esterno, la regione in cui ciò avviene si estende oltre il nucleo fino a circa il 70% del raggio solare, e per questo viene denominata zona radiativa. Può sembrare un fatto banale, scontato, ma non lo è! Non in tutte le stelle nella parte più interna l’energia è trasportata attraverso irraggiamento. Questo dipende principalmente dalla massa della stella non appena essa si forma.

Stelle di massa molto piccola, diciamo da circa metà a circa 1.5 volte la massa del Sole tendono ad avere un nucleo radiativo, mentre negli strati più esterni (detto inviluppo) l’energia tende ad essere trasportata per convezione, come ad esempio avviene in una pentola di acqua bollente, in cui l’acqua a contatto con il fondo della pentola si scalda, tende a salire verso la superficie e nel farlo si raffredda, per poi precipitare nuovamente verso il fondo della pentola e ricominciare a salire in un alternarsi continuo di moti verso la superficie dell’acqua e verso il fondo della pentola. E’ esattamente quanto avviene nel Sole. Al contrario, stelle con massa circa 1.5 maggiore di quella del Sole tendono ad avere un nucleo convettivo e un inviluppo radiativo.

Continuiamo il viaggio spostandoci verso l’esterno

Ci muoviamo verso la superficie visibile della nostra stella. Qui la materia stellare è in continuo movimento proprio come una enorme pentola di acqua bollente. Siamo nella cosiddetta zona convettiva. Questa regione è davvero importante, perché il continuo movimento della materia stellare causa l’instaurarsi di correnti elettriche molto intense. Queste a loro volta generano intensi campi magnetici, che originati alla base della zona convettiva, tendono a risalire per “galleggiamento” verso la superficie ed emergere in forma di tubi di flusso magnetico in corrispondenza delle macchie solari.

Alla base della zona convettiva la temperatura è ancora molto alta, dell’ordine del milione di gradi, mentre in cima a tale zona, in corrispondenza della superficie visibile del Sole, la temperatura crolla a circa 5500 gradi. Questo crollo violentissimo di temperatura è di per sé consistente con l’esistenza della convezione stessa. Infatti la materia riscaldata alla base di questa regione si espande, riduce la sua densità, e inizia a salire in un meccanismo simile al galleggiamento.

Arrivato sulla cima della zona convettiva in prossimità della superficie visibile, l’energia può scappare via poiché irradiata verso l’esterno. La materia perdendo energia si raffredda rapidamente, diventa più densa e tende a tornare nuovamente in basso verso la base della zona convettiva, dando inizio nuovo ciclo di risalita e discesa. Il tutto prosegue ininterrottamente lasciando sulla superficie visibile del Sole una traccia ben visibile della convezione: la granulazione. Infatti, osservando con un moderno telescopio la superficie visibile del Sole ci accorgiamo che su di essa appaiono delle strutture brillanti simili a mattonelle, i granuli, circondati da corridoi scuri, i corridoi intergranulari.

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Immagine della granulazione solare catturata dal telescopio solare Hinode,
fonte: www.esa.int

La parte brillante, i granuli, corrisponde a regioni in cui la materia solare calda emerge dalle profondità come una fontana. Ricade ai lati una volta raffreddata per fare ritorno nelle profondità della zona convettiva.

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Schema della granulazione per effetto della convezione. La materia calda affiora in cima alla zona convettiva dando origine a strutture brillanti, i granuli. Raffreddandosi ricade ai bordi in corrispondenza dei corridoi intergranulari, che appaiono più scuri.
Fonte: www.coe.edu

Siamo arrivati sulla superficie visibile del Sole. Nel prossimo post ci allontaneremo da essa attraversando l’atmosfera solare. Per cui rimanete connessi, il viaggio continua!

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I crediti dell’immagine di copertina sono della NASA