Sole: differenze tra le versioni
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|tipo = Stella
|nome = Sole
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|didascalia = Il Sole ripreso in [[falsi colori]] dal ''[[Solar Dynamics Observatory]]'' della [[NASA]] nella banda dell'[[ultravioletto]].▼
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|classe_spettrale = G2 V
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|densità_4_descrizione = Della [[corona solare|corona]]:
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|temp_med = {{M|5777|ul=K}}<ref name=nssdc/>
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|metallicità = Z = 0,0177<ref>{{cita web| url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0408055| titolo= Solar model with CNO revised abundances| autore= Montalban, Miglio, Noels, Grevesse, DiMauro| accesso=30 novembre 2008}}</ref><br />[Fe/H] = 0
|luminosità = {{M|3,827|e=26|
|radianza = {{M|2,009|e=7|
|dim_app_min = 31' 31"<ref name="dim.ang">{{cita web| url=http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html| titolo= Eclipse 99 - Frequently Asked Questions| autore=[[NASA|National Aeronautics and Space Administration]]|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071016182618/http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html|dataarchivio=16 ottobre 2007|accesso=16 ottobre 2007}}</ref>
|dim_app_med = 32' 03"<ref name="dim.ang"/>
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}}
Il '''Sole''' (
Il Sole è una stella di dimensioni medio-piccole costituita principalmente da [[idrogeno]] (circa il 74% della sua massa, il 92,1% del suo [[volume]]) ed [[elio]] (circa il 24-25% della massa, il 7,8% del volume),<ref name="costruire il sistema solare3">{{cita pubblicazione |titolo=La morte del Sole | rivista=Costruire il sistema solare |editore=Eaglemoss | anno=2011 | volume=4 |p=8 }}</ref> cui si aggiungono altri [[elemento chimico|elementi]] più pesanti presenti in tracce.<ref name="Manuel-1983">{{cita pubblicazione| autore =O. K. Manuel | coautori =H. Golden| data = 30 settembre 1983| titolo = Meteoritics| rivista = Physics Reports | volume =18 | numero = 3 | pp =209-222| url =http://www.omatumr.com/archive/SolarAbundances.pdf | formato =PDF|accesso=17 febbraio 2007}}</ref>
È [[Classificazione stellare|classificato]] come una "[[nana gialla]]" di tipo spettrale G2 V: "G2" indica che la stella ha una [[
Tale processo genera ogni secondo una grande quantità di [[energia]] (equivalente a una potenza di {{M|3,
Collocato all'interno del [[Braccio di Orione]], un braccio secondario della [[galassia a spirale barrata|spirale galattica]], il Sole orbita attorno al [[centro della Via Lattea]] ad una distanza media di circa
Il [[simbolo astronomico|simbolo]] del Sole consiste di una circonferenza con un punto al centro ([[Unicode]]: U+2609 = {{simbolo|Sun symbol.svg}}; [[entità (markup)|entità]] nei [[linguaggio di markup|linguaggi]] [[HTML]], [[XML]] e derivati: &#x2609; = ☉).
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== Osservazione ==
{{vedi anche|Osservazione del Sole}}
[[File:Comparison sun seen from planets it.svg|
Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista,<ref name="Marsh">{{cita pubblicazione|autore= J. C. D. Marsh |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982JBAA...92..257M&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf|formato=PDF|titolo=Observing the Sun in Safety|rivista=J. Brit. Ast. Assoc.|anno=1982|volume=92|p=6}}</ref> grazie al suo [[diametro]] angolare apparente medio di 32[[minuto d'arco|']] 03[[secondo d'arco|"]] d'[[
A occhio nudo è possibile distinguere il disco solare al [[tramonto]] o in presenza di [[nebbia]] e nubi, quando l'intensità luminosa è sensibilmente minore. Tali osservazioni permettono, seppure in rare circostanze, di osservare delle [[macchia solare|macchie solari]] particolarmente estese. Utilizzando poi un modesto [[telescopio]], dotato di un adeguato [[Filtro (ottica)|filtro]] o utilizzato in modo da proiettare l'immagine della stella su uno schermo bianco, è possibile osservare agevolmente le macchie solari e i [[brillamento|brillamenti]].<ref name="Marsh"/> Tuttavia, a causa dei rischi a cui è soggetta la [[retina]] 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 della [[retina]], deputate alla [[Vista|visione]],<ref name="J.White">{{cita pubblicazione|titolo=Chorioretinal temperature increases from solar observation | autore=T. J. White|coautori= M. A. Mainster| P. W. Wilson, J. H.Tips | rivista=Bulletin of Mathematical Biophysics | volume=33 |p=1 | anno=1971 }}</ref><ref name="tso">{{cita pubblicazione | autore= M. O. M. Tso|coautori= F. G. La Piana | titolo=The Human Fovea After Sungazing | rivista=Transactions of the American Academy of Ophthalmology & Otolaryngology | volume=79 | pp=OP-788| anno=1975}}</ref><ref name="Hopeross">{{cita pubblicazione| titolo=Ultrastructural findings in solar retinopathy | autore=M. W. Hopeross| rivista=EYE | volume=7 | p=29| anno=1993}}</ref><ref name="Schatz">{{cita pubblicazione| titolo=Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD | autore=H. Schatz|coautori= F. Mendelbl| rivista=British Journal of Ophthalmology | volume=57 (4) | p=270| anno=1973}}</ref> oppure la degenerazione di alcune strutture oculari, come il [[cristallino]].<ref name="Chou">{{cita pubblicazione | url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety.html | titolo=Eye Safety During Solar Eclipses | autore=B. Ralph Chou, MSc, OD | rivista=NASA RP 1383: Total Solar Eclipse of 1999 August 11 | mese=aprile| anno=1997 | p=19}}</ref>
[[File:Analemma Earth it.png|
La combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e della [[Luna]] è tale che i due astri si presentano nel [[sfera celeste|cielo]] pressappoco
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 le [[meridiana|meridiane]].<ref name="meridiana">{{cita libro|autore=René R. J. Rohr|titolo=Meridiane. Storia, teoria, pratica|editore= Ulisse|città= Torino|anno= 1988|isbn=88-414-3013-3}}</ref>
Inoltre, la stella sembra compiere in un anno un tragitto lungo la [[zodiaco|fascia 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 di [[analemma]] ed ha una forma somigliante al numero 8, allineato secondo un asse nord-sud. La variazione della [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] 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 delle [[stagione|stagioni]]); vi è anche una piccola variazione in senso est-ovest causata dalla differente velocità orbitale della Terra, che, nel rispetto delle [[leggi di Keplero]], è massima al perielio e minima all'afelio.<ref name="keplero.II">{{cita web|url=http://demonstrations.wolfram.com/KeplersSecondLaw/ |titolo=Kepler's Second Law| autore= Jeff Bryant|coautori= Oleksandr Pavlyk|editore=[[
=== Storia delle osservazioni ===
==== Prime conoscenze ====
[[File:Stonehenge
L'[[Homo
Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere i primi [[Calendario|calendari]], impiegati per regolare le pratiche [[agricoltura|agricole]].<ref name="Tøndering">{{cita web | autore = Claus Tøndering|url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | titolo = Other ancient calendars | editore = WebExhibits | accesso=10 dicembre 2006 }}</ref> 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 fascia [[zodiaco|zodiacale]]); per questo la nostra stella, contrariamente a quanto oggi noto, fu considerata dagli antichi [[astronomia greca|astronomi greci]] come uno dei [[Pianeta|pianeti]] 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 greco [[Aristotele]],
==== Sviluppo di una conoscenza scientifica moderna ====
[[File:Heliocentric.jpg|
Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo greco [[Anassagora]]. Questi lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande del [[Peloponneso]] e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro del [[sole (divinità)|dio]] [[
▲[[File:Heliocentric.jpg|thumb|Il cosmo secondo la concezione eliocentrica di Copernico.]]
[[Eratostene di Cirene]], probabilmente, fu il primo a calcolare accuratamente la distanza della Terra dal Sole, nel
▲Una delle prime "spiegazioni scientifiche" sul Sole venne fornita dal filosofo greco [[Anassagora]]. Questi lo immaginava come una grande sfera di metallo infiammato più grande del [[Peloponneso]] e riteneva impossibile che potesse esser trascinato dal carro del [[sole (divinità)|dio]] [[Helios|Elio]]. 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 di [[Pericle]]).
Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fu [[Niccolò Copernico]], che nel
▲[[Eratostene di Cirene]], probabilmente, fu il primo a calcolare accuratamente la distanza della Terra dal Sole, nel [[III secolo a.C.]]; secondo quanto tramandatoci da [[Eusebio di Cesarea]],<ref name="Eusebio">[http://www.tertullian.org/fathers/eusebius_pe_15_book15.htm ''Preparatio Evangelica'' - XV], 53</ref> egli calcolò la distanza dalla nostra stella in «{{polytonic|σταδίων μυριάδας τετρακοσίας καὶ ὀκτωκισμυρίας}}» (''stadìōn myrìadas tetrakosìas kài oktōkismyrìas''), ovvero 804 milioni di [[stadio (unità di misura)|stadi]], equivalenti a 149 milioni di chilometri: un risultato sorprendentemente molto simile a quello attualmente accettato, da cui differisce di appena l'1%.<ref name="Eratostene">{{cita web|url=http://www.geocities.com/palestra_matematica/matematici/eratostene.html|titolo=Eratostene di Cirene|accesso=14 giugno 2008|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20091027150410/http://geocities.com/palestra_matematica/matematici/eratostene.html|dataarchivio=27 ottobre 2009|urlmorto=sì}}</ref>
Isaac Newton, il padre della [[legge di gravitazione universale]], osservò la [[Bianco#Luce bianca|luce bianca]] solare attraverso un [[prisma]], dimostrando che essa era composta da un gran numero di gradazioni di colore,<ref name="Newton">{{cita web|url=https://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml |titolo=Sir Isaac Newton (1643 - 1727)|editore=BBC |accesso=22 marzo 2006}}</ref> mentre verso la fine del
▲Un altro scienziato che sfidò le credenze del suo tempo fu [[Niccolò Copernico]], che nel [[XVI secolo]] riprese e sviluppò la [[sistema eliocentrico|teoria eliocentrica]] (che considerava il Sole al centro dell'Universo), già postulata nel [[II secolo a.C.]] dallo scienziato greco [[Aristarco di Samo]]. È grazie anche all'opera di importanti scienziati del [[XVII secolo]], come [[Galileo Galilei]], [[René Descartes|Cartesio]] e [[Isaac Newton|Newton]], che il sistema eliocentrico arrivò, infine, a prevalere su quello geocentrico. Galileo fu inoltre il pioniere dell'[[osservazione del Sole|osservazione solare]], grazie al [[cannocchiale]]; lo scienziato [[pisa]]no scoprì nel [[1610]] le [[Macchia solare|macchie solari]],<ref name="macchie.">{{cita web|url=http://www.bo.astro.it/universo/venere/Sole-Pianeti/sun/maculae.htm|titolo=Le Macchie Solari|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080202051358/http://www.bo.astro.it/universo/venere/Sole-Pianeti/sun/maculae.htm|dataarchivio=2 febbraio 2008|accesso=31 agosto 2008}}</ref> e confutò una presunta dimostrazione dello Scheiner che esse fossero oggetti transitanti tra la Terra ed il Sole piuttosto che presenti sulla superficie solare<ref>Galileo sospese il giudizio tra le due possibilità. Cfr. Lettera del 4 maggio 1612 in: Galileo Galileo, ''Opere'' Vol. I, Ricciardi, Milano-Napoli, 1953, p.911</ref>.
▲Isaac Newton, il padre della [[legge di gravitazione universale]], osservò la [[Bianco#Luce bianca|luce bianca]] solare attraverso un [[prisma]], dimostrando che essa era composta da un gran numero di gradazioni di colore,<ref name="Newton">{{cita web|url=https://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml |titolo=Sir Isaac Newton (1643 - 1727)|editore=BBC |accesso=22 marzo 2006}}</ref> mentre verso la fine del [[XVIII secolo]] [[William Herschel]] scoprì la radiazione [[infrarosso|infrarossa]], presente oltre la parte rossa dello spettro solare.<ref name="infrarosso">{{cita web|url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html|titolo=Herschel Discovers Infrared Light|editore=Cool Cosmos|accesso=22 marzo 2006|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120225094516/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html|dataarchivio=25 febbraio 2012}}</ref>
==== Nell'Ottocento e nel Novecento ====
[[File:FraunhoferLinesDiagram.jpg|
Nel
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 corpo [[
Nel
Una possibile soluzione alla discrepanza tra il dato di Kelvin-Helmholtz e quello geologico arrivò nel
[[File:Cassini-science-br.jpg|
Lo stesso Einstein riuscì a dimostrare tra il
:<math> \frac{G \cdot M} {R \cdot c^2} </math>
dove <math>G</math> è la [[costante di gravitazione universale]], <math>M</math> è la [[massa (fisica)|massa]] del corpo, <math>R</math> indica la deflessione dei raggi (misurata in [[
Tale curvatura sarebbe dunque responsabile della [[Precessione del perielio dell'orbita di Mercurio|precessione del perielio del pianeta]] e della lieve deflessione che la luce e qualunque altra radiazione elettromagnetica, in conseguenza della [[Relatività generale|teoria della relatività generale]], subirebbe in prossimità del campo gravitazionale del Sole.<ref name="relatività"/> Si è calcolato che la curvatura spaziotemporale provocherebbe uno spostamento nella posizione di una stella pari a 1,7 secondi d'arco.
Nel
==== Missioni spaziali ====
{{vedi anche|Esplorazione del Sole}}
Con l'avvento, nei primi
{{Multimedia
Riga 141:
}}
I primi [[satellite artificiale|satelliti]] progettati per osservare il Sole furono i [[Pioneer 5]], [[Pioneer 6, 7, 8 e 9|6, 7, 8 e 9]] della [[NASA]], lanciati tra il
Negli
Gli
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 sonda [[Ulysses (sonda spaziale)|Ulysses]] venne invece progettata per studiare le regioni [[polo geografico|polari]], operando anche misurazioni del vento solare e dell'intensità del campo magnetico.<ref name="Ulysses">{{cita web|url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html|titolo=Ulysses - Science - Primary Mission Results|editore=NASA|accesso=22 marzo 2006|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060106150819/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html|dataarchivio=6 gennaio 2006}}</ref> Lanciata nel
A differenza della [[fotosfera]], ben studiata attraverso la [[spettroscopia]], la composizione interna del Sole è poco conosciuta. La missione [[Sonda Genesis|Genesis]] fu progettata per prelevare dei campioni di vento solare e avere una misura diretta della composizione della materia costituente la stella. Nel
Il 14 dicembre 2021 [[Parker Solar Probe]] della NASA vola più vicino al sole come mai fatto prima da altre astronavi.<ref>{{Cita web|url=https://www.nasa.gov/feature/goddard/2021/nasa-enters-the-solar-atmosphere-for-the-first-time-bringing-new-discoveries|titolo=NASA Enters the Solar Atmosphere for the First Time, Bringing New Discoveries}}</ref> 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.<ref>{{Cita web|url=https://www.nasa.gov/content/goddard/parker-solar-probe|titolo=Parker Solar Probe Mission Blog}}</ref>
== Posizione all'interno della Galassia ==
[[File:Posizione Sole.png|
Il Sole orbita a una distanza dal [[centro della Via Lattea]] stimata in
Il sistema solare impiega 225–250 milioni di anni per completare una [[moto di rivoluzione|rivoluzione]] attorno al centro della Galassia (''[[anno galattico]]'');<ref name="fn10">{{cita web| autore =Stacy Leong| anno=2002| url =http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml| titolo =Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)| editore=The Physics Factbook| accesso=10 maggio 2007 }}</ref> perciò il Sole avrebbe completato 20–25 orbite dal momento della sua formazione ed 1/{{formatnum:1250}} di orbita dalla [[evoluzione umana|comparsa dell'essere umano]] sulla Terra. La [[velocità orbitale]] della nostra stella è di circa {{M|220
Si ritiene che l'orbita del Sole abbia una forma [[ellisse|ellittica]] 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 del [[Disco galattico|piano galattico]] mediamente 2,7 volte ogni orbita, secondo un andamento assimilabile ad un [[moto armonico]].<ref name="fn9"/> Poiché la densità stellare è piuttosto alta nel piano galattico e nei suoi pressi, tali oscillazioni coincidono spesso con un incremento nel tasso degli [[
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 deboli [[Nana rossa|nane rosse]].<ref name="Ker">{{cita web|autore=Than Ker|titolo=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single
[[File:Cassiopea mappa Sole.png|
=== Il Sole da α Centauri ===
{{vedi anche|Alfa Centauri#Il cielo visto da α Centauri}}
Se intorno al sistema di {{STL|Alfa|Cen}}, il [[sistema stellare]] più vicino al sistema solare (distante circa {{M|4,3
== Ciclo vitale ==
{{Vedi anche|
[[File:Sol evolution H-R diagram.svg|
Il Sole è una stella di [[popolazione I]] (o ''terza generazione'') la cui [[formazione stellare|formazione]] sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più [[supernova|supernova/e]] nelle vicinanze di un'estesa [[nube molecolare]] del Braccio di Orione.<ref name="woolfson"/><ref name="Falk">{{cita pubblicazione|autore=S. W. Falk|coautori=J. M. Lattmer, S. H. Margolis|anno=1977|url=https://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html|titolo=Are supernovae sources of presolar grains?|rivista=[[Nature]]|volume=270|pp=700-701}}</ref> È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa,<ref name="età sole">L'età attuale del nostro astro è stata determinata tramite modelli elaborati al [[computer]] sull'[[evoluzione stellare]] e la [[nucleocosmocronologia]]. {{cita pubblicazione|autore=A. Bonanno |coautori=H. Schlattl, L. Patern |anno= 2002 |url=http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full/2002/30/aa2598/aa2598.right.html |titolo=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS |rivista= [[Astronomy and Astrophysics]] |volume=390 |pp=1115–1118 }}</ref> il rapido [[collasso gravitazionale|collasso]] della nube, innescato dalle supernovae, portò alla formazione di una generazione di giovanissime [[stella T Tauri|stelle 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 circa 26 000 a.l. Le [[Inclusione ricca di calcio e alluminio|inclusioni ricche di calcio e alluminio]], residuate dalla formazione stellare, formarono poi un [[disco protoplanetario]] attorno alla stella nascente.<ref name="incursioni Ca-Al">{{cita web|url=http://www.psrd.hawaii.edu/Sept02/isotopicAges.html|titolo= isotopicAges|accesso=14 dicembre 2007}}</ref> Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell'alta [[abbondanza chimica|abbondanza]] di elementi pesanti, quali [[oro]] e [[uranio]], nel nostro [[sistema planetario]]. Gli [[astronomo|astronomi]] ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati o tramite una serie di [[reazione nucleare|processi nucleari]] [[processo endotermico|endoergonici]] durante l'esplosione della supernova (fenomeno che prende il nome di ''[[nucleosintesi delle supernovae]]''), o grazie alle [[trasmutazione|trasmutazioni]], per mezzo di successivi assorbimenti [[neutrone|neutronici]], da parte di una [[stella massiccia]] di popolazione II (o ''di seconda generazione'').<ref name="Bonanno">{{cita pubblicazione|autore=A. Bonanno |coautori=H. Schlattl, L. Patern |anno= 2002 |url=https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0204331v2.pdf |formato=PDF |titolo=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS |rivista= [[Astronomy and Astrophysics]] |volume=390 |pp=1115–1118 }}</ref>▼
▲Il Sole è una stella di [[popolazione I]] (o ''terza generazione'') la cui [[formazione stellare|formazione]] sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più [[supernova|supernova/e]] nelle vicinanze di un'estesa [[nube molecolare]] del Braccio di Orione.<ref name="woolfson"/><ref name="Falk">{{cita pubblicazione|autore=S. W. Falk|
Il Sole è attualmente nella [[sequenza principale]] del [[diagramma Hertzsprung-Russell]], ovvero in una lunga fase di stabilità durante la quale l'astro genera [[energia]] attraverso la [[fusione nucleare|fusione]], nel suo [[nucleo solare|nucleo]], dell'[[idrogeno]] in [[elio]]; la fusione nucleare inoltre fa sì che la stella sia in uno stato di [[Equilibrio termodinamico|equilibrio]], sia [[equilibrio idrostatico|idrostatico]], ossia non si espande (a causa della [[pressione di radiazione]] delle [[reazione nucleare|reazioni termonucleari]]) né si contrae (per via della [[forza di gravità]], cui sarebbe naturalmente soggetta), sia [[equilibrio termico|termico]].<ref name="woolfson"/> Una stella di classe G2 come il Sole impiega, considerando la massa, circa 10 miliardi (10<sup>10</sup>) di anni per esaurire completamente l'idrogeno nel suo nucleo.<ref name="Mengel"/><ref name="Bonanno"/><ref name="Schwarzschild">{{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 }}</ref>▼
▲Il Sole è attualmente nella [[sequenza principale]] del [[diagramma Hertzsprung-Russell]], ovvero in una lunga fase di stabilità durante la quale l'astro genera [[energia]] attraverso la [[fusione nucleare|fusione]], nel suo [[nucleo solare|nucleo]], dell'[[idrogeno]] in [[elio]]; la fusione nucleare inoltre fa sì che la stella sia in uno stato di [[Equilibrio termodinamico|equilibrio]], sia [[equilibrio idrostatico|idrostatico]], ossia non si espande (a causa della [[pressione di radiazione]] delle [[reazione nucleare|reazioni termonucleari]]) né si contrae (per via della [[Interazione gravitazionale|forza di gravità]], cui sarebbe naturalmente soggetta), sia [[
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 di [[gigante 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 di [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]];<ref name="costruire il sistema solare3"/> l'espansione causerà un raffreddamento del gas (fino a 3500 K), motivo per il quale la stella avrà una colorazione fotosferica tipicamente gialla intensa.<ref name="costruire il sistema solare2">{{cita pubblicazione |titolo=La morte del Sole | rivista=Costruire il sistema solare |editore=Eaglemoss | anno=2011 | volume=4 |p=7 }}</ref>▼
▲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 di [[gigante 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 di [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]];<ref name="costruire il sistema solare3"/> l'espansione causerà un raffreddamento del gas (fino a {{M|3500
[[File:Sun red giant it.svg|thumb|Raffronto tra le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa.]]▼
[[File:Evolution of a Sun-like star.it.svg|min|Le diverse fasi dell'evoluzione del Sole nel corso della sua vita.]]
▲[[File:Sun red giant it.svg|
Quando anche l'idrogeno dello strato superiore al nucleo sarà totalmente convertito in elio (entro poche decine di milioni di anni<ref name="costruire il sistema solare2"/>) si avrà un nuovo collasso, che determinerà un aumento della temperatura del nucleo di elio fino a valori di 10<sup>8</sup> K;<ref name="synthesis">{{cita pubblicazione
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;<ref name="costruire il sistema solare3"/> 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 il [[nucleo solare|nucleo]] 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,<ref name="costruire il sistema solare3"/> che raggiungerà così dimensioni prossime ad {{M|1
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 una [[nebulosa planetaria]];<ref name="costruire il sistema solare3"/> le parti più interne [[stella degenere|collasseranno]] e daranno origine ad una [[nana bianca]]
Questo scenario [[evoluzione stellare|evolutivo]] è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che hanno una massa non sufficientemente elevata da esplodere come supernove.<ref name="future-sun"/><ref name="Sackmann"/>
Riga 192 ⟶ 194:
{{vedi anche|Rotazione solare}}
[[File:Sun turn.gif|
Il Sole è una [[sfera]] di [[fisica del plasma|plasma]] [[sferoide|quasi 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 imponente [[gigante blu]] o [[gigante rossa]]. Possiede un'[[ellitticità]] stimata in circa 9 milionesimi:<ref name="Godier">{{cita pubblicazione|autore=S. Godier|coautori=J.-P. Rozelot|anno=2000|url=http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf|formato=PDF|titolo=The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface|rivista=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=355|pp=
Poiché si trova allo [[stati della materia|stato]] di [[fisica del plasma|plasma]] e non possiede, al contrario di un [[Pianeta terrestre|pianeta roccioso]], una superficie [[Stato solido|solida]], la stella è soggetta ad una [[rotazione differenziale]], ovvero [[rotazione stellare|ruota]] in maniera diversa a seconda della [[latitudine]]: infatti la stella ruota più velocemente all'equatore che non ai poli ed il [[periodo di rotazione]] varia tra i 25 giorni dell'equatore e i 35 dei poli.<ref name="Godier"/> Tuttavia, poiché il punto di vista osservativo dalla Terra cambia man mano che il nostro pianeta compie il proprio [[moto di rivoluzione]], il periodo di rotazione apparente all'equatore è di 28 giorni.<ref name="Godier"/> Inoltre, la [[densità]] dei gas che costituiscono la stella diminuisce [[Variabile casuale esponenziale negativa|esponenzialmente]] all'aumentare della distanza dal centro.<ref name="Schwarzschild"/><ref name="struttura">{{cita web | url=http://fusedweb.pppl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/SunLayers.html | titolo=From Core to Corona: Layers of the Sun | autore=Hannah Cohen | editore=Princeton Plasma Physics Laboratory (PPPL) | accesso=16 maggio 2007 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071024012758/http://fusedweb.pppl.gov/CPEP/Chart_pages/5.Plasmas/SunLayers.html | dataarchivio=24 ottobre 2007 | urlmorto=sì }}</ref>
== Struttura ==
Il Sole possiede una [[struttura stellare|struttura interna]] ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità alla [[radiazione elettromagnetica]] degli strati interni della stella. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'[[eliosismologia]],<ref name="eliosism
Il [[Raggio (astronomia)|raggio]] del Sole è la distanza tra il suo centro e il limite della [[fotosfera]], 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.<ref name="struttura"/><ref name="l'universo">{{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}</ref>
La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare costituita di involucri concentrici;<ref name="l'universo"/> ogni strato possiede caratteristiche e condizioni fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo.<ref name="l'universo"/>
[[File:Sun poster ITA.svg|
Gli strati sono, dal centro verso l'esterno:<ref name="struttura"/><ref name="l'universo"/>
* Il [[Nucleo solare|nucleo]]
* La [[zona radiativa]]
* La ''[[tachocline]]''
* La [[zona convettiva]]
* La [[fotosfera]], la superficie del Sole
* L'[[atmosfera stellare|atmosfera]], suddivisa in:
** [[Cromosfera]]
** [[Zona di transizione]]
** [[Corona solare|Corona]]
=== Nucleo ===
[[File:Deuterium-tritium fusion - comma.svg|upright|thumb|left|La fusione dell'idrogeno.]]▼
{{vedi anche|Nucleo solare}}
▲[[File:Deuterium-tritium fusion
Il nucleo solare rappresenta in volume il 10% della stella, in massa oltre il 40%.<ref name="struttura"/><ref name="eliosism
Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia dimensioni prossime a 0,2 [[raggio solare|raggi solari]], con una [[densità]] superiore a
=== Fotosfera ===▼
=== Zona radiativa ===<!--- NON "RADIOATTIVA" NÉ "RADIATTIVA", LA RADIOATTIVITA' NON C'ENTRA NULLA!! --->▼
{{vedi anche|Fotosfera}}
[[File:EffectiveTemperature 300dpi e it.png|
Il cambiamento di opacità rispetto agli strati inferiori (la sua opacità è infatti lievemente inferiore a quella dell'[[atmosfera terrestre]]<ref name="struttura" />) è dovuto alla diminuzione del numero di [[Idruro|ioni idruro]] (H<sup>−</sup>), che assorbono con facilità la luce visibile; la luce da noi percepita è invece prodotta dalla ricombinazione tra gli [[elettrone|elettroni]] liberi e gli [[atomo di idrogeno|atomi di idrogeno]] per generare ioni H<sup>−</sup>.<ref name="Gibson">{{cita libro
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 chiamato [[oscuramento al bordo]], ed è causato da un fenomeno di prospettiva.<ref name="Schwarzschild" /><ref name="stellar.inter" />▼
Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche relativamente simili a quelle dello spettro continuo di un [[corpo nero]] riscaldato alla temperatura di {{M|5777
▲=== Zona radiativa ===<!--- NON "RADIOATTIVA" NÉ "RADIATTIVA", LA
{{vedi anche|Zona radiativa}}
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 per [[irraggiamento]] (donde il nome) agli strati superiori.<ref name="Schwarzschild"/> Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da permettere il trasferimento dell'energia allo strato successivo.<ref name="struttura"/><ref name="stellar.inter"/>
In questa fascia avviene il trasferimento dell'energia prodotta nel [[
L'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta: infatti, gli [[Ione|ioni]] di idrogeno ed elio emettono [[Fotone|fotoni]], che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti e riemessi da altri ioni.<ref name="struttura"/><ref name="NASA">{{cita web|url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php|titolo=The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core|accesso=24 luglio 2008|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090515085541/http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php|dataarchivio=15 maggio 2009|urlmorto=sì}}</ref>
Una recente analisi dei dati raccolti dalla missione [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] suggerisce che la [[velocità di rotazione]] della zona radiativa sia leggermente inferiore a quella del nucleo.<ref name="garcia_a
=== Zona di transizione (''Tachocline'') ===
{{vedi anche|Tachocline}}
La zona di transizione tra la porzione radiativa e quella convettiva prende il nome di ''[[tachocline]]'' e si estende, secondo recenti studi eliosismologici, a partire da 0,7 raggi solari.<ref name="tachocl
=== Zona convettiva ===
{{Vedi anche|Zona convettiva}}
La zona convettiva ha uno spessore di circa
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 propria [[energia termica]]; una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa.<ref name="stellar.inter"/> A differenza dello strato sottostante, dunque, nella zona convettiva la materia è in costante movimento.<ref name="struttura"/><ref name="l'universo"/> Questo costante e turbolento movimento sembra essere una delle cause fondamentali della dinamo solare.<ref name="magn field"/>
Le colonne termiche della zona convettiva lasciano segni sulla fotosfera solare che prendono il nome di [[Granuli (
▲=== Fotosfera ===
▲[[File:EffectiveTemperature 300dpi e it.png|thumb|left|upright=1.4|La [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura effettiva]] del Sole (area gialla) raffrontata con quella di un [[corpo nero]] delle stesse dimensioni che emetta la medesima quantità di energia radiante (area grigia).]]
▲Corrisponde in modo sommario alla cosa più simile sul Sole della [[crosta terrestre|crosta]] di un pianeta. È sede di fenomeni come le [[macchia solare|macchie solari]] e i [[Brillamento|brillamenti]].<ref name="stellar.inter"/><ref name="sun.NASA">{{cita web|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/sun.html|titolo= The Sun - Introduction|accesso=26 luglio 2008}}</ref><br />È caratterizzata da una densità di 10<sup>23</sup> particelle al metro cubo (equivalente all'1% della densità dell'atmosfera terrestre al livello del mare),<ref name="stellar.inter"/> 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]]<ref name="struttura"/>) è dovuto alla diminuzione del numero di [[Idruro|ioni idruro]] (H<sup>−</sup>), che assorbono con facilità la luce visibile; la luce da noi percepita è invece prodotta dalla ricombinazione tra gli [[elettrone|elettroni]] liberi e gli [[atomo di idrogeno|atomi di idrogeno]] per generare ioni H<sup>−</sup>.<ref name="Gibson">{{cita libro|cognome=Gibson|nome=Edward G.|anno=1973|titolo=The Quiet Sun|editore=NASA}}</ref><ref name="Shu">{{cita libro|cognome=Shu|nome=Frank H.|anno=1991|titolo=The Physics of Astrophysics|editore=University Science Books}}</ref>
▲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 chiamato [[oscuramento al bordo]], ed è causato da un fenomeno di prospettiva.<ref name="Schwarzschild"/><ref name="stellar.inter"/>
▲Lo spettro fotosferico presenta caratteristiche relativamente simili a quelle dello spettro continuo di un [[corpo nero]] riscaldato alla temperatura di 5777 K,<ref name="sun.NASA"/> e appare intervallato dalle [[linea spettrale|linee di assorbimento]] della tenue atmosfera stellare. All'osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della supergranulazione.<ref name="struttura"/><br />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 l'[[Helios|omonimo dio greco]] del Sole; venticinque anni dopo, l'elio venne isolato sulla Terra.<ref>{{cita web| url=http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html|sito=Solar and Magnetospheric MHD Theory Group|editore=University of St Andrews|titolo=Discovery of Helium|accesso=19 ottobre 2015}}</ref>
=== Atmosfera ===
[[File:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|
Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l'[[Atmosfera stellare|atmosfera]] solare<ref name="struttura"/><ref name="stellar.inter"/><ref name="l'universo"/> e risultano visibili a tutte le lunghezze d'onda dello [[spettro elettromagnetico]], dalle [[Onda radio|onde radio]] ai [[Raggio gamma|raggi gamma]] passando per la [[luce visibile]].<ref name="stellar.inter"/> Gli strati sono, in ordine: la [[cromosfera]], la [[zona di transizione]], la [[Corona solare|corona]] e l'[[eliosfera]];<ref name="struttura"/> quest'ultima, che può essere considerata la tenue prosecuzione della corona, si estende sin'oltre la [[Fascia di Kuiper]], fino all'[[eliopausa]], dove forma una forte [[Onda d'urto (fluidodinamica)|onda d'urto]] di confine (''[[bow shock]]'') con il [[mezzo interstellare]].<ref name=meyer-vernet/> La cromosfera, la zona di transizione e la corona sono molto più caldi della superficie solare; la ragione di questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta.<ref name=meyer-vernet/>
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 {{M|500
==== Cromosfera ====
{{vedi anche|Cromosfera}}
Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera (dal [[Lingua greca|greco]] {{polytonic|χρῶμα, χρώματος}} - ''chroma, chromatos'' -, che significa ''colore'') a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le [[
[[File:Cartoonloops it.png|
La cromosfera è interessata da diversi fenomeni emissivi di origine magnetica, come le [[spicula|spicule]] e le [[protuberanza solare|protuberanze solari]]. La temperatura nella cromosfera è mediamente di {{M|10000|u=K}} ma aumenta gradualmente man mano che ci si allontana dalla stella, raggiungendo i
==== Zona di transizione ====
{{Vedi anche|Zona di transizione}}
Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa
==== Corona ====
{{vedi anche|Corona solare}}
La corona è la parte esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello [[spazio (astronomia)|spazio]] per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue.<ref name="stellar.inter"/> 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 di [[temperatura cinetica]].<ref name="stellar.inter"/><ref name="Aschwanden">{{cita libro |cognome=Aschwanden |nome=M. J. |anno=2004 |titolo=Physics of the Solar Corona. An Introduction |url=https://archive.org/details/physicsofsolarco0000asch_m4u9 |editore=Praxis Publishing Ltd. |isbn=3-540-22321-5 }}</ref>
Gli strati interni della corona hanno una densità di 10<sup>14</sup> – 10<sup>16</sup> particelle al metro cubo (l'atmosfera terrestre al livello del mare ha una densità di 2 × 10<sup>25</sup> particelle al metro cubo) ed è sede di numerosi fenomeni di tipo magnetico, come le [[espulsione di massa coronale|espulsioni di massa]] (CME) e gli [[anello coronale|anelli coronali]].<ref name="Aschwanden"/>
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Anche il Sole, come altre stelle, emette un [[vento stellare|flusso di particelle]] dall'atmosfera superiore: il [[vento solare]].
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.<ref name=meyer-vernet/> Nei pressi della Terra, la velocità del vento solare varia tra 200 e {{M|900|
[[File:Eliosfera it.gif|
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 sua [[rotazione solare|rotazione]] le linee di campo si curvano a forma di spirale.
Riga 308:
{{Vedi anche|Eliosfera}}
Il vento solare crea una "[[Bolla di vento stellare|bolla]]" nel [[mezzo interstellare]], che prende il nome di [[eliosfera]]. L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggi solari ({{M|0,1
== Campo magnetico ==
{{vedi anche|Campo magnetico solare|Corrente eliosferica diffusa}}
[[File:Heliospheric-current-sheet.gif|
Il moto turbolento del plasma e delle particelle cariche della zona convettiva generano un potente [[campo magnetico solare|campo magnetico]], caratterizzato da [[polo magnetico (fisica)|poli]] appaiati (nord e sud) disposti lungo tutta la superficie solare. Il campo inverte il proprio verso ogni undici anni, in corrispondenza del [[massimo solare|massimo]] del [[ciclo undecennale dell'attività solare|ciclo solare]].<ref name="Piddington">{{cita pubblicazione | autore=J. H. Piddington| titolo=On the origin and structure of stellar magnetic fields | rivista=Astrophysics and Space Science | anno=1983 | volume=90 | numero=1 | pp=217-230 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Ap&SS..90..217P |accesso=17 luglio 2019 }}</ref> Il campo magnetico solare è all'origine di diversi fenomeni che prendono complessivamente il nome di "[[variazione solare|attività solare]]"; tra essi si annoverano le [[macchia solare|macchie fotosferiche]], i ''[[Brillamento|flare]]'' (o brillamenti) e le variazioni nell'intensità del [[vento solare]], che diffonde [[materia (fisica)|materia]] attraverso il sistema solare.<ref name=meyer-vernet>{{cita libro | nome=Nicole | cognome=Meyer-Vernet | anno=2007| titolo=Basics of the Solar Wind| url=https://archive.org/details/basicsofsolarwin0000meye |editore=Cambridge University Press| isbn=0-521-81420-0}}</ref><ref name="campo.magn">{{cita web |url=http://wso.stanford.edu/#MeanField |titolo=The Mean Magnetic Field of the Sun |editore=The Wilcox Solar Observatory |accesso=1º agosto 2007}}</ref>
La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee del [[campo magnetico stellare|campo magnetico]], che appaiono aggrovigliate su sé stesse;<ref name="campo.magn"/> su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, che vanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali.<ref name="anello coronal
La densità del flusso magnetico solare è di 10<sup>−4</sup> [[Tesla (unità di misura)|tesla]] in prossimità della stella.<ref name="Piddington"/>
L'interazione tra il campo magnetico solare ed il plasma del [[mezzo interplanetario]] crea una [[corrente eliosferica diffusa]], ossia un piano che separa regioni in cui il campo magnetico converge in direzioni diverse.<ref name="v.solare">{{cita web|titolo=The solar wind and magnetospheric dynamics|autore=Christopher T. Russell|editore=Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/solwind_magsphere/|accesso=7 febbraio 2007|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080306072952/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/solwind_magsphere/|dataarchivio=6 marzo 2008|urlmorto=sì}}</ref>
Riga 324:
== Ciclo solare ==
{{vedi anche|Fluttuazioni solari|Ciclo undecennale dell'attività solare}}
▲
Il [[ciclo solare]] (detto anche ''ciclo dell'attività magnetica solare'') è il tempo, mediamente pari a undici [[anno|anni]], 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 sul [[tempo meteorologico spaziale]].<ref name="weather">{{cita web|url=http://www7.nationalacademies.org/ssb/SSB_Space_weather97.pdf|titolo= Space Weather: A Research Perspective|editore= National Academy of Science|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090326235324/http://www7.nationalacademies.org/ssb/SSB_Space_weather97.pdf | dataarchivio=26 marzo 2009|anno= 1997 |accesso=12 agosto 2008}}</ref>
Riga 335 ⟶ 337:
* 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 di [[massimo solare|massimo]], in cui l'attività della stella si presenta più frenetica, e una fase di [[minimo solare|minimo]], 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
Poiché i campi magnetici possono influire sui [[vento stellare|venti stellari]], arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la [[rotazione stellare|rotazione]] 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 il [[minimo di Maunder]], durante il quale il Sole andò incontro ad un settantennio, nel corso del
I primi minimi solari di considerevole durata furono scoperti attraverso l'analisi [[dendrocronologia|dendrocronologica]] 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.<ref name="dendrocr
=== Macchie solari ===
{{vedi anche|Macchia solare}}
[[File:172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg|
Osservando il Sole con filtri adatti, è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristiche [[macchia solare|macchie 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).<ref name="macchie
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 della [[legge di Spörer]]. Le macchie di solito si trovano in coppie di polarità magnetica opposta;<ref name="macchie
[[File:Sunspot Number-it.png|
=== Eventualità di fenomeni ciclici a lungo termine ===
Una recente teoria afferma che possono esistere delle instabilità magnetiche all'interno del Sole che causano delle fluttuazioni con periodi di
Tuttavia, come molte teorie in astrofisica, anche questa non può essere verificata direttamente.<ref name="ciclici">
{{cita pubblicazione|cognome=Ehrlich|nome=Robert|anno=2007|titolo=Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change|rivista=Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics|url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0701117}}</ref><ref name="ciclici2">{{cita pubblicazione|anno=2007|titolo=Sun's fickle heart may leave us cold|rivista=New Scientist|volume=2588|p=12|data=27 gennaio 2007|url=https://www.newscientist.com/article/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html}}
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Il Sole, come ogni altro [[oggetto celeste|corpo celeste]] nell'Universo, è costituito da [[elemento chimico|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.
[[File:Grafico composizione fotosferica.png|
La stella ha "ereditato" la sua composizione chimica dal [[mezzo interstellare]] da cui ha preso origine: l'idrogeno e l'elio, che ne costituiscono la grande parte, si sono costituiti grazie alla [[nucleosintesi del Big Bang]], gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalla [[nucleosintesi stellare|nucleosintesi]] delle stelle più evolute, che, al termine della propria evoluzione, li hanno diffusi nello spazio circostante.<ref name="stellar.inter"/> La composizione del nucleo è fortemente alterata dai processi di fusione nucleare, che hanno aumentato la percentuale in massa dell'elio (34%<ref name="bahcal1990">{{cita pubblicazione|autore= J. N. Bahcall|anno= 1990|titolo= Neutrino Astrophysics| rivista=Cambridge University Press, Cambridge|url=https://assets.cambridge.org/97805213/79755/frontmatter/9780521379755_frontmatter.pdf|accesso=31 dicembre 2007}}</ref>) a discapito dell'idrogeno (64%<ref name="thoul1993">{{cita web|autore =Thoul|etal=si|titolo =Element Diffusion in the Solar Interior|anno=1993|url= https://arxiv.org/abs/astro-ph/9304005|accesso=31 dicembre 2007}}</ref><ref name="Sarbani">{{cita pubblicazione | autore =B. Sarbani | coautori =
Poiché le parti interne della stella sono radiative e non convettive, la [[fotosfera]], costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo [[volume]]), 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,<ref name="stellar.inter"/> tanto che molti tendono a considerarla come esempio della composizione chimica primordiale del sistema solare.<ref name="aller1968">{{cita pubblicazione|autore= L. H. Aller |anno= 1968|titolo= The chemical composition of the Sun and the solar system|rivista= Proceedings of the Astronomical Society of Australia| volume=1|p=133|url= http://adsabs.harvard.edu/full/1968PASAu...1..133A|accesso=1º gennaio 2008}}</ref>
Fino al
== Produzione di energia: le reazioni nucleari ==
{{vedi anche|Catena protone-protone|Nucleosintesi stellare}}
Ogni secondo nel nucleo della nostra stella
Considerando che il sole ha una massa di {{
[[File:Fusion in the Sun
L'idrogeno è fuso secondo una serie di reazioni che prende il nome di [[catena protone-protone]]:<ref name="synthesis"/>
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dove e<sup>+</sup> è un [[positrone]], γ è un [[fotone]] nella [[frequenza]] dei raggi gamma, ν<sub>e</sub> è un [[neutrino|neutrino elettronico]], H ed He sono rispettivamente gli [[isotopo|isotopi]] dell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni di [[elettronvolt]], 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 il [[collasso gravitazionale]] cui la stella sarebbe naturalmente sottoposta.<ref name="synthesis" />
L'energia così generata, in 1 secondo è pari a {{Converti|3,83e26|J|YJ|lk=on}}, equivalente a {{
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.
I [[fotone|fotoni]], emessi ad alta energia (dunque nelle [[frequenza|frequenze]] dei [[raggi gamma|raggi γ]] ed [[raggi X|X]]), 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
Al contrario dei fotoni, i neutrini liberati dalle reazioni interagiscono molto debolmente con la materia e quindi raggiungono la superficie quasi immediatamente.<ref name="NASA"/> 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 come [[#Problema dei neutrini solari|problema 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 le [[particella elementare|particelle]] avevano cambiato [[sapore (fisica)|sapore]] (il [[numero quantico]] delle particelle elementari correlato alle loro [[interazione debole|interazioni deboli]]).<ref name="NASA"/>
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== Energia solare ==
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 di ''[[costante solare]]'' ed il suo valore è approssimativamente di {{M|1370
[[File:Reazioni luce-dipendenti.png|
La radiazione solare è alla base della vita sul nostro pianeta: rende possibile la presenza di [[acqua]] allo [[stati della materia|stato]] [[liquido]], indispensabile alla vita, e permette la [[fotosintesi clorofilliana|fotosintesi]] da parte dei [[plantae|vegetali]], che producono l'[[ossigeno]] necessario a gran parte dei [[Organismo vivente|viventi]]. La fotosintesi si serve dell'energia di tale radiazione, che viene immagazzinata in [[Legame chimico|legami chimici]], per sintetizzare [[Composto organico|composti organici]] (essenzialmente [[glucidi]]) a partire da sostanze inorganiche ([[Anidride carbonica|CO<sub>2</sub>]] e [[Acqua|H<sub>2</sub>O]]).<ref name="fotosintesi"/> Anche l'uomo si serve dell'energia del Sole, che viene raccolta da strutture, quali i [[pannello solare termico|pannelli solari]], adibite a diversi scopi, come il riscaldamento dell'acqua o la produzione di [[energia elettrica]] ([[pannello fotovoltaico|pannelli fotovoltaici]]).<ref name="butti">{{cita libro| autore=Ken Butti | coautori=John Perlin|anno=1981| titolo=A Golden Thread (2500 Years of Solar Architecture and Technology)| editore=Van Nostrand Reinhold| isbn=0-442-24005-8}}</ref> Inoltre, l'energia immagazzinata nel petrolio e in tutti gli altri [[combustibili fossili]] deriva da quella della nostra stella, che è stata convertita in [[energia chimica]] grazie alla fotosintesi delle piante vissute milioni di anni fa.<ref name="fotosintesi"/>
La [[radiazione ultravioletta]] (UV) solare ha un'importante funzione [[antisettico|antisettica]] e viene impiegata per la disinfezione di alcuni oggetti e delle acque grazie al metodo [[SODIS]].<ref name="SODIS">{{cita web| titolo=SODIS solar water disinfection| editore=EAWAG (The Swiss Federal Institute for Environmental Science and Technology)| url=http://www.sodis.ch| accesso=2 maggio 2008}}</ref>. È responsabile dell'[[abbronzatura]] e delle scottature dovute ad un'eccessiva esposizione al Sole, ma ha anche un ruolo fondamentale in [[medicina]]: infatti induce la sintesi, da parte della [[pelle]], delle [[vitamina|vitamine]] del [[Colecalciferolo|gruppo D]], indispensabili per il benessere [[osso|osseo]]. La quantità di ultravioletti che raggiunge la superficie terrestre è notevolmente inferiore a quella registrata alla sommità dell'atmosfera, poiché le molecole di [[ozono]], che vanno a costituire una fascia (detta [[ozonosfera]]) nella parte inferiore della [[stratosfera]], schermano e riflettono nello [[Spazio (astronomia)|spazio]] buona parte della radiazione. La quantità di UV varia anche a seconda della [[latitudine]] 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 il [[colore della pelle umana|colore della pelle]] delle diverse [[popolazione|popolazioni]] [[Homo sapiens sapiens|umane]] diffuse nelle differenti regioni del globo.<ref name="Barsh">{{cita pubblicazione|autore=G. S. Barsh G.S|anno=
=== Fonte di energia alternativa ===
{{vedi anche|Energia solare}}
[[File:Insolation.png|
La quantità di energia solare che arriva sul suolo terrestre è enorme (circa diecimila volte l'energia usata dall'umanità a parità di tempo),<ref name="energia">{{cita web| titolo=Radiation Budget| data=17 ottobre 2006| editore=NASA Langley Research Center| url=http://marine.rutgers.edu/mrs/education/class/yuri/erb.html| accesso=29 settembre 2007| dataarchivio=1 settembre 2006| urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060901043314/http://marine.rutgers.edu/mrs/education/class/yuri/erb.html| urlmorto=sì}}</ref> 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 pannelli [[Fotovoltaico|fotovoltaici]]), 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]]).<ref name="renewable">{{cita web| titolo=Renewables for Heating and Cooling| editore=International Energy Agency| url=https://www.iea.org/textbase/nppdf/free/2007/Renewable_Heating_Cooling.pdf| accesso=26 maggio 2008| urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080529090727/http://www.iea.org/textbase/nppdf/free/2007/Renewable_Heating_Cooling.pdf#| dataarchivio=29 maggio 2008| urlmorto=sì}}</ref>
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Tre sono le tecnologie principali per acquisire l'energia del Sole:<ref name="butti"/>
* Il ''[[pannello 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 ai {{M|100
* 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'' (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 ({{M|400
* Il ''[[pannello fotovoltaico]]'' sfrutta le proprietà di particolari elementi [[semiconduttori]] di produrre energia elettrica quando sollecitati dalla radiazione luminosa ([[effetto fotoelettrico]]).<ref name="fotovolt
== Questioni teoriche aperte ==
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 di [[kelvin]] mentre la temperatura alla fotosfera non arrivi ai {{M|6000
=== Problema dei neutrini solari ===
[[File:Kép1-it.png|thumb|upright=1.5|Schema sul numero di neutrini prodotti dal Sole: la colonna sinistra rappresenta i risultati teorici; la destra i risultati sperimentali.]]▼
{{Vedi anche|Problema dei neutrini solari}}
▲[[File:Kép1-it.png|
Per molti anni il numero di [[neutrino|neutrini]] solari rilevati sulla [[Terra]] è stato inferiore (da un terzo alla metà) al numero predetto dal [[Modello Solare Standard]]; questo risultato anomalo fu chiamato ''[[problema 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 potessero [[oscillazione del neutrino|oscillare]], vale a dire che potessero mutare negli irrilevabili ''neutrini tau'' o nei ''neutrini muonici'' mentre coprivano la distanza Sole - Terra.<ref name="Haxton">{{cita pubblicazione|cognome=Haxton|nome=W. C. |anno=1995 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf |formato=PDF |titolo=The Solar Neutrino Problem |rivista=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]] |volume=33 |pp=
=== Problema del riscaldamento coronale ===
{{vedi anche|Corona solare#Problema del riscaldamento}}
[[File:Traceimage.jpg|
È noto che la fotosfera solare ha una temperatura di circa {{
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 quello ''dell'[[Onda (fisica)|onda]] di calore'', secondo cui dalla zona convettiva vengono prodotte delle [[onda sonora|onde sonore]], [[onda gravitazionale|gravitazionali]] e magnetodinamiche, che si propagano verso l'esterno e si disperdono nella corona, cedendo la propria energia al plasma coronale sotto forma di [[energia termica]]. L'altra teoria prende in considerazione il calore [[campo magnetico|magnetico]]: l'energia magnetica viene continuamente prodotta dai moti della zona convettiva e viene rilasciata attraverso le [[riconnessione magnetica|riconnessioni magnetiche]] sotto forma di vasti [[brillamento solare|brillamenti]] o eventi simili di intensità minore.<ref name="Alfven">{{cita pubblicazione|cognome=Alfvén |nome=H. |anno=1947 |titolo=Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona| rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=107 |p=211}}</ref>
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{{vedi anche|Paradosso del Sole giovane debole}}
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'[[eone]] [[Archeano]], il Sole avesse soltanto il 75% della [[luminosità solare|luminosità]] attuale. Una stella così debole non sarebbe stata in grado di mantenere l'[[acqua]] allo [[stato liquido]] sulla superficie terrestre, rendendo dunque impossibile lo [[origine della vita|sviluppo 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 di [[gas serra]], come il [[diossido di carbonio]], il [[metano]] e/o l'[[ammoniaca]] rispetto ad oggi; questi gas trattenevano più calore tanto da compensare la minor quantità di energia solare arrivata sulla Terra.<ref name="Kasting">{{cita pubblicazione|autore=J. F. Kasting |coautori=T. P. Ackerman |anno=1986|titolo=Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere|rivista=Science|volume=234|pp=
== Sistema planetario ==
{{vedi anche|Sistema solare}}
[[File:Solar sys.jpg|
Il Sole è una tra le numerose stelle a possedere un proprio [[sistema planetario]],<ref name="sistema.extrasolare">{{cita web| titolo=Interactive Extra-solar Planets Catalog |editore=The Extrasolar Planets Encyclopedia |url=http://exoplanet.eu/ |cognome=Schneider |nome=Jean |data=23 dicembre 2007 |accesso=23 dicembre 2007}}</ref> il [[sistema solare]], costituito da tutti i corpi che sono mantenuti in orbita attorno alla stella dalla sua attrazione gravitazionale. Questi si suddividono in: [[pianeta|pianeti]], [[pianeta nano|pianeti nani]] e [[corpo minore|corpi minori]].<ref name="sis.solare"/>
I [[pianeta|pianeti]] del sistema solare sono otto; in ordine di distanza crescente dalla stella: [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]], [[Venere (astronomia)|Venere]], [[Terra]], [[Marte (astronomia)|Marte]], [[Giove (astronomia)|Giove]], [[Saturno (astronomia)|Saturno]] (conosciuti fin dall'antichità), [[Urano (astronomia)|Urano]] (scoperto nel
Dal 1930 al 2006 si contavano nove pianeti: il nono era [[Plutone (astronomia)|Plutone]], scoperto appunto nel
[[File:Solar system barycenter-it.svg|
Al novero dei corpi minori appartiene un vastissimo numero di oggetti; tra essi si ricordano gli [[asteroide|asteroidi]], disposti in cinture asteroidali: tra Marte e Giove si estende la [[fascia principale]], composta da milioni di oggetti rocciosi caratterizzati da orbite più o meno variabili; oltre Nettuno si stende una seconda cintura asteroidale, la [[fascia di Kuiper]], la cui densità effettiva è sconosciuta. Ancora più esternamente, tra
Tutti questi oggetti costituiscono una minima parte del sistema: infatti il 99,86% della [[massa (fisica)|massa]] del sistema solare è costituito dal Sole.<ref name="woolfson"/> All'interno del sistema solare lo spazio tra un corpo celeste e un altro non è vuoto: pulviscolo, gas e particelle elementari costituiscono il [[mezzo interplanetario]].<ref name="sis.solare"/>
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Il prefisso ''elio-'', che indica diversi aspetti riguardanti il Sole (come ''[[Eliografia|elio-grafia]]'', ''[[Eliosismologia|elio-sismologia]]'' e via dicendo), deriva dal greco {{polytonic|Ἥλιος}} (''Helios''), che era il nome con cui gli [[Grecia antica|Antichi Greci]] designavano correntemente l'astro e la [[Helios|divinità preposta]]. Il termine {{polytonic|ἥλιος}}, principalmente nella variante [[dialetto dorico|dorica]] {{polytonic|αἔλιος}} (''āèlios'', che sta per un antico ''*ayelios''), deriverebbe da una radice indoeuropea ''*us-'' allungata in ''*aus-'', che significa ''ardere'', ''rilucere''.<ref name="etimo.elios">{{cita web|url=http://etimo.it/?term=eliaco&find=Cerca|titolo=Dizionario etimologico on-line - Eliaco|accesso=6 settembre 2008}}</ref>
In [[estremo Oriente]] il significato "Sole" è dato dal simbolo 日 ([[lingua cinese|cinese]] pinyin rì), nonostante sia anche chiamato 太阳 (tài yáng). In [[lingua vietnamita|vietnamita]] queste parole Han sono note come ''nhật'' e ''thái dương'' rispettivamente, mentre la parola vietnamita originale ''mặt trời'' significa letteralmente "volto dei cieli". La [[Luna]] e il Sole sono associati ad [[Yin e Yang]], rispettivamente Yang il Sole e Yin la Luna, come opposti dinamici.<ref name=Porkert1974>{{cita libro|cognome= Porkert |nome=|titolo=The Theoretical Foundations of Chinese Medicine|anno= 1974 |url= https://archive.org/details/theoreticalfound00pork |editore= MIT Press |data=1974|isbn=0-262-16058-7}}</ref>
=== Nella mitologia e nella religione ===
{{vedi anche|Sole (divinità)}}
[[File:Winged sun sharpe.png|
In molte culture antiche, a partire dalla [[preistoria]], il Sole era concepito come una [[divinità]] o un fenomeno soprannaturale; il culto ad esso tributato era centrale in molte civiltà, come quella [[inca]], in [[Sud America]], e [[Aztechi|azteca]], nel [[Messico]].<ref name="Kuhn">{{cita web|autore=Alvin Boyd Kuhn|url=http://www.tphta.ws/ABK_GMSG.HTM|titolo=The Great Myth of the Sun-Gods
Nella [[Mitologia egizia|religione]] [[Antico Egitto|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 (mitologia)|Nut]], [[Bastet]], [[Bat (mitologia)|Bat]] e [[Menhit]]. Hathor (identificata poi con [[Iside]]) generò e si prese cura di [[Horus]] (identificato in seguito con [[Ra]]).<ref name="Sole-Egitto">{{cita web |url=http://www.solarnavigator.net/egyptian_sun_god_ra.htm|titolo=RA - EGYPTIAN SUN GOD|accesso=4 gennaio 2008}}</ref> I moti del Sole nel cielo rappresentavano, secondo la concezione del tempo, una lotta ingaggiata dall'anima del faraone ed [[Osiride]].<ref name="Sole-Egitto" /> L'assimilazione al culto solare di alcune divinità locali (Hnum-Ra, Min-Ra, Amon-Ra) raggiunse il culmine al tempo della [[V dinastia egizia|quinta dinastia]].
Durante la [[XVIII dinastia egizia|diciottesima dinastia]], il faraone [[Akhenaton]] tentò di trasformare la tradizionale religione [[politeismo|politeista]] egizia in una pseudo-[[monoteismo|monoteista]], nota come [[Atonismo]]. Tutte le divinità, compreso [[Amon]], furono sostituite da [[Aton]], 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.<ref name="divinità solari">{{cita web|url=http://www.sacred-texts.com/eso/sta/sta11.htm|titolo=The Sun, A Universal Deity|accesso=4 gennaio 2008}}</ref>
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Nella [[mitologia greca]] la divinità solare principale fu [[Helios|Elio]], figlio dei [[Titano (mitologia)|Titani]] [[Iperione (mitologia)|Iperione]] e [[Teia (mitologia)|Teia]]. Il dio viene normalmente rappresentato alla guida del carro del sole, una [[quadriga]] tirata da [[Equus caballus|cavalli]] che emettono [[fuoco]] dalle [[naso|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 più recente, Elio fu assimilato ad [[Apollo]].<ref name="Helios">{{cita web|url=http://www.theoi.com/Titan/Helios.html|titolo=Helios|accesso=4 gennaio 2008}}</ref><ref name="fetonte">{{cita web|url= http://www.theoi.com/Titan/Helios.html|titolo=Helios-Phaeton|accesso=4 gennaio 2008}}</ref>
[[File:Heliogabalus High Priest of the Sun.jpg|
Il culto del Sole in quanto tale trovò terreno fertile anche a [[Antica Roma|Roma]]; il primo tentativo di introdurre il culto solare fu ad opera dell'[[impero romano|imperatore]] [[Eliogabalo]], sacerdote del dio solare [[siria]]no [[El-Gabal]].<ref name="herodian-history-v-3">{{cita web| autore=[[Erodiano]]| titolo=Storia romana| url=http://www.livius.org/he-hg/herodian/hre503.html| accesso=10 luglio 2009| dataarchivio=4 novembre 2015| urlarchivio=https://web.archive.org/web/20151104155215/http://www.livius.org/he-hg/herodian/hre503.html| urlmorto=sì}}</ref> ''[[El (divinità)|El]]'' è il nome della principale divinità [[semiti]]ca, mentre ''Gabal'', che è legato al concetto di "montagna" (si confronti con l'[[Lingua ebraica|ebraico]] ''gevul'' e l'[[Lingua araba|arabo]] ''jebel''), è la sua manifestazione ad [[Emesa]], suo principale luogo di culto.<ref>{{cita pubblicazione | autore= [[François Lenormant]] | titolo = Sol Elagabalus | rivista = Revue de l'Histoire des Religions | volume = 3 | p = 310 | anno = 1881 }}</ref> La divinità fu in seguito importata nel pantheon romano e assimilato al dio solare romano noto come ''[[Sol Indiges]]'' in età [[repubblica romana|repubblicana]] e poi ''[[Sol Invictus]]'' nel
Il 7 marzo
{{citazione|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.<br /><Emanato il VII giorno di Marzo, Crispo e Costantino, consoli per la seconda volta>| [[Codice Giustiniano]] 3.12.2|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. *
[[File:ChristAsSol.jpg|
Alcuni cristiani approfittarono del decreto imperiale per trasferire il significato dello [[Shabbat]] [[ebraismo|ebraico]] al ''Dies Solis'', che, sin dall'epoca di [[Giustino (filosofo)|Giustino]] (II secolo), iniziò ad assumere tra le comunità cristiane il nome di ''[[Domenica|Dies Dominica]]'' (Giorno del Signore), memoriale settimanale della [[Risurrezione di Gesù]] avvenuta, secondo il racconto [[vangelo|evangelico]], ''il primo giorno dopo il sabato'' ([[Vangelo secondo Matteo|Mt]] 28,1; [[Vangelo secondo Marco|Mc]] 16,1; [[Vangelo secondo Luca|Lc]] 24,1; [[Vangelo secondo Giovanni|Gv]] 20,1);<ref>{{cita libro | autore =D. D. Alexander Roberts| coautori= LL. D. James Donaldson | capitolo = LXVII. — Weekly worship of the Christians. | titolo =The Apostolic Fathers with Justin Martyr and Irenaeus | url =http://www.ccel.org/ccel/schaff/anf01.viii.ii.lxvii.html | lingua=en}}</ref> il 3 novembre
Dopo aver abbracciato la fede cristiana, nel
=== Nella letteratura e nella musica ===
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Nella cultura, il Sole è usato principalmente come un riferimento [[mitologia|mitologico]] e mistico-[[religione|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 in [[letteratura]], in [[pittura]] e persino nella [[musica]].
Uno dei testi più celebri ed anche più antichi della [[letteratura italiana]] che fa riferimento al Sole è in [[Cantico di Frate Sole]], noto anche come ''Cantico delle creature'' scritto da [[Santo|San]] [[Francesco d'Assisi]], completato, secondo la leggenda, due anni prima della sua morte, avvenuta nel
[[File:Giovanni di paolo, paradiso 18 cielo del sole.jpg|
Anche [[Dante Alighieri]], da buon conoscitore dell'[[astronomia]], non manca di citare il Sole nelle sue opere, utilizzandolo come riferimento astronomico: nel [[Paradiso - Canto primo|Primo Canto]] del [[Paradiso (Dante)|Paradiso]], ad esempio, descrive la luce del Sole, spiegando che dal momento che illumina l'emisfero in cui si trova il [[Purgatorio]], la città di [[Gerusalemme]], 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 Portinari|Beatrice]].<ref name="dante1">{{cita libro|autore=[[Dante Alighieri]]|titolo=Paradiso|anno=2001|url=https://archive.org/details/paradiso0000dant_u7n3|pagine=Canto I, versi 1-63
Anche nelle [[favola|favole]] 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 di [[Fedro]],<ref name="fedro">{{cita web|titolo=Fedro - Tutte le favole|url=http://www.albertomelis.it/nuovotestofedro.htm|accesso=5 ottobre 2008|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080617141549/http://www.albertomelis.it/nuovotestofedro.htm|dataarchivio=17 giugno 2008}}</ref> le favole scritte da [[Jean de La Fontaine]], uno scrittore [[Francia|francese]] vissuto nel
Il Sole ha influenzato in modo diretto persino alcuni brani di [[musica classica|musica sinfonica]]: durante il [[Romanticismo]] e le fasi successive infatti, i compositori riprendono frequentemente dei temi "naturali" con l'intento di tradurli in [[partitura|partiture]] per vari [[strumento musicale|strumenti musicali]]. Uno degli esempi meglio noti è il [[tramonto]] orchestrato da [[Ludwig
Fra i vari riferimenti presenti nella musica del
[[File:MarsSunset.jpg|
=== Uso del termine ''Sol'' ===
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Il termine ''Sol'' è la forma [[lingua latina|latina]] di Sole, da cui deriva la parola italiana; il nome Sol viene comunque compreso anche dai cittadini dei paesi anglosassoni, dove però predomina la forma ''Sun''. Il termine Sol è usato di frequente in [[lingua inglese|inglese]] nella [[fantascienza]] (come [[Star Trek]]), come nome comune per designare la stella presso la quale si svolgono gli avvenimenti narrati. Per estensione, la locuzione ''Sistema Solare'' è spesso usata per definire il sistema planetario della narrazione.<ref name="dope">{{cita web |url=http://www.straightdope.com/mailbag/msunname.html |titolo=The Straight Dope |accesso=5 dicembre 2007}}</ref>
Il termine ''Sol'' è anche usato dagli astronomi anglofoni per indicare la durata di un [[Giorno#Giorno solare|giorno solare]] su [[marte (astronomia)|Marte]].<ref name="Sol marte">{{cita web |url=https://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/pia01892.html |titolo=Opportunity's View, Sol 959 (Vertical) |editore=NASA |data=15 novembre 2006 |accesso=1º agosto 2007 |dataarchivio=22 ottobre 2012 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20121022155351/http://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/pia01892.html |urlmorto=sì }}</ref> Un giorno solare terrestre è di circa 24 ore, mentre un giorno marziano, o ''sol'', è di 24 ore, 39 minuti e 35,244 secondi.<ref name="sol_marte2">{{cita web |url=http://www.giss.nasa.gov/tools/mars24/help/notes.html |titolo=Technical Notes on Mars Solar Time as Adopted by the Mars24 Sunclock |editore=NASA GISS |data=13 dicembre 2005 |accesso=1º agosto 2007}}</ref>
''Sol'' è inoltre la parola usata per "Sole" in [[lingua portoghese|portoghese]],
== Note ==
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* {{cita libro | cognome= Shipman| nome= H. L. | titolo= L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia| editore= Zanichelli| città= Bologna | anno= 1984| isbn= 88-08-03170-5}}
* {{cita libro | cognome= Reeves| nome= H. | titolo= L'evoluzione cosmica| editore= Rizzoli–BUR| città= Milano | anno= 2000| isbn= 88-17-25907-1}}
* {{cita libro | nome = John | cognome = Gribbin| coautori=Mary Gribbin | anno=2001 | titolo=Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection | url = https://archive.org/details/stardustsupernov0000john | editore=Yale University Press | isbn=0-300-09097-8| lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. |etal=si| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4}}
=== Titoli specifici ===
==== Sulle stelle ====
* {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}
* {{cita libro | nome=Robert G. | cognome=Aitken | titolo=The Binary Stars | editore=Dover Publications Inc. | città=New York | anno=1964 | lingua=en }}
* {{cita libro | nome=Victor G. | cognome=Szebehely | coautori=Richard B. Curran| anno=1985 | titolo=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | editore=Springer | isbn=90-277-2046-0 | lingua=en }}
* {{cita libro | cognome= Lada| nome= C. J. | coautori= N. D. Kylafits| titolo= The Origin of Stars and Planetary Systems| editore= Kluwer Academic Publishers| anno= 1999| isbn= 0-7923-5909-7| lingua= en}}
* {{cita libro | nome = Cliff | cognome = Pickover| anno =2001 |titolo=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | città= Oxford| editore=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6| lingua=en}}
{{Multimedia
|file=187931main Fringe081807 512FD.mov.OGG
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==== Sul Sole ====
* {{cita libro| autore= [[Giorgio Abetti|G. Abetti]]|titolo= Il sole |editore= Hoepli| città=Milano| anno=1952}}
* {{cita libro |nome=Gerard Peter| cognome=Kuiper| titolo=The Sun|url=https://archive.org/details/sun0000gera| editore=Chicago University Press| città=Chicago| anno=1953| lingua=en}}
* {{cita libro |nome=D. H.| cognome=Menzel| titolo=Our Sun| editore=Harvard Observatory| anno=1959| lingua=en}}
* {{cita libro |nome=Giorgio| cognome=Abetti| titolo=La stella sole| editore=Paolo Boringhieri| città=Torino| anno=1966}}
* {{en}} {{cita libro|nome=Kenneth R.|cognome=Lang|titolo=The Cambridge Encyclopedia of the Sun|url=https://archive.org/details/cambridgeencyclo0000lang|editore=Cambridge University Press|anno= 2001|lingua=
* {{cita libro|nome= Pam |cognome=Spence|titolo=Sun Observer's Guide|url= https://archive.org/details/sunobserversguid00spen |editore=Firefly Books | anno=2004 |pagine=160 |isbn=1-55297-941-5|lingua=en}}
* {{cita libro |nome= Emilio| cognome=Sassone Corsi | titolo= Il sole nero. Alla scoperta dell'eclisse di sole| editore= Gremese Editore| anno= 2005|isbn=88-8440-384-7}}
* {{cita libro |nome= David| cognome= Whitehouse | titolo= Il sole. Una biografia. Scienza e mitologia della stella che ci dà la vita| editore= Mondadori| città= Milano | anno= 2007|isbn= 88-04-56383-4}}
* {{cita libro|nome=Martin|cognome=Mobberley|titolo=Total Solar Eclipses and How to Observe Them|url=https://archive.org/details/totalsolareclips0000mobb| editore=Springer| anno=2007|pagine=202|isbn=0-387-69827-2|lingua=en}}
* {{cita libro| autore= [[Giovanni Godoli]]|titolo= Il sole. Storia di una stella |editore= [[Giulio Einaudi Editore|Einaudi]]| città=Torino| anno=1982| isbn=88-06-53702-4}}
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{{Colonne}}
=== Generali ===
* [[Aurora polare]]
* [[Eclissi solare]]
* [[Eliosismologia]]
Riga 580 ⟶ 581:
** [[Alba]]
** [[Notte]]
* [[
* [[Modello Solare Standard]]
* [[Paradosso del Sole giovane debole]]
* [[Problema dei neutrini solari]]
* [[Radiazione solare]]
Riga 596:
* [[Superammasso della Vergine]]
* [[Gruppo Locale]]
* [[Braccio di Orione]]
* [[Bolla Locale]]
Riga 608 ⟶ 607:
* [[El-Gabal]]
* [[Mitraismo]]
* [[Sole (divinità)]]
* [[Sol Invictus]]
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* {{cita web|http://soi.stanford.edu/results/sounds.html|Suoni del Sole|lingua=en}}
* {{cita web|1=https://earthdata.nasa.gov/data/references/earth-data-science-disciplines/calibrated-radiance-and-solar-radiance/solar-radiance/total-solar-irradiance|2=Total solar irradiance|lingua=en|accesso=12 novembre 2014|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20141112181054/https://earthdata.nasa.gov/data/references/earth-data-science-disciplines/calibrated-radiance-and-solar-radiance/solar-radiance/total-solar-irradiance|dataarchivio=12 novembre 2014|urlmorto=sì}}
* {{cita web|1=http://www.astro.uu.nl/~strous/AA/en/antwoorden/zonpositie.html|2=La posizione del Sole|lingua=en|accesso=12 novembre 2014|dataarchivio=28 novembre 2011|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20111128005555/http://www.astro.uu.nl/~strous/AA/en/antwoorden/zonpositie.html
* {{cita web|http://www.lmsal.com/YPOP/FilmFestival/index.html|Video del Sole|lingua=en}}
* {{cita web|1=http://www.solarphysics.kva.se/|2=Istituto di fisica solare|lingua=en|accesso=28 giugno 2007|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20050518081349/http://www.solarphysics.kva.se/#|dataarchivio=18 maggio 2005|urlmorto=sì}}
* {{cita web|1=http://www.nso.edu/|2=Osservatorio Solare Nazionale Americano|lingua=en|accesso=28 giugno 2007|dataarchivio=8 aprile 2014|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140408014721/http://www.nso.edu/|urlmorto=sì}}
* {{cita web|http://www.co-intelligence.org/newsletter/comparisons.html|Illustrazioni che confrontano il sole con altre stelle e altri oggetti del sistema solare|lingua=en}}
* {{cita web|http://solar-flux.narod.ru/English.htm|Solar activity graph over the last 400 years|lingua=en}}
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{{Sistema solare}}
{{Sole}}
{{Controllo di autorità}}
{{Portale|sistema solare|stelle}}
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