Nucleo solare: differenze tra le versioni

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[[ImmagineFile:Solar internal structure Solar_internal_structure-it.svg|thumb|340px|rightupright=1.5|La struttura del [[Sole]]]]

Il '''nucleo solare''' è la parte piupiù interna del [[Sole]], e di conseguenza presenta la piutemperatura più calda (circa 15 milioni di [[kelvin]]). Al suo interno si svolgono le reazioni di [[fusione nucleare]], responsabili della produzione di energia del Solesole, del suo risplendere e in definitiva del sostentamento della vita sulla [[Terra]].

== Studio del sole ==

Il nucleo è la parte meno conosciuta del Sole, nascosta com'è all'osservazione diretta. Gli indizi migliori sul suo stato vengono dall'[[eliosismologia]], che sfrutta le vibrazioni del Sole, e dall'analisi dei [[neutrino|neutrini]] emessi dalle reazioni di fusione, che possono arrivare indisturbati fino a noi (nello specifico nel nucleo solare, dove l'idrogeno viene convertito in elio). Oltre a questi, altri dati come la produzione di energia totale e la composizione chimica della superficie del Sole pongono stretti limiti ai modelli teorici possibili.

== La produzione di energia ==

[[ImmagineFile:Fusion in the Sun it.svg|thumb|250pxupright=1.1|left|Schema della fusione nucleare all'interno del Sole]]

Secondo le teorie odierne, il centro del Sole è composto prevalentemente da [[idrogeno]]. La [[temperatura]] si aggira sui 1615 milioni di gradi, la [[pressione]] è elevatissima, intorno a 500 miliardi di atmosfere, e la densità del materiale nel nucleo è di circa 150g/cm<sup>3<150.000 kg/sup>m³. Queste condizioni sono estreme persu noiscala umana, ma normali per una [[stella]]. Stelle più grandi del Sole hanno nuclei ancor più densi e caldi.

Gli atomi di idrogeno del nucleo non possono rimanere integri a queste temperature, e si separano in [[protone|protoni]] ed [[elettrone|elettroni]]. L'[[energia termica]] è così alta che più protoni, quando si incontrano casualmente, vincono per [[effetto tunnel]] la repulsione elettrica tra cariche dello stesso segno e si uniscono a formare un nucleo di [[elio]]. Ogni secondo, 594 milioni di tonnellate di idrogeno vengono convertite, rilasciando un'energia pari a 386 miliardi di miliardi di [[megawattmegajoule]]. Questa energia è pari alla massa di 4 milioni di tonnellate (le altre 590 vengono convertite in elio). Quindi il sole si alleggerisce ogni secondo di 4 milioni di tonnellate. La sua massa totale è abbastanza grande perché, anche dopo 10circa 5 miliardi di anni di vita attiva, la sua massa si riduca solo impercettibilmente.

L'energia liberata dalla fusione nucleare si presenta inizialmente sottoformasotto forma di [[fotone|fotoni]] [[raggi gamma|gamma]], che partono per la tangente alla velocità della luce. Essi però non possono fare molta strada, perché vista l'alta densità saranno presto assorbiti da un atomo sul loro cammino, il quale li riemetterà in una direzione diversa e con uno spettro di frequenze più ampio. Il ciclo si ripeterà parecchie volte, finché i fotoni non raggiungono la superficie del Sole e lo lasciano alla volta dello spazio interplanetario. Si calcola che questo trasporto di energia dall'interno all'esterno del Sole duri ben 10 milioni di anni. In altre parole, se il nucleo del sole smettesse all'improvviso di produrre energia, la superficie continuerebbe a splendere ancora per lungo tempo. I [[neutrino|neutrini]], altro sottoprodotto delle reazioni di fusione nucleare, passano invece quasi indisturbati attraverso la materia, ed escono dal Sole in linea retta. Una piccolissima parte è intercettata dai pochi [[rivelatoreNeutrino#Rivelatori di neutrini|rivelatori di neutrini]] in attività sulsulla pianetaTerra.

Il processo di fusione è molto difficile. Alle condizioni vigenti nel centro del Sole, il protone medio deve aspettare ben 13 miliardi di anni prima di fondersi con altri tre e formare un nucleo di elio. Ciò significa che oggigiorno la produzione di energia del Sole deriva dai protoni "fortunati", che hanno incontrato in anticipo il loro destino, e che, via via che passa il tempo, la probabilità delle reazioni aumenta. La luminosità solare aumenta quindi lentamente, il che ha indotto alcuni teorici ad ipotizzare che tra 500 milioni o un miliardo di anni il Sole sarà troppo caldo per consentire la vita sulla Terra.

Questo aumento è indipendente dall'[[evoluzione stellare]] a cui andrà incontro il Sole, e che lo porterà tra circa 5 miliardi di anni a trasformarsi in una [[gigante rossa]]. Il nucleo solare diventerà ancora più caldo e concentrato di oggi: la fusione dell'elio, tipica delle giganti rosse, richiede centinaia di milioni di gradi.

== Bibliografia ==

* Lewis, Richard (1983) ''The Illustrated Encyclopedia of the Universe''. Harmony Books, New York, 65.

* Luca Cavalli Sforza (2000) ''Natura''.

== Voci correlate ==

* [[Catena protone-protone]]

* [[Ciclo del carbonio-azoto]]

* [[Sole]]

* [[Struttura stellare]]

== Altri progetti ==

*[[Catena protone-protone]]

{{interprogetto}}

*[[Ciclo CNO]]

==Bibliografia==

*Lewis, Richard (1983) ''The Illustrated Encyclopedia of the Universe''. Harmony Books, New York, 65.

{{Sole}}

{{Portale|sistema solare|stelle}}

[[Categoria:Sole]]

[[Categoria:Fusione nucleare]]

[[ca:Nucli solar]]

[[en:Solar core]]

[[ko:태양핵]]

[[lt:Žvaigždės šerdis]]

[[ru:Солнечное ядро]]

[[sk:Jadro Slnka]]

[[zh:太陽核心]]