Come fa il sole a produrre energia?

C’è una ragione per cui la Terra è l’unico posto nel sistema solare dove la vita è nota per essere in grado di vivere e prosperare. Certo, gli scienziati credono che ci possano essere forme di vita microbiche o addirittura acquatiche che vivono sotto le superfici ghiacciate di Europa ed Encelado, o nei laghi di metano su Titano. Ma per il momento, la Terra rimane l’unico posto che conosciamo che ha tutte le condizioni giuste per l’esistenza della vita.

Una delle ragioni di questo è perché la Terra si trova all’interno della Zona Abitabile del nostro sole (aka. “Goldilocks Zone”). Questo significa che si trova nel punto giusto (né troppo vicino né troppo lontano) per ricevere l’abbondante energia del sole, che include la luce e il calore essenziali per le reazioni chimiche. Ma come fa esattamente il nostro sole a produrre questa energia? Quali passi sono coinvolti, e come arriva a noi qui sul pianeta Terra?

La risposta semplice è che il sole, come tutte le stelle, è in grado di creare energia perché è essenzialmente una massiccia reazione di fusione. Gli scienziati credono che questo sia iniziato quando un’enorme nube di gas e particelle (cioè una nebulosa) è collassata sotto la forza della sua stessa gravità – il che è noto come Teoria della Nebulosa. Questo non solo ha creato la grande palla di luce al centro del nostro sistema solare, ma ha anche innescato un processo per cui l’idrogeno, raccolto nel centro, ha iniziato a fondersi per creare energia solare.

Tecnicamente conosciuto come fusione nucleare, questo processo rilascia un’incredibile quantità di energia sotto forma di luce e calore. Ma portare quell’energia dal centro del nostro sole fino al pianeta Terra e oltre comporta un paio di passi cruciali. Alla fine, tutto si riduce agli strati del sole, e al ruolo che ognuno di essi svolge nel far sì che l’energia solare arrivi dove può aiutare a creare e sostenere la vita.

Il nucleo:

Il nucleo del sole è la regione che si estende dal centro a circa il 20-25% del raggio solare. È qui, nel nucleo, che l’energia viene prodotta dagli atomi di idrogeno (H) che vengono convertiti in nuclei di elio (He). Questo è possibile grazie alla pressione e alla temperatura estreme che esistono all’interno del nucleo, che sono stimate essere l’equivalente di 250 miliardi di atmosfere (25,33 trilioni di KPa) e 15,7 milioni di kelvin, rispettivamente.

Il risultato netto è la fusione di quattro protoni (nuclei di idrogeno) in una particella alfa – due protoni e due neutroni legati insieme in una particella che è identica a un nucleo di elio. Due positroni vengono rilasciati da questo processo, così come due neutrini (che cambiano due dei protoni in neutroni), ed energia.

Il nucleo è l’unica parte del sole che produce una quantità apprezzabile di calore attraverso la fusione. Infatti, il 99% dell’energia prodotta dal sole avviene entro il 24% del suo raggio. Al 30% del raggio, la fusione si è fermata quasi completamente. Il resto del sole è riscaldato dall’energia che viene trasferita dal nucleo attraverso gli strati successivi, raggiungendo infine la fotosfera solare e sfuggendo nello spazio come luce solare o energia cinetica delle particelle.

Il sole rilascia energia ad un tasso di conversione massa-energia di 4,26 milioni di tonnellate metriche al secondo, che produce l’equivalente di 384,6 settilioni di watt (3,846×1026 W). Per metterlo in prospettiva, questo è l’equivalente di circa 9,192×1010 megatoni di TNT al secondo, o 1.820.000.000 di bombe Zar – la più potente bomba termonucleare mai costruita!

Zona radiativa:

Questa è la zona immediatamente vicina al nucleo, che si estende per circa 0,7 raggi solari. Non c’è convezione termica in questo strato, ma il materiale solare in questo strato è abbastanza caldo e denso che la radiazione termica è tutto ciò che serve per trasferire l’intenso calore generato nel nucleo verso l’esterno. Fondamentalmente, questo coinvolge ioni di idrogeno ed elio che emettono fotoni che viaggiano per una breve distanza prima di essere riassorbiti da altri ioni.

Le temperature scendono in questo strato, passando da circa 7 milioni di kelvin più vicino al nucleo a 2 milioni al confine con la zona convettiva. Anche la densità diminuisce in questo strato centuplicando da 0,25 raggi solari fino alla cima della zona radiativa, passando da 20 g/cm3 più vicino al nucleo a soli 0,2 g/cm3 al confine superiore.

Zona convettiva:

Questo è lo strato esterno del sole, che rappresenta tutto oltre il 70% del raggio solare interno (o dalla superficie a circa 200.000 km sotto). Qui la temperatura è più bassa che nella zona radiativa e gli atomi più pesanti non sono completamente ionizzati. Di conseguenza, il trasporto radiativo del calore è meno efficace, e la densità del plasma è abbastanza bassa da permettere lo sviluppo di correnti convettive.

A causa di ciò, le celle termiche ascendenti trasportano la maggior parte del calore verso l’esterno della fotosfera del sole. Una volta che queste celle salgono fino a poco sotto la superficie fotosferica, il loro materiale si raffredda, facendo aumentare la loro densità. Questo le costringe ad affondare di nuovo alla base della zona di convezione – dove raccolgono altro calore e il ciclo convettivo continua.

Alla superficie del sole, la temperatura scende a circa 5.700 K. La convezione turbolenta di questo strato del sole è anche ciò che causa un effetto che produce poli nord e sud magnetici su tutta la superficie del sole.

È anche su questo strato che si verificano le macchie solari, che appaiono come macchie scure rispetto alla regione circostante. Queste macchie corrispondono a concentrazioni nel campo di flusso magnetico che inibiscono la convezione e fanno scendere la temperatura delle regioni sulla superficie rispetto al materiale circostante.

Fotosfera:

Infine, c’è la fotosfera, la superficie visibile del sole. È qui che la luce solare e il calore che vengono irradiati e convogliati alla superficie si propagano nello spazio. Le temperature nello strato variano tra 4.500 e 6.000 K (4.230 – 5.730 °C; 7646 – 10346 °F). Poiché la parte superiore della fotosfera è più fredda della parte inferiore, un’immagine del sole appare più luminosa al centro che sul bordo o sul lembo del disco solare, in un fenomeno noto come limb darkening.

La fotosfera è spessa da decine a centinaia di chilometri, ed è anche la regione del sole dove diventa opaca alla luce visibile. La ragione di ciò è dovuta alla quantità decrescente di ioni di idrogeno caricati negativamente (H-), che assorbono facilmente la luce visibile. Al contrario, la luce visibile che vediamo viene prodotta quando gli elettroni reagiscono con gli atomi di idrogeno per produrre ioni H-.

L’energia emessa dalla fotosfera si propaga poi nello spazio e raggiunge l’atmosfera terrestre e gli altri pianeti del sistema solare. Qui sulla Terra, lo strato superiore dell’atmosfera (lo strato di ozono) filtra gran parte della radiazione ultravioletta (UV) del sole, ma ne passa una parte sulla superficie. L’energia ricevuta viene poi assorbita dall’aria e dalla crosta terrestre, riscaldando il nostro pianeta e fornendo agli organismi una fonte di energia.

Il sole è al centro dei processi biologici e chimici qui sulla Terra. Senza di esso, il ciclo di vita delle piante e degli animali finirebbe, i ritmi circadiani di tutte le creature terrestri sarebbero interrotti e, col tempo, tutta la vita sulla Terra cesserebbe di esistere. L’importanza del sole è stata riconosciuta fin dalla preistoria, con molte culture che lo considerano una divinità (più spesso come la divinità principale nei loro pantheon).

Ma è solo negli ultimi secoli che i processi che alimentano il sole sono stati compresi. Grazie alle continue ricerche di fisici, astronomi e biologi, siamo ora in grado di capire come il sole produce energia e come la trasmette al nostro sistema solare. Lo studio dell’universo conosciuto, con la sua diversità di sistemi stellari ed esopianeti, ci ha anche aiutato a fare dei confronti con altri tipi di stelle.