Il Sole appartiene ad un sistema stellare formato da circa 200 miliardi di stelle, che prende il nome di Galassia.

La maggior parte delle stelle è concentrata in una regione di spazio a forma di disco disegnato dai bracci che si dipartono a spirale da un nucleo centrale. Il disco ha un raggio di circa 40 mila anni luce ed il Sole occupa una posizione periferica, a circa 27 mila anni luce dal centro, intorno al quale ruota con una velocità di circa 225 km/s. Compie quindi una rivoluzione completa in 200-250 milioni di anni (=1 anno cosmico).
Poichè si ammette oggi che l'età del Sole è di circa 5 miliardi di anni, ciò significa che ha compiuto sino ad ora poco più di 22 rivoluzioni galattiche. A differenza della maggior parte delle stelle della Via Lattea, che frequentemente appartengono a sistemi binari o multipli, la nostra è una stella singola.

Il Sole è la stella centrale del nostro sistema planetario ed intorno ad esso ruotano i nove pianeti conosciuti, a distanze comprese tra 46 milioni di km (Mercurio) e 7,4 miliardi di km (Plutone). La distanza media Terra -Sole è invece pari a 149,6 milioni di km ed è detta unità astronomia, in simbolo U.A.

Costituzione del Sole
Dall'esame della densità e conoscendo le altissime temperature della sua superficie (5750 gradi Kelvin, è una stella di classe G2 ed appartiene alla sequenza principale), si può affermare che Sole deve essere allo stato aeriforme nella parte esterna; procedendo verso l'interno i gas devono essere sottoposti a pressioni sempre crescenti, cosicchè essi si avvicinerebbero allo stato liquido.
Nulla si conosce sul nucleo solare, perciò le indagini si limitano alla fotosfera, che è la parte luminosa a noi visibile e all'atmosfera che la circonda e che può essere esaminata durante le eclissi, quando cioè la Luna copre la massima parte del disco solare e perciò l'atmosfera non è più abbagliata dalla fotosfera. Concludendo, la struttura solare si può schematizzare così:
- nucleo
-  fotosfera (con macchie e facole)
- atmosfera (stato di inversione, cromosfera, corona solare)

Il Nucleo
Per la conoscenza del nucleo ci si basa sull'evoluzione stellare; si calcola che la temperatura del nucleo debba raggiungere i 10 milioni di gradi Kelvin e che per questa elevatissima temperatura la materia debba essere allo stato gassoso.

La Fotosfera
La fotosfera all'indagine spettroscopica risulta costituita da vari elementi chimici. Mentre il Berillio e il Boro sono presenti in piccolissima quantità, poichè distrutti dalle reazioni termonucleari durante la fase giovanile del Sole, l'Idrogeno e l'Elio sono di gran lunga i più abbondanti; infatti l'80% dell'energia solare è dovuto alla trasformazione dell'Idrogeno in Elio.
La fotosfera ha l'aspetto ora di reticolo luminoso, ora di granuli, interrotti da macchie (aventi diametro di 500-800km). Le macchie sono aperture superficiali di cavità profonde fino a migliaia di km occupate da vapori e gas in parte non luminosi; sono sede di grandiosi fenomeni dinamici, termici, magnetici, elettrici dovuti all'attività interna del Sole. Esse di spostano dal margine orientale (sinistro per chi guarda il Sole nel nostro emisfero e avendo il Nord alle spalle) verso ovest. Ciò ha permesso di affermare il movimento di rotazione del Sole da Ovest ad Est intorno ad un asse che è quasi perpendicolare al piano dell'orbita terrestre e che avviene in un periodo di 25-34 giorni nostri e precisamente: rotazione all'equatore in 25 giorni, ai poli 34 giorni.
Ciò dimostra, non essendo uguale la durata di rotazione di tutti i punti, che il Sole almeno in superficie non è solido e che la velocità di rotazione del Sole, oltre che aumentare verso l'equatore, aumenta anche con l'altezza dei diversi strati della sua atmosfera; però nelle regioni molto alte la velocità non è uniforme.
Anche la distribuzione delle macchie non è uniforme e il loro numero non è costante. Inoltre esse si muovono indipendentemente dal moto di rotazione. Nei periodi di attività le macchie compaiono a circa 40g di latitudine nord e sud e lentamente discendono verso l'equatore fino a circa 5g dove vanno estinguendosi, mentre nelle zone suddette di 40g ne compaiono delle altre prima che le precedenti siano scomparse.
Attorno ai bordi delle macchie si osservano della facole cioè delle zone molto luminose. L'attività delle macchie raggiunge un massimo ogni 11 anni. Quando il numero delle macchie è elevato e quando assai forte è l'intensità dei campi magnetici, la corona solare, durante le eclissi totali, appare solcata da pennacchi emergenti come petali di una dalia. Inoltre tali campi magnetici fanno da schermo ai raggi cosmici galattici, cosicchè un numero minore di questi ultimi raggiunge l'atmosfera terrestre.
La maggiore o minore quantità di raggi cosmici è importante per la formazione, nella nostra atmosfera, del Carbonio 14 (C14) dovuta appunto alla loro azione. Poichè il C14 viene fissato dai vegetali insieme al C12 in conseguenza della fotosintesi, determinando la quantità di C14 presente nei composti organici degli anelli annuali che si formano nel tronco degli alberi, è possibile conoscere le fluttuazioni delle macchie solari avvenute nel passato. Infatti quando il Sole è meno attivo, il suo campo magnetico è meno esteso e di conseguenza la Terra riceve un maggior numero di raggi cosmici e nella sua atmosfera la percentuale di C14 aumenta.

L'andamento dell'attività solare influenza anche le variazioni climatiche; infatti è accelerato che a un minimo di macchie solari corrispose nel quaternario un'avanzata dei ghiacciai, mentre ad un massimo corrispose un ritiro dei ghiacciai, come si e' verificato nel Medio Evo, durante il quale le temperature medie annue furono abbastanza elevate.

Per ciò che riguarda la temperatura, secondo le misure più recenti la fotosfera raggiunge i 6000g circa, mentre al centro delle macchie la temperatura è di circa 3900g C. Tali elevate temperature sono dovute, come si è visto precedentemente, alle reazioni di fusione nucleare.
È dimostrata la sua presenza dall'attenuarsi dello splendore della fotosfera dal centro verso i margini. Questa atmosfera si rende visibile durante le eclissi totali ed e' brillante e rosea. Lo strato di questa atmosfera più vicino alla fotosfera è detto lo strato di inversione, miscuglio di vapori e di gas dello spessore di qualche migliaio di chilometri; la sua presenza è dimostrata dall'esame spettroscopico: cioè lo spettro della fotosfera sarebbe uno spettro continuo se i raggi luminosi provenienti da essa non attraversassero la zona di inversione, dove i vapori e i gas dei numerosi elementi chimici che vi si trovano assorbono le radiazioni corrispondenti a quelli che essi emetterebbero se si comportassero come sorgenti luminose. Perciò lo spettro solare è costituito da un fondo continuo emesso dalla fotosfera. calcolato da righe nere dovute all'assorbimento da parte dei gas dello strato di inversione.

Segue la cromosfera che è la zona più luminosa dell'atmosfera solare, alta 7000-9000 km, di splendore vario; sembra che in essa avvengano continue esplosioni, soprattutto in corrispondenza delle macchie della fotosfera, dove appunto si osservano delle protuberanze (getti di Idrogeno) dell'altezza di centinaia di migliaia di chilometri, e dei brillamenti che sono improvvisi aumenti di luminosità accompagnati da espulsioni di particelle ionizzate, di radiazioni e di raggi X.

Segue infine la corona solare dello spessore di circa 300.000km, di splendore maggiore quando ci sono le macchie. Essa è costituita di plasma in movimento turbolento generante una espansione continua di materiale solare altamente ionizzato (elettroni, protoni e nuclei di Elio), il "vento solare", messo in evidenza da sonde spaziali.
La causa principale della fuga del vento solare è il campo gravitazionale del Sole che, nello sforzo di trattenere il gas coronale entro un volume chiuso, non fa che provocare la continua accelerazione di esso verso lo spazio interplanetario.
La struttura della corona, che è visibile e perciò oggetto di studio solo durante le eclissi totali di Sole, varia notevolmente da un'eclisse all'altra e la sua forma è connessa al ciclo undecennale della macchie solari, presentandosi più irregolare quando il numero delle macchie è al minimo.
Nella corona si distinguono nettamente tre zone: la prima, alta circa due raggi solari (cioè circa 1.400.000km) è detta corona elettronica, perchè i suoi elettroni liberi diffondono la luce fotosferica e il suo spettro non presenta ricghe di assorbimento ma è continuo ed è perciò detto "K" (dal tedesco Kontinuum); segue la zona "F" così detta perchè nel suo spettro compaiono righe di Fraunhofer (di assorbimento); essa è quindi poco luminosa, ma la luce fotosferica viene diffusa dalla polvere cosmica.
La terza è molto rarefatta e la sua luce molto debole è dovuta agli ioni eccitati. È da questa zona che si origina il "vento solare".
Dal punto di vista chimico la corona solare è composta dagli stessi elementi che costituiscono la fotosfera: 80% di Idrogeno, 19% di Elio e 1% di tutti gli altri elementi presenti nella fotosfera.

Dallos tudio del Sole si deduce che l'energia solare è di due tipi: elettromagnetica e corpuscolare.
La radiazione elettromagnetica si estende dai raggi X fino alle onde radio; la gamma dello spettro visibile corrisponde al circa il 50% dell'intera energia emessa dal Sole e raggiunge la superficie terrestre in 8 minuti e mezzo illuminandola e riscaldandola.
Questa energia proviene dalla fotosfera ed è praticamente costante, in quanto le macchie solari provocano variazioni trascurabili: essa è valutata in 2 piccole calorie al minuto per cm^2 di superficie terrestre esposta perpendicolarmente ai raggi del Sole (costante solare)

Le radiazioni ultraviolette, generate soprattutto nella bassa corona solare nelle zone attive sopra le macchie, non raggiungono la superficie terrestre in quanto l'ultravioletto "vicino" (cioè quello a maggior lunghezza d'onda e quindi più "vicino"al violetto dello spettro visibile) viene assorbito dall'ozonosfera, mentre l'ultravioletto "lontano", cioè quello a lunghezza d'onda minore, viene assorbito fra i 100 e i 200km di altezza dall'atmosfera terrestre dove le alte temperature, registrate dai satelliti, risentono delle variazioni dell'attività solare. La radiazione corpuscolare costituita di ioni (per lo più di Idrogeno) e di elettroni dà luogo al "vento solare".

Il Sole è anche sede di un enorme campo magnetico, 100 volte maggiore di quello terrestre: ultimamente la sonda Ulysses ha rimesso in dubbio le teorie sulla posizione dei poli magnetici del Sole, ovvero sembrano non esistere affatto. Solo nel 1996 sarà possibile però avere una risposta definitiva sulla questione.
Per l'osservazione e la fotografia del sole vi rimandiamo alle pagine dedicate agli astrofili.
Tratto da: astrolink.mclink.it