E' la stella centrale del nostro sistema planetario (simbolo ¤). Il Sole è una sfera gassosa irraggiante energia sotto forma di radiazioni elettromagnetiche e corpuscolari; la radiazione elettromagnetica è emessa a tutte le lunghezze d'onda dello spettro, dalle onde radio ai raggi gamma. Il meccanismo attraverso il quale il Sole produce energia è quello della fusione termonucleare. Le principali reazioni termonucleari che avvengono all'interno del Sole sono del tipo protone-protone; le reazioni specifiche sono state studiate da H. A. Bethe e costituiscono due cicli, il ciclo dell'idrogeno e il ciclo dell'azoto. Il meccanismo di produzione dell'energia da parte del Sole è di grande importanza perché la maggior parte dell'energia che viene prodotta e che viene utilizzata sulla Terra è di origine solare.

Con diametro apparente medio di 31¢59² (con valori oscillanti fra 31¢31² e 32¢36² quando la Terra si trova rispettivamente all'afelio e al perielio), il Sole ha magnitudine apparente visuale -26,86, superiore di 14 magnitudini a quella della Luna piena. La sua magnitudine assoluta visuale è tuttavia di solo +4,71. Gli altri corpi del Sistema Solare, compresa la Terra, ruotano attorno al Sole mantenendosi su orbite ellittiche per effetto dell'attrazione gravitazionale esercitata dal Sole stesso. Il diametro del Sole risulta di 1,392 milioni di chilometri, cioè 109,24 volte il diametro della Terra: in base alla terza legge di Keplero, la massa del Sole risulta allora di 1,99×1030 kg, pari a 330.000 volte la massa della Terra, o 750 volte la massa di tutti gli altri corpi del Sistema Solare presi insieme. La densità media solare è di 1,41 g×cm-3, pari a ca. un quarto della densità media della Terra. L'accelerazione gravitazionale superficiale è 28 volte quella terrestre, vale a dire 27.400 cm×s-2, mentre la velocità di fuga risulta di 617,7 km×s-1, 55 volte quella della Terra. L'equatore solare è inclinato di 7º 15¢ sul piano dell'eclittica. La distanza media della Terra dal Sole, stata misurata come parallasse solare, è di 149,6 milioni di chilometri (pari, per definizione, a una Unità Astronomica o U.A.).

Il Sole compie sulla volta celeste dei movimenti apparenti, prodotti dai reali moti di rotazione e di rivoluzione della Terra: il primo, detto moto apparente diurno, ha periodicità di un giorno; il secondo moto, detto apparente annuo, è quello per cui, rispetto a un osservatore sulla Terra, il Sole appare muoversi da W verso E, cioè in direzione opposta a quella del suo moto apparente diurno; tale moto avviene sull'eclittica e ammonta in media a 59¢,1 al giorno, con piccole oscillazioni dovute alla differente velocità di rivoluzione della Terra all'afelio rispetto al perielio. Per ottenere giorni di uguale lunghezza, si suole definire un Sole fittizio, che percorre l'eclittica con velocità angolare uniforme (appunto 59¢,1 al giorno), e un Sole medio, che percorre l'equatore celeste ancora con velocità angolare uniforme. Il Sole fittizio passa all'apogeo e al perigeo coincidendo con il Sole vero, mentre il Sole medio passa per gli equinozi coincidendo con il Sole fittizio; il giorno solare medio, che è quello segnato dagli orologi, è dato dall'intervallo di tempo intercorrente fra due culminazioni successive del Sole medio. Nel suo moto apparente sull'eclittica, il Sole attraversa l'Equatore durante gli equinozi (il 21 marzo e il 23 settembre), muovendosi a N dell'Equatore in primavera e d'estate e a S d'autunno e d'inverno; negli equinozi, il Sole culmina allo zenit di un osservatore sull'Equatore, mentre culmina allo zenit di un osservatore sui tropici (rispettivamente del Cancro e del Capricorno) durante i solstizi d'estate (21 giugno) e d'inverno (21 dicembre). Il Sole si muove, assieme a tutto il Sistema Solare, verso un punto, detto apice solare, posto nella costellazione di Ercole, alla velocità di ca. 20 km/s; poiché tale moto viene rivelato attraverso i moti propri delle stelle fisse, direzione e velocità variano secondo i gruppi di stelle impiegate per la determinazione. Sovrapposto a questo movimento vi è quello di rotazione attorno al centro galattico, alla velocità di 230 km/s; una rotazione completa attorno al centro galattico richiede ca. 230 milioni di anni. Il Sole non ruota come un corpo rigido, ma presenta una rotazione differenziata con la latitudine: all'equatore, il periodo siderale (cioè rispetto alle stelle fisse) di rotazione del Sole è di 25,03 giorni, mentre il periodo sinodico (cioè rispetto alla Terra) è di 26,9 giorni; alla latitudine solare di 16º, il periodo siderale è di 25,380 giorni e quello sinodico di 27,275 giorni; a 70º, il periodo siderale sale a ca. 31 giorni. La velocità di rotazione equatoriale è di ca. 2 km/s. L'utilizzo di strumenti molto sofisticati, sia in laboratori a terra, sia su satelliti artificiali, ha permesso di verificare che molto probabilmente il nucleo del Sole, nel quale avvengono le reazioni termonucleari, ruota a una velocità differente dagli strati esterni. Le tecniche per l'osservazione dell'interno del Sole sono principalmente due: lo studio delle pulsazioni solari (variazioni periodiche del diametro solare) e lo studio dei neutrini emessi nelle reazioni termonucleari. Lo studio delle pulsazioni solari è stato reso possibile soprattutto mediante l'uso di spettrografi a grande risoluzione che permettono di misurare movimenti di gas nella fotosfera e nella cromosfera, che avvengono con velocità di solo qualche metro al secondo. Le pulsazioni sono sostanzialmente di tre tipi. La più nota, che ha periodo di 5 minuti, è stata scoperta nel 1955, ma studiata a fondo solo nel 1975, nel 1979 e nel 1980, quando gli astronomi Grec e Fossat ne formularono la teoria. La seconda e la terza hanno periodo rispettivamente di 50 minuti e di 2h 40 minuti. Nella prima di queste, il diametro solare subirebbe una variazione di 10 km, con un meccanismo simile a quello che fa pulsare le stelle Cefeidi, ma in scala molto ridotta; la seconda sarebbe invece dovuta all'azione di campi gravitazionali. La scoperta e lo studio delle pulsazioni solari ha portato alla nascita di una nuova branca dell'astrofisica e cioè la sismologia solare, o eliosismologia. Come le onde sismiche permettono di studiare la struttura interna della Terra, così le pulsazioni solari permettono di studiare la struttura interna del Sole. La scoperta della rotazione differenziata del nucleo del Sole rispetto alle zone superficiali ha portato alla ricerca di uno schiacciamento polare. Nel caso di un Sole non perfettamente sferico, verrebbe infatti a mancare il perfetto accordo di questa teoria con i valori della precessione di Mercurio.

Il Sole è, come le altre stelle, una sfera di gas ad altissima temperatura (plasma solare), la cui materia è tenuta unita dalla forza di attrazione gravitazionale. Del Sole è visibile solo la parte più esterna, l'atmosfera, composta di tre strati: la fotosfera, la cromosfera e la corona. La fotosfera e la cromosfera sono i due strati visibili direttamente sul disco solare, mentre la corona è visibile solo durante le eclissi o con particolari strumenti. L'interno del Sole non è visibile direttamente, in quanto la radiazione in esso generata viene assorbita e riemessa più volte prima di giungere alla fotosfera. L'energia emessa dal Sole viene prodotta nella regione più interna, avente un diametro dell'ordine di 0,2 volte quello dell'intero globo solare e una densità pari a 160 g/cm3. La compressione qui esercitata dal peso degli strati sovrastanti (220 miliardi di atmosfere) innalza i livelli termici dei gas interni fino a 15 milioni di kelvin, temperatura sufficiente a conferire ai nuclei di idrogeno (protoni) – il più abbondante componente chimico del Sole – energie cinetiche superiori a quelle della reciproca repulsione elettrostatica.

Bethe, nel 1938, dimostrò che siffatte condizioni fisiche potevano essere favorevoli al mantenimento di reazioni di nucleosintesi consistenti nella combinazione di quattro protoni liberi in un nucleo stabile di elio-4 (2 protoni + 2 neutroni). Poiché, in un nucleo d'elio così costituito, si verifica – nei confronti della massa complessiva dei protoni reagenti – un difetto di 0,028 unità di massa atomiche per nucleo prodotto, l'opinione di Bethe fu che tale differenza, convertendosi in energia, andasse a rappresentare realmente la sorgente solare, in accordo con la legge einsteiniana di equivalenza E=mc2. La teoria della nucleosintesi solare (e stellare) è stata universalmente accettata, avendo essa fatto giustizia alle antiche ipotesi sulla natura delle sorgenti termiche del Sole basate sulla combustione chimica (Herschel), sulla caduta di meteoriti (Mayer), sulla contrazione gravitazionale (Helmholtz e Kelvin). Nel complesso, in ogni secondo, il Sole tramuta in energia 4,2 milioni di tonnellate di idrogeno: questo tasso di dissipazione, nei circa 5 miliardi di anni di vita dell'astro, ha provocato una diminuzione di massa pari al 3‰ e, al tempo stesso, gli assicura un'esistenza futura per circa altri 5 miliardi d'anni. Si ammette che la zona convettiva del Sole inizi a ca. 100.000 km sotto la fotosfera, ove regnano temperature già inferiori al milione di kelvin e la densità vi è sufficientemente discesa (meno di 0,01 g/cm3) così da consentirvi la risalita dei gas – riscaldati dal basso – in vasti sistemi circolatori a celle di convezione. Si distinguono tre strati di celle estese su scale dimensionali progressivamente decrescenti: di 250.000 km di diametro, di 30.000 e di 1000 km. L'ultimo strato (1500 km di spessore), produce l'affioramento nella fotosfera delle cellule convettive dandovi origine a quella tipica struttura "a grani di riso" (in media di 1² d'arco di larghezza apparente) che viene definita granulazione fotosferica, la cui osservazione ottica e/o fotografica è, in generale, resa difficoltosa dalla turbolenza dell'atmosfera terrestre.

Lo spessore della fotosfera è di ca. 500 km; per un osservatore sulla Terra, tale spessore sottende un angolo di 0,5² d'arco – comparabile con il potere risolutivo sperimentale degli strumenti ottici – cosicché il bordo del Sole, nonostante la sua effettiva evanescenza, appare estremamente ben definito. Sopra la fotosfera si trova la cromosfera: pur essendo questa più spessa (7000 km), emette comparativamente meno energia in quanto la sua densità è inferiore di 5 ordini di grandezza (108 atomi/cm3). Per questo motivo, la cromosfera si è potuta osservare direttamente solo durante le eclissi, quando il disco lunare occulta la più brillante fotosfera, fino all'introduzione del filtro interferenziale di Lyot. La cromosfera appare come una sottile zona dal brillante colore rossastro (da ciò deriva il nome) e dall'aspetto irregolare e frastagliato, composto da lingue in continua evoluzione, dette spicole, che si innalzano sopra la fotosfera fino a ca. 10.000 km, alla velocità di qualche decina di chilometri al secondo. Le spicole hanno una durata di pochi minuti e un diametro medio di 100 km e costituiscono il prolungamento nella cromosfera dei granuli fotosferici. Lo spettro della cromosfera, che è in emissione, viene chiamato anche flash-spectrum per la brevità dell'intervallo di tempo durante il quale può essere osservato nelle eclissi. Osservazioni mediante spettroeliografi in luce di idrogeno (riga Ha) o di calcio (riga K) hanno mostrato anche nella cromosfera la presenza di granuli, meno fitti e netti che i granuli fotosferici, chiamati flocculi. I flocculi di idrogeno appaiono in genere meno pronunciati di quelli di calcio; possiedono inoltre una struttura filamentosa a vortice. La struttura della cromosfera è alquanto complicata: la sua temperatura, da ca. 4000 K negli strati inferiori, a contatto con la fotosfera, sale a 200.000 K o più negli strati superiori. La cromosfera appare una regione di transizione, attraversata da onde d'urto che dall'interno del Sole vanno ad accelerare la sovrastante corona e a elevarne quindi la temperatura. L'attività che sconvolge occasionalmente la fotosfera dell'astro con le macchie e le facole, si ripercuote in cromosfera con tutta una complessa fenomenologia nella quale l'energia magnetica riveste un ruolo fondamentale e alla quale la rarefatta atmosfera solare si mostra estremamente sensibile. In effetti, la cromosfera del Sole si manifesta come una schiuma in continua turbolenza la cui struttura di base è rappresentata dai sottili filamenti rispettivamente luminosi e scuri delle spicole e delle fibrille. Aree luminose, più calde, a struttura ciclonica, sovrastano generalmente le regioni occupate dalle macchie e costituiscono le facole cromosferiche, dalle quali si sprigionano occasionalmente i violenti parossismi delle eruzioni o brillamenti, nonché quelli, meno energetici, dei cosiddetti surges (getti) e delle protuberanze eruttive d'idrogeno. Spesso vi appaiono anche aree isolate di attività congiunte da giganteschi "ponti" e "archi" magnetici gassosi che, se visti al bordo del disco solare, formano le protuberanze quiescenti e, in proiezione sul disco, i cosiddetti filamenti oscuri.

La corona (il termine indica sia il fenomeno luminoso, sia la materia che dà origine al fenomeno stesso) è lo strato superiore dell'atmosfera solare e costituisce la zona di transizione fra il Sole e lo spazio interplanetario (o, meglio, la materia interplanetaria). Usualmente, la corona è invisibile a causa della sua bassa luminosità, inferiore di almeno un milione di volte a quella della fotosfera. La luce del Sole diffusa a circa due raggi solari apparenti è ca. diecimila volte più luminosa della corona e circa centomila volte più luminosa a quattro raggi solari apparenti dal centro del Sole: solo quando la Luna occulta il disco del Sole, e quindi la luminosità del cielo scende a valori 109 volte inferiori a quelli della fotosfera, la corona diviene visibile. Mediante particolari artifici è possibile, però, osservare la corona anche fuori delle eclissi. La corona presenta una struttura a raggi, che possono raggiungere una lunghezza pari a ca. 10 raggi solari. La forma e l'intensità luminosa della corona e la lunghezza dei suoi raggi sono in stretta correlazione con il ciclo solare: al massimo di attività la corona si presenta piuttosto intensa e di forma circolare, con i raggi ben visibili e netti; al minimo, invece, diviene relativamente appiattita ai poli, mentre i raggi compaiono nelle regioni prossime all'equatore, disponendosi parallelamente a questo; ai poli appaiono raggi molto ridotti, detti ciuffi.

Lo studio della corona ha ricevuto un impulso particolare dall'utilizzo di appositi strumenti, coronografi, installati a bordo di satelliti artificiali. Il Solar Maximum Mission, in particolare, che tra i sette strumenti di bordo comprendeva anche un coronografo, inviò a Terra ca. 30.000 immagini utilizzabili per questo studio. In un filmino animato realizzato con queste ultime si è osservato in dettaglio uno spettacolare evento di arco coronale, fenomeno già scoperto attraverso l'osservazione da bordo dello Skylab. Il fenomeno si manifesta con l'espansione di un enorme arco ed è un tipico fenomeno transiente, osservabile in prossimità del limbo solare. La velocità di produzione dell'arco è dell'ordine di 500 km/s. Un altro fenomeno eccezionale era stato registrato ancor prima per mezzo di un coronografo portato da un satellite artificiale: la collisione di una cometa con il Sole (1979). Il risultato più notevole delle prime osservazioni con satellite della corona è che essa è una struttura estremamente dinamica in continuo movimento e sempre mutevole.

Oltre che nei raggi X, che è il principale campo di osservazione, la corona viene studiata anche nelle onde radio, all'altra estremità dello spettro elettromagnetico. A questo scopo, a Culgoora (Australia), venne realizzato uno strumento, chiamato radioeliografo, costituito da 96 radiotelescopi costituenti un radiointerferometro adibito esclusivamente allo studio del Sole e in particolare dell'evoluzione delle singole strutture della corona. Le osservazioni rivelarono nello spettro coronale la presenza di tre componenti. La componente K (o corona K) presenta uno spettro continuo, simile allo spettro continuo del Sole; la componente F (o corona F) presenta uno spettro a righe in assorbimento analogo a quello solare, mentre la componente L (o corona L) possiede uno spettro a righe in emissione. La corona, quindi, presenta nel suo complesso uno spettro continuo solcato da righe sia in emissione sia in assorbimento, la cui intensità decresce all'allontanarsi dal disco solare. La componente continua K è generata dalla luce del Sole diffusa da elettroni liberi; non presenta più le righe di Fraunhofer a causa del fatto che l'elevata velocità degli elettroni coronali durante i singoli processi di diffusione le allarga fino a farle scomparire. La componente F è invece diffusa da particelle di polveri aventi diametro compreso fra 10-3 e 1 mm, distribuite nello spazio interplanetario, con una forte concentrazione sul piano dell'eclittica e al di là di 10 diametri dal Sole. La componente L, generata da ioni nella materia coronale, è composta da relativamente poche righe in emissione, chiamate anche righe coronali. Nella grande maggioranza, inoltre, le righe coronali sono righe proibite, tali cioè che nelle condizioni normali di laboratorio non sono state mai osservate, avendo i rispettivi livelli energetici una vita media inferiore di ordini di grandezze al tempo medio fra due collisioni; nello spazio coronale la densità è ridotta a valori tali che il tempo fra due collisioni diventa confrontabile con la vita media dei livelli energetici, pur essendo la densità tale da garantire alle righe un'intensità sufficiente all'osservazione. Uno dei risultati delle osservazioni solari è la presenza, rilevata mediante osservazioni a raggi X, di fori coronali nelle regioni attorno ai poli e sopra regioni prive di attività visibile, aventi dimensioni anche di parecchie centinaia di migliaia di chilometri. Paradossalmente, i fori coronali sono anche le regioni che emettono le particelle ionizzate ad alta energia del vento solare. Durante le eclissi o mediante coronografi si possono osservare nella corona delle protuberanze che tuttavia hanno origine negli strati fotosferici e cromosferici. L'osservazione filmata ha permesso di distinguere tra protuberanze stazionarie, o quiescenti, getti dalla forma relativamente semplice, a ponte o a filamento, di durata estremamente lunga (fino a 10 rotazioni del Sole) e innalzantisi fino a 50.000 km sopra la fotosfera, e protuberanze ascendenti, o eruttive, formate da correnti ascendenti. Le protuberanze stazionarie si formano in genere al di fuori dei centri di attività, mentre quelle eruttive sono strettamente associate ai centri stessi e anche ai brillamenti. Tali zone sono particolarmente attive anche nei raggi X.

I particolari più appariscenti della superficie solare sono costituiti dalle macchie solari, osservate al telescopio per la prima volta da Galileo e contemporaneamente, nel 1610, da J. Fabricius e C. Scheiner; quest'ultimo riteneva che si trattasse di corpi oscuri in moto attorno al Sole, mentre Galileo attribuì il fenomeno alla superficie solare. Le macchie appaiono come aree perturbate nella fotosfera solare, distribuite in genere tra 50 e 35º a N e a S dell'equatore solare, dall'aspetto più oscuro delle zone circostanti. Le macchie di area maggiore appaiono possedere nell'interno una zona più oscura, od ombra, circondata dalla più chiara penombra con struttura filamentosa. Nel complesso, le macchie hanno una struttura a coppa, di cui l'ombra costituisce il fondo e la penombra le pareti. I termini ombra e penombra non si riferiscono tuttavia all'illuminazione ricevuta, ma unicamente alla luminosità di quelle zone, che è funzione della rispettiva temperatura: nel centro dell'ombra, infatti, la temperatura si aggira intorno ai 4600 K. Le macchie più piccole osservate hanno un diametro di poche migliaia di chilometri, mentre le maggiori macchie mai osservate hanno un diametro dell'ordine di 200.000 km, pari a 15 volte il diametro della Terra; i gruppi di macchie maggiori si sono potute osservare anche a occhio nudo. Le macchie hanno una vita variabile da pochi giorni, per quelle di area minore, fino ad alcuni mesi, per le maggiori. Nel corso della loro esistenza le macchie subiscono un'evoluzione durante la quale le macchie minori in genere si ampliano, mentre quelle maggiori si frazionano. In genere, le macchie compaiono a gruppi, sotto forma di piccoli pori, che aumentano gradualmente di dimensione, mantenendosi sempre alla stessa latitudine eliografica; in una decina di giorni il gruppo di macchie può raggiungere le dimensioni massime, mentre le macchie principali del gruppo (quella p – da preceding –, che precede il gruppo, e quella f – da following –, che lo segue) assumono un aspetto caratteristico: la p un aspetto quasi circolare, la f irregolare. La scomparsa del gruppo è più lenta, in genere, che non la crescita; per prima scompare la macchia f, per ultima la p. Nel 1848, R. Wolf, direttore dell'Osservatorio di Zurigo, come misura dell'attività fotosferica giornaliera del Sole, introdusse i numeri relativi R delle macchie – detti numeri di Wolf – correlandoli al numero n di macchie visibili, al numero di gruppi g e alle caratteristiche strumentali e atmosferiche (racchiuse in un coefficiente K) a mezzo della semplice relazione R=K(n+10g). Il valore medio mensile di R mostra, con lo scorrere del tempo, una chiara periodicità undecennale chiamata ciclo solare di attività. Tuttavia alcuni studiosi, quali G. Spörer nel 1887, F. Maunder nel 1922 e, successivamente, J. A. Eddy, hanno rilevato la presenza di lunghi periodi in cui non vi sarebbe stata presenza di macchie. Nel corso di un ciclo solare, le prime macchie appaiono alle latitudini più elevate, mentre le successive appaiono a latitudini via via decrescenti (legge di Spörer); al termine del ciclo, per un anno circa, accanto alle ultime macchie del vecchio ciclo, alla latitudine di ±5º, appaiono, alla latitudine di ±35º, le macchie del nuovo ciclo. Nelle macchie sono presenti intensi campi magnetici, fino a un massimo di 5000 gauss, come fu rilevato da G. E. Hale tramite l'osservazione dell'effetto Zeeman sulle righe spettrali delle macchie; le linee di forza del campo magnetico sono perpendicolari alla superficie del Sole. All'interno di un gruppo, le due macchie principali, la p e la f, presentano polarità differente; all'interno di un ciclo, infine, tutte le macchie p di un emisfero solare (p. es. quello N) presentano la stessa polarità, opposta alla polarità delle macchie p dell'emisfero S: durante il ciclo successivo, la polarità delle macchie cambia, suggerendo l'ipotesi di un ciclo di 22 anni. Tutti i fenomeni citati (macchie, facole, brillamenti) avvengono in zone limitate dell'atmosfera solare, cioè nei cosiddetti centri di attività. L'evoluzione di un gruppo di macchie è collegata anche alla presenza di altri fenomeni.

Sul disco solare, in prossimità delle macchie e delle facole, appaiono in luce di Ha, dal quarto o dal quinto giorno dopo la comparsa delle prime macchie del gruppo, delle zone molto brillanti dette brillamenti, o flare. Nei brillamenti viene liberata in brevissimo tempo un'enorme quantità di energia in tutta la banda dello spettro elettromagnetico. Sono state registrate quattro categorie di brillamenti, classificati in base alla loro intensità. Quelli di primo tipo durano anche 20 minuti e occupano da 100 a 250 milionesimi dell'emisfero solare interessato; quelli di secondo tipo durano in media mezz'ora e occupano una zona anche sei volte maggiore. Il terzo tipo può occupare anche una zona doppia di quella del secondo tipo, ha una durata media di 3 ore, ma può arrivare sino a 7 ore. Tutti i tipi di brillamenti hanno luogo nella parte inferiore della cromosfera, al di sopra della fotosfera, e possono raggiungere anche i 10 milioni di kelvin, rispetto ai 5000 K della cromosfera. L'energia di un brillamento tipico equivale a quella liberata da 2 miliardi di bombe atomiche da un megaton. In un brillamento si distinguono tre fasi: nella fase preparatoria si accumula energia, soprattutto sotto forma di energia di campo magnetico; nella seconda fase si ha un breve impulso con liberazione di circa metà dell'energia accumulata, in parte sotto forma di raggi X, luce, raggi ultravioletti e onde radio e in parte sotto forma di un intenso fascio di particelle nucleari ad altissima velocità. Nella terza fase, molto più lunga delle precedenti e della durata anche di alcune ore, si libera il resto dell'energia accumulata. Ai brillamenti è da associare la comparsa sulla Terra di aurore polari e tempeste magnetiche, in quanto essi sono sede di emissioni di radiazioni a breve lunghezza d'onda e corpuscolari. Durante i periodi di massima attività del Sole si osservano al massimo 10 brillamenti al giorno. Durante un brillamento l'emissione di energia, in particolare nelle regioni ultraviolette e dei raggi X, aumenta anche di alcuni ordini di grandezza.

L'energia totale irraggiata dal Sole è determinata tramite la costante solare, che è la quantità di energia che nell'unità di tempo colpirebbe l'unità di area posta perpendicolarmente al Sole, nell'ipotesi che l'atmosfera fosse completamente trasparente alla radiazione di qualunque lunghezza d'onda. La costante solare viene misurata tramite attinometri, o pireliometri, operando a quote differenti ed estrapolando i valori così ottenuti fuori dell'atmosfera. Il valore attuale della costante solare è di 1,374×kW×m-2. Le osservazioni da satellite hanno mostrato che la costante solare presenta piccole oscillazioni di poche unità percentuali attorno al valore riportato. Per quanto piccole, queste variazioni potrebbero avere effetti rilevanti sulla Terra e potrebbero essere anche state responsabili dell'avvento di alcune ere glaciali. Il Sole irraggia quindi 3,86´1033 erg s-1 (di cui solo una parte su due miliardi viene ricevuta, ma non utilizzata completamente, dalla Terra). Ogni centimetro quadrato della superficie del Sole irraggia quindi 6,35´1010 erg s-1.

Il Sole si discosta, in modo anche marcato in particolari intervalli di lunghezze d'onda, da un corpo nero. Lo spettro solare è di tipo G1 (classe di luminosità V); il Sole è quindi una stella nana della sequenza principale del diagramma di Hertzsprung e Russell. La parte più osservata e conosciuta dello spettro solare è quella compresa fra 300 e 2000 nm, in quanto tale intervallo di lunghezze d'onda è il più facilmente accessibile alle osservazioni; lo spettro solare nel visibile, come per la quasi totalità delle stelle, è uno spettro continuo sul quale sono sovrapposte numerose righe in assorbimento, le cosiddette righe di Fraunhofer, dal nome dell'astronomo che ne osservò e catalogò 567 nel 1814 (le righe di Fraunhofer furono in realtà scoperte da W. H. Wollaston nel 1802). I moderni atlanti o cataloghi spettroscopici classificano oltre 20.000 righe secondo la rispettiva lunghezza d'onda, identificando inoltre, per il 70% di esse, l'elemento, il relativo stato di ionizzazione e la transizione elettronica che le hanno generate. Le righe più intense sono identificate ancora dalle lettere attribuite loro da Fraunhofer. Nello spettro solare sono state identificate le righe prodotte dalla maggior parte degli elementi atomici; sono state osservate anche le bande prodotte da molecole semplici (biatomiche), fra cui quelle degli ossidi di titano, di magnesio e di alluminio, degli idruri di calcio, magnesio e silicio e del cianogeno. Nell'ultravioletto, osservato al di fuori dell'atmosfera terrestre, lo spettro solare ha un aspetto differente; le righe presenti sono in emissione; la più intensa è la riga Lyman a a 121,6 nm. Nella regione dei raggi X, a lunghezza d'onda intorno a 0,1 nm, il Sole appare molto brillante, con temperature di brillanza attorno al milione di kelvin, quali sono le temperature della corona che emette tale radiazione; non sono state rilevate righe spettrali nell'intervallo dei raggi X.

La radioemissione solare è sensibilmente inferiore all'emissione ottica ed è soggetta a fluttuazioni considerevoli nel corso del ciclo solare; si suole distinguere fra la radiazione del Sole quieto (o Sole calmo) e la radiazione perturbata, sovrapposta alla prima. La radiazione del Sole quieto varia relativamente poco nel corso del ciclo solare ed è essenzialmente di origine termica (v. radioastronomia); la temperatura equivalente osservata alle varie lunghezze d'onda corrisponde alle temperature osservate nella cromosfera e nella corona: a lunghezze d'onda centimetriche si osserva la radiazione prodotta nella cromosfera, mentre a lunghezze d'onda metriche la radiazione osservata proviene dalla corona che invece è trasparente alle onde centimetriche. Questo fatto dà origine al cosiddetto illuminamento al bordo del disco solare a lunghezze d'onda centimetriche e decimetriche, in quanto la visuale di un radiotelescopio, sul bordo del disco, attraversa una lunghezza maggiore di corona e cromosfera – più calde – che non sul centro del disco, dove è visibile la più fredda fotosfera. Sovrapposta alla radiazione del Sole quieto, si ha innanzitutto una componente lentamente variabile, prodotta in condensazioni coronali sovrastanti le macchie solari. Anche questa radiazione, osservabile a lunghezze d'onda centimetriche e decimetriche, ha origine termica; il suo periodo di variabilità è quello del ciclo solare. Le tempeste radioelettriche sono generate, principalmente a lunghezze d'onda metriche, da oscillazioni del plasma nella corona superiore o da radiazione di sincrotrone emessa da elettroni cosmici frenati nel campo magnetico solare. I burst, infine, sono aumenti (fino a 104 volte) improvvisi nella radioemissione spesso collegati fra loro e sempre associati a brillamenti.

Ogni descrizione, anche sommaria, di modelli capaci di giustificare i multiformi aspetti della fenomenologia solare, non può prescindere da due circostanze: la presenza di un campo magnetico generale, e l'esistenza di una rotazione di tipo differenziale della massa dell'astro (che non riguarda soltanto le variazioni in latitudine, ma anche quelle in profondità). In più, c'è da tener conto che esiste, sul Sole, un gradiente termico meridiano, in ragione del quale la temperatura scende dai poli verso l'equatore. Diversi astrofisici, quali W. Bjerknes, H. Alfvén, C. Walén, H. Babcock, hanno variamente proposto meccanismi perturbativi basati sostanzialmente sullo sviluppo ciclico di turbolenze in seno al plasma solare che le correnti ascensionali, dalla zona convettiva, farebbero affiorare in fotosfera mentre il gradiente termico meridiano spingerebbe a discendere di latitudine, in conformità alla legge di Spörer sulla formazione delle macchie. Lo schema più condiviso dei meccanismi che presiedono allo sviluppo dell'attività undecennale del Sole, è il seguente. L'astro, in fase quiescente (a causa dei campi indotti dal rimescolamento delle cariche elettriche presenti nel plasma gassoso della regione convettiva) può venir assimilato a una sfera magnetizzata, attraversata da linee di forza secondo il piano dei meridiani. L'intensità del campo è piuttosto debole, aggirandosi intorno a 1 gauss. Il plasma presenta la proprietà di "congelare" le linee magnetiche nel proprio flusso; cosicché esso le trascina con sé nel corso della risalita in fotosfera attraverso i sistemi di celle. L'assetto iniziale del campo subisce perciò una prima deformazione nella sua sezione verticale. Nel contempo, agiscono gli effetti di attrito della rotazione differenziale i quali, amplificati dalla viscosità interna del plasma, producono turbolenze ad andamento orizzontale, nel senso dei paralleli. Gradualmente, a una certa latitudine eliocentrica, vengono a formarsi due primi sistemi toroidali di perturbazioni (una in ciascun emisfero) entro i quali il campo imprigionato si intensifica fortemente. Questa sorta di "tubi magnetici" sono sottoposti alle deformazioni verticali prodotte dalle correnti convettive ascensionali; esse finiscono perciò con l'assumere un profilo più o meno sinuoso, nel quale alcune anse raggiungono la fotosfera, emergendovi sezionate in due punti, ove danno luogo all'apparizione di gruppi bipolari di macchie. Le aree di sezionamento dei vortici magnetici subfotosferici appaiono più oscure in quanto, nei vortici, l'energia termica è parzialmente compensata da quella magnetica. Al di sopra della fotosfera la densità dei gas è tanto bassa da non consentire oltre il congelamento magnetico; perciò l'energia (magnetica) contenuta nel tubo subfotosferico affiorato si libera (talvolta in modo anche molto brusco) in cromosfera e nella corona, destando in tali regioni tutta la nota e complessa fenomenologia violenta che è loro propria. Nel corso del ciclo undecennale, le zone di affioramento dei vortici subfotosferici migrano in latitudine poiché questi ultimi vengono lentamente trascinati alla volta delle regioni equatoriali per effetto del gradiente termico meridiano; con loro migra anche tutta la fenomenologia associata. Ci si può domandare come mai, a un certo momento del ciclo, non appaiono ulteriori perturbazioni alle alte latitudini. La risposta sta nel fatto che il campo magnetico generale del Sole manifesta un andamento ciclico, nell'intensità e nella polarità e, in fase di declino, l'energia magnetica contenuta nelle cinture di turbolenza si indebolisce in concomitanza. Per quanto riguarda la sorgente del magnetismo solare, anche se il globo dell'astro non può venir assimilato a un dipolo ma, piuttosto, a un multipolo magnetico, la maggioranza degli astrofisici si trova d'accordo nel ricercare le fonti a profondità che non superano il confine della zona convettiva. È infatti necessario che sussista adeguata mobilità nel plasma gassoso affinché possano stabilirsi quelle correnti capaci di attivare un meccanismo sul genere della dinamo autoeccitata di Bullard alla quale ricorrono gli studiosi per rendere ragione dei campi magnetici planetari. Nel caso del Sole, il meccanismo verrebbe complicato dalla rotazione differenziale. Lo schema più ragionevole è quello di due dinamo accoppiate per mutua induzione, in ognuna delle quali una determinata polarità del campo è generata in funzione dell'entità di variazione che si produce nell'altra. Cosicché, quando l'energia magnetica sviluppata da una delle due dinamo finisce di accrescersi (a causa delle ovvie resistenze e dissipazioni elettriche del plasma) l'altra inizia a sviluppare un campo contrario che va a indebolire – fino ad annullare – quello associato alla prima, innescando un processo a spirale. È in tale momento che il campo del Sole si inverte – e così pure quello delle macchie – finendo poi con il raggiungere un maximum di segno opposto a quello del ciclo precedente. Il lasso di tempo che intercorre per il ripristino di ogni ciclo magnetico risulta perciò doppio di quello undecennale delle macchie.

Il Sole esercita la sua influenza sulla Terra sia attraverso l'attrazione gravitazionale, mantenendo la Terra sulla sua orbita sia inviando luce e calore, con i noti effetti biologici; particolari di questo quadro sono le stagioni, le maree, ecc. L'attività del Sole si esercita, a livello planetario, sulla struttura della ionosfera, sull'intensità del campo magnetico terrestre, sulla struttura dell'alta atmosfera; a livello atmosferico si manifesta attraverso fenomeni meteorologici; a livello di superficie l'attività interessa e condiziona soprattutto la biosfera. Per quanto riguarda la ionosfera, lo stato normale di questa, che mostra periodiche variazioni diurne, stagionali e undecennali, subisce inoltre perturbazioni (chiamate ionosferiche) quando aumenta l'emissione di radiazione UV o corpuscolare da parte del Sole, il che avviene durante l'esplosione di brillamento: si forma allora alla quota di 80 km uno strato ionosferico (strato D), che impedisce le trasmissioni a onde corte; perturbazioni si verificano anche nelle trasmissioni a onde lunghe. Il campo magnetico terrestre subisce variazioni a breve periodo (diurno) provocate dalle perturbazioni ionosferiche. Sovrapposte a queste vi sono le tempeste magnetiche, originate dalle particelle cariche emesse dal Sole; le medesime particelle, penetrando nell'alta atmosfera, provocano le aurore polari. La radiazione corpuscolare, o vento solare, viene emessa dal Sole attraverso i fori coronali; si tratta principalmente di protoni ed elettroni che si muovono a velocità comprese fra 300 e 2000 km/s a seconda dell'attività del Sole. Alla distanza della Terra, la velocità è mediamente di 400 km/s (con punte di 900 km/s) e va decrescendo con la distanza eliocentrica, insieme alla densità (5-6 ioni/cm3) fino a ridursi allo stesso ordine di quelle proprie al mezzo interstellare.

La struttura e la fenomenologia dell'interno del Sole – a partire dagli strati immediatamente subfotosferici – sfuggono all'osservazione diretta e ciò impedisce agli astrofisici solari l'accertamento degli intimi meccanismi che governano la nostra stella. Un promettente campo di ricerca si basa sul rilevamento delle modeste instabilità che agitano la massa solare, deformandone di continuo, seppure lievemente, la figura. Il rilevamento e l'analisi di tali deformazioni – sperimentalmente fondate su delicatissime misure interferometriche eseguite in particolari righe dello spettro elettromagnetico – ha posto in evidenza che esse sono il prodotto di una combinazione di molteplici perturbazioni interne a carattere periodico, ciascuna delle quali si distingue per il modo di pulsazione. Elementi preziosi d'informazione sono le vibrazioni interne del Sole che, come per quelle telluriche, possono svelare la distribuzione della densità e delle temperature intime del Sole, parametri indispensabili per una più esatta enunciazione delle teorie solari, e per le misure del flusso di neutrini che il Sole produce attraverso le reazioni di nucleosintesi. I neutrini hanno la facoltà di penetrare quasi liberamente attraverso masse di rango planetario o stellare e, pertanto – nel caso del Sole – si prestano a fungere in modo egregio da veicolo di informazione nei riguardi delle condizioni fisiche del loro luogo di provenienza; in altri termini, a rivelare l'efficienza e la natura delle catene reattive effettivamente in atto nel core solare.

Lo sforzo tecnologico sostenuto dagli studiosi per affrancare lo sviluppo delle osservazioni astronomiche dalle limitazioni imposte dalla presenza dell'atmosfera della Terra, è stato ovviamente diretto principalmente al campo solare. Nel 1946, durante il volo di un razzo Aerobee, si ottenne un primo spettro ultravioletto del Sole. Nel decennio successivo, furono lanciati missili e palloni equipaggiati con strumenti atti a misurare la radiazione dell'astro ad altissime quote e, con l'inizio dell'anno geofisico internazionale (1957), le campagne di rilevamento dallo spazio vennero intensificate: dalla serie dei primi Explorer che consentì di ottenere preziose e inaspettate informazioni sulle relazioni energetiche (radiative e corpuscolari) intercorrenti fra il Sole e la Terra, grazie alla scoperta delle fasce di correnti dette di Van Allen e, più in generale, delle proprietà della magnetosfera terrestre. Queste proprietà vennero ulteriormente approfondite – insieme a quelle riguardanti più direttamente il vento solare – dai dieci satelliti IMP (Interplanetary Monitoring Platforms) posti in orbita fra il 1968 e il 1973, alle sonde Pioneer che in volo fra Mercurio e Saturno trasmettevano dati sull'attività del Sole. Tra gli anni Sessanta e Settanta entrarono in orbita terrestre otto OSO (Orbiting Solar Observatory) e sei OGO (Orbiting Geophysical Observatory) dotati di sofisticate apparecchiature per l'esame delle regioni attive del Sole e delle loro influenze sul geomagnetismo; nel 1973 fu la volta del laboratorio spaziale Skylab, attrezzato conl'ATM (Apollo Telescope Mounting), un apparato progettato in modo specifico per il rilevamento in radiazione X della corona e dei centri attivi cromosferici. Nel 1980 divenne operativo, per lo studio integrale della fase di massima attività solare, il satellite SMM (Solar Maximum Mission): esso ha espletato un esauriente programma di rilevamento dell'astro in tutte le sue manifestazioni fenomenologiche. Fondamentale importanza, per l’alto contenuto informativo, stanno rivestendo gli sviluppi della ricerca volta all’esplorazione del Sole e, più in generale, della fisica nell’ambito dell’eliosfera (lo spazio interplanetario soggetto alle influenze radiative, corpuscolari e magnetiche del Sole). Una serie di robot spaziali (il giapponese YOHKHO, l’eurostatunitense SOHO, i satelliti europei Cluster, la missione Ulysses) specificamente dedicati alla fisica solare ha indagato a tutto campo la nostra stella – anche nella gamma delle radiazioni penetranti – onde metterne in luce alcune problematiche di fondo, quali il potere emissivo e la sua variabilità (estesi alle alte latitudini eliografiche, meno conosciute), le precise interrelazioni radiative sussistenti fra le varie strutture della fotosfera, della cromosfera e della corona, l’influenza di quest’ultima nell’ambito dell’eliosfera. Al suolo, poi, la realizzazione di una serie di centri coordinati (GONG, IRIS, RISE, BISON), distribuiti sulle diverse longitudini geografiche, indaga l’interno del globo solare adottando i metodi forniti dall’eliosismologia, ovvero dal rilevamento e dall’analisi delle onde di pressione che inducono in vibrazione la fotosfera. Da questo settore della ricerca è sorto un mezzo potente di diagnostica che sostituisce l’impossibile rilevamento visuale della struttura profonda del Sole, della sua dinamica interna, e del suo equilibrio. Nell’ambito delle indagini eseguite nell’infrarosso (satelliti IRAS, COBE, ISO) e in radiofrequenza è pure risultato che il Sole – insieme al sistema locale di stelle – si trova immerso in una doppia concentrazione di materia diffusa che si sposta a 16 km/s. Si tratterebbe di una formazione fusiforme di 60 anni luce di lunghezza, 10 atomi al centimetro cubo, 7000 K di temperatura, all’interno della quale si distingue una formazione minore (30 anni luce) a temperatura ancor più elevata. All’arricchimento delle conoscenze sui paraggi solari ha contribuito anche il satellite astrometrico europeo Hipparcos che ha reso possibile eseguire stime di 100.000 parallassi stellari con la precisione di 0,001" d’arco. Ciò ha permesso una migliore valutazione della popolazione stellare contigua al Sole: in essa, almeno il 70% delle stelle sono rappresentate da deboli stelle degli ultimi tipi spettrali (K, M, N), nane rosse di un decimo della luminosità solare. I notevoli progressi conseguiti con l’adozione dei metodi di ottimizzazione del seeing astronomico, con l’interferometria a macchie e con le tecniche di trattazione matematica delle immagini (analisi di Fourier, deconvoluzione, ecc.) hanno condotto a crescenti successi nel rilevamento dei dettagli presenti nei dischi stellari. Non soltanto si è raggiunta in numerosi casi la prova di una duplicità, o molteplicità, di astri componenti, ma anche quella che riguarda la presenza di aree di maggiore o di minore luminosità. Esse attestano il diffuso manifestarsi, forse su scala estremamente più estesa che nel Sole, di fenomeni d’attività cromosferica (grandi faculae, plages) e fotosferica (macchie) d’indubbia analoga origine magnetica.