Il Sole è una stella di Popolazione I, quindi sufficientemente giovane, che ha ereditato la composizione chimica del mezzo interstellare in cui si è formata ed è costituita di un plasma gassoso di atomi neutri e ionizzati e di elettroni liberi; la densità media è di 1.408 g/cm3, in realtà la densità diminuisce esponenzialmente all'aumentare della distanza dal centro, fino a confondersi con la materia interstellare. Il plasma è costituito per il 92% del volume solare di idrogeno, per il 7% di elio ed il restante 1% di elementi più pesanti; la percentuale di elementi pesanti è rimasta invariata rispetto al momento della nascita della stella e si sono formati grazie alle stelle più evolute, quelle di Popolazione II, che li hanno diffusi nello spazio. Il Sole è circondato da un sistema planetario, in quanto attorno ad essa ruotano 8 pianeti, alcuni nanopianeti, moltissimi corpi minori e della polvere diffusa e rarefatta, denominata mezzo interplanetario, e la sua massa, pari a 1.9891 x 1033 g, costituisce il 99.6% dell'intera massa del sistema. Si tratta di una nana gialla di magnitudine assoluta pari a +4.83, di tipo spettrale G2 V, cioè con una temperatura superficiale media di 5778 K (G2), che le conferisce un colore bianco, che sembra giallo per lo scattering dell'atmosfera terrestre e si trova in sequenza principale (V).

Il Sole si è formato 4.6 miliardi di anni fa a causa dell'esplosione di una o più supernovae vicino ad un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione; dal rapido collasso della nube nacquero moltissime stelle T Tauri, una delle quali, il Sole, si posizionò a circa circa 26.000 anni luce dal centro galattico, su un'orbita quasi circolare. Attorno ad essa si formò un disco protoplanetario con i "residui" della formazione stellare ricchi di calcio e alluminio. Attualmente trovandosi il Sole a metà circa della sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell, è in una lunga fase di stabilità durante il quale la fusione nucleare dell'idrogeno fa in modo che la stella sia in equilibrio termico ed idrostatico, quindi non si espande e non si contrae. Considerando la sua massa in circa 5 miliardi di anni dovrebbe esaurire completamente l'idrogeno del nucleo, mettendo fine al periodo di stabilità e aumentando la sua luminosità del 7-10% circa ogni miliardo di anni. Quando avrà circa 12 miliardi di anni la stella diventerà una gigante rossa instabile, il cui nucleo si contrarrà, riscaldandosi, mentre gli strati più esterni si espanderanno, raffreddandosi e diventando di colore rosso, facendo raggiungere al Sole un diametro di circa 1 U.A., 250 volte quello attuale. In questa fase sicuramente verrà inglobato il pianeta Mercurio e probabilmente il pianeta Venere. Per quanto riguarda la Terra alcuni ritengono che verrà inglobata, altri che si salverà, in quanto, a causa della perdita di massa, il Sole eserciterà un'attrazione gravitazionale inferiore, facendo "allargare" l'orbita terrestre fino a 1.7 U.A..

In seguito la nana bianca brillerà per miliardi di anni, raffreddandosi lentamente fino a diventare una nana nera.

Il nome che porta il Sole viene dal termine latino sol, solis, che quasi sicuramente deriva dal sanscrito svar, cioè risplendente, mentre il prefisso elio-, che spesso viene utilizzato quando ci si riferisce al Sole, deriva dal suo nome greco, helios, che attraverso la variante dorica (aelios) sembra derivare dalla radice indoeropea us-, aus-, che significa ardere. Il Sole ha una luminosità di 3.84 x 1033 erg/s, superiore a quella dell'85% delle stelle della galassia in cui si trova, la Via Lattea, che contiene soprattutto deboli nane rosse; si tratta tuttavia di una delle oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 note all'interno della Via Lattea (galassia di 200-400 miliardi di stelle e materia interstellare che nel 2005 il Telescopio spaziale Spitzer ha rivelato essere una spirale barrata con 2 bracci) e si trova in una regione periferica del braccio galattico secondario denominato Braccio di Orione, tra il Braccio del Sagittario e quello di Perseo, da cui dista 6500 anni luce, ad una distanza dal centro galattico di 26.000 ± 1400 anni luce (7.62 ± 0,32 kparsec) e a 15 parsec dal piano galattico.

Tale Nube ha una temperatura di circa 6000 oC ed una probabile densità di 0.26 atomi/cm;3 di idrogeno neutro, 1/5 di quella interstellare e doppia di quella della Bolla Locale, il Sole sembra vi sia entrato circa 44000-150.000 anni fa e probabilmente vi resterà per altri 10.000-20.000 anni, in compagnia di altre stelle: Alfa Centauri, Vega, Arturo. Il Sole è entrato nella Bolla Locale circa 3 milioni di anni fa, una "cavità" elissoidale nel mezzo interstellare della Cintura di Gould, estesa circa 300 anni luce che si restringe in corrispondenza del piano galattico, mentre al di sopra e al di sotto del piano si dilata formando quasi una clessidra; mostra inoltre una discreta emissione X. All'interno del Braccio di Orione si può dire che esista un sistema di "bolle", in quanto sono state identificate anche la Bolla Loop II e la Bolla Loop III, probabilmente originatosi tra alcune centinaia di migliaia e pochi milioni di anni fa, a causa dell'esplosione di una supernova che ha reso la materia più rarefatta, riscaldandola; per la Bolla Locale si tratterebbe della supernova il cui resto è la pulsar Geminga, nella costellazione dei Gemelli; la Bolla Anello I si sarebbe invece formata dal vento stellare di una supernova probabilmente esplosa a 500 anni-luce di distanza dal Sole, nell'Associazione OB Scorpius-Centaurus, l'Associazione OB più vicina al nostro Sistema Solare. La Cintura di Gould, in cui si trova la Bolla Locale, è un'ellisse parziale di stelle, un gran numero classe spettrale O e B, che potrebbe rappresentare un braccio di spirale locale a cui il Sole appartiene; si trova a circa 325 anni luce dal centro della galassia, è esteso circa 3000 anni luce ed è inclinato sul piano galattico di circa 16-20 gradi. Probabilmente ha un'età di 20-30 milioni di anni, si sta espandendo e ruota attorno al centro in modo leggermente diverso dalla rotazione galattica, così l'asse maggiore cresce più rapidamente dell'asse minore. A causa della relativa lontananza dal centro galattico, da altre regioni ad elevata densità stellare e da forti sorgenti di radiazioni quali pulsar o oggetti simili, il Sole si trova quindi in quella che viene definita una zona galattica abitabile ed orbita attorno al centro della Via Lattea in circa 225-250 milioni di anni, l'anno galattico, ad una velocità di 251 km/s, secondo stime recenti; tali dati implicano che il Sole avrebbe effettuato solo 20-25 orbite complete durante la sua vita e che dalla comparsa dell'uomo sulla Terra ha effettuato solo 1/100 di orbita.

Considerando le perturbazioni causate dalla diversa distribuzione delle masse nei bracci della spirale barrata, si deduce che l'orbita solare è una ellisse poco eccentrica, approssimabile con un cerchio, inoltre in un'orbita completa il Sole oscilla sinusoidalmente al di sopra e al di sotto del piano galattico ogni 30 milioni di anni circa, seguendo un andamento simile a quello di un moto armonico e raggiungendo una distanza massima dal piano galattico di 230 anni luce in direzione Nord e Sud; tali oscillazioni potrebbero coincidere con un incremento nel tasso degli impatti meteoritici sulla Terra, responsabili talvolta di catastrofiche estinzioni di massa. Ciò potrebbe essere dovuto al fatto che le altre stelle, la cui densità è piuttosto alta nel piano galattico e nelle sue vicinanze, esercitano delle forze mareali sugli asteroidi della Fascia principale, della Cintura di Kuiper e sulle comete della Nube di Oort, che vengono quindi dirette verso l'interno del Sistema Solare. La direzione apparente verso cui si muove il Sole nella Via Lattea, detta apice solare, punta a sud della stella Vega e della costellazione di Ercole, con un'inclinazione di circa 60o rispetto alla direzione del centro galattico. Oltre al moto di rivoluzione anche il Sole ha un moto di rotazione, che è il responsabile dello schiacciamento polare della stella, in quanto la forza centrifuga che si origina all'equatore tende a fargli assumere una forma ellissoidale.

Essendo però la velocità di rotazione molto lenta, valore medio di 7091.5 km/h, l'accellerazione centrifuga risulta 18 milioni di volte più debole della gravità superficiale, pari a 274.0 m/s2, quindi il rigonfiamento equatoriale risulta limitato e la stella può essere considerata sferica: diametro polare è più piccolo di quello equatoriale di soli 10 km, con uno schiacciamento polare è di 9 x 10-6; inoltre, gli effetti mareali esercitati dai pianeti sulla stella sono irrilevanti. Il Sole è una sfera di plasma, quindi la sua rotazione è differenziale, varia con la latitudine, rallentando dall'equatore ai poli: 25.38 giorni all'equatore (periodo sidereo), 34.3 giorni ai poli; da Terra il periodo di rotazione solare appare di 27.2753 giorni e si chiama periodo sinodico, rappresenta il tempo impiegato da una macchia solare per tornare nella stessa posizione apparente ed è più lungo del periodo sidereo a causa dello spostamento del punto diosservazione, dovuto al moto di rivoluzione terrestre. Osservando il Sole dall'emisfero settentrionale della Terra le macchie sembrano muoversi da sinistra a destra, per cui il verso di rotazione della stella risulta antiorario, come il moto dei pianeti.

L'ipotesi più accreditata oggi è che l'atmosfera del pianeta fosse più ricca di gas serra, anidride carbonica, metano e ammoniaca, di oggi, e che fossero in grado di trattenere abbastanza calore da bilanciare il minor irraggiamento proveniente dal Sole. Va però considerato che sono state trovate tracce di periodi glaciali in cui gli oceani della Terra sono stati completamente congelati (Terra a palla di neve). Il Sole è l'unica stella della quale siamo in grado di valutare forma e dimensione a vista da Terra, con le opportune precauzioni per proteggere gli occhi; il suo diametro angolare medio apparente risulta di 32' 03" d'arco, diametro che varia a seconda del punto dell'orbita terrestre da cui lo si osserva: 32' 35" d'arco quando il pianeta è al perielio, 31' 31" d'arco quando il pianeta è all'afelio.

Questo permette di osservare alcuni dettagli della sua superficie, come le macchie solari, che in rare circostanze si possono vedere anche ad occhio nudo. Il moto apparente del Sole sulla volta celeste è stato sfruttato dall'uomo per scandire il tempo. Il moto legato alla rotazione dei pianeti ha portato alla definizione per ognuno di loro di un giorno, costituito da un periodo di luce (intervallo temporale tra il sorgere e il tramontare del Sole) e uno di buio (intervallo temporale tra il tramonto e il sorgere del Sole); sulla Terra la posizione apparente del Sole sulla sfera celeste durante il periodo di luce, è stata usata per suddividere il giorno in unità di tempo più piccole (ore, minuti e secondi) e misurarle con opportini strumenti, quali le meridiane e gli orologi.

In un anno il Sole si sposta apparentemente sul piano dell'eclittica, lungo la fascia zodiacale; tale moto è stato usato dall'uomo per creare il calendario, permettendo così di programmare le attività agricole. I primi calendari sono preistorici, ad esempio i megaliti di Nabta Playa, in Egitto, e di Stonehenge, in Inghilterra, e servivano a determinare il solstizio de'estate; particolare è il tempio di Kukulkan (noto come El Castillo) a Chichénitzà, in Messico, che proietta ombre a forma di serpente durante gli equinozi. A causa di questo moto apparente, gli antichi astronomi greci ipotizzarono per il Sistema Solare un sistema geocentrico, o sistema aristotelico-tolemaico, in cui il Sole e gli altri pianeti ruotavano attorno alla Terra, che era anche il centro dell'Universo.

Nel suo moto annuale apparente il Sole si sposta di giorno in giorno; se si rileva la sua posizione nei meridiani alle 12 di tempo medio tutti i giorni per un anno intero, si ottiene una curva a forma di 8, allineata secondo l'asse nord-sud e chiamata analemma solare. Infatti a causa dell'inclinazione dell'asse terrestre rispetto all'eclittica di 66o 33', il Sole varia la sua declinazione di circa 47o all'anno; a questa si aggiunge una variazione in senso est-ovest dovuta alla variazione di velocità della Terra durante la sua orbita: massima al perielio e minima all'afelio.

Per una strana coincidenza, la combinazione delle dimensioni e della distanza del Sole e della Luna dalla Terra (il Sole è 400 volte più grande della Luna, ma anche 400 volte più distante) fanno in modo che appaiano nel cielo del nostro pianeta col medesimo diametro apparente, portando a periodiche occultazioni della stella da parte del nostro satellite naturale, le eclissi solari, che, se totali, consentono di vedere ed analizzare la corona solare e le protuberanze. Eclissi solari Si tratta di un fenomeno che si verifica durante il novilunio, quando Sole, Luna e Terra sono perfettamente allineati in quest'ordine; avendo la Luna un'orbita inclinata di 5o 9' rispetto all'eclittica, si ha l'eclissi solo quando la Luna si trova in uno dei due nodi. Generalmente si hanno 2 eclissi solari all'anno, ma in casi eccezionali si può arrivare anche a 5. A seconda delle distanze che intercorrono fra la Luna e la Terra si possono verificare 3 tipi di eclissi: totale, parziale e anulare, e quasi sempre il tipo di eclissi che si vede dipende dal luogo della Terra da cui la si osserva.

Eclissi	totale
	si verifica quando il diametro angolare apparente della Luna è leggermente superiore a quello del Sole ed è visibile solo in una stretta fascia della superficie terrestre, il corridoio d'ombra, lunga qualche migliaio di chilometri e larga solo qualche decina di chilometri; la durata del periodo di totalità varia da pochi secondi a circa 7 minuti e mezzo, e dipende dalla posizione relativa della Luna e dell'osservatore. Ciò succede solo quando la Luna di trova al perigeo della sua orbita e contemporaneamente la Terra si trova all'afelio della sua, quindi il cono d'ombra avrà le dimensioni massime; subito prima e subito dopo la totalità, o fase massima, appare la luce del Sole mostrando l'aspetto denominato "anello di diamante". L'ultima eclisse totale è avvenuta il 22 luglio 2009 ma è stata visibile solo da India, Cina, Giappone e oceano Pacifico, mentre in Italia è risultata invisibile, mentre l'ultima visibile dall'Italia è stata quella del 15 febbraio 1961. La prossima eclissi totale avverrà l'11 luglio 2010 e sarà visibile dall'Oceano Pacifico e da parte del Cile; le prossime visibili dall'Italia avranno luogo il 2 agosto 2027 a sud-ovest dell'isola di Lampedusa, poi il 3 settembre 2081, 6 luglio 2187, 8 novembre 2189 e 16 maggio 2227.
Eclissi	parziale
	si ha quando la Luna non è perfettamente allineata con la Terra e il Sole, quindi l'ombra lunare non giunge alla superficie terrestre e si osserva la sola penombra lunare; è perciò uguale in tutti i luoghi interessati. Spesso si usa il termine eclisse parziale per indicare una eclissi totale al di fuori della fascia di totalità, oppure quando si parla di una eclissi anulare o ibrida. L'ultima eclisse parziale propriamente detta visibile dall'Italia è stata quella del 29 marzo 2006; la prossima eclissi parziale visibile dall'Italia si avrà 4 gennaio 2011.
Eclissi	anulare
	si ha quando la Luna è all'apogeo della sua orbita leggermente ellittica, mentre la Terra è al perielio della sua orbita, quindi il cono d'ombra che si forma non è sufficientemente "lungo" da raggiungere la superficie terrestre; il diametro angolare della Luna risulta minore di quello solare, per cui durante la fase centrale dell'eclissi è visibile un anello luminoso della superficie solare, non permettendo l'osservazione della corona solare. Un tale tipo di eclisse può durare fino a 12 minuti. A questo tipo di eclisse appartengono i cosiddetti transiti, durante i quali da Terra si possono vedere Mercurio e Venere passare davanti al Sole; da Marte invece si possono vedere i transiti di Fobos (penultima immagine a destra) e di Deimos. L'ultima eclisse anulare si è avuta il 3 ottobre 2005, in Italia fu quasi anulare per la Sicilia, altrove fu parziale; la prossima si avrà il 15 gennaio 2010 di primo mattino, il Sole sorgerà già eclissato, in Africa, India e Cina, per l'Italia sarà parziale. Durante l'eclissi quasi totale del 12 agosto 2026 il Sole tramonterà nel momento culminante dell'eclissi, sottraendosi alla vista proprio al culmine visibile, come anche durante l'eclissi del 26 gennaio 2028, del 27 febbraio 2082 e del 14 giugno 2151.
Alle volte si indica come eclissi ibrida un'eclissi che riulta totale in alcune zone terrestri e parziale in altre. L'ultima eclisse ibrida è avvenuta il 6 maggio 2005, ma non era visibile dall'Europa, la prossima, 3 novembre 2013, sarà visibile dall'Italia. Le eclissi di Sole, come quelle di Luna, essendo periodiche e conoscendo il moto orbitale dei corpi interessati, possono essere previste con molto anticipo, utilizzando il ciclo di Saros; un Saros corrisponde a 18,03 anni (223 mesi sinodici), cioè 18 anni 11 giorni e 8 ore: i giorni saranno 10 se nel periodo ci sono 5 anni bisestili, 12 se gli anni bisestili saranno 3. In un ciclo avvengono 29 eclissi di Luna e 41 eclissi di Sole; inizia sempre con una eclissi parziale vicino ad un polo e termina con una eclissi parziale vicino all'altro polo. Pur tornando ad occupare le stesse posizioni alla fine di ogni ciclo, ci sono comunque dei lievi cambiamenti di posizione, ad esempio poichè la Terra ruota di circa 120o in 0,31 giorni la stessa eclissi si ripeterà ad un'ora diversa al termine di ogni ciclo; affinchè un'eclissi si ripeta quasi esattamente nei medesimi luoghi devono passare 3 Saros, pari a 54 anni (ciclo di Exeligmos).

Da alcune tavolette di argilla e da steli babilonesi si è potuto constatare che la scoperta del ciclo di Saros risale ai Caldei, circa 4500 anni fa, saros in caldeo infatti significa ripetizione; oggi oltre a prevedere le date delle eclissi è anche possibile disegnare le mappe con i limiti delle zone in cui risultano visibili i vari tipi di eclissi e la loro durata. Sono state trattate solo le eclissi legate all'occultazione del Sole da parte della Luna in quanto sono le più interessanti, ma da Terra è anche possibile vedere il transito davanti al Sole dei pianeti Mercurio e Venere, così come per gli altri pianeti del Sistema Solare è possibile vedere il transito davanti al Sole oltre che dei propri satelliti naturali, anche dei pianeti che sono interni alla loro orbita.

Grazie all'eliosismologia sono stati identificati dal centro verso l'esterno i seguenti strati: il nucleo, la zona radiativa, la tachocline, la zona convettiva e la Fotosfera, che può essere considerata la sua "superficie". Nucleo È la parte meno conosciuta della stella e quello che si sa viene o dall'eliosismologia o dall'analisi dei neutrini solari; si ritiene che sia composto in prevalenza da idrogeno, che occupi il 10% del volume della stella, con un raggio pari a circa 0.2 raggi solari, che abbia una densità superiore ai 150 g/cm3, costituendo quindi oltre il 40% della massa totale della stella, che la sua temperatura sia vicina ai 15 milioni di K e che subisca una pressione di 500 miliardi di atmosfere; l'insieme di questi fattori favorisce al suo interno la fusione nucleare. È infatti l'unica zona del Sole in cui avviene la fusione dell'idrogeno in elio e l'energia così prodotta è la responsabile del mantenimento della temperatura dell'intera stella, in quanto la radiazione elettromagnetica risultante per potersi disperdere nello spazio deve attraversare tutti gli strati, cedendo parte della sua energia.

Ogni secondo circa 594 milioni di tonnellate di idrogeno subiscono la fusione, di questi milioni di tonnellate 590 vengono convertite in elio mentre gli altri 4 vengono convertiti in energia, producendo 386 miliardi di miliardi di megawatt, quindi il Sole si alleggerisce ogni secondo di 4 milioni di tonnellate, ma la sua massa totale è tale che dopo 10 miliardi di anni di vita attiva la sua massa si è ridotta solo impercettibilmente. Il tasso di fusioni che avvengono dipende fortemente dalla densità e dalla temperatura del plasma, è quindi un sistema autoregolante: un tasso più elevato di fusioni riscalda di più il nucleo che tende ad espandersi e a raffreddarsi, riducendo il tasso di fusioni e viceversa. L'energia liberata dalla fusione è costituita di fotoni gamma, che si muovono in linea retta alla velocità della luce, ma a causa dell'alta densità del mezzo in cui si spostano vengono quasi subito assorbiti da un atomo, che li riemette poi in una direzione diversa e con uno spettro di frequenze più ampio; tale ciclo di assorbimento-riemissone si ripete varie volte prima che i fotoni arrivino in superficie per poi disperdersi nello spazio.

Per attraversare tale zona i fotoni impiegano, a causa del loro assorbimento e riemissione da parte del plasma, anche centinaia di migliaia di anni; solo i neutrini, che interagiscono poco con la materia, attraversano la zona alla velocità della luce. L'analisi dei dati raccolti dalla missione SOHO suggerisce che la velocità di rotazione della zona radiativa sia leggermente inferiore a quella del nucleo. Tachocline È la zona di transizione tra la zona radiativa e quella convettiva e i dati eliosismologici portano a pensare che abbia un raggio circa 0.70 volte quello solare; è la zona in cui il plasma solare passa rapidamente da una rotazione paragonabile a quella di un corpo solido a quella differenziale, tipica di un fluido. Infatti la parte più interna della stella, la radiattiva, mostra una rotazione simile ad un corpo rigido, forse residuo di un campo magnetico primitivo, pari a quella delle latitudine medie superficiali, circa 30 giorni, mentre nella parte esterna della stella, la zona convettiva, i poli ruotano più lentamente dell'equatore: 25 giorni contro 34; tutto ciò fa pensare che tale zona abbia un ruolo fondamentale nella formazione della dinamo solare, che rinforzando i deboli campi poloidali, porta alla creazione di un campo magnetico di forma toroidale più intenso.

Ha uno spessore di circa 200.000 km e si trova nella porzione più esterna del Sole, a partire da circa il 70% del raggio solare; è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati sottostanti, al punto che l'energia ed il calore non vengono trasferiti tramite l'irraggiamento, ma tramite i moti convettivi: la materia più calda e meno densa viene portata in superficie, dove, cedendo parte della propria energia termica sotto forma di fotoni, si raffredda e quindi risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa e il ciclo ricomincia. Le colonne termiche di risalita delle celle convettive sono responsabili dei granuli e dei supergranuli visibili sulla fotosfera solare, inoltre essendo il moto delle celle turbolento in ognuna di esse si crea una "piccola dinamo" e quindi tutta la superficie solare è cosparsa di piccoli poli nord e sud.

La fotosfera appare granulosa, un fitto mosaico di aree chiare e scure, in quanto è composta da celle di convezione, chiamate granuli, larghe mediamente 1000 km, al centro delle quali del gas caldo sale dall'interno della stella (zone chiare), per poi raffreddarsi di circa 200 K e ricadere ai bordi per moto convettivo (zone scure); tali granuli hanno una vita media di 8-20 minuti, ma poichè se ne formano continuamente di nuovi, la fotosfera sembra in lenta ebollizione; questo fatto resta una delle prove fondamentali della presenza di moti convettivi all'interno del Sole, insieme alla misura dell'effetto Doppler della luce dei singoli granuli. Oltre ai granuli normali esistono dei supergranuli, che possono raggiungere 30.000 km di larghezza e che possono resistere fino ad un giorno; furono scoperte a metà del XX secolo, grazie alle misure dello spostamento Doppler, che mostravano la presenza di flussi orizzontali sulla fotosfera. Su tali supergranuli si discute ancora relativamente alla loro esistenza e per decidere se per i granuli in generale esiste una scala basata sulle dimensioni; alcuni suggeriscono l'esistenza di 3 strutture gerarchiche: la granulazione, con un diametro fino a 2500 km; la mesogranulazione, con diametri di 5.000-10.000 km; la supergranulazione, con diametri oltre i 20.000 km. I supergranuli si frammenterebbero, negli strati più esterni, nei mesogranuli che, sulla superficie, sarebbero suddivisi in granuli, considerati come le tracce delle cellule convettive solari.

Atmosfera È formata dai gas che circondano la fotosfera e che sono visibili a tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico solo durante un'eclissi totale del Sole, a causa dell'estrema luminosità della superficie sottostante, o con strumenti opportuni. Il gas presente in maggior quantità è l'idrogeno, con una piccola percentuale di elio e tracce di elementi più pesanti soprattutto negli strati interni; quindi, come si può vedere nella tabella, è simile a quella fotosferica sottostante. Nell'atmosfera la temperatura del gas aumenta allontanandosi dalla superficie stellare, ma vi si trova anche la zona più fredda del Sole, 4000 K, sufficientemente freddo da consentire l'esistenza di alcune molecole, quali il monossido di carbonio e l'acqua, le cui righe di assorbimento sono ben visibili nello spettro solare; tale alta temperatura permette anche alle sostanze più refrattarie di raggiungere lo stato di vapore e fornisce sufficiente energia alle particelle affinchè gli urti fra esse siano talmente violenti da scomporre le molecole nei singoli atomi. Nell'atmosfera solare si possono distinguere i seguenti strati: Cromosfera, Zona di transizione e Corona; a questi alcuni aggiungono l'Eliosfera, considerandola la tenue prosecuzione della corona.

elemento frazione di massa Idrogeno 0.73826 Elio 0.24952 Ossigeno 0.00536 Carbonio 0.00216 Neon 0.00102 Azoto 0.00062 Magnesio 0.00060 Silicio 0.00067 Ferro 0.00115 Zolfo 0.00032 Alluminio 0.000046 Calcio 0.000060 Nichel 0.000073 Argon 0.000044 Sodio 0.000025 Cromo 0.000017 Cloro 0.000008 Manganese 0.000010 Fosforo 0.000005 Potassio 0.000003

È la sottile fascia trasparente che sovrasta la fotosfera ed è stata chiamata così a causa dei brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo la fase di totalità delle eclissi di Sole; spessa in media solo 6.000 km, varia tra i 2000 km e i 10.000 km, e con una densità pari a 5 x 10-12 g/cm3, deve il colore rossastro agli atomi di idrogeno, che emettono radiazione Hα. Al di fuori delle eclissi totali è visibile solo con strumenti opportuni, come lo spettroeliografo filtro monocromatico polarizzatore di Lyot-Ohman, cioè dotati di un filtro a banda stretta di larghezza non superiore a 0.5 Angstrom, in genere centrati sulla riga Hα dell'idrogeno o K del CaII; la scarsa visibilità è dovuta al fatto che lo spettro della cromosfera è costituito da righe di emissione corrispondenti, in massima parte, alle righe di assorbimento dello spettro solare.

Si tratta della zona al di sopra della cromosfera, non è facilmente visibile da Terra ma dallo spazio è ben identificabile, grazie a strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto distante, come quelli della sonda TRACE, come una debole nebulosità al di sotto della corona; non ha un limite di altitudine ben definito, in quanto forma come un alone attorno alle formazioni della cromosfera (spicole ed i filamenti), e si muove continuamente. La zona di transizione non è ancora ben studiata a causa della sua complessità ed è stata chiamata così a causa dei cambiamenti che vi avvengono; infatti al di sotto di essa la pressione del gas e la fluidodinamica dominano il movimento e la forma delle strutture solari e il Sole si può descrivere tramite stratificazioni e strutture orizzontali, al di sopra a dominare sono le forze dinamiche ed il magnetismo.

Le righe presenti negli spettri delle zone solari al di sotto della zona di transizione sono di assorbimento nell'infrarosso, nella luce visibile e nel vicino ultravioletto, mentre molte delle righe formate nella zona di transizione o al di sopra di essa sono di emissione nell'ultravioletto e nei raggi X. All'interno della zona di transizione la temperatura sale rapidamente, da 10.000 K della cromosfera al milione di K della corona, causando la ionizzazione completa dell'elio presente, con notevoli ricadute sull'equilibrio termico. Infatti la ionizzazione parziale dell'elio porta ad avere un irraggiamento dell'energia efficace, attraverso la radiazione di corpo nero e del continuo di Lyman dell'elio, con il conseguente raffreddamento della materia, come avviene nella cromosfera; un lieve aumento di calore porta alla completa ionizzazione dell'elio, quindi cessa di agire il continuo Lyman e diminuisce la radiazione irradiata. Nella zona di transizione la temperatura sale rapidamente fino a 1 milione di K, cioè una temperatura prossima o coincidente a quella necessaria a produrre il fenomeno della catastrofe in temperatura, una transizione di fase analoga all'ebollizione dell'acqua, al punto che i fisici si riferiscono a questo processo come ad una evaporazione.

Il suo aspetto varia sia su piccola scala (ore) che su grande scala (anni); le variazioni su tempi brevi sono dovute all'attività fotosferica sottostante, soprattutto alla presenza delle protuberanze, quelle su tempi lunghi sono dovute sia al campo magnetico solare che a quello molto intenso delle macchie solari. Infatti la sua forma risulta sferica e molto estesa nei periodi di alta attività solare, mentre nei periodi di "Sole calmo", in assenza delle macchie solari, la corona si restringe in modo irregolare e risulta "confinata" nelle regioni equatoriali, con buchi nelle regioni polari: i buchi coronali; ciò succede in quanto i pennacchi polari di materia vengono curvati dalle linee di forza del campo magnetico, mentre quelli equatoriali diventano più lunghi e complessi. Basandosi sul suo spettro la corona viene normalmente suddivisa in tre zone distinte; la prima si estende per circa 1.5 milioni di Km sopra la fotosfera è chiamata corona elettronica, poiché la sua luminosità è dovuta alla luce fotosferica diffusa dagli elettroni coronali liberi e mostra uno spettro continuo. A circa 3 milioni di km inizia la corona F, dove la luce fotosferica viene diffusa dalla polvere sospesa nello spazio interplanetario, nello spettro compaiono le righe di assorbimento di Fraunhofer ed è la responsabile della Luce Zodiacale.

La terza zona è quella in cui appaiono nello spettro le righe in emissione degli atomi fortemente ionizzati, è denominata corona E ed è poco luminosa: solo l'1% della luminosità coronale. Molte righe presenti negli spettri coronali inizialmente vennero ritenute "misteriose", in realtà sono dovute a transizioni proibite di elementi quali Fe, Ni e Ca, rese possibili solo dalla combinazione tra altissima temperatura e pressione bassissima. Infatti la corona è formata da gas estremamente rarefatto e caldissimo, la cui temperatura varia da uno ad alcuni milioni di Kelvin; la causa di una temperatura tanto elevata è tuttora sconosciuta, anche se probabilmente in parte è dovuto all'interazione del campo magnetico solare con il gas, che essendo completamente ionizzato, è in forma plasma; si tratta del "Problema del riscaldamento coronale". Storicamente è nel decennio attorno al 1930 che gli scienziati determinarono una temperatura coronale di almeno 1 milione di gradi Celsius, da osservazioni compiute durante le eclissi, valore poi confermato da analisi spettroscopiche; basandosi su tali altissimi valori di temperatura, attorno al 1955 il matematico inglese Chapman, calcolò che la corona doveva estendersi ben oltre l'orbita della Terra.

L'eliopausa è la zona dove il vento solare ha una forza insufficiente a respingere il gas rarefatto di idrogeno ed elio che costituisce il mezzo interstellare e quindi si ferma completamente. Prima dell'eliopausa c'è una zona, denominata termination shock, in cui il vento solare, a causa dell'interazioni con il mezzo interstellare, viene compresso, riscaldato e rallenta fino a velocità subsoniche (la velocità del suono nel mezzo interstellare è di circa 100 km/s). Ciò succede perchè, ad una certa distanza dalla stella, la pressione del mezzo interstellare diventa sufficiente a rallentare il vento solare fino a velocità inferiori a quella del suono, provocando un'onda d'urto. Infatti le particelle del vento solare sono emesse dal Sole con una velocità di circa 400 km/s, ma la loro pressione decresce col quadrato della distanza, contrariamente al mezzo interstellare che ha una pressione costante. Si crede che il termination shock si trovi ad una distanza compresa tra 75 U.A. e 90 U.A. dal Sole, ma tale confine non è fisso, in quanto varia in funzione delle emissioni di gas e polveri dal Sole.

La regione dell'eliosfera tra il termination shock e l'eliopausa si chiama eliosheath, in essa il vento solare è compresso della interazione con lo spazio interstellare e risulta turbolento, ha la stessa forma della chioma delle comete, quindi asimmetrica, e il suo spessore varia tra 10 U.A. e 100 U.A. dalla parte opposta a quella di rivoluzione del Sole. La sua distanza dal Sole varia tra 80 U.A. e 100 U.A., ma non si conosce ancora con precisione la sua distanza dall'eliopausa. Davanti all'eliopausa si crea una forte ed estesa onda d'urto, denominata bow shock, cioè choc di prua, quando a causa dell'impatto tra il vento solare ed il mezzo interstellare, quest'ultimo rallenta diventando subsonico, fino a fermarsi nell'eliopausa. Da studi effettuati dalla NASA risulta che si trovi a circa 230 U.A. dal Sole. Il bow shock è un evento comune nell'Universo, in quanto è presente sia nelle stelle, che negli oggetti Herbig Haro, che nei pianeti; nell'ultimo caso si ha quando il vento solare entra in contatto con la magnetopausa del pianeta: per la Terra si trova a 90.000 km dal pianeta ed è spesso 10-1000 km. Sia la zona di bow shock che l'eliosheath sono stati fotografati nelle Nebulosa di Orione, nel punto di "scontro" tra plasma e gas denso.

Nel 1991 Baranov ed altri astronomi hanno ipotizzato che tra il bow shock e l'eliopausa esista una zona di idrogeno ad altissima temperatura, denominata hydrogen wall, causata dall'interazione tra il plasma interstellare ed il "confine" esterno dell'eliosfera. Non si hanno ancora dati precisi sulla forma dell'eliosfera, ma sicuramente non si tratta di una sfera perfetta, il suo limite esterno dovrebbe essere irregolare e di dimensioni variabili, a causa del ciclo solare, della velocità del vento solare, che non è costante, e della densità locale del mezzo interstellare; inoltre di sicuro tale bolla ha una forma leggermente allungata essendo molto più piccola sul lato del Sistema Solare che fa da "prua" nel suo moto orbitale all'interno della galassia, di più è anche spiraleggiante, a causa della rotazione solare.

Le sonde Voyager 1 e Voyager 2 hanno attraversato il termination shock rispettivamente 24 maggio 2004 e il 30 agosto 2007, quando si trovavano a circa 94 U.A. dal Sole la Voyager 1 e a 84 U.A. la Voyager 2, che sembra confermare che l'eliosfera potrebbe avere forma irregolare, estendendosi maggiormente nell'emisfero settentrionale del Sole e ritirandosi nell'emisfero meridionale. Entrambe le sonde Voyager, nell'avvicinarsi al confine con l'eliopausa, hanno registrato un livello sempre più alto di particelle energetiche. È previsto che la sonda Voyager 1 raggiunga l'eliopausa nel 2020 e si spera che le resti abbastanza energia per inviare dati, mentre la Voyager 2 dovrebbe giungervi nel 2010 e dovrebbe poi fornire dati per altri 10 anni. La missione spaziale Interstellar Boundary Explorer (IBEX) della NASA dal 2008 sta raccogliendo dati sul termination shock.

Il Sole è circondato da un campo magnetico dipolare, prodotto da una corrente elettrica circolare derivante da uno "stiramento di materia" fra parti differenti del Sole, che ruotano a velocità diverse e dal fatto che il Sole stesso è un ottimo conduttore elettrico; infatti il campo magnetico viene creato all'interno della stella dal movimento del plasma della sua zona convettiva ed è caratterizzato da una miriade di poli nord e sud appaiati e distribuiti su tutta la superficie solare. In prossimità della stella il suo flusso vale 10-4 tesla e se fosse un dipolo dovrebbe ridursi nello spazio vuoto col cubo della distanza, quindi vicino al nostro pianeta dovrebbe valere circa 10-11 tesla; ma le osservazioni con le sonde hanno rilevato vicino alla Terra un campo magnetico di 10-9 tesla, cento volte più intenso di quanto ipotizzato.

Ciò è dovuto al fatto che il campo si trova all'interno di un fluido conduttore in movimento, il vento solare, all'interno del quale, per la magnetoidrodinamica, si induce una corrente elettrica diretta radialmente verso l'interno che fluisce su una superficie, detta corrente eliosferica diffusa (HCS), e che genera a sua volta dei campi magnetici. Il vento solare è anche responsabile della estensione, infatti il campo magnetico lo trascina fino ad una distanza dal Sole di circa 160 U.A.. Ad una distanza considerevole dal Sole la rotazione differenziale della stella causa la curvatura delle linee di forza del campo magnetico, che formano una spirale, la spirale di Parker, creando una dinamo e producendo una inversione nel verso del campo ogni 11 anni, in concomitanza del massimo del ciclo solare. La spirale di Parker porta il nome del suo scopritore ed è una spirale di Archimede, quindi i bracci hanno una distanza costante fra loro, attorno a cui si "contorce" il campo magnetico solare, che diventa ondeggiante nei punti in cui il campo cambia polarità.

La superficie che identifica la zona di transizione tra le polarità invertite ha uno spessore di circa 10.000 km e viene chiamata corrente eliosferica diffusa; compie una rotazione attorno al Sole ogni 27 giorni, durante i quali i picchi e i minimi della "gonna" passano attraverso la magnetosfera terrestre, interagendo con essa. Secondo una recente teoria all'interno del Sole potrebbero esistere delle instabilità magnetiche, che causano delle fluttuazioni nel campo con periodi di 41.000 o 100.000 anni; queste fluttuazioni potrebbero spigare le ere glaciali terrestri che il ciclo di Milankovitch. Il campo magnetico è il responsabile di vari fenomeni solari, quali le macchie fotosferiche, i flare (o brillamenti) e delle variazioni di intensità del vento solare; inoltre è responsabile degli anelli coronali, in quanto il plasma incandescente espulso delle eruzioni solari si addensa lungo le sue linee di campo aggrovigliate.

Ciascuna regione viene identificata con la sigla AR (Active Region) seguita da un numero progressivo, che indica l'ordine di apparizione del gruppo di macchie della regione, ad esempio la regione AR486 è stata la responsabile del flare storico del 1859, che ha prodotto un flusso di raggi X impressionante; poichè osservatori diversi possono dare numeri diversi alla stessa regione, in genere per identificarne una ci si riferisce al numero del NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration). Una regione attiva viene localizzata tramite longitudine e latitudine solari; la prima è riferita al meridiano solare centrale (la linea al centro del Sole che congiungei 2 poli rispetto all'osservatore: longitudine=0) e può assumere valori tra 0o e 90o est o ovest, mentre la latitudine può variare tra 0o e 90o nord o sud, rispetto all'equatore solare.

Durante tutta l'esistenza del gruppo di macchie la latitudine della regione è circa costante, mentre la longitudine varia di circa 13o al giorno, durante lo spostamento da est ad ovest causato dalla rotazione solare; quindi sarà pari a circa 90o est quando appare, 0o al passaggio al meridiano centrale e 90o ovest al tramonto.

Quindi nei primi giorni di una regione magnetica attiva il campo si sviluppa in modo asimmetrico, comparendo prima il polo a est, detto coda, che evolve quindi più velocemente del polo che appare successivamente ad ovest, detto testa, creando quindi una regione magnetica bipolare: nei due emisferi solari la testa e la coda appaiono speculari, inoltre dopo 11 anni le polarità delle regioni risultano invertite. Quando il campo magnetico raggiunge il valore di qualche decimillesimo di Tesla appaiono le facole cromosferiche.

Tutte le informazioni fino ad ora ottenute sulle regioni attive sono approssimative, in quanto non esistono ancora teorie definitive su tutti i fenomeni dovuti all'interazione tra il campo magnetico solare ed i gas ionizzati ed altamente conduttori degli strati più esterni del Sole e che costituiscono l'attività solare, cioè le macchie, le protuberanze, i brillamenti e tutti quelli che avvengono nella fotosfera e che poi si innalzano negli strati sovrastanti dell'atmosfera solare, si sa però che le regioni attive producono l'82% circa dell'energia termica coronale. L'andamento dell'attività solare è tuttavia prevedibile, in quanto misurabile col numero di Wolf, o numero internazionale, o relativo di macchie solari, o numero di Zurigo, che misura il numero di macchie solari e i relativi gruppi presenti sulla superficie del Sole, dal nome dell'astronomo che nel 1849 a Zurigo cominciò a contare le macchie: R = K(10g + m) dove K = costante dipendente dal luogo di misura e dal telescopio usato g = numero di gruppi di macchie m = numero totale di macchie

O tempesta geomagnetica, è una perturbazione temporanea della magnetosfera di un pianeta causata dall'impatto con le particelle di un forte vento solare, generato da forti emissioni di materia dalla corona solare, che provocano un temporaneo aumento dell'attività per quanto riguarda la Terra l'impatto avviene dalle 24 alle 36 ore successive all'emissione di massa coronale e solo se le particelle del vento solare viaggiano verso il nostro pianeta. Poichè le correnti elettriche presenti nella ionosfera terrestre vengono modificate dalla pressione del vento solare, che cambia al variare dell'attività solare, le tempeste magnetiche generalmente durano dalle 24 alle 48 ore, anche se alcune possono durare per diversi giorni, e generano delle delle splendide aurore polari. Le tempeste possono essere di due tipi, le SSC (Storm Sudden Commencement) che iniziano bruscamente, e quelle che iniziano lentamente; le prime sono improvvise, interessano tutte le latitudini terrestri, sono più intense durante i massimi del ciclo solare e produce una intensa emissione di radiazione ultravioletta. Le tempeste "lente" hanno una intensità media e interessano solo certe latitudini, avvengono con una certa regolarità, legata al moto di rotazione del Sole.

Poichè le emissioni ultraviolette delle tempeste fanno espandere la parte alta dell'atmosfera terrestre, a circa 1000 km dal suolo la densità dell'aria aumenta significativamente, in quanto l'aria calda si alza, per cui i satelliti geostazionari si spostano e lentamente cambiano orbita; se non si effettua una manovra correttiva questi finiranno per avvicinarsi alla superficie terrestre finendo bruciati dall'attrito. Oltre a ciò ci sono dei gravi problemi per i sistemi di comunicazione che utilizzano la ionosfera per riflettere i segnali, in quanto lo strato F2 si frammenta e può sparire; anche i radar possono subire dei danni. In passato le linee telegrafiche spesso presentavano dei problemi legati alle tempeste magnetiche, oggi sono i sistemi di navigazione satellitari, quali il GPS, LORAN possono subire gravi danni in occasione di un'intensa attività solare. Ma le tempeste possono creare problemi anche agli impianti idrici, alterando la misurazione del flusso per il malfunzionamento dei misuratori ed aumentando il livello di corrosione, a causa delle correnti indotte; ma i problemi più evidenti sono quelli dei tralicci elettrici: nel 1965 una interruzione di corrente ha lasciato al buio 30 milioni di persone nel Nord-America, nel 1989 sono rimasti al buio 6 milioni di persone in Québec, mentre in Texas erano visibili delle splendide aurore.

La seconda fase iniziò l'1 settembre ed era legata alla presenza di un gruppo di macchie solari, disegnate da Carrington, talmente grandi da essere visibili ad occhio nudo e che erano apparse già da qualche giorno; poco prima di mezzogiorno Carrington notò una luce violentissima, che durò meno di 10 minuti, proveniente da queste macchie. Carrington ne vide altri 3, tutti segnalati con una lettera nel suo disegno e tutti seguiti da emissione di massa. Come conseguenza del primo potentissimo flare si ebbe una impressionante emissione di massa coronale, che dopo solo 17 ore raggiunse la Terra e in tutto l'emisfero nord, fino a Panama: fu possibile leggere il giornale in piena notte "al buio". I tempi fra l'emissione della massa solare e i suoi effetti sulla Terra sono stati molto più rapidi del normale, in genere ci vogliono 60 ore, in quanto il vento solare prodotto dalla tempesta del 28 agosto aveva "ripulito" lo spazio interplanetario tra il Sole ed il pianeta.

Sono delle aree fotosferiche più scure che appaiono durante periodi d'elevata attività solare, in cui si possono identificare due zone: l'ombra, la parte centrale in cui le linee del campo magnetico sono perpendicolari alla superficie, la penombra, intermedia tra l'ombra e la superficie solare e in cui le linee del campo magnetico sono molto inclinate. Le macchie appaiono scure perchè più fredde della zona circostante (4000-4500 K contro 5777 K) in realtà sono estremamente luminose. In genere l'ombra ha un diametro di circa 15000 km e la penombra di circa 30000 km; la loro vita media è di appena 2 settimane Le prime osservazioni di macchie sono dovute agli astronomi cinesi nel IV secolo, anche se una prima annotazione risale al 28 d.C.; in occidente le prime segnalazioni risalgono all'813, ma i primi studi col telescopio sono dei fratelli Fabricius nel 1610, mentre l'anno dopo furono viste da Galileo. La loro scoperta fu molto importante nel dibattito sulla natura del Sistema Solare, geocentrico o eliocentrico; infatti scomparendo e riapparendo implicavano che il Sole ruotava su se stesso, contravvenendo a quanto detto nel sistema geocentrico.

Spesso l'intenso campo magnetico che dà origine alle macchie produce anche come fenomeni secondari gli anelli coronali. Osservazioni effettuate dalla sonda SOHO con onde sonore, per avere un'immagine dell'interno del Sole, hanno mostrato che sotto ogni macchia solare ci sono forti correnti di materiale dirette verso l'interno del Sole, che formano dei vortici; quindi le macchie sono delle tempeste auto-sostenentesi, simili in alcuni aspetti agli uragani terrestri. Le macchie solari sono anche delle depressioni sulla superficie solare, di profondità variabile, ma inferiore ai 750 km; il primo a ipotizzare ciò fu Wilson nel 1774, che aveva notato che una macchia al centro del Sole, con ombra e penombra di forma circolare e concentrica, sembrava cambiare forma avvicinandosi al bordo ovest. Misurando la larghezza della penombra prima al centro e poi al bordo del Sole e supponendo che la macchia non si sia modificata nel tempo, riuscì a determinare la sua profondità, anche se la sovrastimò.

Il fatto che le macchie solari siano delle depressioni sembra supportata dalle osservazioni che utilizzano l'effetto Zeeman, da cui risulta anche che le macchie solari nascono a coppie di opposta polarità magnetica; in effetti in genere le macchie solari appaiono a gruppi più o meno grandi che tendono ad essere paralleli all'equatore solare e ad estendersi in direzione Est-Ovest. Il numero di macchie solari non è costante nel tempo, ma varia da un minimo, totale assenza di macchie, o quasi, ad un massimo, seguendo un ciclo base undecennale; oltre a questo considerando le osservazioni fatte dal 1700 in poi, e stimandone all'indietro il numero fino al 1500, si può dire che il numero medio in generale è in aumento, e i valori più elevati sono stati registrati negli ultimi 50 anni. Il numero di macchie solari è importantissimo per l'attività solare, infatti durante il Minimo di Maunder, il più profondo dei tre minimi visibili in un grafico Numero_macchie-Anni, esse quasi scomparirono, e la Terra nello stesso periodo si ebbe un brusco calo nella temperatura dell'emisfero settentrionale.

	È il periodo che va dal 1645 al 1715 circa e porta il nome dell'astronomo solare Maunder che, studiando le cronache dell'epoca, scoprì la mancanza di macchie solari in quel periodo; infatti considerando i 30 anni centrali del minimo di Maunder, gli astronomi osservarono solamente 50 macchie, invece delle normali 40.000 o 50.000. Tale minimo coincise con la cosiddetta piccola era glaciale, durante la quale gli inverni in Europa e Nord America furono molto rigidi. All'inizio del XXI secolo sono stati pubblicati dei dati che portano ad ipotizzare che durante tale minimo il Sole si sia espanso e abbia rallentato la sua rotazione, implicando una stella più fredda, e quindi meno calore per la Terra; il motivo di questa espansione della stella, e della successiva contrazione, è ancora sconosciuto, ma potrebbe trattarsi di un normale ciclo solare, tipo quello undecennale ma con una scala di tempi molto superiori.
		Oltre al minimo di Maunder ne sono stati riscontrati altri 2: il Minimo di Dalton tra il 1790 e il 1830 circa e il Minimo di Spörer, tra il 1420 e il 1570; entrambi portano il nome degli astronomi che li osservarone e in entrambi i casi sulla Terra le temperature globali furono sotto la media e l'anno senza estate, il 1816, si verificò in pieno minimo di Dalton. Si sospetta la presenza di altri 2 minimi prima del 1400: il Minimo di Wolf (1280-1350) e il Minimo di Oort (1010-1050).

Il numero medio di macchie solari presenti sul Sole non è costante, ma varia tra periodi di minimo e di massimo seguendo un ciclo di durata media pari ad 11.04 anni, il tempo necessario tra un periodo di minimo ed il successivo minimo; se però si considera anche la polarità delle macchie, che solitamente si formano a coppie di polarità opposta, poichè, a causa dell'inversione magnetica undecennale, nel ciclo successivo si inverte la loro polarità, per riottenere la situazione da cui si è partiti il ciclo diventa di 22 anni, come scoperto da G. E. Hale nel 1908. La lunghezza del ciclo non è strettamente regolare, infatti varia tra 9 e 14 (raro) anni, inoltre in genere il numero di macchie aumenta continuamente per i primi 4.6 anni, mentre cala nei successivi 6.4 anni. Anche la distribuzione delle macchie in latitudine varia undecennalmente, come si può vedere nel diagramma Latitudine-Tempo delle macchie, noto come diagramma a farfalla, costruito per la prima volta dalla coppia marito-moglie E. Walter e Annie Maunder all'inizio del XX secolo. Durante il minimo, che indica l'inizio di un ciclo solare, le macchie sono assenti anche per parecchie settimane, se ce ne sono, sono pochissime, e quando appaiono lo fanno a latitudini elevate: tra 30o e 45o. Al procedere del ciclo le nuove macchie appaiono a latitudini sempre più vicine all'equatore, fini ad apparire, durante il massimo, a 15o di latitudine, intanto le macchie già apparse si abbassano lentamente, fino ad arrivare a circa 7o di latitudine, per poi sparire; non è ancora chiaro il processo che conduce disgregazione delle macchie, ma si ritiene che i moti fluidi legati alla supergranulazione abbiano un ruolo importante. La posizione, e la vita, delle macchie durante un ciclo segue quindi una legge: la legge empirica di Spörer, legge scoperta nel 1861 da Carrington, e successivamente perfezionata da Spörer. Durante il massimo di un ciclo, periodo in cui spesso sono osservabili contemporanea grandi gruppi di macchie, avvengono più aurore polari che in altri periodi. Se si considerano i cicli da massimo a massimo, invece che da minimo a minimo, si parla di cicli di Schwabe, l'astronomo che per primo, nel 1843, dopo 17 anni di osservazioni ha notato il ciclo undecennale; tali cicli sono stati numerati a partire dal massimo del 1761. Massimi dei clicli solari Numero 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Data 1761 1770 1778 1788 1804 1816 1827 1838 1848 1860 1872 1884 Numero 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 Data 1894 1906 1917 1928 1939 1947 1958 1968 1981 1991 2001 2013 L'ultimo massimo solare, il numero 23, è avvenuto nel 2001, il prossimo dovrebbe avvenire nel 2013 e probabilmente sarà più intenso di quello avvenuto nel 1958, quando l'aurora fu visibile sino a Roma (a circa 42o di latitudine nord); infatti l'ampiezza dei massimi è variabile e rispetto al valore minimo può anche triplicare. La previsione relativa al massimo numero 24 è in via di revisione, infatti le ultime osservazioni sembrano suggerire che siamo in un ciclo molto debole; infatti le prime macchie apparse dopo il minimo del 2008 sono "sfumate" e alla fine di marzo 2009 erano passati 344 giorni senza macchie. Non si sa ancora la causa del ciclo undecennale, ma la teoria di K. D. Wood porta a pensare che sia dovuto agli effetti mareali causati dai pianeti, soprattutto Venere, Terra, Marte, Giove e Saturno; i due giganti gassosi, Giove e Saturno, sono anche sospettati come responsabili di un ciclo di 179 anni, non ancora confermato. Si sospetta che esistano altri cicli, ad esempio già Wolf aveva riscontrato l'esistenza di un ciclo nell'ampiezza dei massimi solari, della durata di 90 anni; probabilmente ci sono cicli con periodi lunghi secoli o più, ma non se ne ha la certezza, in quanto i dati che si possiedono riguardano un intervallo temporale notevolmente inferiore.

Come per le macchie non si tratta di un fenomeno specifico del nostro Sole, infatti ne sono anche stati osservati su altre stelle. Si pensa che questi fuochi d'artificio si formino in concomitanza del fenomeno di riconnessione delle linee del campo magnetico; quando l'accumulo di energia magnetica nei pressi delle macchie solari, dovuto ai movimenti della zona convettiva fotosferica, raggiunge il valore limite, si origina una instabilità che porta ad una violenta rottura delle linee di forza magnetiche ed un violento ritorno ad una situazione con energia minore. La maggior parte dell'energia viene ceduta al plasma circostante come calore, che supera così i 107 K di temperatura e, nel caso di flare molto energetici, viene poi espulso come espulsioni di massa coronale ad una velocità di alcune centinaia di km/s; una piccola parte di energia viene invece emessa sottoforma di radiazione, che copre tutto lo spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi γ, con una potenza di 1027 erg/s.

Nell'evento brillamento sono quindi identificabili tre stadi: uno precursore, in cui vengono emessi raggi X molli; uno impulsivo, in cui si accelerano elettroni e protoni ad energie superiori al Mev, a velocità prossime a quella della luce e si ha emissione di raggi X duri e γ; ed un ultimo stadio interessato dal decadimento, nel quale si nota ancora l’emissione di raggi X molli. In concomitanza all'emissione di energia vengono prodotte delle onde d'urto superficiali, che viaggiano orizzontalmente attraverso la fotosfera e verticalmente attraverso la cromosfera, producendo in essa le onde di Moreton, e la corona, a velocità dell'ordine di 1.400 km/s. I flare vengono suddivisi nelle classi A, B, C, M o X, in base alla luminosità X, misurata in Watt/m2, in prossimità della Terra; ogni classe è dieci volte più potente della precedente. Ogni classe è ulteriormente divisa in 9 linearmente, da 1 a 9, quindi un flare X2 è quattro volte più potente di un flare M5 e due volte di uno X1. Normalmente l'attività solare è compresa tra le classi A e C e nemmeno i flare C hanno effetti rilevanti sulla Terra, mentre i più potenti M e X possono causare danni; alle volte i flare superano il valore massimo (X9), come il 16 agosto 1999 e il 2 aprile 2001 in cui vennero misurati dei flare X20, ma il flare più potente mai registrato fu quello del 4 novembre 2003, stimato a X45, che ha saturato gli strumenti per 11 minuti.

La loro comparsa spesso preannuncia l'inizio di una intensa attività solare in quella regione, legata all'apparizione 1-2 giorni dopo di macchie e/o brillamenti solari, fenomeni successivi che si esauriscono velocemente rispetto alle facole, almeno 1 settimana prima; alle volte compaiono e scompaiono senza che ci siano macchie o altro.La vita media di una facola è di 100 giorni, durante i quali si ha un sensibile calo della luminosità iniziale; verso la fine si spezzano in filamenti luminosi, che poi svaniscono. Le facole sono brillanti in quanto sono probabilmente delle nubi di gas caldo che si innalzano all'interno di tubi magnetici emergenti dalla superficie solare nella cromosfera, dove subiscono un assorbimento inferiore che sulla superficie, a causa della diversa densità; le nubi provengono dei "canyons" che separano i granuli della fotosfera, dove si creano continuamente delle celle convettive larghe centinaia di km, che si dissolvono in tempi scala di alcuni minuti.

Spicole Sono delle lingue di idrogeno che si elevano al di sopra della fotosfera, larghe 500-1000 km, lunghe mediamente 4000 km, ma possono raggiungere 15.000 km, che si formano nella bassa e media cromosfera a causa dell'interazione tra la turbolenza e il campo magnetico dei bordi delle celle convettive dei supergranuli, che si muovono a circa 20-50 km/s; hanno una vita media di 5-10 minuti, una densità circa 100 volte superiore di quella del vento solare. Furono scoperte nel 1877 da Padre Angelo Secchi dell'Osservatorio Vaticano di Roma e normalmente si possono contare circa 100.000 spicole attive contemporaneamente, solitamente associate a regioni dal flusso magnetico molto elevato.

Nel 2004 è stato ipotizzato che le spicule si formino in seguito ad oscillazioni p-mode sulla superficie del Sole, cioè onde sonore con un periodo di 5 minuti che si presentano sulla superficie solare, risalgono e ricadono a centinaia di metri al secondo, le colonne di flusso magnetico che si formano si inclinano rispetto alla verticale e possono fare da guida al materiale che risale nell'atmosfera solare per formare una spicola; si tratta tuttavia di una teoria ancora moltocontroversa. Le spicole sono generalmente visibili ai bordi solari, quelle che si vedono all'interno del disco solare vengono chiamate fibrille, che quindi appaiono come strati orizzontali di gas e che hanno la particolarità di avere una vita media doppia rispetto alle spicole propriamente dette: circa 20 minuti.

Sono nuvole di gas cromosferico denso a temperatura relativamente bassa, 104 K, normalmente di circa 100.000 km di lunghezza, sospese nella corona molto più calda, 106 K, grazie a "cappi" del campo magnetico coronale; a causa delle loro temperatura emettono molta radiazione visibile e possono essere facilmente osservate nella riga dell'idrogeno neutro. Si tratta di fenomeni periodici, che variano continuamente di forma e vengono anche chiamati filamenti, in quanto sulla superficie solare appaiono come lunghi fili scuri, mentre al bordo del Sole, col fondo nero dello spazio, appaiono luminosi; entrambi assorbono fotoni dalla fotosfera e li riemettono in tutte le direzioni, ma il loro spettro è diverso: nelle protuberanze sono presenti delle righe di emissione polarizzate, nei filamenti si vedono delle righe di assorbimento polarizzate. Le protuberanze/filamenti generalmente sono presenti nelle zone solari sedi di attività magnetica, ma esistono anche le protuberanze quiescenti, protuberanze che si formano lungo la linea di congiunzione tra due regioni attive con opposta polarità magnetica.

Il plasma che forma le protuberanze viene espulso dalla cromosfera e si estende nella corona, allontanadosi, spinto dal campo magnetico solare, per migliaia di chilometri: la protuberanza osservata dalla sonda SOHO nel 1997 raggiunse 350.000 km di distanza dalla superficie solare, 28 volte il diametro della Terra; in condizioni di massimo solare le protuberanze possono anche arrivare ad altezze paragonabili con il raggio solare, 700.000 km. Una protuberanza si può formare in un solo giorno, ma grazie al campo magnetico coronale presente possono persistere sulla superficie da qualche giorno a qualche mese; purtroppo non è ancora chiaro il meccanismo che permette la loro formazione, ma si sa che, se la geometria variabile del campo magnetico non è più capace di trattenere il plasma delle protuberanze, l'espulsione violenta di una di queste può portatare ad una grande espulsione di massa dal Sole.

Onda di Moreton Viene spesso descritto come uno "tsunami" solare ed è la traccia che un'onda d'urto di grandi dimensioni della corona lascia nella cromosfera; si generata in seguto all'apparire di un flare sulla superficie solare, porta il nome dell'astronomo americano che per primo lo descrisse, basandosi sulle osservazioni di H. Ramsey, ed è visibile sopattutto nella riga Hα. L'onda di Moreton si crea quando una debole, ma veloce, onda d'urto coronale interseca la cromosfera , secondo la teoria di Uchida, e appare come un arco diffuso brillante che si propaga lentamente, 500-1500 km/s, e che percorre anche alcuni centinaia di migliaia di km. Al suo passaggio ci possono essere dei cambiamenti nei filamenti solari, che infatti vengono compressi, inquanto possono diventare temporaneamente invisibili o addirittura venire distrutti.

Anelli coronali Sono dei flussi magnetici a forma di cappio saturati da plasma coronale che si protendono attraverso l'atmosfera solare fino nella bassa corona e le cui estremità sono fissate alla fotosfera; sono noti anche come loops coronali e sono strutture osservate anche in altre stelle. Il loro numero è strettamente legato al ciclo solare, anche perchè alla loro base si trovano quasi sempre le macchie solari; però sono presenti anche nelle zone quiete della superficie solare, come sopra i punti brillanti fotosferici. Gli anelli possono essere di varie dimensioni, ma soprattutto possono essere suddivisi in base alla temperatura, infatti esistono anelli freddi (cool loops), con temperature inferiori a 1.000.000 K, anelli caldi (hot loops), con temperature superiori al milione di Kelvin, e anelli tiepidi (warm loops), con temperatura di circa 1 milione di Kelvin; naturalmente questo comporta che a seconda del tipo di anello si hanno radiazioni a differenti lunghezze d'onda. Gli anelli coronali si formano a causa della rotazione differenziale del Sole, in quanto ruotando la zona equatoriale più velocemente dei poli, le linee di forza del campo magnetico "imprigionate" nel plasma fotosferico si distorcono e si "stirano", fino ad diventare quasi paralleli all'equatore; oltre ad un certo valore di distorsione le linee si annodano come un cappio e si forma una zona attiva.

Per avere un'anello coronale occorre che ci sia anche del plasma a saturare il flusso magnetico, per questo pur essendo la superficie solare piena di "cappi" magnetici gli anelli sono rari; il meccanismo che scalda e proietta il plasma della cromosfera nel flusso magnetico chiuso è localizzato e deve essere sufficientemente stabile da accelerare e scaldare il plasma ad oltre 1 milione di gradi attraverso la cromosfera e la zona di transizione, fino alla corona. Purtroppo tale meccanismo non è stato ancora chiarito, ma con ogni pobabilità il processo di "energizzazione cromosferica" ed il fenomeno del riscaldamento coronale sono legati da un meccanismo comune. Alcune osservazioni effettuate delle missioni solari, quali TRACE e SOHO, suggeriscono una velocità per il flusso del plasma nei loop tra 5 e 16 km/s, altre osservazioni addirittura suggeriscono valori dai 15 ai 40 km/s; il Solar Maximum Mission ha rilevato tramite il suo spettrografo velocità di ben 40-60 km/s.

Quando i CME raggiungono la Terra vengono chiamate ICME (Interplanetary CME) e, a causa del loro forte campo magnetico, ne possono disturbare la magnetosfera; in particolare riescono a comprimerla nella regione illuminata dal Sole e la espandono nella regione non illuminata. Ciò comporta che si osservano dei fenomeni di riconnessione magnetica, per cui alcune linee di forza del campo magnetico terrestre si possono aprire, indebolendo così lo "scudo" magnetico del pianeta; questo genera nella parte notturna del pianeta delle correnti di migliaia di miliardi di watt di potenza in direzione dell'atmosfera terrestre superiore, che provocano aurore particolarmente intense, dette Luci del Nord o Luci del Sud a seconda dell'emisfero in cui appaiono, così come disturbi alle trasmissioni radio, interruzioni di energia elettrica (blackout) e danni ai satelliti. La frequenza di CME varia in funzione del ciclo solare, in caso di minimo si ha in media 1 CME alla settimana e generalmente appaiono vicino all'equatore. In corrispondenza di un massimo solare se ne osservano da 2 a 6 al giorno, dalle regioni attive che si trovano alle varie latitudini solari; fortunatamente solo una piccola parte di questi sono in direzione della Terra. Per prevenire danni che i CME rivolti verso il pianeta potrebbero produrre, questi vengono osservati con un coronografo in luce bianca, col quale si cerca di calcolare la velocità, la direzione di propagazione e l'estensione. Generalmente un CME è formato da 3 strutture, una "cavità" di bassa densità elettronica, una zona centrale che appare come una regione brillante (la protuberanza) all'interno della cavità e un bordo esterno luminoso; si è visto che esistono dei CME a cui manca almeno una delle componenti elencate.

I CME possono apparire sia in regioni attive che in zone tranquille del Sole, nel primo caso le linee di forza del campo magnetico sono chiuse e il CME deve aprirle almeno parzialmente per poter essere espulso. Si è anche visto spesso, ma non sempre, i CME sono associati ad altri fenomeni solari, quali protuberanze, onde di Moreton, flare, etc; per i flare solo il 60% è associato ai CME e devono essere di classe M o X, quindi si sospetta che entrambi siano causati da un evento comune, in quanto alle volte la massima accellerazione dell'uno coincide col picco dell'emissione di radiazione, e non che i flare "guidino" i CME, come si pensava prima. Poichè i CME iniziano nella corona, la loro sorgente di energia deve essere magnetica; essa è talmente elevata da risultare improbabile che derivi dall'emergente campo magnetico fotosferico, anche se esiste l'ipotesi che l'energia sia immagazzinata nel campo magnetico coronale a lungo e che venga improvvisamente liberata a seguito di un'instabilità o di perdita di equilibrio del campo.

Sono delle strutture luminose a forma di anello allungato e con le estremità "appuntite", che si sviluppano al di sopra di regioni attive solari e che sono visibili nella corona, al di sopra di molte protuberanze, durante una eclissi solare; la forma allungata è dovuta al trascinamento dell'anello da parte del vento solare che si allontana dal Sole. Gli streamers sono anelli magnetici che uniscono delle regioni magnetiche di opposta polarità, in cui si trova intrappolato del plasma coronale di milioni di gradi, che causa la luminosità che si osserva; di solito sono raggruppati nella "fascia degli streamers", una fascia che si trova tra le medie latitudini, e la loro distribuzione e quantità segue i movimenti delle regioni attive e l'andamento del ciclo solare: spesso durante i minimi non ci sono streamers. Piccole "goccie" di plasma, detti plasmoidi, alle volte vengono espulsi dalle estremità, facendo degli helmer streamers una delle fonti del vento solare lento; se il materiale espulso dagli streamers è notevole, allora lo streamer produce una emissione di massa coronale.

Buchi coronali Sono delle aree della corona più scure, in quanto il plasma ha una densità inferiore ed è più freddo del circostante; la loro posizione sul Sole dipende dal ciclo solare, infatti durante il minimo solare i buchi si trovano principalmente nelle regioni polari, mentre durante il massimo si trovano in tutta la superficie solare. Furono scoperti nel 1967, grazie alle immagini X prese dalla missione Skylab, già da quelle immagini si vide che le linee di forza del campo magnetico di queste zone sono unipolari e non sono chiuse, ma formano un arco spezzato nel suo punto più alto, da cui viene espulso del gas, che forma il vento solare veloce. Vento solare Viene così chiamato il flusso di particelle, soprattutto protoni ad alta energia, attorno a 500 keV, che come tutte le stelle il Sole emette dalla parte superiore dell'atmosfera; si tratta quindi di plasma coronale costituito dal 74% idrogeno, dal 25% elio ed dal restante 1% altri elementi.

Tabella riassuntiva sul Sole