Il Sole (dal latino Sol) è la stella madre del sistema solare,attorno alla quale orbitano gli otto pianeti principali (tra cui la Terra), i pianeti nani, i loro satelliti, innumerevoli altri corpi minori e la polvere diffusa per lo spazio, che forma il mezzo interplanetario. Il Sole, inoltre, costituisce da solo il 99,8% della massa del sistema.ù

Il Sole possiede una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati interni della stella. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia, una disciplina che, esattamente come la sismologia, studia la diversa propagazione delle onde sismiche per rivelare l'interno della Terra, analizza la differente propagazione delle onde di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole. L'analisi eliosismologica è spesso associata a simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella. Il raggio del Sole è misurato dal suo centro sino al limite della fotosfera, lo strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo. La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare suddivisa in involucri concentrici; ogni strato possiede delle caratteristiche e delle condizioni fisiche ben precise, che lo contraddistinguono dal successivo.

Gli strati sono, partendo dal centro verso l'esterno:

1. Il nucleo ;
2. La zona radiativa ;
3. La tachocline ;
4. La zona convettiva ;
5. La fotosfera ,

L'atmosfera, suddivisa in:

1. Cromosfera ;
2. Zona di transizione ;
3. Corona.








Nucleo




Il nucleo solare è la parte più interna del Sole, e di conseguenza la più calda (circa 15 milioni di kelvin). Al suo interno si svolgono le reazioni di fusione nucleare, responsabili della produzione di energia del Sole, del suo risplendere e in definitiva del sostentamento della vita sulla Terra.
Secondo le teorie odierne, il centro del Sole è composto prevalentemente da idrogeno. La temperatura si aggira sui 16 milioni di gradi, la pressione è elevatissima, intorno a 500 miliardi di atmosfere, e la densità del materiale nel nucleo è di circa 150g/cm3. Queste condizioni sono estreme per noi ma normali per una stella. Stelle più grandi del Sole hanno nuclei ancor più densi e caldi.








Zona Radiattiva




La zona radiativa è uno strato interno del Sole e delle stelle; si estende da circa il 30% al 70% del raggio solare, cioè dal nucleo fino al confine con la zona convettiva per un totale di circa 500000 km. Nella zona radiativa, l'energia prodotta dal nucleo è trasportata da fotoni che percorrono il plasma impiegando, a causa dell'assorbimento e della rimissione, anche centinaia di migliaia di anni per attraversare la zona. Solo i neutrini, che interagiscono poco con la materia, attraversano la zona alla velocità della luce. La temperatura della zona radiativa varia da circa 6.500.000 °K in prossimità del nucleo, fino a circa 3.000.000 °C all'interfaccia con la [[zona convettiva].








Tachocline

Il termine tachocline designa la parte più interna della stella, la cui rotazione è paragonabile a quella di un corpo solido, e la porzione esterna, che ruota in maniera differenziale comportandosi come un fluido. Recenti studi condotti tramite l'indagine eliosismologica indicano che la tachocline abbia un raggio circa 0,70 volte quello del Sole. Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni siano una delle cause dei campi magnetici che caratterizzano la stella: infatti le simmetrie e l'estensione della tachocline sembrano rivestire un ruolo di primo piano nella formazione della cosiddetta dinamo solare, poiché rinforzano i deboli campi poloidali creando un più intenso campo di forma toroidale.








Zona Convettiva

La Zona convettiva è uno strato interno del Sole e delle stelle, in cui l'energia termica, attraverso i moti convettivi, viene portata negli strati più esterni del corpo celeste, ossia in superficie.

I moti convettivi stellari consistono in movimenti del plasma all'interno della stella, che di solito formano correnti circolari di convezione che riscalda il plasma in discesa, il quale, dopo essere risalito, cede energia all'esterno, raffreddandosi, raddensandosi e riprecipitando verso l'interno. Nel Sole, la zona convettiva occupa il 30% del raggio, e si trova nella parte esterna, a contatto con la superficie. Una volta che il gas incandescente è giunto alla fotosfera, emette fotoni nello spazio.

Stelle con temperature più basse del Sole, come le nane rosse, possiedono una zona convettiva che occupa per intero lo strato tra il nucleo e la superficie; stelle di grandezza media, come il Sole, hanno una zona radiativa a contatto con la superficie, mentre lo strato superiore al nucleo è in equilibrio radiativo. In entrambi tipi di stelle non vi è mescolanza tra il nucleo e i prodotti di fusione accumulati. Le stelle con massa superiore a 1,1 masse solari sfruttano un processo nucleare differente nel loro nucleo, chiamato ciclo CNO (Carbonio-Azoto-Ossigeno); questo processo è molto sensibile alla temperatura, così il nucleo forma una zona di convezione che rimescola il "combustibile" con i prodotti di reazione. La zona convettiva in queste stelle è sovrastata dalla zona radiativa, che invece è in equilibrio termico, e nessun movimento di materia si può verificare.







Fotosfera

In astronomia, la fotosfera (composto da foto- e sfera; dal greco phós, phótos, "luce", e spháira, "globo", "palla") di un oggetto è la regione in corrispondenza della quale esso diventa opaco. In altre parole, non è possibile osservare la regione al di sotto della fotosfera. È un termine normalmente usato per descrivere l'aspetto del Sole o di un'altra stella: poiché le stelle sono delle sfere di gas, non hanno una superficie solida; ma esiste comunque una profondità sotto alla quale il gas non è più trasparente ai fotoni, e questa profondità fornisce una superficie visibile alla stella. In particolare, nel caso del nostro Sole lo strato fotosferico non presenta alcuna discontinuità tangibile con la regione convettiva sottostante come con la corona solare più esterna; anzi esso si distingue unicamente per l'assenza quasi totale di altri raggi provenienti da strati più interni del globo, che unita alla quantità minimamente rilevante di emissioni radio dalle sfere sovrastanti nonché alla sostanziale trasparenza delle stesse, fa sì che la radiazione percepibile da un osservatore esterno sia sostanzialmente quella prodotta dalla fotosfera medesima. La fotosfera del Sole ha una temperatura che varia dagli 8000 ai 4200 kelvin circa, decrescendo con l'allontanamento dagli strati più interni per quelli più esterni. Per questo ha un colore giallo. Egualmente si deduce il tasso di variazione di temperatura proporzionale alla quota dall'analisi della luminosità: la fotosfera non è omogeneamente brillante in tutti i suoi strati, ma si fa più tenue in quelli periferici, per cosiddetto fenomeno dell'oscuramento al bordo. Altre stelle possono essere più calde o più fredde. La fotosfera solare è composta da celle di convezione chiamate granuli; ogni granulo è una tempesta di fuoco larga da 500 a 1000 km, al centro della quale del gas caldo sale dall'interno della stella, raffreddandosi e ricadendo ai bordi per moto convettivo. Un singolo granulo ha una vita media di soli 8 minuti, ma se ne formano di nuovi continuamente, dando alla fotosfera un aspetto complessivo simile ad una lenta ebollizione. Tra i granuli normali si trovano dei supergranuli grandi fino a 30.000 chilometri, capaci di resistere fino ad un giorno. La granulazione resta una delle prove fondanti della presenza di moti convettivi all'interno del Sole, mentre non sappiamo d'altra parte se queste formazioni si trovino anche su altre stelle, perché sono troppo piccole per essere viste. Altre formazioni presenti sulla fotosfera sono le macchie solari e i flare solari. L'atmosfera visibile del Sole è composta da altri strati posti sopra la fotosfera: la cromosfera, alta 2000 chilometri e visibile in luce filtrata, e sopra questa la caldissima e tenue corona solare.





Cromosfera

La cromosfera (letteralmente sfera di colore) è un sottile strato dell'atmosfera del Sole, subito sopra la fotosfera, spesso 10.000 chilometri. La cromosfera è sostanzialmente trasparente rispetto al resto dell'atmosfera solare.

Occorrono speciali strumenti per poter vedere la cromosfera del sole, a causa della fortissima luminosità della fotosfera sottostante, ma il suo colore rossastro può essere osservato durante un'eclissi totale oppure in luce filtrata, come l'H-alpha.
Le formazioni più comuni visibili sulla fotosfera solare sono le spicule, lunghe dita di gas luminoso che si protendono dalla fotosfera. Le spicule salgono fino alla cima della cromosfera e poi ricadono più in basso, nel giro di circa 10 minuti.
Un'altra formazione cromosferica sono le fibrille, strati orizzontali di gas simili come dimensioni alle spicule, ma con una vita media doppia.
Le più spettacolari formazioni, e anche le più rare, sono le prominenze solari, gigantesche eruzioni di gas che raggiungono altezze di 150.000 chilometri, cioè più grandi dell'intero pianeta Terra. Solo i brillamenti solari possono superarle in energia.
Sopra la cromosfera si trova la cosiddetta regione di transizione, dove la temperatura aumenta rapidamente per arrivare alla caldissima corona solare, che forma lo strato più esterno dell'atmosfera.





La zona di Transizione

La zona di transizione è una regione posta esternamente rispetto alla cromosfera, ma internamente rispetto alla corona solare. Qua la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della corona, fino a quasi un milione di kelvin; tale forte incremento causa una transizione di fase dell’elio, che qua diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non occupa un’altitudine ben definita: forma infatti una sorta di nube attorno a formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti, ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili ai raggi ultravioletti..





Corona

La corona solare è la parte più esterna dell'atmosfera del Sole.
Si estende per centinaia di migliaia di chilometri ed è visibile, assieme alla cromosfera, durante le eclissi solari totali, o con l'ausilio di un apposito strumento, il coronografo. È formata da gas (soprattutto idrogeno) e vapori provenienti dagli strati sottostanti dell'atmosfera solare. Essendo estremamente calda (fino a milioni di gradi celsius), la materia in essa contenuta è sotto forma di plasma.
Il motivo della sua normale invisibilità è che è estremamente tenue. Il meccanismo che la riscalda non è perfettamente compreso, ma una parte rilevante è sicuramente giocata dal campo magnetico solare.