Tutti gli esseri viventi sulla Terra hanno un legame molto stretto con il Sole, direttamente quelli che ne sfruttano la luce per sintetizzare il nutrimento, come le piante, o indirettamente quando sono soggetti alle modificazioni del loro habitat naturale determinate dall'astro. Sappiamo inoltre quanto importante sia l'influenza del Sole sulla vita dell'uomo e sulle sue attività; la nostra stella è soggetta a fenomeni di attività che comportano la liberazione di enormi quantità di energia e l'emissione di un flusso di particelle accelerate ( protoni, elettroni e ioni) che investe la Terra e modifica le condizioni fisiche dell'alta atmosfera e del campo geomagnetico. Dunque, lo studio del Sole è di fondamentale importanza non solo per l'astrofisica, che lo considera la stella di riferimento, vista la possibilità di analizzarlo in dettaglio ma anche per la geofisica, per l'analisi di quel complesso di fenomeni fisici che prende il nome di "relazioni Sole-Terra", e per la biologia, a causa dell'influenza sugli organismi viventi. Per questo il Sole è attivamente indagato da due secoli in qua, ed oggi possiamo dire di conoscere discretamente bene la sua struttura generale ed i fenomeni che avvengono sulla sua superficie, grazie anche alle continue osservazioni cui è soggetto da Terra e dallo spazio ad opera di una rete mondiale di Osservatori. Disponiamo pertanto di una quantità enorme di informazioni e di dettagli. Eppure, quando cerchiamo di spiegarli fisicamente in un quadro omogeneo e consistente, ci scontriamo spesso con l'inadeguatezza delle nostre teorie e ci rendiamo conto che i problemi aperti sono ancora piuttosto numerosi.

La stella Sole

Il Sole emette luce visibile, cioè una forma di radiazione elettromagnetica a cui i nostri occhi sono sensibili, ma anche radiazioni infrarosse ed ultraviolette, invisibili all'occhio, ma che non di rado rileviamo sulla pelle (dopo un'esposizione eccessiva!). Tale varietà di radiazioni e, soprattutto, la loro intensità, ci fanno intuire che il Sole è una stella, ossia un corpo celeste dotato di una intensa sorgente interna di energia e non un pianeta come la Terra, che si limita a rifletterne la luce. A questa conclusione era giunto già un filosofo greco più di duemila anni fa. Infatti, Anassagora di Clazomene, vissuto dal 500 al 428 a.C., affermava che il Sole era una massa infuocata, mentre la Luna era una pietra che brillava della luce solare riflessa. Il Sole appartiene ad un sistema stellare formato da circa 200 miliardi di stelle, che prende il nome di Galassia. La maggior parte delle stelle è concentrata in una regione di spazio a forma di disco disegnato dai bracci che si dipartono a spirale da un nucleo centrale. Il disco ha un raggio di circa 40 mila anni luce ed il Sole occupa una posizione periferica, a circa 27 mila anni luce dal centro, intorno al quale ruota con una velocità di circa 225 krn/s. Compie quindi una rivoluzione completa in 200-250 milioni di anni (=1 anno cosmico). Poiché si ammette oggi che l'età del Sole è di circa 5 miliardi di anni, ciò significa che ha compiuto sino ad ora poco più di 22 rivoluzioni galattiche. A differenza della maggior parte delle stelle della Via Lattea, che frequentemente appartengono a sistemi binari o multipli, la nostra è una stella singola (vedere anche le supposizioni sulla stellaNemesis). Il Sole è la stella centrale del nostro sistema planetario ed intorno ad esso ruotano i nove pianeti conosciuti, a distanze comprese tra 46 milioni di km (Mercurio) e 7,4 miliardi di km (Plutone). La distanza media Terra-Sole è invece pari a 149,6 milioni di km ed è detta unita astronomica, in simbolo U.A.

Ecco come potreste vedere il sole con un filtro solare tradizionale ed economico(per esempio un filtro in mylar).

Caratteristiche fisiche

Il Sole sottende nel cielo un angolo di 32', ossia di circa mezzo grado; essendo nota la sua distanza è possibile calcolarne il raggio in km, che risulta essere pari a 696 mila km, oltre cento volte il raggio terrestre. Se la Terra fosse grande come una moneta da 500 lire, il Sole sarebbe un disco di 2,8 metri di diametro posto alla distanza di 304 metri. E' una stella piuttosto piccola in confronto con le supergiganti come Betelgeuse in Orione, che ha un raggio 1100 volte maggiore. Ma esistono stelle con dimensioni ancora più ridotte. Dal moto dei pianeti si ricava che la massa del Sole è 333 mila volte quella della Terra, ma ha densità, ossia il rapporto massa volume, è di poco superiore a quella dell'acqua; considerando anche l'elevata temperatura che si ricava per la sua superficie (poco meno di 6000 gradi) e per l'interno (più di 15 milioni di gradi), questo prova che il Sole è costituito da gas ionizzato.

Fenomeni superficiali: Le macchie solari

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 S., 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 S., 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. Mounder nel 1922 e, più recentemente 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.

Immagine del sole effettuata il 29/12/2002 con Webcam montata su Etx 90 "Solar"..

Tra cinque miliardi di anni

Una stella passa la maggior parte della sua vita a soddisfare il delicato equilibrio tra la spinta gravitazionale verso il centro dei suoi stessi strati, che cerca comprimerla, e la pressione del gas nel suo interno, che vi si o pone, proveniente dal tremendo calore generato dalle reazioni nucleari. La principale reazione nucleare è il bruciamento di idrogeno in elio. Per una stella come il nostro Sole, si ritiene che tra cinque miliardi di anni tutto il suo nucleo di idrogeno si sarà trasformato in elio. Allora inizia una vita frenetica. Dapprima il nucleo, non più in grado mantenere il delicato equilibrio si contrarrà; in tal modo la si temperatura aumenta e questo permette l'innesco delle reazioni nucleari dell'idrogeno anche in un piccolo strato attorno al nucleo inerte di elio. Nello stesso tempo gli strati stellari esterni si espandono enormemente e la stella diviene una gigante rossa, con un raggio tale da raggiungere l'orbita terrestre: Mercurio e Venere spariranno in questa fase, vaporizzando nella caduta verso il Sole. In seguito, il nucleo diviene così caldo, circa cento milioni di gradi, da innescare le reazioni nucleari dell'elio, che fonde per dare origine a carbonio e ossigeno. Anche l'elio centrale tuttavia è destinato ad esaurirsi. Per una stella come il Sole, l'evoluzione successiva consiste nell'accensione delle reazioni dell'elio anche in un guscio intorno al nucleo, nella espansione a supergigante rossa, con un diametro pari all'orbita di Marte, e infine nell'espulsione degli strati esterni che danno origine ad una nebulosa planetaria, mentre quelle che resta del nucleo si trasforma in una nana bianca.

Osservazioni personali:

Innanzitutto, come sanno tutti,per guardare il sole ci vuole un filtro solare da applicare davanti all obiettivo,non quello all oculare perche' tende quasi immedietamente a rompersi,si potrebbe al limite diaframmare l' obiettivo ma e' comunque rischioso.Il sole di solito lo osservavo col mio rifrattore da 60mm . Ho acquistato poi un filtro solare della Thousand Oaks Optical da applicare davanti all Etx 90.Per gli ingrandimenti potrete ,come per la luna, spaziare su tutti gli oculari.I fenomeni piu' interessanti sono le macchie solari.Se avrete l' occasione di assistere ad un eclissi solare totale,un evento molto raro,potrete vedere molti altri fenomeni spettacolari.

Il mio Etx nella versione "Solar"

Comprende tubo ottico Etx montato sul treppiede Manfrotto, corredato con un adattatore per la culatta che ospita accessori da 31.8 (non in dotazione!!!) ,l' adattatore per Webcam..la Webcam con una prolunga Usb di 3 metri...Di fronte il Filtro solare a tutta apertura Thousand e sopra l' oculare/guida..di solito uso il Sp da 26mm.

Etx "Solar" pronto all uso...

Una "Compagna" particolare del Sole...Nemesis la stella oscura..