Il sole, la nostra più importante risorsa di vita.

Il Sole (in lingua latina Sol ) è la stella madre del sistema solare, il nostro sistema planetario. Attorno ad essa orbitano gli otto pianeti principali (tra i quali 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 costituisce da solo il 99,8% della massa del sistema. La radiazione solare, emessa nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche (in particolare luce ed infrarossi), consente la vita sulla Terra; inoltre, l'insolazione della superficie terrestre regola il clima e dà luogo alla maggior parte dei fenomeni meteorologici.
Il Sole è, propriamente, una stella di medie dimensioni, costituita essenzialmente da idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume) ed elio (circa il 24-25% della massa, il 7% del volume), cui si aggiungono altri elementi più pesanti presenti in tracce. Classificato dagli astronomi come nana gialla, il Sole è una stella di classe spettrale G2 V. G2 indica che la stella ha una temperatura superficiale di circa 5 780 K, caratteristica che le conferisce un colore bianco, che però appare giallo a causa dello scattering dell'atmosfera terrestre. La V (5 in numeri romani) indica che il Sole, come la maggior parte delle stelle, è nella sequenza principale, ovvero in una lunga fase di equilibrio stabile in cui l'astro fonde, nel nucleo, l'idrogeno in elio. Il Sole fa parte degli oltre 100 milioni di stelle di classe spettrale G2 note all'interno della Via Lattea e supera in luminosità ben l'85% delle stelle della Galassia, gran parte delle quali sono deboli nane rosse. Collocata all'interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario, la stella orbita attorno al centro della Via Lattea ad una distanza media di circa 26 000 anni luce e completa la propria rivoluzione in circa 225-250 milioni di anni. Tra le stelle più vicine, poste entro un raggio di 17 anni luce, il Sole è la quinta più luminosa in termini assoluti: la sua magnitudine assoluta, infatti, è pari a +4,83.
Se qualcuno avesse la possibilità di osservare la nostra stella da Alfa Centauri, il sistema stellare più vicino, essa apparirebbe nella costellazione di Cassiopea con una magnitudine apparente di 0,5.
Il Sole orbita ad una distanza dal centro della Via Lattea stimata in 26 000 ± 1400 anni luce (7,62 ± 0,32 kpc), e più precisamente all'interno della Bolla Locale, una cavità nel mezzo interstellare della Cintura di Gould, situata nel bordo più interno del Braccio di Orione, un braccio galattico secondario posto tra il Braccio di Perseo e il Braccio del Sagittario.La nostra stella si trova attualmente nella Nube Interstellare Locale, un addensamento del mezzo interstellare dovuto all'unione della Bolla Locale con l'adiacente Bolla Anello I. La distanza tra il Braccio di Orione ed il Braccio di Perseo è di circa 6500 anni luce; il Sole, e dunque il sistema solare, si trova in quella che gli scienziati definiscono zona galattica abitabile.
Si ritiene che l'orbita del Sole abbia una forma pressoché ellittica, tenendo conto delle perturbazioni causate dalla diversa distribuzione delle masse nei bracci della spirale galattica; inoltre il Sole oscilla al di sopra e al di sotto del piano galattico mediamente 2,7 volte per orbita, secondo un andamento assimilabile ad un moto armonico. Poiché la densità stellare è piuttosto alta nel piano galattico e nei suoi pressi, tali oscillazioni coincidono spesso con un incremento nel tasso degli impatti meteoritici sulla Terra, responsabili talvolta di catastrofiche estinzioni di massa. Tale incremento è dovuto al fatto che le altre stelle esercitano delle forze mareali sugli asteroidi della Fascia principale o della Cintura di Kuiper o sulle comete della Nube di Oort, che vengono dirette verso il sistema solare interno.
Il sistema solare impiega circa 225–250 milioni di anni per completare una rivoluzione attorno al centro della Galassia (anno galattico); perciò il Sole avrebbe completato 20–25 orbite dal momento della sua formazione ed 1/1250 di orbita dalla comparsa dell'essere umano sulla Terra. La velocità orbitale della nostra stella è di circa 220 km/s; a questa velocità il sistema solare impiega circa 1400 anni per percorrere un anno luce, che equivale ad una Unità astronomica ogni 8 giorni. L'apice solare è la direzione apparente verso cui si muove la nostra stella nel suo movimento di rivoluzione attorno al centro di massa della Galassia; è orientato verso la stella Vega e la costellazione di Ercole, con un'inclinazione di circa 60° in direzione del centro galattico. La costellazione di Cassiopea come apparirebbe da α Centauri.
Se intorno al sistema di α Centauri, il sistema stellare più vicino al sistema solare (distante circa 4,2 anni luce), orbitassero dei pianeti di tipo roccioso, nei quali si fossero sviluppate forme di vita intelligenti in grado di osservare il cielo e comprenderne i meccanismi, esse lo vedrebbero non molto diverso da come lo vediamo noi. Le differenze resterebbero circoscritte ad alcuni particolari: ad esempio, la stella Sirio si verrebbe a trovare nella costellazione di Orione, ad alcuni gradi da Betelgeuse, anziché nel Cane Maggiore, la costellazione del Centauro sarebbe privata della sua stella più luminosa, mentre Cassiopea si troverebbe ad avere una luminosa stella di magnitudine 0,5 in più: si tratta del Sole. La posizione della nostra stella è facilmente calcolabile, poiché essa si troverebbe agli antipodi di α Centauri vista dalla Terra: avrebbe dunque un'ascensione retta di 02h 39m 35s ed una declinazione di +60° 50′ 0'' e si troverebbe alla sinistra di Segin (ε Cassiopeiae); la costellazione assumerebbe a questo punto non più la classica forma a "W", ma una forma simile a questa: "/W".

Il Sole, essendo costituito da plasma (gas altamente ionizzato ad elevata temperatura), non possiede, al contrario di un pianeta roccioso, una superficie solida e ben definita: infatti, la densità dei gas che costituiscono la stella diminuisce esponenzialmente all'aumentare della distanza dal centro.
Illustrazione della struttura interna del Sole.
La stella ha però una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità degli strati interni della stella alla radiazione elettromagnetica. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia, una disciplina che, esattamente come la sismologia, che si serve delle onde generate dai terremoti per rivelare l'interno della Terra, fa uso delle onde di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole. L'analisi eliosismologica è spesso associata 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 distinguono dal successivo. Gli strati sono, partendo dal centro verso l'esterno:

Il nucleo;
La zona radiativa;
La tachocline;
La zona convettiva;
La fotosfera, la superficie del Sole;
L'atmosfera, suddivisa in:
Cromosfera;
Zona di transizione;
Corona.

In alto possiamo vedere l'espanzione della corona.

Osservando il Sole con dei filtri adatti, è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristiche macchie solari, aree ben definite che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" (dell'ordine dei 4500 K). Si tratta di regioni ad intensa attività magnetica, nelle quali la convezione (visibile nel resto della superficie sotto forma di granulazione) risulta inibita dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne e calde alla superficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi per migliaia di chilometri di diametro.
Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, ma varia durante il ciclo solare. Normalmente, durante il minimo solare le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano di solito alle alte latitudini solari (lontane dell'equatore). Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il massimo, il numero le macchie si fanno più frequenti e tendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella, in ottemperanza alla Legge di Spörer. Le macchie di solito si trovano in coppie di polarità magnetica opposta; la polarità magnetica delle macchie si inverte durante ogni ciclo solare, cosicché se in un ciclo una assume le caratteristiche di un polo nord magnetico, al ciclo successivo essa diventa un sud magnetico.