Il sole è costituito da diversi strati, in pratica è una matriosca composta da sfere di gas.
L'energia sprigionata dal cuore, risale attraverso le zone convettive, la fotosfera, la cromosfera , la corona per arrivare allo spazio aperto e giungere sino a noi come comunemente lo conosciamo.

Ma cosa vediamo realmente?
Osservando il sole, lo strato con cui abbiamo a che fare è la fotosfera. Come detto è gassoso, quindi non è propriamente una superfice quella che si osserva, ma più correttamente uno strato di 100Km circa, molto sottile in quanto misura lo 0.014% del raggio, con una temperatura di circa 6.000 °C.
Una simpatica curiosità è data dal fatto che osservando il sole , la sua luminosità non è costante, infatti degrada allontanandosi dalla zona centrale. Questo fenomeno è da attribuite alla fotosfera in quanto i processi di generazione di energia al centro la attraversano perpendicolarmente, mentre ai bordi del disco la attraversano sempre piu obbliquamente, attraversando pertanto una maggior quantità di gas non trasparente.
Il sole ruota su se stesso in circa 27 giorni, su un'asse inclinata di circa 7,25 gradi rispetto all'asse terrestre ; quindi vediamo piu emisfero Nord in Settembre e quello Sud in Marzo.
Siccome il sole è una palla di gas, non ruota tutto contemporaneamente (sarebbe troppo bello) bensì più rapidamente all'equatore, circa 24 giorni, e piu lentamente ai poli, circa 30 giorni.
In questa regione possiamo osservare alcuni fenomeni molto interessanti:


Macchie Solari:

Scoperte nel 1908 dall'astronomo George Ellery Hale, sono aree scure variabili per forma e per numero, nelle quali si distingue una zona centrale detta ombra, circondata da zone di pen'ombra , chiamate anche spiaggie, e rappresentano i punti freddi della fotosfera infatti piu' bassi di 1.500-2.000 °C rispetto alle regioni fotosferiche circostanti (che si trovano come detto a circa a 6.000 °C).
E' a causa di questa differenza di temperatura, relativa alla fotosfera, che appaiono scure in quanto sarebbero molto brillanti se prese singolarmente. Come diceva sempre un simpatico postino... "tutto è relativo".
Una macchia tipica ha un campo magnetico 10.000 volte circa più intenso di quello terrestre. Le macchie solari compaiono generalmente a coppie, con campi magnetici di polarità opposta. Dapprima aumentano di numero, per poi diminuire, con un ciclo regolare che dura circa 11 anni, già noto almeno dall'inizio del XVIII secolo.
I complessi campi magnetici associati al ciclo solare, tuttavia, vennero notati solo dopo la scoperta del campo magnetico della stella.
Il campo magnetico è più intenso nella zona piu scura, l'ombra, rispetto alle zone piu chiare, le penombre, dove diventa piu orizzontale e quindi meno intenso.
In una coppia di macchie che si forma in uno dei due emisferi, la macchia che precede (nella direzione della rotazione) ha polarità opposta rispetto a quella che si forma nell'emisfero opposto. Quando inizia un nuovo ciclo, la direzione del campo magnetico delle macchie di ciascun emisfero si inverte. Così un ciclo solare completo, che includa anche l'inversione di polarità del campo magnetico, dura circa 22 anni.
Le macchie tendono a formarsi sempre con una certa simmetria tra i due emisferi ; poiché ogni macchia esiste al massimo per qualche mese, il ciclo di 22 anni riflette processi solari profondi e di lunga durata.
Benché non sia del tutto compreso, esso sembra il risultato delle interazioni del campo magnetico del Sole con la zona convettiva.

L'attivita' di tutte le macchie presenti sul disco viene indicata con il cosiddetto numero di Wolf; introdotto nel 1848 dal direttore dell'osservatorio di Berna R.Wolf, che osservava il Sole con un piccolo rifrattore da 8 cm di diametro.
Attualmente esistono anche altri sistemi per la catalogazione delle Macchie Solari, ma si basano su caratteristiche differenti.
Detto g il numero di gruppi di macchie e f quello totale delle macchie R e' dato da
R=k(10*g+f)
dove k e' un fattore, dell'ordine dell'unita', che tiene conto delle condizioni di osservazione e dello strumento utilizzato dall'osservatore. In questo modo le osservazioni di diversi osservatori vengono rese omogenee e confrontabili fra di loro.
Il valore di R e' archiviato e catalogato a partire dal 1700.

Sono aree brillanti visibili maggiormente sui bordi del disco.
Esse sono prodotte da gas convogliato dall'interno lungo le linee del campo magnetico, un principio di iterazione di campi magnetici simili a quello delle macchie solari, ma in questo caso in fasci più concentrati. Mentre le macchie sembrano piu scure, le facole tendono ad essere più chiare.

Sono celle grandi circa 1000 Km che coprono interamente la superfice solare, escluse naturalmente le macchie solari e poche altre eccezioni.
Questo fenomeno è l'apice delle celle convettive dove i gas bollenti fuoriescono come bolle di gas in uno stagno fangoso nela zone piu chiara per ricadere catturati dal campo magnetico in cascate piu scure.
I granuli hanno una vita media di circa 20 minuti, pertanto la trama diseganta dai granuli è in continuo fermento.
Questo fenomeno è ben visibile nel filmato del Swedish Vacuum Solar Telescope (470 Kb). Questi rapidissimi cambiamenti, portano i flussi di gas a raggiungere velocità supersoniche di oltre 7 Km/s con la conseguenza di boom sonici e altri disturbi elettromagnetici.

Naturalmente i granuli che sono piccoli hanno paura a stare da soli...; tentono a ragrupparsi in gruppi detti supergranuli di dimensioni sui 35.000 Km; è piu facile vederli sul versante blu dello spostamento Doppler (o spostati verso il blu), in breve, avvicinandosi verso l'operatore, comprimono le onde elettromagnetiche risultando leggermente spostati verso il blu.
I supergranuli hanno una vita media di 1 o 2 giorni; anche qui il campo magnetico influisce spostando flussi di gas verso i bordi di questi gruppi. Questo crea il Network Cromosferico.
E' una sorta di ragnatela che divide i gruppi di supergranuli, in lento movimento maggiormente visibile sul versante rosso dello spostamento Doppler ( o spostati verso il rosso).

Un fenomeno piuttosto comune di prominenza "tranquilla" è quella detta Hedgerow ossia un fenomeno di sospensione di gas con la forma di un cespuglio. Ha la caratteristica di avere una struttura a filamenti, diciamo i rami, molto complessa e affascinante se ripresa in alta risoluzione. La curiosità probabilmente sta nel fatto che rimane flottante, e probabilmente l'iterazione tra i campi magnetici e il differente peso rispetto la cromosfera la fanno, in pratica, galleggiare.

Le spicule sono fiammate di idrogeno (o plasma) situate entro i confini dei supergranuli che si innalzano attraverso il Network cromosferico. Sono causate dall'interazione dei campi magnetici ai bordi dei supergranuli. Un'altro fattore di turbolenza è dato dal fatto che questa zona avvengono drastici cambiamenti nelle condizioni fisiche della materia, come ad esempio il forte dislivello di temperatura che passa dai 5.800 °C della fotosfera ai 100.000 °C dell'alta cromosfera su una distanza esigua pari al 2% del raggio solare, mentre la densità decresce al crescere dell'altezza.
Si osservano come un prolungamento della granulazione fotosferica, assomigliano a delle piccole spine da cui il nome di spicole oppure spighe di grano e possono essere viste anche con l’ausilio di filtri e strumentazioni particolari, possono raggiungere una velocità di oltre 65 mila chilometri orari e altezze di circa 5 mila chilometri in poco meno di cinque minuti.
Queste generano la bassa e media cromosfera.
Scoperte nel 1877, sono un fenomeno comune, visto che in ogni momento se ne verificano fino a 100 mila: l'osservazione però è difficile perché durano poco tempo (circa cinque minuti) e sono molto piccole, circa 500 chilometri di diametro.
Padre Angelo Secchi descrisse le spicule come "piccole fiammelle sotto l'azione del vento", che danno alla cromosfera l'aspetto di una "prateria infuocata".

L'atomo piu semplice è quello dell'idrogeno; ha un elettrone che orbita attorno ad un protone nel nucleo.
Quando il nucleo riceve energia, il suo elettrone salta su un'orbita superiore creando una linea di assorbimento nello spettro ,ma quando è il protone ad emettere energia, l'elettrone ritorna ad una orbita inferiore creando una lina di emissione stavolta.
Gli elettroni che saltano dalla 4° alla 2° orbita producono una linea di emissione Idrogeno Beta (Hb). Questo ci permette di osservare ad esempio la testa di cavallo (B33 Horsehead nebula) in Orione, la "Cocoon Nebula" nel cigno e la California Nebula in Perseo usando un filtro H-Beta.
Gli elettroni che saltano, invece, dalla 3° alla 2° orbita producono emissioni in H-Alfa sulla linea dei 656.3 nanometri.

• Wikipedia - L'enciclopedia libera
• Solar Physics (NASA) - Dr. David H. Hathaway
• Novac Northen Vorginia Astronomy Club, di by Greg Piepol
• Alcuni spunti presi da articoli di Albino C.

• BBSO - Big Bear Solar Observatory Latest images of the chromosphere in H-alpha and CaK-Line
• Space weather support - Risorse utili e un buon help per la comprensione delle immagini.
• N.S.O. - National Solar Observatory Sacramento Peak
• World Data Center -
• Sunspot and the Solar Cycle -
• NOAA
• Mees Solar Observatory
• SOHO - SOHO Exploring the sun, progetto delll'ESA e NASA
• Solar data Analysis Center