O Sol é a estrela mais próxima da Terra, no centro do sistema solar, a uma distância média de cerca de 150 milhões de quilômetros. Possui massa e diâmetro gigantescos, equivalentes a aproximadamente 333000 vezes a massa e cerca de 109 vezes o diâmetro da Terra, respectivamente. A temperatura na superfície (fotosfera) do Sol está em torno de 5800 K, enquanto que a densidade média (1,4 g/cm³) de sua massa gasosa é pouco maior do que a da água. O interior do Sol possui temperaturas que chegam a 15-20 milhões de graus no seu núcleo, onde o gás atinge sua maior densidade, aproximadamente 162 g/cm³, propiciando as condições ideais para a produção de energia. Esta energia se propaga pela estrutura interna do Sol até sua superfície, conhecida como fotosfera, de onde é irradiada para todo o sistema solar e para o espaço exterior. O Sol é uma usina natural, relativamente próxima à Terra, produzindo grande quantidade de energia a uma taxa fabulosa de 3,8 x 10²⁶ W. A Figura 1 mostra uma foto da fotosfera.

A superfície do Sol apresenta uma característica dinâmica que pode ser notada quando observada, num intervalo de dias ou semanas, principalmente durante os períodos de máxima atividade quando há a presença de manchas no disco solar. Trata-se da rotação solar que possui um período médio de cerca de 25 dias no Equador. Entretanto, nas proximidades dos pólos este período está em torno de 30 dias.

Fig. 1 - Foto do disco solar mostrando a superfície (fotosfera). Manchas solares, típicas dos períodos de máxima atividade, podem ser vistas ao centro. (fonte: MSFC-NASA).

Além da fotosfera, que se estende até cerca de 500 km acima da superfície, as outras camadas que compõem a atmosfera solar são: cromosfera e coroa solar.

Visível quando observada na luz vermelha do filtro H-a (l = 6563 Å), a cromosfera possui densidades de 1-2 ordens de grandeza mais baixas do que aquelas da fotosfera. Por sua vez, a temperatura vai de dezenas a centenas de milhares de graus já no topo da cromosfera, cerca de 10000 km acima da superfície, próximo à base da coroa. Uma foto da cromosfera usando o filtro H-a é mostrada na Figura 2 a seguir.

Fig. 2 - Cromosfera fotografada usando um filtro na luz vermelha do H-a (fonte: MSFC-NASA).

A coroa solar possui uma densidade 2-3 ordens de grandeza ainda mais baixa (10¹⁰-10⁸ cm^-3) do que aquela da cromosfera. Devido ao fato de ser tão tênue, a despeito de possuir uma temperatura de 1-2 milhões de graus, torna-se visível apenas durante os eclipses solares totais. A Figura 3 mostra uma vista da coroa solar durante o eclipse de 1991.

Além disso, devido a alta temperatura a coroa irradia intensamente nos comprimentos de onda dos raios-X moles (energias de alguns keV), principalmente nos períodos de máximo do ciclo de atividade solar. A Figura 4 exibe uma foto da coroa tomada pelo satélite YOHKOH, em 1992, durante o penúltimo ciclo de atividade.

Fig. 3 - Foto obtida durante um eclipse solar total ocorrido em 1991. A coroa é claramente vista circundando o disco escuro da Lua sobre o Sol. (fonte: MSFC-NASA).

Fig. 4 - Foto do Sol obtida em 1992 pelo satélite YOHKOH em raios-X moles durante o ciclo de atividade solar n^o 22 (fonte: MSFC-NASA).

É importante mencionar que a grande maioria das estruturas existentes no Sol é controlada ou definida pelos campos magnéticos solares. Existem basicamente 2 configurações de campo magnético no Sol: a configuração de campo com linhas abertas que se estendem em direção ao espaço interplanetário e a configuração com linhas fechadas em arcos. A primeira determina o campo magnético de grande escala do Sol que apresenta uma geometria aproximadamente radial, por onde escapa o vento solar, com um campo de intensidade média de poucos Gauss. Já os arcos magnéticos, normalmente se constituem em estruturas de escala relativamente pequena ou média em comparação com as dimensões do disco solar. Estas configurações possuem campos intensos, de centenas a poucos milhares de Gauss, e abrigam as chamadas regiões ativas ou de ocorrência de eventos explosivos ("flares"). Normalmente, estes arcos magnéticos têm sua base formada por duas regiões da superfície, associados a um ou mais grupos de manchas solares possuindo polaridade magnética oposta, e se estendem pela atmosfera solar - cromosfera e coroa - onde se encontram fechando o arco. A Figura 5 mostra um exemplo de arco magnético presente na atmosfera solar.

Figura 5 - Arco magnético gigante na atmosfera solar. A linha vermelha fina e curva abaixo é a borda (limbo) do Sol (fonte: MSFC-NASA).

Além disso, as manchas solares se constituem em regiões onde os intensos campos magnéticos sub-fotosféricos afloram à superfície. Nestas regiões, os campos são tão intensos que inibem o transporte da energia proveniente do interior solar. Por este motivo, estas regiões são até 2000 K mais frias do que o restante da superfície e conseqüentemente menos brilhantes. Logo, o fato de as manchas serem escuras é puramente um efeito visual de alto contraste entre a superfície quente e brilhante e as manchas mais frias e opacas.

A presença de arcos magnéticos na superfície solar, ou mais precisamente a freqüência com que surgem e desaparecem é governado pelo chamado ciclo de atividade solar. Este ciclo possui um período de cerca de 11 anos. Período durante o qual o número de manchas presentes no disco solar cresce, atinge um máximo, e diminui, voltando a crescer no início do próximo ciclo. É durante o período de crescimento e máximo do ciclo que a freqüência de ocorrência de explosões solares observadas também cresce, culminando no máximo do ciclo. Durante o decaimento do ciclo também ocorrem explosões, porém a freqüência de ocorrência e intensidade dos fenômenos são maiores durante o período de subida até o máximo do ciclo.

Os fenômenos explosivos solares, normalmente possuem um amplo espectro, desde ondas de rádio até raios-X e raios-g . Possuem classificação e características específicas dependendo do comprimento de onda (freqüência) no qual foram observados. A Figura 6 mostra como exemplo o espectro de uma explosão solar observada pelo "Espectroscópio Solar Brasileiro" (BSS) dentro da faixa de comprimentos de onda decimétricos.

Figura 6 - Espectro dinâmico (2050-2250 MHz) de uma explosão solar observada pelo instrumento BSS em 18/09/2001 às ~17:05 UT.

A investigação dos fenômenos solares é muito importante em diversos campos de atividade humana:

1. Investigações de possíveis efeitos da radiação e fenômenos solares sobre o clima na Terra.
2. Previsão do clima espacial e efeitos dos fenômenos solares sobre as atividades humanas.
3. Aprimoramento das pesquisas científicas sobre outras estrelas a partir dos resultados das pesquisas sobre o Sol.
4. Investigação dos mecanismos responsáveis pela produção de energia no Sol e da viabilidade de sua utilização na Terra como fonte de energia de baixo custo e com dano ambiental reduzido.