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z  Il Parelio, quel fenomeno atmosferico dei Cani di Sole   Esempio di  Parelio  -- image credit: Piergiorgo Ricotti È un evento raro, ma ben conosciuto fin dall'antichità: si chiama "parelio" o più comunemente "cane solare": lo descrissero Diodoro Siculo, Seneca, Cicerone. Si tratta di fenomeni ottici che si verificano quando la luce del Sole basso sull'orizzonte viene rifratta da particelle di ghiaccio presenti nell'alta atmosfera. I pareli si presentano come macchie discretamente luminose (a volte rivaleggiano con il Sole stesso) poste a sinistra e a destra del Sole alla distanza angolare di 22°. Questa struttura fissa è determinata dalle leggi della rifrazione nei cristalli di ghiaccio, che sono di forma esagonale. I pareli si presentano spesso associati con altri fenomeni tipici delle giornate molto fredde con cristalli di ghiaccio in alta quota: i cerchi pareliaci. Si tratta di cerchi luminosi concentrici al Sole, lievemente arrossati nel bordo interno e tali che il cielo all'interno sembra più scuro. Lo stesso fenomeno può essere generato dalla luce riflessa dalla Luna (per lo più quando è piena): in questo caso prende il nome di paraselenio (da Selene, nome greco del satellite naturale terrestre). Questo fenomeno risulta molto più raro, dato che la luminosità della Luna è di gran lunga inferiore a quella del Sole. In passato la visione dei pareli veniva considerata un fenomeno inquietante, si legge infatti in alcune cronache medievali dell'apparizione in cielo di tre Soli! Un'altra manifestazione della cultura popolare attribuisce a pareli e cerchi un carattere beneaugurante per i raccolti. Naturalmente tutto ciò va interpretato nella giusta prospettiva: le condizioni atmosferiche sono in realtà responsabili di entrambi i fatti, i pareli ed il buon raccolto, non è vero che un fatto sia causa dell'altro. Osservare la concomitanza di due fatti non esclude che un terzo fatto sia la causa di entrambi!.   Esempio di  Paraselenio a Sestri Levante  -- image credit: Pighin

 
 
 

 
 
 
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Sole, osservabilità dalla Terra nell'arco di tre giorni

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Sole con rotazione sinodica di 27,2753 giorni al filtro H-Alpha  -  image credit unknown

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z  Sole, osservabilità dalla Terra

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Sembrano immagini tratte da un film con effetti speciali. Ma qui di speciale c’è solo la natura: siamo nel cielo di Dusseldorf in Germania, dove un fotografo dell’agenzia Epa (Julian Stratenschulte) è riuscito ad immortalare il volo di un aereo della Air Berlin nel momento in cui tramontava il Sole.  
 
 
 
 
 
 
 
 

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z  Sole, osservabilità dalla Terra

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13-12-2007 ore 11,30, proiezione del Sole all'interno del "Solarscope" - macchies solari  -  image credit Pighin

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. È classificata come una nana gialla di tipo 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 proprio nucleo, l'idrogeno in elio. Tale processo genera una grande quantità di energia, emessa nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica (radiazione solare) e flusso di particelle (vento solare). La radiazione solare, emessa fondamentalmente come luce visibile ed infrarossi, consente la vita sulla Terra fornendo l'energia necessaria ad attivare i principali meccanismi che ne stanno alla base; inoltre l'insolazione della superficie terrestre regola il clima e la maggior parte dei fenomeni meteorologici. 

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. 

Il simbolo del Sole consiste di una piccola circonferenza con un punto al centro. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Sole, etimologia e dimensioni apparenti

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Il termine "Sole" deriva dal latino sol, solis, che deriverebbe, a sua volta, dal sanscrito (sûryas, in origine *svaryas), la cui radice "svar-" significa risplendere. 

Dalla medesima radice deriva l'aggettivo greco "seirios" = splendente; tale aggettivo, soprattutto nella sua forma personificata "ho Séirios", che significa "Colui che risplende", era uno degli epiteti con cui era indicato, soprattutto in ambito poetico-letterario, il Sole. 

È da notare anche come dal medesimo aggettivo derivi il nome della stella più luminosa del cielo notturno, Sirio (a Canis Majoris). 

Il Sole è l'unica stella la cui forma possa essere apprezzata semplicemente alla vista, grazie al suo diametro angolare apparente medio di 32' 03" d'arco, che varia però a seconda del punto in cui la Terra si trova nel corso della sua orbita: raggiunge infatti il valore massimo (32' 35") quando il nostro pianeta si trova al perielio, mentre il valore minimo (31' 31") all'afelio. 

Simili dimensioni apparenti consentono, previo l'utilizzo di particolare strumentazione ed adeguate protezioni, di osservare i dettagli della superficie della nostra stella allo scopo di rivelare e studiare i fenomeni che la caratterizzano. 
 
 
 
 
 
 
 

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z  Sole, osservabilità dalla Terra  z    Eclissi di Sole parziale (Mandawa, India 2009) ripresa a circa 650 km dalla fascia di totalità - le immagini sono ricavate da telecamera                  Eclisse di Sole totale 2009: Varanasi sul Gange, India ...       zz                    Sole, osservabilità dalla Terra  image credit "Wikipedia"image credit "Wikipedia" z  Per una strana coincidenza, la combinazione delle dimensioni e della distanza dalla Terra del Sole e della Luna sono tali che i due astri appaiono nel cielo pressappoco col medesimo diametro apparente; tale situazione è all'origine di periodiche occultazioni della stella da parte del nostro unico satellite naturale, che prendono il nome di eclissi solari; le eclissi totali, in particolare, consentono di visualizzare la corona solare e le protuberanze.

 

z  il Sole vero visto dalla Terra immobile al centro della sfera celeste

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Il moto del “Sole osservato” (Sole vero) può essere misurato grazie all'utilizzo di strumenti preposti come le meridiane. Per noi abitanti dell’emisfero Nord d’estate il Sole vero viaggia più lento (è più lontano) e d’inverno più veloce (è più vicino). La stella compie, pertanto, nell'arco di un anno tropico, un tragitto lungo la fascia zodiacale che varia di giorno in giorno con legge complessa. Lo scostamento Nord-Sud, ampio 46° 54’ (per via dell'inclinazione dell'asse terrestre) è la causa delle stagioni. 

 
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il Sole medio visto dalla Terra immobile al centro della sfera celeste

Il Sole medio (che non ha nessun corrispettivo fisico e viaggia sull'equatore celeste) ruota in senso orario attorno alla Terra ferma (sorge, culmina e tramonta) in 24 ore. Il punto g ruota attorno alla Terra in senso orario in 23 ore 56 minuti 4,2 secondi. Quindi ogni giorno il Sole medio avanza, in senso antiorario, rispetto al punto g di 0,98565 gradi. In 1 anno tropico percorre tutto l'equatore e ripassa al punto g. Questi sono i due "moti contrapposti" di cui parla Dante nel Paradiso, Canto X, 9 "move l’un moto e l’altro si percuote;" (diurno orario, annuale antiorario). 
 
 
 
 
 

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Posizione del Sole all'interno della Galassia

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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, il che equivale ad una unità astronomica (UA) ogni 8 giorni. 

La direzione apparente verso cui si muove la nostra stella durante la propria rivoluzione attorno al centro di massa della Galassia prende il nome di apice solare e punta verso la costellazione di Ercole. 

Si ritiene che l'orbita del Sole abbia una forma ellittica quasi circolare, 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 ogni orbita, secondo un andamento assimilabile ad un moto armonico. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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Sole, il ciclo vitale ...

Il Sole è una stella di popolazione I (o terza generazione) la cui formazione sarebbe stata indotta dall'esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più supernovae nelle vicinanze di un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione. 

È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa, il rapido collasso della nube, innescato dalle supernovae, portò alla formazione di una generazione di giovanissime stelle T Tauri, tra le quali anche il Sole, che, subito dopo la sua formazione, assunse un'orbita quasi circolare attorno al centro della Via Lattea, ad una distanza media di circa 26 000 a.l.. 

Le inclusioni ricche in calcio-alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente. 

Il Sole si trova a circa metà della propria sequenza principale. 

Al termine di questo lungo periodo di stabilità, ossia tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà in una fase di forte instabilità che prende il nome di gigante rossa: nel momento in cui l'idrogeno contenuto nel nucleo si esaurirà, i suoi strati più esterni si espanderanno e si raffredderanno, assumendo una colorazione rossastra; quando la temperatura interna sarà aumentata sino a 100 milioni K, avrà inizio la fusione dell'elio, che produrrà carbonio e ossigeno. 

Le dimensioni dell'astro saranno colossali, prossime ad 1 UA (circa 100 volte quelle attuali). 
 
 
 
 

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z  Sole, il ciclo vitale in un grafico ...  image credit Wikipedia      image credit Wikipedia  Entro 7,8 miliardi di anni il Sole rilascerà gli strati più esterni, che formeranno una nebulosa planetaria, mentre le parti più interne collas- seranno e daranno origine ad una nana bianca, che si spegnerà lentamente nello spazio. Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che non hanno una massa sufficientemente elevata da esplodere come supernovae.  1. Protostella   -   2. Stella T Tauri   -   3. Sequenza principale (G V)   -   4. Gigante rossa   -   5. Nana bianca.

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z   Sole, caratteristiche morfologiche e rotazione       image credit "Wikipedia"      image credit "Wikipedia"  z

Il suo diametro polare differisce da quello equatoriale di appena 10 km. 

Poiché si trova allo stato di plasma e non possiede, al contrario di un pianeta roccioso, una superficie solida, la stella è soggetta ad una rotazione differenziale, ovvero ruota in maniera diversa a seconda della latitudine: infatti la stella ruota più velocemente all'equatore che non ai poli ed il periodo di rotazione varia tra i 25 giorni dell'equatore e i 35 dei poli. 

Tuttavia, poiché il punto di vista osservativo dalla Terra cambia man mano che il nostro pianeta compie il proprio moto di rivoluzione, il periodo di rotazione apparente all'equatore è di circa 27 giorni. Inoltre, la densità dei gas che costituiscono la stella diminuisce esponenzialmente all'aumentare della distanza dal centro.  
 
 
 
 
 
 
 

zz  Sole, struttura interna a gusci concentrici  image credit "Wikipedia"     image credit "Wikipedia"  z  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:   Nucleo - Zona radiativa - Tachocline - Zona convettiva – Fotosfera – atmosfera: Cromosfera - Zona di transizione - Corona        zz

 
 

z  Sole, struttura interna

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Il nucleo solare comprende il 10 % del volume totale della stella, ma costituisce oltre il 40 % della sua massa totale. È qui che avvengono le reazioni di fusione nucleare, la fonte principe dell'energia solare. 

Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia delle dimensioni prossime agli 0,2 raggi solari, con una densità superiore a 150 000 kg/m³ (150 volte quella dell'acqua), una temperatura di circa 13.600.000 K (per raffronto, la temperatura superficiale è 5.785 K) ed una pressione di quasi 500 miliardi di atmosfere; è la combinazione di simili valori a favorire la fusione nucleare dell'idrogeno in elio. Il nucleo è l'unica regione della nostra stella in cui, attualmente, avvenga la fusione nucleare. 

Situata all'esterno del nucleo, la zona radiativa si estende da circa 0,2 sino a 0,7 raggi solari; essa assorbe l'energia prodotta dal nucleo e la trasmette per irraggiamento (donde il nome) agli strati superiori. Pressione e temperatura sono ancora abbastanza elevate da permettere il trasferimento dell'energia allo strato successivo. 

In questa fascia avviene il trasferimento dell'energia creata nel nucleo verso lo strato superiore, la zona convettiva. 

L'energia viene trasferita verso gli strati più esterni in maniera molto lenta: infatti, gli ioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che viaggiano attraverso una breve distanza prima di essere riassorbiti e riemessi da altri ioni.  
 
 
 
 
 
 
 
 

Sole, struttura interna

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La zona di transizione tra la porzione radiativa e quella convettiva prende il nome di tachocline e si estende, secondo recenti studi eliosismologici, a partire da 0,70 raggi solari. Gli astrofisici ritengono che tali dimensioni svolgano un ruolo determinante nella genesi del campo magnetico solare, in quanto interverrebbero nella dinamo solare (il meccanismo grazie al quale si origina il campo magnetico della nostra stella) rinforzando i deboli campi poloidali per crearne uno più intenso di forma toroidale. 

La zona convettiva ha uno spessore di circa 200 000 km e si trova nella porzione più esterna del Sole, a partire da circa il 70% del raggio solare. L'area è caratterizzata da temperature e densità inferiori a quelle degli strati sottostanti; di conseguenza, l'energia ed il calore non possono essere trasferiti attraverso l'irraggiamento, ma tramite moti convettivi. 

La materia più calda e meno densa viene portata in superficie, dove cede parte della propria energia termica; una volta raffreddata, la materia risprofonda alla base della zona convettiva, dove riceve nuovamente il calore proveniente dalla zona radiativa. A differenza dello strato sottostante, dunque, nella zona convettiva la materia è in costante movimento. Questo costante e turbolento movimento sembra essere una delle cause fondamentali della dinamo solare. 

Le colonne termiche della zona convettiva lasciano dei segni sulla fotosfera solare che prendono il nome di granuli o supergranuli solari.  
 
 
 
 
 
 
 
 

z  Sole, struttura interna

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La fotosfera è lo strato superficiale del Sole, al di sotto del quale la stella diviene opaca alla luce visibile; si tratta dunque del primo strato visibile, dal quale l'energia proveniente dall'interno è libera di propagarsi nello spazio. È sede di fenomeni come le macchie solari e i flare. Il suo spessore varia da alcune decine fino a qualche centinaia di chilometri. 

Poiché gli strati più alti della fotosfera sono più freddi di quelli più profondi, l'immagine del Sole appare più luminosa al centro, e si fa via via più tenue man mano che si procede verso il bordo del perimetro del disco visibile; questo fenomeno è chiamato oscuramento al bordo, ed è causato da un fenomeno di prospettiva. 

All'osservazione diretta la fotosfera presenta un aspetto granuloso, dovuto alla presenza della granulazione e della supergranulazione. 

Durante i primi studi dello spettro ottico della fotosfera, furono trovate alcune linee di assorbimento che non corrispondevano con nessun elemento noto sulla Terra. Nel 1868, Norman Lockyer ipotizzò che queste linee fossero causate da un nuovo elemento, che chiamò elio, come l'omonimo dio greco del Sole; venticinque anni dopo, l'elio venne isolato sulla Terra. 
 
 

 
 
 
 
 
 
 

Sole, la tormentata atmosfera

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Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole. 

È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente. La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore. 

Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di K della corona; tale incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine ben definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle 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 alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto distante. 

La corona è la parte più esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da plasma ad elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin). Tuttavia, essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica. 

È sede di numerosi fenomeni di tipo magnetico, come le espulsioni di massa (CME) e gli anelli coronali.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Sole, la tormentata atmosfera  image credit "Wikipedia"     image credit "Wikipedia"  diagramma della bassa atmosfera solare   -   image credi "Wikipedia"

 
 
 
 
 

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Sole, la tormentata atmosfera  image credit "Wikipedia"     image credit "Wikipedia"  anelli coronali   -   image credi "Wikipedia"

 
 
 
 
 

 
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z  Sole, il vento solare     image credit "Wikipedia"   image credit "Wikipedia"

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Il vento solare è formato da plasma e la sua composizione chimica è identica a quella della corona: 73% idrogeno e 25% elio. Nei pressi della Terra, la velocità del vento solare varia tra 200 e 900 km/s (in media 450 km/s). Ogni secondo la stella perde, tramite il vento solare, una quantità di materia pari a 1,37 miliardi di kg; si tratta però di una perdita piccola, poiché in un anno corrisponde a 2,18×10^-14 volte la massa complessiva del Sole. Il vento solare arriva fino ad una distanza massima di circa 160 unità astronomiche. Il vento solare si muove in direzione radiale rispetto al Sole, ed a causa della sua rotazione le linee di campo si curvano a formare una spirale. 
Il vento solare viaggia in maniera continua attraverso l'eliosfera, fino a che non si scontra con l'eliopausa, ad oltre 50 UA dal Sole.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Sole, il vento solare  image credit SOHO                image credit SOHO  Il ciclo solare 23 (1996-2006 con massimo nel 2001) visto nei raggi X dalla sonda SOHO

Il ciclo dell’attività magnetica solare è il tempo, della durata media di undici anni, che intercorre tra un periodo di minimo dell'attività solare e il successivo minimo. Il ciclo solare modella l'atmosfera ed il vento solare, l'irradianza, onde dagli ultravioletti ai raggi X, flare e le espulsioni di massa, i raggi cosmici ad alta energia. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Sole, le macchie solari

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Osservando il Sole è possibile scorgere lungo la sua superficie le caratteristiche aree ben definite che appaiono più scure (macchie) 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 più calde alla superficie. 

Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri. 

Il numero di macchie solari visibili sulla superficie del Sole non è costante, ma varia durante il ciclo solare undecennale. 

Normalmente, durante il minimo solare le macchie sono assenti o molto esigue; quelle che appaiono si trovano di solito alle alte latitudini (lontane dell'equatore). Man mano che il ciclo prosegue, avanzando verso il massimo, le macchie si fanno sempre più frequenti e tendono a spostarsi verso le zone equatoriali della stella, in osservanza della 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.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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Sole, le macchie solari  image credit Nasa      image credit Nasa  un gruppo di macchie solari; si noti la granulazione fotosferica

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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Sole, le macchie solari e la loro polarità magnetica  image credit Nasa      image credit unknown  un gruppo di macchie solari; si noti la granulazione fotosferica

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

la variazione nel numero delle macchie solari dal XVII secolo al 2007  -  image credit "Wikipedia"

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Sole, le macchie solari ... la prima scoperta    « Esso fu il primo che, contro alle opinioni de i troppo timidi e troppo gelosi dell'inalterabilità del cielo, affermò tali macchie esser materie che in tempi brevi si producevano e si dissolvevano; che, quanto al luogo, erano contigue al corpo del Sole, e che intorno a quello si rigiravano, o vero, portate dall'istesso globo solare, che in sè stesso circa il proprio centro nello spazio quasi di un mese si rivolgesse ... »           Galileo Galilei                 .

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a Sole tabellare