ElSol és unestel situat al centre delsistema solar. Es tracta d'una esfera gairebé perfecta deplasma calent[8] portada a laincandescència per les reaccions defusió nuclear que es produeixen al seunucli i que radia energia majoritàriament en forma dellum visible iradiació infraroja. És amb molta diferència la font d'energia més important per a lavida a laTerra. Té un diàmetre d'aproximadament 1,39 milions de quilòmetres, xifra que equival a uns 109 diàmetres terrestres, i una massa equivalent a unes 330.000 masses terrestres, que representa un 99,86% de la massa total del sistema solar.[9] L'hidrogen representa unes tres quartes parts de la massa del Sol (~ 73%) i la resta es compon majoritàriament d'heli (~ 24,5%), amb traces d'elements més pesants com ara l'oxigen, elcarboni, elneó i elferro.[10]
Cada segon es fusionen uns 600 milions de tones d'hidrogen en heli i es converteixen 4 milions de tones demassa en energia al nucli del Sol. D'aquí a uns milers de milions d'anys, quan la fusió decaigui per sota del nivell que cal per mantenir l'equilibri hidroestàtic, la densitat i la temperatura del nucli augmentaran considerablement, les capes externes començaran a inflar-se i, en definitiva, el Sol evolucionarà a ungegant vermell.
LaTerra i tots els altresplanetes del sistema solar giren al seu voltant. Elsplanetes menors, elscometes, elsmeteoroides i tot elmedi interplanetari que hi ha enmig també giren al voltant del Sol. Com que és l'estel més pròxim a laTerra (és a 150.000.000 km), és també l'astre més brillant del firmament. La seva presència o absència en el cel determina eldia i lanit, respectivament. L'energia radiada pel Sol és aprofitada pels éssersfotosintètics, que constitueixen la base de lacadena alimentària. També aporta l'energia que manté en funcionament elsprocessos climàtics.[12]
Malgrat que és un estel de mida mitjana, la proximitat a la Terra produeix undiàmetre angular de 32′ 35″ en elperiheli i 31′ 31″ en l'afeli, la qual cosa dona un diàmetre mitjà de 32′ 03″. Per una estranya coincidència, la combinació de grandàries i distàncies del Sol i laLluna són tals que, vistos des de la Terra, tenen aproximadament la mateixa grandària aparent.[cal citació]
La paraulasol té diverses variacions a través de les famílies de llengües. Per exemple, en les llengües de la famíliaindoeuropea, en la majoria dels casos es troba una part nominativa amb unal, en lloc de l'arrel genitiva enn, com per exemple en llatísōl, el grecἥλιος (hèlios), el gal·lèshaul i el rusсолнце (solntse) (pronunciatsontse), així com (amb *l >r) en sànscritस्वर (svár) i persaخور (xvar). De fet, l'arrel de lal va sobreviure també en protogermànic, com*sōwelan, que va donar lloc al gòticsauil (al costat desunnō) i el prosaic nòrdic anticsól (al costat de la poèticasunna), i a través d'ella les paraules per a ‘sol’ en les llengües escandinaves modernes: suec i danèssolen, islandèssólin, etc.[13] La paraulaanglesasun es va desenvolupar de l'anglès anticsunne. Els cognats apareixen en altresllengües germàniques, incloent elfrisó occidentalsinne, l'holandèszon, elbaix alemanySünn, l'alemany estàndardSonne, elbavarèsSunna, elnòrdic anticsunna i elgòticsunnō. Totes aquestes paraules provenen delprotogermànic*sunnōn.[14][13]
Les paraules grega i llatina apareixen en la poesia com a personificacions del Sol,Hèlios iSol,[15] mentre que en ciència-ficció en llengua anglesa «Sol» es pot utilitzar com a nom de l'astre per distingir-lo dels altres. El terme «sol», amb essa minúscula, és utilitzat pels astrònoms planetaris per determinar la durada d'undia solar en un altre planeta comMart.[16]
Els principals adjectius del Sol en català sónassolellat per a la llum solar i, en contextos tècnics,solar,[17] del llatísol[18] —aquest últim es troba en termes comdia solar,eclipse solar isistema solar—.Del grechelios ve l'adjectiu poc comúhelíac.[19]
El terme anglès del dia de la setmanaSunday prové de l’anglès anticSunnandæg (literalment 'dia del sol'), unainterpretació germànica de la frase llatinadiēs sōlis, que és una traducció del grec ἡμέρα ἡλίου (hēmera hēliou, 'dia del sol').[20]
Un esquema del Sol, amb la regió central a la part inferior
Cal dir que el Sol no és perfectament rodó. Al seu centre, ladensitat és aproximadament 1,5 × 10⁵ kg/m³, les reaccions termonuclears (fusió) converteixen l'hidrogen enheli. 3,9 × 1045àtoms passen per reaccions nuclears cadasegon. Això alliberaenergia que fuig de la superfície del Sol com allum. És possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenadesbombes d'hidrogen. En un futur, podria esdevenir-se que l'energia alliberada per la fusió nuclear en reactors de fusió sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producció d'electricitat.[cal citació]
Durant algun temps, es va pensar que el nombre deneutrins produïts en les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicció teòrica, un problema que es denominàproblema dels neutrins solars. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins més difícils de detectar en el camí de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir.[cal citació]
El Sol no té un límit definit, però la seva densitat disminueix exponencialment a mesura que augmenta l'alçada per sobre de la fotosfera.[21] A efectes de mesura, es considera que el radi del Sol és la distància des del seu centre fins a la vora de lafotosfera, l’aparent superfície visible del Sol.[22] Amb aquesta mesura, el Sol és una esfera gairebé perfecta amb unaplatament calculat en 9 milionèsimes,[23] el que significa que el seu diàmetre polar difereix només del seu diàmetre equatorial en 10 km.[24] L'efecte mareomotriu dels planetes és feble i no afecta significativament la forma del Sol.[25] El Sol gira més ràpid al seu equador que els seuspols. Aquestarotació diferencial és causada pelmoviment convectiu a causa del transport de calor i laforça de Coriolis a causa de la rotació del Sol. En un marc de referència definit per les estrelles, el període de rotació és d'aproximadament 25,6 dies a l'equador i 33,5 dies als pols. Vist des de la Terra mentre orbita al voltant del Sol, elperíode de rotació aparent del Sol al seu equador és d'uns 28 dies.[26] Vist des d’un mirador sobre el seu pol nord, el Sol gira ensentit antihorari al voltant del seu eix de gir.[a][27] Per a obtenir informació ininterrompuda del Sol, l'Agència Espacial Europea i laNASA van posar en òrbita l'observatoriSOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el2 de desembre del1995.[28]
Laconstant solar és la quantitat d'energia que el Sol diposita per unitat d'àrea que està directament exposada a la llum solar. La constant solar és aproximadament igual a 1.368 W/m² (watts per metre quadrat) a una distància d’unaunitat astronòmica (UA) del Sol (és a dir, a la Terra o a prop).[29] La llum del Sol a la superfície de la Terra ésatenuada per l'atmosfera terrestre, de manera que arriba menys potència a la superfície (al voltant de 1000 W/m²) en condicions clares quan el Sol és a prop delzenit.[30] La llum solar a la part superior de l'atmosfera terrestre es compon (per energia total) d’un 50% de llum infraroja, un 40% de llum visible i un 10% de llum ultraviolada.[31] L’atmosfera, en particular, filtra més del 70% dels ultraviolats solars, especialment a les longituds d'ona més curtes.[32] Laradiació ultraviolada solar ionitza l'atmosfera superior durant el dia a la Terra, creant una conducció elèctrica a l'anomenadaionosfera.[33]
El color del Sol és blanc, amb un índex d'espai de color a propCIE (0.3, 0.3), quan es veu des de l'espai o quan el Sol és alt al cel, i la radiació solar per longitud d'ona arriba a la part verda de l'espectre.[34][35] Quan el Sol està baix al cel, ladispersió atmosfèrica fa que el Sol sigui groc, vermell, taronja o magenta. Malgrat la seva típica blancor, la majoria de la gent veu mentalment el Sol com a groc;[b] els motius són objecte de debat[36] però barregen elements culturals amb perceptius.El Sol és un estelG2V, ambG2 indicant la sevatemperatura superficial d'aproximadament 5.778 K (5.505 °C), iV que, com la majoria de les estrelles, és un estel deseqüència principal.[37][38] Laluminància mitjana del Sol és a prop de 1,88 gigacandeles per metre quadrat, però, tal com es veu a través de l'atmosfera terrestre, es redueix a aproximadament 1,44 Gcd/m².[c] No obstant això, la lluminositat no és constant a tot el disc del Sol (enfosquiment vers el limbe).[cal citació]
Animació en moviment en fals color del SolNormalment, el Sol no produeix raigs gamma, però una flamarada el 15 de juny de 1991 va provocar aquesta observació de raigs gamma per part de l’instrument COMPTEL a l’Observatori de Raigs Gamma Compton. Els neutrons del Sol van xocar amb el medi intrastel·lar per produir raigs gamma.Flamarada solar de 1973 registrada per l'Skylab
El Sol està compost principalment per elements químics d'hidrogen iheli. En aquest moment de la vida del Sol, representen el 74,9% i el 23,8% de la massa del Sol a la fotosfera, respectivament.[39] Tots els elements més pesants,[d] anomenatsmetalls en astronomia, representen menys del 2% de la massa, sent l'oxigen (aproximadament l'1% de la massa del Sol), el carboni (0,3%), el neó (0,2%) i el ferro (0,2%) els més abundants.[40]
La composició química original del Sol va ser heretada delmedi interestel·lar de la qual es va formar. Originalment hauria contingut aproximadament un 71,1% d’hidrogen, un 27,4% d’heli i un 1,5% d’elements més pesants.[39] L'hidrogen i la major part de l'heli del Sol haurien estat produïts pernucleosíntesi de Big Bang en els primers 20 minuts de l'univers, i els elements més pesants van serproduïts per generacions d’estrelles anteriors abans que es formés el Sol i es va estendre al medi interestel·lar durant lesetapes finals de la vida estel·lar i per esdeveniments com lessupernovae.[41]
Des que es va formar el Sol, el principal procés de fusió ha consistit en fusionar hidrogen amb heli. Durant els últims 4.600 milions d'anys, la quantitat d'heli i la seva ubicació dins del Sol han canviat gradualment. Dins del nucli, la proporció d'heli ha augmentat d'un 24% a un 60% a causa de la fusió, i part de l'heli i elements pesants s'han instal·lat des de la fotosfera cap al centre del Sol a causa de lagravetat. Les proporcions de metalls (elements més pesants) no canvien. Lacalor és transferida cap a fora del nucli del Sol per radiació més que per convecció (vegeu lazona radiant més avall), de manera que els productes de fusió no s’eleven cap a l'exterior per la calor; romanen al nucli[42] i a poc a poc s'ha començat a formar un nucli intern d'heli que no es pot fusionar perquè actualment el nucli del Sol no és prou calent ni dens per fusionar heli. A la fotosfera actual es redueix la fracció d'heli i lametal·licitat és només el 84% del que era en la faseprotoestel·lar (abans de començar la fusió nuclear al nucli). En el futur, l’heli continuarà acumulant-se al nucli i, en uns 5.000 milions d'anys, aquesta acumulació gradual farà que el Sol surti de laseqüència principal i esdevenir unagegant vermella.[43]
La composició química de la fotosfera es considera normalment representativa de la composició del sistema solar primordial.[44] Les abundàncies d’elements pesants solars descrites anteriorment es mesuren tan usant-seespectroscòpia de la fotosfera del Sol o bé mesurant abundàncies enmeteorits que mai s'han escalfat a temperatures de fusió. Es creu que aquests meteorits conserven la composició del Sol protoestel·lar i, per tant, no es veuen afectats per l'assentament d'elements pesants. Els dos mètodes generalment concorden bé.[45]
Elements del grup de ferro ionitzats individualment
Als anys setanta, moltes investigacions es van centrar en les abundàncies dels elements delgrup de ferro al Sol.[46][47] Tot i que es van fer importants investigacions, fins al 1978 va ser difícil determinar l’abundància d’alguns elements del grup de ferro (per exemple elcobalt i elmanganès) a través de l'espectroscòpia a causa de les sevesestructures hiperfines.[46]
El primer conjunt deforces d'oscil·lador d’elements del grup de ferro ionitzats individualment es van fer disponibles als anys seixanta,[48] i aquestes van ser millorades posteriorment.[49] El 1978 es van derivar les abundàncies d’elements ionitzats individualment del grup del ferro.[46]
Diversos autors han considerat l'existència d'un gradient en les composicionsisotòpiques delsgasos nobles solars i planetaris,[50] per exemple les correlacions entre composicions isotòpiques delneó ixenó al Sol i als planetes.[51]
Abans del 1983, es pensava que tot el Sol tenia la mateixa composició que l’atmosfera solar.[52] El 1983 es va afirmar que va ser elfraccionament al mateix Sol el que va causar la relació de composició isotòpica a través del vent solar entre els gasos nobles planetaris.[52]
Com tots els cossos amb suficientmassa, el Sol posseeix una formaesfèrica i, a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatamentpolar. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per laforça gravitacional, però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per laforça de pressió de radiació i lapressió del gas. Pel fet que aquestes forces es compensen, l'estel ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega en l'anomenatequilibri hidroestàtic. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en «capes de ceba». La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. Sí que es pot, no obstant, establir una funció física que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1)nucli, 2)zona radiant, 3)zona convectiva, 4)fotosfera, 5)cromosfera, 6)corona i 7)vent solar.[cal citació]
Ocupa uns 139.000km del radi solar, 1/5 del total, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix.[53] El Sol està constituït per un 81% d'hidrogen, 18% d'heli i l'1% restant d'altres elements. En el seu centre, es calcula que existeix un 49% d'hidrogen, un 49% d'heli i el 2% restant d'altres elements que serveixen decatalitzadors en les reaccions termonuclears. A començament de la dècada dels anys 30 del segle xx, el físic austríacFritz Houtermans (1903-1966) i l'astrònom anglèsRobert d'Escourt Atkinson (1898-1982) varen unir els seus esforços per esbrinar si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelles es podia explicar per les transformacions nuclears. El1938,Hans Albrecht Bethe (1906-2005) als Estats Units iCarl Friedrich von Weizsäcker (1912) a Alemanya, simultàniament i independent, descobriren un grup de reaccions en què intervenen elcarboni i elnitrogen com a catalitzadors, que constitueixen un cicle, repetint-se una i una altra vegada mentre dura l'hidrogen. Aquest grup de reaccions, se'l coneix com a «cicle de Bethe» o «cicle del carboni», i és equivalent a la fusió de quatreprotons en un nucli d'heli. En aquestes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa: l'hidrogen consumit pesa més que l'heli produït. Aquesta diferència de massa es transforma en energia segons l'equació d'Einstein (E = mc²), on E és l'energia, m lamassa i c lavelocitat de la llum. Aquestes reaccions nuclears transformen el 0,7% de la massa afectada enfotons, amb una longitud d'ona molt curta i, per tant, molt energètics i penetrants. L'energia produïda manté l'equilibri tèrmic del nucli solar a temperatures d'aproximadament 15 milions dekèlvins.[e][cal citació]
El cicle consta de les etapes següents:[cal citació]
+ →
→ + e+ + neutrí
+ →
+ →
→ + e+ + neutrí
+ → +
Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, el resultat és:
4 → + 2 e+ + 2 neutrins + 26,7 MeV.
L'energia neta alliberada en el procés és 26,7 MeV, o siga, prop de 6,7 x 10¹⁴joules perquilogram deprotons consumits. Elcarboni hi actua com a catalitzador, perquè al final del cicle es regenera.[cal citació]
Cicle de fusió nuclear més comú al Sol, protó-protó
Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en elsestels és el cicle de Critchfiel oprotó-protó. El1938,Charles Critchfiel, un jove físic alumne deGeorge Gamow (1904-1968) a laUniversitat deGeorge Washington, va adonar-se que, en el xoc entre dos protons molt ràpids, pot ocórrer que un dels protons perda la seua càrrega positiva i es convertisca en unneutró, que roman unit a l'altreprotó, constituint undeuteró, és a dir, un nucli d'hidrogen pesant. La reacció és:
El primer cicle (CNO) es dona enestels més calents i amb major massa que el Sol i la cadena protó-protó en les semblants al Sol. Pel que fa al Sol, fins a l'any1953 es va creure que la seva energia era produïda exclusivament per l'enllustrament de Bethe, però s'ha demostrat els últims anys que la calor solar procedix en un 99% del cicle protó-protó.
Arribarà un dia en què el Sol esgoti tot l'hidrogen de la regió central en transformar-lo enheli; la pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, escalfant cada vegada més les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendeixin a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertirà en unaestelgegant vermell. El diàmetre del Sol pot arribar i sobrepassar al de l'òrbita de laTerra, amb la qual cosa qualsevol forma de vida s'hi haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central arribi aproximadament a 100 milions de graus, començarà a produir-se la conversió de l'heli encarboni, fins que el primer s'esgoti, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que en esgotar-se l'hidrogen. D'aquesta manera, el nucli començarà a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en unanana blanca i, més tard, en refredar-se totalment, en unanana negra.
És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radioactiva. Aquesta zona està composta deplasma, és a dir, grans quantitats d'hidrogen iheliionitzat.[54] Com que la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6.000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés.[55] Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum, a arribar a la superfície i manifestar-se com a llum visible.[cal citació]
La zona radiativa i la zona convectiva estan separades per una capa de transició, latacoclina. Aquesta és una regió on el règim agut canvia entre la rotació uniforme de la zona radiativa i la rotació diferencial de lazona convectiva dona com a resultat una grantensió entre ambdues: una condició on les successives capes horitzontals llisquen entre si.[56] Actualment, ha sorgit una hipòtesi (vegeuDinamo solar) que una dinamo magnètica dins d'aquesta capa genera elcamp magnètic del Sol.[57]
Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en aquesta els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat, tornant-se el material opac al transport de radiació.[58] Per tant, l'energia es transmet perconvecció, en la qual la calor es transporta de manera no homogènia iturbulenta pel mateix fluid. Els fluids es dilaten en ser calfats i disminuïxen dedensitat; per tant, es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors fredes, establint-se corrents convectius.[59] Així, a uns 200.000quilòmetres sota la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix elsfotons procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència; lesparcel·les de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma dellum visible, refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que aquesta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'heliosismologia.[cal citació]
Lafotosfera és la zona des d'on s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada pergrànuls brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, aquests grànuls pareixen estar sempre en agitació. Com que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca.[60] Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb untelescopi, es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i, per tant, més lluminosa. Però, en mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per aquesta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 km de profunditat.[cal citació]
La cromosfera és la regió de l'atmosfera solar situada entre lafotosfera i lacorona solar. És una capa relativament fina, de només 2.000 km de gruix, que està dominada per un espectre de línies d'absorció i emissió. El nomcromosfera ve delgrecchromos que significa 'color', perquè la cromosfera és visible com un flaix de color al principi i al final delseclipsis totals de Sol.[61]
La corona solar és la part més exterior de l'atmosfera solar. Mesura més d'un milió de quilòmetres i pot observar-se durant elseclipsis solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol, denominatcoronògraf. Fins al1930, l'única forma d'observar la corona era quan laLluna eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, el1930, d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenatscoronògrafs, es va poder estudiar de manera més accessible el fenomen de la corona solar.[cal citació]
La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre[62] i la seua temperatura assoleix els dos milions de graus[63] (mentre que lafotosfera té una temperatura aproximada de 6.000 °C).[f]
La corona solar està composta per xicotetes partícules que eventualment són llançades a l'espai per l'intens camp magnètic solar, produint elvent solar i, en fenòmens d'ejecció intensos, tempestats elèctriques en laTerra. Aquests àtoms llançats, en xocar amb la part superior de la nostraatmosfera, són els causants de lesaurores en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona són deguts alcamp magnètic del Sol.[cal citació]
Durant un eclipsi, el1870,Charles Young, observant l'espectre de llum de la corona, va identificar un traç verd l'origen del qual no es podia explicar. Entre les hipòtesis que van circular en l'època, es va parlar d'un suposat element químic desconegut que no estaria disponible en la Terra. El1940, Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts sinó d'àtoms altament ionitzats d'elements disponibles en laTerra com elferro.[cal citació]
Els fotons d'alta energia enraigs gamma inicialment alliberats amb reaccions de fusió al nucli són gairebé immediatament absorbits pel plasma solar de la zona radiativa, normalment després de viatjar només uns pocs mil·límetres. La reemissió es produeix en una direcció aleatòria i normalment a una energia lleugerament inferior. Amb aquesta seqüència d’emissions i absorcions, la radiació triga molt a arribar a la superfície del Sol. Les estimacions del temps de viatge del fotó oscil·len entre els 10.000 i els 170.000 anys.[64] En canvi, només triga 2,3 segons pelsneutrins, que representen aproximadament el 2% de la producció total d’energia del Sol, per arribar a la superfície. Com que el transport d’energia al Sol és un procés que implica fotons en equilibri termodinàmic amb la matèria, l'escala de temps del transport d’energia al Sol és més llarga, de l’ordre de 30 milions d'anys. Aquest és el temps que trigaria el Sol a tornar a un estat estable, si la taxa de generació d’energia en el seu nucli es canviés sobtadament.[65]
Els neutrins també són alliberats per les reaccions de fusió al nucli, però, a diferència dels fotons, poques vegades interactuen amb la matèria, de manera que gairebé tots són capaços d'escapar immediatament del Sol. Durant molts anys les mesures que es van fer del nombre de neutrins produïts al Sol van serinferiors a les teories previstes per un factor de 3. Aquesta discrepància es va resoldre el 2001 mitjançant el descobriment dels efectes de l'oscil·lació de neutrins: el Sol emet el nombre de neutrins predits per la teoria, però faltaven detectors de neutrins 2⁄3 parts d'ells perquè els neutrins havien canviat desabor en el moment de la seva detecció.[66]
Diagrama de l'heliopausa, en el límit entre elvent solar i el vent interestel·lar
El vent solar és un flux departícules carregades (és a dir,plasma) que sorgeixen de la part superior de l'atmosfera solar i s'estenen per tot el sistema solar. Està format majoritàriament perprotons ielectrons d'altaenergia (500keV).[cal citació]
La composició elemental del vent solar (en massa) és idèntica a la de la corona: un 71-73% d'hidrogenionitzat i un 25-27% d'heli ionitzat, la resta són ions d'altres elements i electrons. Les partícules es troben completamentionitzades formant unplasma molt poc dens. En les proximitats de laTerra, la velocitat del vent solar varia entre els 200-889 km/s, i n'és la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar.[67]
Elvent solar forma una «bombolla» enmig delmedi interestel·lar (una molt baixa densitat d'àtoms d'hidrogen iheli que omple la galàxia). El punt en què la força del vent solar no és prou important per a desplaçar el medi interestel·lar es coneix com aheliopausa i es considera que és el límit exterior delsistema solar. La distància fins a l'heliopausa no és coneguda amb precisió i, probablement, depèn de la velocitat del vent solar i de la densitat local del medi interestel·lar, però se sap que està molt més enllà de l'òrbita dePlutó.[cal citació]
Fotografia de llum visible de la taca solar del 13 de desembre de 2006
Diagrames de papallona que mostren un patró de taques solars aparellades. El gràfic és de l'àrea de taques solars.
En aquesta imatge ultraviolada de fals color, el Sol mostra una flamarada solar de classe C3 (zona blanca a la part superior esquerra), un tsunami solar (estructura semblant a l’ona, a la part superior dreta) i múltiples filaments deplasma seguint un camp magnètic, que puja de la superfície estel·lar.Elcorrent heliosfèric difús s’estén fins als límits exteriors del sistema solar i resulta de la influència del camp magnètic giratori del Sol sobre elplasma almedi interplanetari.[69]
El Sol té un camp magnètic que varia a través de la superfície del Sol. El seu camp polar és 1–2gauss (0,0001–0,0002T), mentre que el camp sol ser 3.000 gauss (0,3 T) en les característiques del Sol anomenadestaques solars i 10–100 gauss (0,001–0,01 T) enprotuberàncies.[70]
El camp magnètic també varia en temps i ubicació. Els quasi-periòdics d’11 anys decicle solar és la variació més destacada en què el nombre i la mida de les taques solars s’acreixen i disminueixen.[71][72][73]
Les taques solars són visibles com a taques fosques a lafotosfera del Sol, i corresponen a concentracions de camp magnètic on el transport convectiu de calor s’inhibeix des de l’interior solar fins a la superfície. Com a resultat, les taques solars són una mica més fresques que la fotosfera circumdant, de manera que semblen fosques. En un típicmínim solar, poques taques solars són visibles i, de tant en tant, no se’n pot veure cap. Les que apareixen es troben a altes latituds solars. A mesura que el cicle solar avança cap al seumàxim, les taques solars tendeixen a formar-se més a prop de l'equador solar, un fenomen conegut com allei de Spörer. Les taques solars més grans poden tenir desenes de milers de quilòmetres de diàmetre.[74]
Un cicle de taques solars d’11 anys és la meitat d’un cicle 22 anys de tipusdinamoBabcock–Leighton, que correspon a un intercanvi oscil·latori d’energia entre camps magnètics solarstoroidals i poloidals. Al màxim del cicle solar, el camp magnètic dipolar poloidal extern està a prop de la seva força mínima del cicle de dinamo, però un camp quadripol intern toroidal, generat a través de la rotació diferencial dins de la tacoclina, és a prop de la seva força màxima. En aquest moment del cicle de la dinamo, la pujada flotant dins de la zona convectiva provoca l’aparició del camp magnètic toroidal a través de la fotosfera, donant lloc a parells de taques solars, aproximadament alineades est-oest i amb petjades amb polaritats magnètiques oposades. La polaritat magnètica dels parells de taques solars alterna cada cicle solar, un fenomen conegut com a cicle de Hale.[75][76]
Durant la fase decreixent del cicle solar, l'energia es desplaça del camp magnètic toroidal intern al camp poloidal extern, i les taques solars disminueixen en nombre i mida. Al mínim del cicle solar, el camp toroidal és, corresponentment, a una força mínima, les taques solars són relativament rares i el camp poloidal té la seva força màxima. Amb l’augment del proper cicle de taques solars de 11 anys, la rotació diferencial fa canviar l'energia magnètica del camp poloidal al camp toroidal, però amb una polaritat oposada al cicle anterior. El procés continua contínuament i, en un escenari idealitzat i simplificat, cada cicle de taques solars d’11 anys correspon a un canvi, doncs, en la polaritat general del camp magnètic a gran escala del Sol.[77][78]
El camp magnètic solar s’estén molt més enllà del propi Sol. El plasma del vent solar que es condueix elèctricament porta el camp magnètic del Sol a l'espai, formant el que s'anomenacamp magnètic interplanetari.[79] En una aproximació coneguda com amagnetohidrodinàmica ideal, les partícules de plasma només es mouen al llarg de les línies del camp magnètic. Com a resultat, el vent solar que flueix cap a fora estira el camp magnètic interplanetari també cap a fora, forçant-lo a formar una estructura aproximadament radial. Per a un simple camp magnètic dipolar solar, amb polaritats hemisfèriques oposades a banda i banda de l'equador magnètic solar, elcorrent difús es forma al vent solar.[79] A grans distàncies, la rotació del Sol fa girar el camp magnètic dipolar i el corrent difús corresponent en una estructura d'espiral d'Arquimedes anomenada espiral Parker.[79] El camp magnètic interplanetari és molt més fort que el component dipolar del camp magnètic solar. El camp magnètic dipolar del Sol de 50-400μT (a la fotosfera) es redueix amb el cub invers de la distància, donant lloc a un camp magnètic predit de 0,1 nT a la distància de la Terra. No obstant això, segons les observacions de les sondes espacials, el camp interplanetari a la ubicació de la Terra és al voltant 5 nT, aproximadament cent vegades més gran.[80] La diferència es deu als camps magnètics generats pels corrents elèctrics al plasma que envolta el Sol.[cal citació]
Mesures del 2005 de la variació del cicle solar durant els darrers 30 anys
El camp magnètic del Sol provoca molts efectes que s’anomenen col·lectivamentactivitat solar. Leserupcions solars i lesejeccions de massa coronal solen aparèixer en grups de taques solars. Els fluxos de vent solar d’alta velocitat que canvien lentament s'emeten des deforats coronals a la superfície fotosfèrica. Tant les expulsions de massa coronal com els corrents d’alta velocitat de vent solar transporten plasma i camp magnètic interplanetari cap al sistema solar.[81] Els efectes de l’activitat solar a la Terra inclouenaurores de latituds moderades a altes i la interrupció de les comunicacions per ràdio ielectricitat. Es creu que l’activitat solar va tenir un paper important a laformació i evolució del sistema solar.[cal citació]
Amb la modulació del cicle solar del nombre de taques solars s’obté una modulació corresponent de les condicions de lameteorologia espacial, inclosos els que envolten la Terra on es poden veure afectats els sistemes tecnològics.[cal citació]
El desembre de 2019 es va observar un nou tipus d’explosió magnètica solar, coneguda com areconnexió magnètica forçada. Anteriorment, en un procés anomenatreconnexió magnètica espontània, es va observar que les línies del camp magnètic solar divergen explosivament i convergeixen de nou instantàniament. La reconnexió magnètica forçada va ser similar, però va ser desencadenada per una explosió a la corona.[82]
Alguns científics creuen que el canvi secular a llarg termini del nombre de taques solars està correlacionat amb el canvi a llarg termini de la irradiació solar,[83] que, al seu torn, podria influir en el clima a llarg termini de la Terra.[84]Per exemple, al segle xvii, el cicle solar semblava haver-se aturat completament durant diverses dècades; es van observar poques taques solars durant un període conegut com amínim de Maunder. Això va coincidir amb l'època de laPetita Edat de Gel, quan Europa va experimentar temperatures inusualment fredes.[85] S'han descobert mínims ampliats anteriorment mitjançant l'anàlisi delsanells dels arbres i sembla que han coincidit amb temperatures globals inferiors a la mitjana.[86]
Una teoria recent afirma que hi ha inestabilitats magnètiques al nucli del Sol que causen fluctuacions amb períodes de 41.000 o 100.000 anys. Aquests podrien proporcionar una millor explicació delsperíodes glacials en comptes delscicles de Milanković.[87][88]
El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir denúvols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors d'estels.[89] Gràcies a lametal·licitat de tal gas, del seudisc protoplanetari van sorgir, més tard, elsplanetes,asteroides icometes delsistema solar.[90][91] En l'interior del Sol, es produïxen reaccions defusió en les quals els àtoms d'hidrogen es transformen enheli i es produïx l'energia que irradia la nostre estel. Actualment, el Sol es troba en plenaseqüència principal, fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant, aquest es contraurà i s'encendrà la capa d'hidrogen adjacent, però això no bastarà per a retenir-lo. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada per a fusionar l'heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall aniran expandint-se gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment debrillantor de l'estel, la sevatemperatura efectiva disminuirà, situant la sevallum en la regió vermella de l'espectre. El Sol s'haurà convertit en unagegant roja. Elradi del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolitMercuri,Venus i, possiblement, laTerra. Durant la seva etapa com a gegant roja (uns 1.000 milions d'anys), el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida, elvent solar s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, que formarà, amb el temps, unanebulosa planetària. El nucli i les seves regions més properes es comprimiran més, fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en què les repulsions de tipus quàntic entre elselectrons extremadament propers (degenerats) frenaran el col·lapse. Quedarà, llavors, com a romanent estel·lar, unanana blanca decarboni ioxigen que s'anirà refredant gradualment.[cal citació]
El Sol actual és aproximadament a la meitat de la part més estable de la seva vida. No ha canviat dràsticament durant més de 4.000 milions d'anys, i es mantindrà bastant estable durant més de 5.000 milions més. No obstant això, després que la fusió d'hidrogen en el seu nucli s'hagi aturat, el Sol experimentarà canvis dramàtics, tant internament com externament.[cal citació]
El Sol es va formar fa uns 4.600 milions d'anys a partir del col·lapse d’una part d’unnúvol molecular gegant que consistia principalment en hidrogen i heli i que probablement va donar a llum moltes altres estrelles.[92] Aquesta edat s’estima utilitzantsimulacions informàtiques d'evolució estel·lar i a través de lanucleocosmocronologia.[93] El resultat és coherent amb ladata radiomètrica del material més antic del sistema solar, fa 4.567 milions d'anys.[94][95] Estudis d'anticsmeteorits revelen traces de nuclis estables d'isòtops de curta durada, com araferro-60, que només es formen en estrelles de curta durada i en explosió. Això indica que deu haver-se produït una o més supernoves a prop de la ubicació on es va formar el Sol. Unaona de xoc d'una supernova propera hauria desencadenat la formació del Sol comprimint la matèria dins del núvol molecular i provocant el col·lapse de determinades regions sota la seva pròpia gravetat.[96] Quan una regió del núvol es va col·lapsar, també va començar a girar a causa de laconservació del moment angular i escalfar amb la pressió creixent. Gran part de la massa es va concentrar al centre, mentre que la resta es va aplanar en un disc que es convertiria en els planetes i altres cossos del sistema solar. La gravetat i la pressió dins del nucli del núvol van generar molta calor ja que s’acumulava més matèria del disc circumdant, provocant finalment el desencadenament de lafusió nuclear.[cal citació]
HD 162826 iHD 186302 són germans estel·lars hipotetitzats del Sol, que s'han format en el mateix núvol molecular.[cal citació]
El Sol és aproximadament a la meitat de la seva etapa de seqüència principal, durant la qual les reaccions de fusió nuclear del seu nucli fusionen l’hidrogen amb l’heli. Cada segon, més de quatre milions detones de matèria es converteixen en energia dins del nucli del Sol, produint neutrins iradiació solar. A aquest ritme, fins ara el Sol ha convertit al voltant de 100 vegades la massa de la Terra en energia, aproximadament el 0,03% de la massa total del Sol. El Sol passarà aproximadament 10.000 milions d'anys com a estel de seqüència principal.[98] El Sol s’està escalfant gradualment durant la seva seqüència principal, perquè els àtoms d’heli del nucli ocupen menys volum que elsàtoms d'hidrogen que es van fusionar. Per tant, el nucli s’està reduint i permet que les capes externes del Sol s’apropin al centre i experimentin una força gravitatòria més forta, segons lallei de l'invers del quadrat. Aquesta força més forta augmenta la pressió sobre el nucli, que es resisteix amb un augment gradual de la velocitat a la qual es produeix la fusió. Aquest procés s’accelera a mesura que el nucli es torna més dens. S'estima que el Sol s'ha tornat un 30% més brillant en els darrers 4.500 milions d'anys.[99] Actualment, augmenta la brillantor aproximadament un 1% cada 100 milions d'anys.[100]
La mida del Sol actual (actualment en laseqüència principal) en comparació amb la seva mida estimada durant la seva fase de gegant vermella en el futur
El Sol no té prou massa per explotar com asupernova. En lloc d'això, sortirà de la seqüència principal en aproximadament 5.000 milions d'anys i començarà a convertir-se en unagegant vermella.[101][102] Com a gegant vermella, el Sol creixerà tant que engolirà Mercuri, Venus i probablement la Terra.[102][103]
Fins i tot abans que es converteixi en una gegant vermella, la lluminositat del Sol s'haurà gairebé duplicat i la Terra rebrà tanta llum solar com Venus rep avui. Un cop s'esgoti l’hidrogen del nucli en 5.400 milions d'anys, el Sol s’expandirà fins una fase desubgegant i lentament el doble de mida durant aproximadament cinc cents milions d'anys. A continuació, s’expandirà més ràpidament durant aproximadament cinc cents milions d'anys fins que sigui més de dues-centes vegades més gran que l’actual i un parell de milers de vegades més lluminosa. A continuació, s'inicia la fase debranca gegant vermella que el Sol passarà al voltant de 1.000 milions d'anys i perdrà al voltant d’un terç de la seva massa.[102]
Evolució d’un estel semblant al Sol. El traçat d'un estel d'unamassa solar aldiagrama de Hertzsprung-Russell es mostra des de la seqüència principal fins a l'etapa de branca gegant post-asimptòtica.
Després de la branca gegant vermella, al Sol li queden aproximadament 120 milions d'anys de vida activa, però passen diversos esdeveniments. En primer lloc, el nucli, ple d'heli que esdegenera s'encén violentament enflaix de l'heli, on s’estima que el 6% del nucli, el 40% de la massa del Sol, es convertirà en carboni en qüestió de minuts a través delprocés triple alfa.[104] El Sol es redueix al voltant de deu vegades la seva mida actual i 50 vegades la lluminositat, amb una temperatura una mica inferior a l’actual. Després haurà arribat a l'agrupament vermell obranca horitzontal, però un estel de la massa del Sol no evoluciona cap al blau al llarg de la branca horitzontal. En canvi, es fa moderadament més gran i més lluminós durant uns 100 milions d'anys, ja que continua reaccionant l’heli al nucli.[102]
Quan l’heli s’esgoti, el Sol repetirà l'expansió que va seguir quan es va esgotar l’hidrogen del nucli, excepte que aquesta vegada tot passa més de pressa i el Sol es fa més gran i lluminós. Aquest és la fase debranca asimptòtica de les gegants, i el Sol reacciona alternativament amb hidrogen en una closca o heli en una closca més profunda. Després d'uns 20 milions d'anys a la primera branca gegant asimptòtica, el Sol es torna cada vegada més inestable, amb pèrdues de massa ràpides ipolsos tèrmics que augmenten la mida i la lluminositat durant uns quants centenars d'anys cada 100.000 anys més o menys. Els polsos tèrmics es fan cada vegada més grans, i els polsos posteriors empenyen la lluminositat fins a 5.000 vegades el nivell actual i el radi a més d’1 ua.[105] Segons un model del 2008, l'òrbita de la Terra es redueix a causa de lesforces de marea (i, finalment, arrossegament des de la cromosfera inferior), de manera que el Sol l'engolirà prop de la punta de la fase de la branca gegant vermella, 3,8 i 1 milió d'anys després que Mercuri i Venus hagin tingut el mateix destí respectivament. Els models varien segons la velocitat i el moment de la pèrdua de massa. Els models amb més pèrdues de massa a la branca gegant vermella produeixen estrelles més petites i menys lluminoses a la punta de la branca gegant asimptòtica, potser només 2.000 vegades la lluminositat i menys de 200 vegades el radi.[102] Per al Sol, es preveuen quatre polsos tèrmics abans que perdi completament l'embolcall exterior i es comenci a fer unanebulosa planetària. Al final d’aquesta fase, amb una durada aproximada de 500.000 anys, el Sol només tindrà aproximadament la meitat de la seva massa actual.[cal citació]
L'evolució de la branca gegant post-asimptòtica és encara més ràpida. La lluminositat es manté aproximadament constant a mesura que augmenta la temperatura, i la meitat expulsada de la massa del Sol es ionitza en una nebulosa planetària a mesura que el nucli exposat arriba a 30.000 K. El nucli nu final, unanana blanca, tindrà una temperatura superior a 100.000 K i contindrà un 54,05% de la massa actual del Sol.[102] La nebulosa planetària es dispersarà al cap d'uns 10.000 anys, però la nana blanca sobreviurà durant bilions d'anys abans d’esvair-se en una hipotèticanana negra.[106][107]
El Sol està contingut dins de laBombolla Local, un espai de gas calent enrarit, produït possiblement pel romanent de supernovaGeminga,[113] o supernoves múltiples al subgrup B1 del grup en moviment de les Plèiades.[114] La distància entre el braç local i el següent braç fora, elBraç de Perseu, té uns 6.500 anys llum.[112]El Sol i, per tant, el sistema solar, es troba en el que els científics anomenen lazona habitable de la galàxia.ElVèrtex del camí del Sol, o l'àpex solar, és la direcció que viatja el Sol en relació amb altres estrelles properes. Aquest moviment es dirigeix cap a un punt de la constel·lació d'Hercules, prop de l'estelVega.[cal citació]
Entre 32,6 anys llum del Sol hi ha 315 estrelles conegudes en 227 sistemes, a partir del 2000, incloent 163 estrelles individuals. S'estima que encara no s'han identificat 130 sistemes més dins d'aquest rang. Dintre de 81,5 anys llum, pot haver-hi fins a 7.500 estrelles, de les quals es coneixen unes 2.600. El nombre d'objectes subestel·lars en aquest volum s’espera que sigui comparable al nombre d’estrelles.[115] Dels 50sistemes estel·lars més propers a menys de 17 anys llum de la Terra (el més proper és la nana vermellaPròxima del Centaure aproximadament 4,2 anys llum), el Sol ocupa el quart lloc en massa.[116]
El Sol orbita al voltant del centre de la Via Làctia i actualment es mou en direcció a la constel·lació delCigne. Un model senzill del moviment d'un estel a la galàxia donacoordenades galàctiquesX,Y, iZ com:
onU,V, iW són les velocitats respectives vers l'estàndard de repós local,A iB són lesconstants d'Oort, és la velocitat angular de rotació galàctica per a l'estàndard de repós local, és la «freqüència epicíclica», i ν és la freqüència d'oscil·lació vertical.[117] Per al Sol, els valors actuals deU,V, iW es calculen com a km/s, i les estimacions per a la resta de constants sónA = 15.5 km/s/kpc,B = −12.2 km/s/kpc, κ = 37 km/s/kpc, i ν=74 km/s/kpc. D'aquí es prenX(0) iY(0) per ser zero iZ(0) s'estima en 17 parsecs.[118] Aquest model implica que el Sol circula al voltant d'un punt que està donant voltes a la galàxia. El període de circulació del Sol al voltant del punt és. que, utilitzant l'equivalència a un parsec és igual a 1 km/s vegades 0,978 milions d'anys, arriba a 166 milions d'anys, més curt que el temps que triga el punt a donar la volta a la galàxia. A les coordenades (X, Y), el Sol descriu una el·lipse al voltant del punt, la longitud del qual a la direccióY és
i l'amplada del qual a la direccióX és
La proporció de llargada i amplada d’aquesta el·lipse, la mateixa per a totes les estrelles de la zona, ésEl punt en moviment es troba actualment a
L 'oscil lació a la direccióZ pren el Sol
per sobre del pla galàctic i la mateixa distància per sota, amb un període de o 83 milions d'anys, aproximadament 2,7 vegades per òrbita.[119] Tot i que és 222 milions d'anys, el valor de en el punt al voltant del qual circula el Sol es troba
(vegeuConstants d'Oort), corresponent a 235 milions d'anys, i aquest és el temps que triga a recórrer la galàxia un cop. Altres estrelles amb el mateix valor de cal dedicar el mateix temps a recórrer la galàxia que el Sol i, per tant, romandre a la mateixa proximitat general que el Sol.[cal citació]
L'òrbita del Sol al voltant de la Via Làctia es pertorba a causa de la distribució de massa no uniforme a la galàxia, com la que es troba als braços espirals galàctics i entre ells. S'ha argumentat que sovint el pas del Sol a través dels braços espirals de major densitat coincideix enextincions massives a la Terra, potser a causa de l’augment d'esdeveniments d'impacte.[120] El sistema solar necessita 225-250 milions d'anys per completar una òrbita a través de la Via Làctia (unany galàctic),[121] per tant, es creu que va completar 20-25 òrbites durant la vida del Sol. Lavelocitat orbital del sistema solar al voltant del centre de la Via Làctia és aproximadament 251 km/s.[122] A aquesta velocitat, el sistema solar triga uns 1.190 anys a recórrer una distància d’un any llum, o 7 dies per recórrer 1 ua.[123]
La Via Làctia es mou respecte alfons còsmic de microones (en anglèscosmic microwave background radiation, o CMB) en direcció a la constel·lació de l'Hidra Femella amb una velocitat de 550 km/s, i la velocitat resultant del Sol respecte al CMB és d'uns 370 km/s en la direcció deCopa o delLleó.[124]
El Sol es mou amb la tracció gravitacional dels planetes. Es pot pensar en elbaricentre del sistema solar com a estacionari (o com en moviment constant al voltant de la galàxia). El centre del Sol sempre es troba a 2,2 radis solars del baricentre. Aquest moviment del Sol es deu principalment a Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Durant alguns períodes de diverses dècades, el moviment és força regular, formant un patró detrèvol, mentre que entre aquests períodes sembla més caòtic.[125] Després de 179 anys (nou vegades elperíode sinòdic de Júpiter i Saturn) el patró es repeteix més o menys, però girat aproximadament 24°.[126] Les òrbites dels planetes interiors, inclosa la Terra, estan desplaçades de la mateixa manera per les mateixes forces de gravació, de manera que el moviment del Sol té poc efecte sobre les posicions relatives de la Terra i el Sol o sobre la irradiació solar a la Terra com a funció de temps.[127]
La major part de l'energia utilitzada pels éssers vius procedeix del Sol, lesplantes l'absorbeixen directament i duen a terme lafotosíntesi, elsherbívors absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'aquesta energia menjant les plantes, i elscarnívors absorbeixen indirectament una quantitat més xicoteta menjant els herbívors.[cal citació]
La majoria de les fonts d'energia emprades per l'ésser humà deriven indirectament del Sol. Elscombustibles fòssils preservenenergia solar capturada fa milions d'anys per mitjà de fotosíntesi, l'energia hidràulica usa l'energia potencial d'aigua que es va condensar en altura després d'haver-se evaporat per la calor del Sol, etc. No obstant això, l'ús directe de l'energia solar per a l'obtenció d'energia no està massa estès pel fet que els mecanismes actuals no són prou eficaços.[cal citació]
La quantitat d'energia lluminosa que arriba en cada unitat de temps en una unitat de superfície exposada directament a la radiació solar pren el nom deconstant solar i el seu valor és aproximadament 1370W/m².[128][129] Multiplicant aquest valor per la superfície de l’hemisferi terrestre exposada al Sol obtenim una potència superior a 50 milions de gigawatt (GW).[130] No obstant això, com la llum del Sol pateix unaatenuació en travessar l'atmosfera terrestre, a la superfície el valor de la densitat de potència baixa aproximadament a 1000 W/m², aconseguit en condicions meteorològiques clares quan arriba el Sol alzenit (és a dir, els seus rajos són perpendiculars a la superfície).[128][129] Després, tenint en compte el fet que la Terra és unesferoide en rotació, l'insolació de mitjana varia segons els punts de la superfície i, alatitudseuropees, és prop de 200 W/m².[cal citació]
L’home també utilitza l'energia del Sol, que és recollida per estructures com elspanells solars, que s'utilitzen per a diferents propòsits, com ara l'escalfament d'aigua o la producció d'energia elèctrica (panells fotovoltaics).[131] A més, l'energia emmagatzemada en el petroli i en la resta decombustibles fòssils deriva de la de l'estel, que s'ha convertit enenergia química gràcies a la fotosíntesi de les plantes que van viure fa milions d'anys.[132]
La insolació mitjana anual a la part superior de l'atmosfera (imatge superior) i a la superfície.
La quantitat d'energia solar que arriba a la Terra és enorme (unes deu mil vegades l'energia que la humanitat utilitza al mateix temps),[133] però poc concentrada, per tant, cal recollir energia de zones molt grans per obtenir quantitats significatives; a més, és bastant difícil convertir-se en energia fàcilment explotable, com l'electricitat, amb una eficiència acceptable. Per a la seva explotació a efectes de producció d’electricitat, calen generalment productes d’alt cost (com ara panellsfotovoltaics), que encareixen l'energia solar que altres fonts d’energia. El desenvolupament de tecnologies que poden fer econòmic l’ús de la fotovoltaica és un sector de recerca molt actiu, de moment no ha obtingut resultats significatius.[cal citació]
Per contra, l'energia solar es pot utilitzar convenientment per generar calor (solar tèrmica).[134]
Hi ha tres tecnologies principals per adquirir l'energia del Sol:[131]
Elpanell solar tèrmic utilitza els rajos solars per escalfar un líquid amb característiques especials, contingut al seu interior, que transfereix calor, a través d’un bescanviador de calor, a l’aigua continguda en un tanc d’acumulació. Les temperatures són generalment inferiors a 100 °C.[134]
Elpanell solar concentrador utilitza una sèrie de miralls parabòlics amb una estructura lineal per concentrar els rajos del Sol en un tub receptor en el qual unfluid de transmissió de calor (un fluid capaç de transportar la calor rebuda del Sol als sistemes d’acumulació i intercanvi) o una sèrie de miralls plans que concentren els raigs al final d’una torre en la qual es col·loca una caldera plena de sals que es fonen a causa de la calor. En ambdós casos l'«aparell receptor» s'escalfa fins a temperatures relativament altes (400 °C ~ 600 °C) útil tant per a finalitats purament tèrmiques com termoelèctriques.[135]
Tot i que és l'estel més a prop de la Terra i és objecte d'innombrables estudis fets per científics, moltes preguntes sobre el Sol continuen sense resoldre's, com ara per què l'atmosfera solar té una temperatura superior al milió dekèlvins mentre que la temperatura a la fotosfera no arriba a 6.000 K. En l'actualitat, els astrofísics estan interessats a descobrir els mecanismes que regulen el cicle de les taques solars, les causes de lesflamarades i lesprotuberàncies solars, la interacció magnètica entre lacromosfera i lacorona i les causes del vent solar.[137]
Durant molts anys el nombre deneutrins solars detectats a laTerra va ser inferior (un terç de la meitat) que el nombre previst pelmodel solar estàndard; que es va nomenar aquest resultat anòmal com aproblema dels neutrins solars. Les teories proposades per resoldre el problema van suggerir una reconsideració de la temperatura interna del Sol, que per tant hauria estat inferior a l’acceptada anteriorment per explicar un flux tan baix de neutrins, o van afirmar que els neutrins podrienoscil·lar, és a dir, que podrien canviar de manera indetectable elsneutrins tau oneutrins de muons mentre recorrien la distància Sol - Terra.[138] Alsanys vuitanta es van construir alguns detectors de neutrins, entre els quals l'observatori de neutrins de Sudbury i elSuper-Kamiokande, per tal de mesurar el flux de neutrins solars amb la màxima precisió possible. Els resultats van revelar que els neutrins tenen unamassa en repòs extremadament petita i en realitat pot oscil·lar.[66] A més, el2001 l’observatori de neutrins de Sudbury va ser capaç de detectar els tres tipus de neutrins directament, trobant que l'emissió total de neutrins del Sol confirma el model solar estàndard. Aquesta proporció concorda amb la teoritzada per l'efecte Mikhéiev-Cmirnov-Wolfenstein (també conegut com a «efecte matèria»), que descriu l’oscil·lació dels neutrins en la matèria. Per tant, el problema ja està resolt.
La temperatura de la fotosfera és aproximadament de 6.000 K, mentre que la temperatura de la corona arriba a 1.000.000-2.000.000 K.[139] L’alta temperatura de la corona mostra que és escalfada per una altra cosa que no ésconducció tèrmica directa de la fotosfera.[79]
Es creu que l'energia necessària per escalfar la corona és proporcionada pel moviment turbulent a la zona de convecció per sota de la fotosfera, i s'han proposat dos mecanismes principals per explicar l'escalfament de la corona.[139] El primer és l'escalfament d'ones, en què les ones sonores, gravitacionals o magnetohidrodinàmiques es produeixen per turbulència a la zona de convecció.[139] Aquestes ones viatgen cap amunt i es dissipen a la corona, dipositant la seva energia a la matèria ambiental en forma de calor.[140] L’altre és l'escalfament magnètic, en el qual l'energia magnètica s’acumula contínuament mitjançant el moviment fotosfèric i s’allibera a través de lareconnexió magnètica en forma de grans erupcions solars i infinitat d’esdeveniments similars però menors—nanoerupcions.[141]
Actualment, no és clar si les ones són un mecanisme d'escalfament eficient. S'ha trobat que totes les ones, excepte les d'Alfvén, es dissipen o es refracten abans d'arribar a la corona.[142] A més, les ones Alfvén no es dissipen fàcilment a la corona. Per tant, l'enfocament actual de la recerca s'ha orientat cap als mecanismes d’escalfament de la flamarada.[139]
Problema no resolt en astronomia:Com podria haver tingut aigua líquida la Terra primitiva si es creu que el Sol primerenc només tenia un 70% de la intensitat actual?
Els models teòrics del desenvolupament del Sol suggereixen que fa 3.800 a 2.500 milions d'anys, durant l'eó Arqueà, el Sol només tenia un 75% de brillantor de l'actualitat. Un estel tan feble no hauria estat capaç de sostenir l'aigua líquida a la superfície de la Terra i, per tant, la vida no hauria d'haver estat capaç de desenvolupar-se. No obstant això, el registre geològic demostra que la Terra s'ha mantingut a una temperatura bastant constant al llarg de la seva història i que la Terra jove era una mica més càlida del que és avui en dia. Una teoria entre els científics és que l'atmosfera de la Terra jove contenia quantitats molt més grans degasos amb efecte d'hivernacle (com eldiòxid de carboni,metà) del que hi ha actualment, que ha capturat prou calor per compensar la menor quantitat d'energia solar.[143]
Tanmateix, l'examen de sediments arqueans sembla incompatible amb la hipòtesi d’alta concentració d’hivernacle. En canvi, el rang de temperatura moderat es pot explicar per unaalbedo de superfície inferior provocada per una àrea menys continental i la manca de nuclis de condensació de núvols induïts biològicament. Això hauria conduït a una major absorció d’energia solar, compensant així la producció solar més baixa.[144]
Elsplanetes del sistema solar són vuit; per ordre de distància creixent de l'estel:Mercuri,Venus,Terra,Mart,Júpiter,Saturn (coneguts des de temps remots),Urà (descobert el1781) iNeptú (descobert el1846).[146] Els planetes es distingeixen enterrestres orocosos igasosos ojúpiters, segons les seves característiques químico-físiques; els primers, sòlids, densos i poc massius, es troben en la seva major partinterna i calenta del sistema solar; aquests últims, gasosos, poc densos i extremadament massius, són típics de la majoria de zonesexternes i fredes del sistema.[146]
El moviment del centre de gravetat del sistema solar en relació amb el Sol.
Un nombre molt gran d'objectes pertanyen al grup de cossos menors; entre ells recordem elasteroides, disposats en cinturons d’asteroides: entre Mart i Júpiter s’estén elcinturó principal, compost per milions d'objectes rocosos caracteritzats per òrbites més o menys variables; més enllà de Neptú s'estén un segon cinturó d'asteroides, elcinturó de Kuiper, la densitat real de la qual és desconeguda. Encara més externament, entre 20.000 i 100.000ua de lluny de l'estel, es troba elnúvol d'Oort, es creu que és el lloc d'origen decometes.[cal citació]
Tots aquests objectes constitueixen una part mínima del sistema: de fet, el 99,86% de lamassa del sistema solar consisteix en el Sol.[150] Dins del sistema solar, l'espai entre un cos celeste i un altre no està buit: la pols, el gas i les partícules elementals formen elmedi interplanetari.[146]
Els planetes, i en particular el més massiu de tots,Júpiter,[151] exerceix influències gravitatòries sobre elcentre de massa del sistema solar per assegurar-se que no coincideix amb el centre del Sol, sinó més aviat, depenent de l'extensió de les interaccions (que varien amb el pas del temps), que caigui més sovint fora de l'estel. El fet que el centre de gravetat del sistema i el centre de l'estel no coincideixin és responsable del moviment de revolució que fa el centre de massa de l'estel, o el seu nucli, al voltant del centre de gravetat, un moviment que, després d'uns quants centenars d'anys, varia suposant que una direcció avança enretrograda.[152]
El Sol ha estat objecte de veneració en moltes cultures al llarg de la història de la humanitat. La comprensió més fonamental de la humanitat sobre el Sol és com el disc lluminós del cel, la presència del qual sobre l'horitzó crea el dia i l’absència de la qual provoca la nit. En moltes cultures prehistòriques i antigues, es creia que el Sol era una deïtat solar o una altra tipus d'entitatsobrenatural. Elculte al Sol va ser central per a civilitzacions com elsantics egipcis, elsinques d'Amèrica del Sud i elsasteques del que ara ésMèxic. En religions com l'hinduisme, el Sol encara es considera un déu. Molts monuments antics es van construir tenint en compte els fenòmens solars; per exemple, elsmegàlits de pedra marquen amb precisió elsolstici d’estiu o l’hivern (alguns dels megàlits més destacats es troben aNabta Playa,Egipte;Mnajdra,Malta iStonehenge,Anglaterra);Newgrange, una muntanya prehistòrica construïda per humans aIrlanda, va ser dissenyada per detectar el solstici d’hivern; la piràmide delTemple de Kukulkan aChichén Itzá a Mèxic està dissenyat per projectar ombres en forma de serps que escalen lapiràmide alsequinoccis vernals i a la tardor.[cal citació]
Els egipcis van retratar el déuRa en ser transportat pel cel en una barca solar, acompanyat de déus menors, i als grecs, era Hèlios, portat per un carro tirat per cavalls de foc. Des del regnat d'Elagàbal a l'Imperi tardoromà l'aniversari del Sol va ser una festa celebrada com aSol Invictus (literalment 'Sol sense conquerir/invicte') poc després del solstici d’hivern, que potser va ser un antecedent del Nadal. Pel que fa a lesestrelles fixes, el Sol apareix des de la Terra per girar una vegada a l'any al llarg de l'eclíptica a través delzodíac, i així els astrònoms grecs el van classificar com un dels set planetes (del grecplanetes, 'viatger/nòmada'); els noms delsdies de la setmana per les dates dels set planetes de l'era romana.[15][153][154]
A principis del primer mil·lenni aC, elsastrònoms babilonis va observar que el moviment del Sol al llarg de l'eclíptica no és uniforme, tot i que no sabien per què; avui se sap que això es deu al moviment de la Terra en unaòrbita el·líptica al voltant del Sol, amb la Terra que es mou més ràpidament quan es troba més a prop del Sol en el seu periheli i que es mou més lentament quan es troba més lluny a l’afeli.[155]
Una de les primeres persones a oferir una explicació científica o filosòfica del Sol va ser el filòsofgrecAnaxàgores. Va raonar que no era el carro d'Hèlios, sinó una bola de metall gegant flamant fins i tot més gran que la terra delPeloponès i que la Lluna reflectia la llum del Sol.[156] per mostrar aquestaheretgia, fou empresonat per les autoritats icondemnat a mort, tot i que posteriorment va ser alliberat per la intervenció dePèricles. Aquesta concepció de foc al cel es va estendre a diversos estudiosos.
Eratòstenes va estimar la distància entre la Terra i el Sol al segle iii aC entre «400 i 80.000 estadismiríades», la traducció de la qual és ambigua, el que implica qualsevol dels 4.080.000estadis (755.000 km) o 804.000.000 estadis (148 a 153 milions de quilòmetres o 0,99 a 1,02 ua); aquest darrer valor és correcte en un percentatge. Al segle i,Ptolemeu va estimar la distància en 1.210 vegadesel radi de la Terra, aproximadament 7,71 milions de quilòmetres (0,0515 ua).[157]
La teoria que el Sol és el centre al voltant del qual orbiten els planetes va ser proposada per primer cop per l'antic grecAristarc de Samos al segle iii aC, i adoptat posteriorment perSeleuc de Selèucida (vegeuHeliocentrisme). Aquesta visió es va desenvolupar en un model matemàtic d'un sistema heliocèntric més detallat al segle xvi perNicolau Copèrnic.[cal citació]
Es van registrar observacions de taques solars durant laDinastia Han (206 aC-220 dC) pelsastrònoms xinesos, que va mantenir registres d’aquestes observacions durant segles.Averrois també va proporcionar una descripció de les taques solars al segle xii.[158] La invenció del telescopi a principis del segle xvii va permetre fer observacions detallades de les taques solars perThomas Harriot,Galileo Galilei i altres astrònoms. Galileu va plantejar que les taques solars estaven a la superfície del Sol en lloc d'objectes petits que passaven entre la Terra i el Sol.[159]
Lescontribucions astronòmiques àrabs inclouen el descobriment d'Al-Battaní que la direcció de l'apogeu del Sol (el lloc de l’òrbita del Sol contra les estrelles fixes on sembla que es mou més lentament) està canviant.[160] (en termes heliocèntrics moderns, això és causat per un moviment gradual de l'afeli de l'òrbita de laTerra).Ibn Yunus va observar més de 10.000 entrades per a la posició del Sol durant molts anys mitjançant un granastrolabi.[161]
El Sol, a partir d'una edició de 1550 deLiber astronomiae deGuido Bonatti.
A partir d’una observació d’untrànsit de Venus el 1032, l'astrònom persa i polimataIbn Sina va concloure que Venus està més a prop de la Terra que del Sol.[162] El 1672Giovanni Cassini iJean Richer van determinar la distància a Mart i van ser capaços de calcular la distància al Sol.[cal citació]
El 1666,Isaac Newton va observar la llum del Sol mitjançant unprisma, i va demostrar que està format per llum de molts colors.[163] El 1800,William Herschel va descobrir la radiacióinfraroja més enllà de la part vermella de l'espectre solar.[164] Al segle xix es va avançar en els estudis espectroscòpics del Sol;Joseph von Fraunhofer va enregistrar més de 600línies d’absorció en l'espectre, les més potents de les quals encara s'anomenen sovintlínies de Fraunhofer. En els primers anys de l'era científica moderna, la font d'energia del Sol era un trencaclosques significatiu.Lord Kelvin va suggerir que el Sol és un cos líquid que es refreda gradualment i que irradia un dipòsit intern de calor.[165] Kelvin iHermann von Helmholtz després va proposar un mecanisme decontracció gravitatòria per explicar la producció d'energia, però l'estimació d'edat resultant només va ser de 20 milions d'anys, molt menys del període d’almenys 300 milions d'anys suggerits per alguns descobriments geològics d’aquella època.[165][166] El 1890Joseph Lockyer, que va descobrir heli a l'espectre solar, va proposar una hipòtesi meteorítica per a la formació i evolució del Sol.[167]
Fins al 1904 no es va oferir una solució documentada.Ernest Rutherford va suggerir que la producció del Sol podria ser mantinguda per una font interna de calor, i va suggerir ladesintegració radioactiva com a font.[168] Tanmateix, seriaAlbert Einstein qui proporcionaria la pista essencial de la font de la producció d'energia del Sol amb la seva relació d'equivalència entre massa i energiaE =mc².[169] El 1920,Arthur Eddington va proposar que les pressions i les temperatures al nucli del Sol poguessin produir una reacció de fusió nuclear que fusionés l'hidrogen (protons) en nuclis d'heli, resultant en una producció d'energia a partir del canvi net de massa.[170] La preponderància de l'hidrogen al Sol va ser confirmada el 1925 perCecilia Payne utilitzant la teoria de la ionització desenvolupada perMeghnad Saha. El concepte teòric de fusió va ser desenvolupat als anys trenta pels astrofísicsSubrahmanyan Chandrasekhar iHans Bethe. Hans Bethe va calcular els detalls de les dues principals reaccions nuclears productores d’energia que alimenten el Sol.[171][172] El 1957,Margaret Burbidge,Geoffrey Burbidge,William Fowler iFred Hoyle va mostrar que la majoria dels elements de l'univers han estatsintetitzats per reaccions nuclears a l’interior d’estrelles, com el Sol.[173]
El Sol va deixar anar una grantempesta geomagnètica a les 1:29 EST del 13 de març de 2012.Un trànsit lunar del Sol capturat durant el calibratge de les càmeres d’imatges ultraviolades deSTEREO B.[174]
Els primers satèl·lits dissenyats per a l'observació a llarg termini del Sol des de l'espai interplanetari van ser les sondesPioneers 6, 7, 8 i 9 de la NASA, que es van llançar entre 1959 i 1968. Aquestes sondes van orbitar al voltant del Sol a una distància similar a la de la Terra i van fer les primeres mesures detallades del vent solar i del camp magnètic solar.Pioneer 9 va funcionar durant un temps particularment llarg, transmetent dades fins al maig de 1983.[175][176]
Als anys setanta, duessondesHelios i l'SkylabApollo Telescope Mount van proporcionar als científics noves dades significatives sobre el vent i la corona solar. Les sondesHelios 1 i 2 van ser col·laboracions entre Estats Units i Alemanya que van estudiar el vent solar des d'una òrbita a l'interior de Mercuri al seu periheli.[177] L'estació espacial Skylab, llançada per la NASA el 1973, incloïa el mòdul d'observatori solar Apollo Telescope Mount que era operat per astronautes residents a l'estació.[178] Skylab va fer les primeres observacions en temps real de la regió de transició solar i de les emissions ultraviolades de la corona solar.[178] Els descobriments van incloure les primeres observacions d'expulsions de massa coronal, llavors anomenades «transitoris coronals», i deforats coronals, que ara se sap que està íntimament associats amb el vent solar.[177]
El forat coronari del Sol forma unsigne d'interrogació (22 de desembre de 2017).
El 1980, laSolar Maximum Mission va ser llançada per la NASA. Aquesta sonda va ser dissenyada per observar els raigs gamma,raigs X i radiacióUV d'erupcions solars durant una època d’alta activitat solar illuminositat solar. Tanmateix, pocs mesos després del llançament, una fallada electrònica va fer que la sonda entrés en mode d'espera i va passar els tres anys següents en aquest estat inactiu. El 1984, la missióSTS-41C delTransbordador EspacialChallenger va recuperar el satèl·lit i va reparar la seva electrònica abans de tornar-lo a alliberar en òrbita. LaSolar Maximum Mission posteriorment va adquirir milers d’imatges de la corona solar abans dereentrar a l'atmosfera terrestre al juny de 1989.[179]
El satèl·lit japonèsYohkoh ('raig de sol') llançat el 1991 va observar erupcions solars a longituds d'ona de raigs X. Les dades de la missió van permetre als científics identificar diversos tipus diferents d'erupcions i van demostrar que la corona allunyada de les regions de màxima activitat era molt més dinàmica i activa del que s'havia suposat anteriorment. Yohkoh va observar tot un cicle solar, però va entrar en mode d'espera quan un eclipsi anular el 2001 va fer que perdés l'objectiu al Sol. Va ser destruït per la reentrada atmosfèrica el 2005.[180]
Una de les missions solars més importants fins ara ha estat laSolar and Heliospheric Observatory, fabricada conjuntament per l'Agència Espacial Europea i la NASA i llançat el 2 de desembre de 1995.[178] Destinat originalment a complir una missió de dos anys, es va aprovar una extensió de la missió fins al 2012 l'octubre del 2009.[181] Va demostrar ser tan útil que una missió de continuació, laSolar Dynamics Observatory (SDO), es va llançar al febrer de 2010.[182] Situada alpunt de Lagrange entre la Terra i el Sol (on l'atracció gravitatòria d'ambdós és igual), SOHO ha proporcionat una visió constant del Sol a moltes longituds d'ona des del seu llançament.[178] A més de la seva observació solar directa, SOHO ha permès descobrir un gran nombre decometes, majoritàriamentcometes rasants diminuts que s'incineren al passar el Sol.[183]
Una prominència solar esclata l'agost del 2012, tal com va capturar el SDO.
Tots aquests satèl·lits han observat el Sol des del pla de l'eclíptica i, per tant, només han observat amb profunditat les seves regions equatorials. LasondaUlysses es va llançar el 1990 per estudiar les regions polars del Sol. Primer va viatjar a Júpiter, per fer-la «llançar» cap a una òrbita que la portaria molt per sobre del pla de l'eclíptica. Una copUlysses estava a la seva òrbita programada, va començar a observar la força del vent solar i del camp magnètic a altes latituds solars, trobant que el vent solar de latituds altes es movia aproximadament 750 km/s, que era més lent del que s’esperava i que hi havia grans ones magnètiques emergents de latituds altes que dispersaven els rajos còsmics galàctics.[184]
Les abundàncies elementals a la fotosfera són ben conegudes en estudisespectroscòpics, però la composició de l’interior del Sol està poc estudiada. Una missió de retorn de mostres del vent solar,Genesis, va ser dissenyada per permetre als astrònoms mesurar directament la composició del material solar.[185]
La missióSolar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) es va llançar l'octubre del 2006. Dues naus espacials idèntiques es van llançar cap a òrbites que els fan (respectivament) avançar i caure gradualment darrere de la Terra. Això permet l'observacióestereoscòpica del Sol i dels fenòmens solars, com ara les ejeccions de massa coronal.[186][187]
Lasonda solarParker es va llançar el 2018 a bord d’un coetDelta IV Heavy i arribarà a un perigeu de 0,046 ua el 2025, el que el converteix en el satèl·lit artificial que orbita més a prop així com la primera sonda en volar baix a la corona solar.[188]
L'Agència Espacial Índia ha programat el llançament d'un satèl·lit de 100 kg anomenatAditya pel 2022. El seu instrument principal serà uncoronògraf per estudiar la dinàmica de la corona solar.[189]
Durant certes condicions atmosfèriques, el Sol es fa visible a simple vista i es pot observar sense estrès als ulls. Feu clic en aquesta foto per veure el cicle complet d'unaposta de sol, com s'observa des de les altes planes deldesert de Mojave.El Sol, tal com es veu des de l'òrbita terrestre baixa amb vistes a l'Estació Espacial Internacional. Aquesta llum solar no és filtrada per l'atmosfera inferior, que bloqueja gran part de l'espectre solar.
La brillantor del Sol pot causar dolor en mirar-lo amb l'ull nu; tanmateix, fer-ho durant breus períodes no és perillós per als ulls normals no dilatats però si té un impacte permanent en períodes més llargs depenent de l'exposició.[190][191] Mirar directament al Sol causa defectes visuals defosfè i ceguesa parcial temporal. També proporciona uns 4 mil·liwatts de llum solar a la retina, escalfant-la lleugerament i causant danys als ulls que no poden respondre adequadament a la brillantor.[192][193] L'exposició als ulls progressivament es fa groga la lent de l'ull durant un període d'anys i es creu que contribueix a la formació decataractes, però això depèn de l'exposició general als rajos UV solars i no de si es mira directament al Sol.[194] La visió de llarga durada del Sol directe a simple vista pot començar a causar lesions induïdes per UV, semblants a les cremades solars, a la retina al cap d'uns 100 segons, sobretot en condicions on la llum UV del Sol és intensa i ben enfocada;[195][196] les condicions empitjoren pels ulls joves o els nous implants de lents (que admeten més raigs ultraviolats que els ulls naturals envellits), els angles solars prop del zenit i l'observació de llocs a gran altitud.[cal citació]
Veure el Sol a través de la concentracióòptica de llum com elsbinoculars pot provocar danys permanents a la retina sense un filtre adequat que bloquegi els raigs ultraviolats i disminueixi substancialment la llum solar. Quan s’utilitza un filtre atenuant per veure el Sol, s’adverteix que s'utilitzi un filtre dissenyat específicament per a aquest ús. Alguns filtres improvisats que passen raigs UV oIR, poden danyar l'ull a nivells de brillantor elevats.[197] Les ulleres de sol, filtres fets amb pel·lícula fotogràfica velada, polaritzadors, gelatines, CD o vidres fumats no ofereixen suficient protecció als ulls. Una bona protecció la proporcionen els filtres MYLAR® o equivalents. Les ulleres utilitzades per a lasoldadura a l'arc amb vidres de densitats 14 a 16 són idònies per a aquesta finalitat. Les mateixes precaucions s'han de tenir en compte si s'utilitzen aparells òptics. Els filtres han d'anar col·locats a la part frontal i mai a l'ocular.Elsprismes de Herschel, també anomenats diagonals solars, són eficaços i econòmics per a telescopis petits. La llum solar que es destina a l’ocular es reflecteix a partir d’una superfície sense plata d’un tros de vidre. Només es reflecteix una fracció molt petita de la llum incident. La resta passa pel vidre i deixa l’instrument. Si el vidre es trenca a causa de la calor, no es reflecteix cap llum, cosa que fa que el dispositiu sigui a prova de fallades. Els senzills filtres de vidre enfosquit permeten passar tota la intensitat de la llum solar si es trenquen, posant en perill la vista de l’observador. Els prismàtics sense filtrar poden proporcionar centenars de vegades més energia que si es fa servir a simple vista, cosa que pot causar danys immediats. S'afirma que fins i tot breus vistes al Sol del migdia a través d'un telescopi sense filtrar poden causar danys permanents.[198]
Els eclipsis solars parcials són perillosos de veure perquè lapupil·la dels ulls no s’adapta al contrast visual inusualment elevat: la pupil·la es dilata segons la quantitat total de llum del camp visual, no pas per l’objecte més brillant del camp. Durant els eclipsis parcials, la majoria de la llum solar es bloqueja quan la Lluna passa davant del Sol, però les parts descobertes de la fotosfera tenen la mateixabrillantor superficial com durant un dia normal. En la penombra general, la pupil·la s’expandeix de ~ 2 a ~ 6 mm, i cada cèl·lula retiniana exposada a la imatge solar rep fins a deu vegades més llum de la que es veuria al Sol no eclipsat. Això pot danyar o matar aquestes cèl·lules, resultant en petits punts cecs permanents per a l'espectador.[199] El perill és insidiós per als observadors inexperts i per als nens perquè no hi ha percepció del dolor: no és obvi immediatament que es destrueixi la seva visió.[cal citació]
Una sortida del sol als Estats Units a l'estiu
Una posta de sol a Tailàndia a l'estiu
Durant la sortida i la posta de sol, la llum del Sol s’atenua a causa de ladifusió de Rayleigh i la deMie d’un pas particularment llarg per l’atmosfera terrestre,[200] i el Sol de vegades és prou feble com per ser vist còmodament a simple vista o amb seguretat amb òptica (sempre que no hi hagi risc que aparegui sobtadament la llum solar brillant a través d’un trencament entre núvols). Les condicions nebuloses, la pols atmosfèrica i l’alta humitat contribueixen a aquesta atenuació atmosfèrica.[201]
Unfenomen òptic, conegut com araig verd, de vegades es pot veure poc després de la posta de Sol o abans de la sortida. El flaix és causat per la llum del Sol just a sota de l’horitzó sentdesviat (generalment a través d’unainversió tèrmica) cap a l’observador. La llum de longituds d'ona més curtes (violeta, blau, verd) es desvia més que la de les longituds d'ona més llargues (groc, taronja, vermell), però la llum violeta i blava és més dispersa, deixant la llum que es percep com a verda.[202]
La llum ultraviolada del Sol té propietatsantisèptiques i es pot utilitzar per sanejar eines i aigua. També provocacremades, i té altres efectes biològics com la producció devitamina D ibronzejats, però l'exposició excessiva pot produir unainsolació. També és la principal causa delcàncer de pell. La llum ultraviolada està fortament atenuada per lacapa d'ozó terrestre, de manera que la quantitat d'UV varia molt amb lalatitud i ha estat parcialment responsable de moltes adaptacions biològiques, incloses les variacions en elcolor de la pell humana a diferents regions de la Terra.[203]
Simbolitza la llum i el poder. Enalquímia, es relaciona amb l'or i s'escriu com un cercle amb un punt enmig (el mateix signe que en l'astrologia). El Sol és unsímbol principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi masculí, com en la majoria delMediterrani, o femení, com a l'Àsia, per exemple. Sol tenir relació amb el gènere que té la paraula en cada llengua. Les deïtats solars tenen un paper important en moltes religions i mitologies del món.[204] Elculte al Sol va ser fonamental per a civilitzacions com elsegipcis, elsinques d'Amèrica del Sud i elsasteques del que ara és Mèxic. En religions com l'hinduisme, el Sol encara es considera un déu, se'l coneix com aSurya Dev. Molts monuments antics es van construir tenint en compte els fenòmens solars; per exemple, elsmegàlits de pedra marquen amb precisió elsolstici d'estiu o d'hivern (alguns dels megàlits més destacats es troben aNabta Playa,Egipte;Mnajdra,Malta i aStonehenge, Anglaterra);Newgrange, una muntanya prehistòrica construïda per humans a Irlanda, va ser dissenyada per detectar el solstici d'hivern; la piràmide delTemple de Kukulkan aChichén Itzá a Mèxic està dissenyada per projectar ombres en forma de serps que pugen a lapiràmide a l'equinocci vernal i tardoral.[cal citació]
Els anticssumeris creien que el Sol eraUtu,[205][206] el déu de la justícia i germà bessó d'Inanna, laReina del Cel,[205] que va ser identificada com el planeta Venus.[206] Més tard, Utu va ser identificat amb el déusemitic orientalShamash.[205][206] Utu era considerat com una deïtat ajudant, que ajudava aquells en dificultats,[205] i, a laiconografia, se'l representa generalment amb una llarga barba i agafant una serra,[205] que representava el seu paper com a dispensador de justícia.[205]
Ra a la barca solar, adorada amb el disc solarRa de latomba de Nefertari, segle XIII aC
Almenys des de laQuarta Dinastia de l'Antic Egipte, el Sol va ser adorat com eldéu Ra, retratat com una divinitat amb cap de falcó coronada pel disc solar i envoltada per una serp. En el període deNou Imperi, el Sol es va identificar amb l'escarabat femer, la bola esfèrica de fem es va identificar amb el Sol. En la forma del disc solarAton, el Sol va tenir un breu ressorgiment durant elPeríode Amarna quan va tornar a ser la divinitat preeminent, si no només, per al faraóAkhenaton.[207][208]
Els egipcis van retratar el déu Ra com portat pel cel en una barca solar, acompanyat de déus menors, i per als grecs, era Helios, portat per un carro tirat per cavalls de foc. Des del regnat d'Elagabalus a l'Imperi Romà tardà l'aniversari del Sol va ser una festa celebrada com aSol Invictus (literalment 'Sol Invicte') poc després del solstici d'hivern, que pot haver estat un antecedent deNadal. Pel que fa a lesestrelles fixes, el Sol sembla des de la Terra per girar una vegada a l'any al llarg de l'eclíptica a través delzodíac, i per això els astrònoms grecs el van classificar com un dels setplanetes (en grecplanetes, 'vagant'); la denominació delsdies de les setmanes a partir dels set planetes data de l'Era romana.[15][153][154]
A laBíblia, Malàquies 4:2 esmenta el «Sol de la justícia»,[213][214] que algunscristians han interpretat com una referència alMessies (Crist).[215] En la cultura romana antiga,diumenge era el dia del déu del Sol. Va ser adoptat com el diaSabbat per cristians que no tenien antecedents jueus. El símbol de la llum era un dispositiu pagà adoptat pels cristians, i potser el més important que no provenia de les tradicions jueves. En el paganisme, el Sol era una font de vida, donava calor i il·luminació a la humanitat. Era el centre d'un culte popular entre els romans, que s'aturaven a l'alba per captar els primers raigs de Sol mentre resaven. La celebració delsolstici d'hivern (que va influir en el Nadal) formava part del culte romà al Sol invicte (Sol Invictus). Les esglésies cristianes es van construir amb una orientació de tal manera que la congregació mirava cap a la sortida del sol a l'est.[216]
A vegades, s'ha utilitzat com aal·legoria deJesús, ja que «mor» i «ressuscita» (es pon i surt cada dia per a l'ull humà), està al cel i irradia llum. Les corones dels sants sovint tenen rajos com els del Sol.[cal citació]
En cultura, el Sol s'utilitza principalment com a referentmitològic i místic-religiós, més que en la literatura: de fet, a diferència dels astres, que són citats com a meravelles nocturnes pels poetes i pels homes de lletres, el Sol en la literatura s'utilitza principalment com a referència per a l'alternança del dia i la nit. Tanmateix, hi ha fortes referències dedicades específicament a aquesta estrella a laliteratura, a lapintura i fins i tot a lamúsica.[cal citació]
Per exemple, un dels textos més famosos i també més antics de laliteratura italiana que fa referència al Sol es troba aCàntic del germà Sol, també conegut com elCàntic de les criatures escrit perSantFrancesc d'Assís, completat, segons la llegenda, dos anys abans de la seva mort el 1226. El Càntic és una lloança aDéu, unaoració impregnada d'una visió positiva denatura, ja que la imatge del Creador es reflecteix en la creació. Amb el naixement de la ciènciahistoriogràfica, entre el segle xviii i el segle xix i amb els ideals delromanticisme de les «arrels populars de poesia», l'obra va ser presa en consideració per la tradició crítica i filològica.[220][221]
Fins i totDante Alighieri, com a bon coneixedor de l'astronomia, no deixa d'esmentar el Sol en les seves obres, utilitzant-lo com a referència astronòmica: alPrimer Cant delParadiso, per exemple, descriu la llum del Sol, explicant que com que il·lumina l'hemisferi on es troba elPurgatori, la ciutat deJerusalem, que es troba al costat oposat de la Terra, es troba en aquell moment immers en la foscor de la nit. Dante s'atura així per observar l'esplendor de la nostra estrella, imitant la seva guia,Beatrice.[222][223]
Fins i tot a lesfaules s'utilitza ocasionalment la figura del Sol, on, però, apareix com un personatge en tots els aspectes; entre els exemples més coneguts hi ha, a més dels deFedre,[224] les faules escrites perJean de La Fontaine, un escriptorfrancès que va viure al segle xvii, com araEl Sol i les granotes o El Sol i el Vent.[225]
El Sol fins i tot ha influït directament en algunes peces de lamúsica simfònica: de fet, durant elRomanticisme i les fases posteriors, els compositors sovint van agafar temes «naturals» amb la intenció de traduir-los a lespartitures per a diversosinstruments musicals. Un dels exemples més coneguts és laposta de sol orquestrada perLudwig Van Beethoven als compassos finals de la sevaSisena Simfonia, una peça plena d'innombrables referències naturalistes.[226] Un altre exemple conegut el dona laSinfonia delle Alpi deRichard Strauss, en la qual hi ha explícitament (tant en l'orquestració com precisament com a títol de les diverses seccions delpoema simfònic) referències a la sortida i la posta del Sol.[227] Altres autors han descrit les diferents fases del dia en la música, amb una referència a la sortida del sol, inclòsAnton Bruckner (a la quarta simfonia)[228] iModest Petrovič Musorgskij (a la peça tituladaA night on Bald Mountain, també reprès perWalt Disney per al final de la seva famosaFantasia).[229]
Entre les diverses referències presents en la música del segle xx, una important referència ve donada pel títol de la famosaCanzone del sole, signat perLucio Battisti iMogol i gravat per primera vegada l'any 1971 a45 rpm; aquesta peça també és interpretada sovint per aquells que aprenen a tocar laguitarra, com a pràctica.[230][231]
El Sol és el protagonista d'algunes cançons per a la mainada en l'àmbit tradicional català, comPlou i fa sol oSol solet.[232]
↑En sentit antihorari també és la direcció de la revolució al voltant del Sol per als objectes del sistema solar i és la direcció del gir axial per a la majoria d'objectes.
↑Els nens alJapó aprenen a acolorir el Sol de vermell. Això es reflecteix a labandera del Japó (anomenadaNisshōki, que significa la 'bandera del Sol') que té un disc vermell, en lloc de groc.
↑1,88 Gcd/m² es calcula a partir de la il·luminació solar de 128.000 lux (vegeullum solar) vegades el quadrat de la distància al centre del Sol, dividit per la secció transversal del Sol. 1,44 Gcd/m² es calcula utilitzant 98.000 lux.
↑Enciències astronòmiques, el termeelements pesants (ometalls) fa referència a tots els elements químics excepte l’hidrogen i l’heli.
↑Un ésser humà adult de 50 kg té un volum aproximat 0,05 m³, que correspon a 13,8 watts, a la potència volumètrica del centre solar. Això és 285 kcal/dia, aproximadament el 10% de la ingesta i producció calòriques mitjanes reals en humans en condicions no estressants.
↑L’atmosfera terrestre a prop del nivell del mar té una densitat de partícules aproximada 2×1025 m−3.
↑Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V.Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2a edició. Springer, 2004, p. 19–20.ISBN 978-0-387-20089-7.
↑Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V.Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2a edició. Springer, 2004, p. 77–78.ISBN 978-0-387-20089-7.
↑Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V.Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2a edició. Springer, 2004, p. § 9.2.3.ISBN 978-0-387-20089-7.
↑Iben, I Jnr (1965) «Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M_{sun} Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning». (Astrophysical Journal, vol. 142, p. 1447)
↑Tobias, S.M.. «The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo». A: A.M. Soward.Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics (en anglès). CRC Press, 2005, p. 193–235.ISBN 978-0-8493-3355-2.
↑Aschwanden, Markus J.Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Chichester, UK: Praxis Publishing, 2005.ISBN 978-3-540-22321-4.
↑McComas, D. J.; Elliott, H. A.; Schwadron, N. A.; Gosling, J. T.; Skoug, R. M.; Goldstein, B. E. «The three-dimensional solar wind around solar maximum» (en anglès). Geophysical Research Letters, 30, 10, 15-05-2003, pàg. 1517.Bibcode:2003GeoRL..30.1517M.DOI:10.1029/2003GL017136.ISSN:1944-8007.
↑Hale, G.E.; Ellerman, F.; Nicholson, S.B.; Joy, A.H. «The Magnetic Polarity of Sun-Spots». The Astrophysical Journal, 49, 1919, pàg. 153.Bibcode:1919ApJ....49..153H.DOI:10.1086/142452.
↑Mackay, R.M.; Khalil, M.A.K. «Greenhouse gases and global warming». A: Singh, S.N..Trace Gas Emissions and Plants. Springer, 2000, p. 1–28.ISBN 978-0-7923-6545-7.
↑Ribas, Ignasi «Proceedings of the IAU Symposium 264 'Solar and Stellar Variability – Impact on Earth and Planets': The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres». Proceedings of the International Astronomical Union, 264, 2-2010, pàg. 3–18.arXiv:0911.4872.Bibcode:2010IAUS..264....3R.DOI:10.1017/S1743921309992298.
↑Vassiliadis, E.; Wood, P.R. «Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss». The Astrophysical Journal, 413, 1993, pàg. 641.Bibcode:1993ApJ...413..641V.DOI:10.1086/173033.
↑Bloecker, T. «Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution». Astronomy and Astrophysics, 297, 1995, pàg. 727.Bibcode:1995A&A...297..727B.
↑Bloecker, T. «Stellar evolution of low- and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution». Astronomy and Astrophysics, 299, 1995, pàg. 755.Bibcode:1995A&A...299..755B.
↑Gehrels, Neil; Chen, Wan; Mereghetti, S. «The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble». Nature, 361, 6414, 25-02-1993, pàg. 706–707.Bibcode:1993Natur.361..704B.DOI:10.1038/361704a0.
↑Vegeu la imatge 5 i la referència aValentina Zharkova «Oscillations of the baseline of solar magnetic field and solar irradiance on a millennial timescale». Scientific Reports, 9, 1, 24-06-2019, pàg. 9197.arXiv:2002.06550.DOI:10.1038/s41598-019-45584-3.PMC:6591297.PMID:31235834.
↑Paul Jose «Sun's Motion and Sunspots». The Astronomical Journal, 4-1965, pàg. 193–200. The value of 24° comes from (360)(15 J − 6 S)/(S − J), where S and J are the periods of Saturn and Jupiter respectively.
↑Zharkova, V. V.; Shepherd, S. J.; Zharkov, S. I.; Popova, E. «Retraction Note: Oscillations of the baseline of solar magnetic field and solar irradiance on a millennial timescale». Scientific Reports, 10, 1, 04-03-2020, pàg. 4336.DOI:10.1038/s41598-020-61020-3.PMC:7055216.PMID:32132618.
↑149,0149,1149,2149,3Michael E. Brown. «The Dwarf Planets». California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. [Consulta: 26 gener 2008].
↑Goldstein, B.R. «The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses». Transactions of the American Philosophical Society, 57, 4, 1967, pàg. 9–12.DOI:10.2307/1006040.JSTOR:1006040.
↑A short History of scientific ideas to 1900, C. Singer, Oxford University Press, 1959, p. 151.
↑The Arabian Science, C. Ronan, pp. 201–244 inThe Cambridge Illustrated History of the World's Science, Cambridge University Press, 1983; at pp. 213–214.
↑Lockyer, J.N. «The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems». Londres i Nova York, 1890.Bibcode:1890mhsr.book.....L.
↑Tso, M.O.M.; La Piana, F.G. «The Human Fovea After Sungazing». Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology, 79, 6, 1975, pàg. OP788–95.PMID:1209815.
↑Hope-Ross, M.W.; Mahon, GJ; Gardiner, TA; Archer, DB «Ultrastructural findings in solar retinopathy». Eye, 7, 4, 1993, pàg. 29–33.DOI:10.1038/eye.1993.7.PMID:8325420.
↑Chou, B.R. «Eye Safety During Solar Eclipses», 2005. «Tot i que se sap que l'exposició ambiental a la radiació ultraviolada contribueix a l'envelliment accelerat de les capes externes de l'ull i al desenvolupament de cataractes, la preocupació per la visualització inadequada del Sol durant un eclipsi és pel desenvolupament de «ceguesa per eclipsi» o cremades a la retina.»
↑Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Ruffolo, J.J. Jr.; Guerry, D. III. «Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear». A: Williams, T.P..The Effects of Constant Light on Visual Processes. Plenum Press, 1980, p. 319–346.ISBN 978-0-306-40328-6.
↑Macdonald, Lee. «2. Equipment for Observing the Sun». A:How to Observe the Sun Safely. Springer Science + Business Media, 2012, p. 17.DOI10.1007/978-1-4614-3825-0_2.ISBN 978-1-4614-3824-3. «NEVER LOOK DIRECTLY AT THE SUN THROUGH ANY FORM OF OPTICAL EQUIPMENT, EVEN FOR AN INSTANT. A brief glimpse of the Sun through a telescope is enough to cause permanent eye damage, or even blindness. Even looking at the Sun with the naked eye for more than a second or two is not safe. Do not assume that it is safe to look at the Sun through a filter, no matter how dark the filter appears to be.»
↑Coleman, J.A.; Davidson, George.The Dictionary of Mythology: An A–Z of Themes, Legends, and Heroes. Londres: Arcturus Publishing Limited, 2015, p. 316.ISBN 978-1-78404-478-7.
↑Wheeler, Post.The Sacred Scriptures of the Japanese. Nova York: Henry Schuman, 1952, p. 393–395.ISBN 978-1-4254-8787-4.
↑F. Bajetto «Un trentennio di studi (1941-73) sul Cantico di Frate Sole». L'Italia francescana, XLIX, 1974.
↑Baldelli (17-17 ottobre 1976). "Il «Cantico»: problemi di lingua e di stile" aFrancesco d'Assisi e francescanesimo dal 1216 al 1226. Atti del IV Convegno internazionale.
.svg)
.svg)
.jpg)
.svg)
.jpg)
.svg)
