OSol é unhaestrela de tamaño medio, en relación ao conxunto da nosagalaxia, aVía Láctea, arredor da cal gravitan aTerra e mailos outros membros do nososistema planetario[1]. É unha estrela detipo espectral G2, constituíndo a fonte primaria deenerxía electromagnética do sistema planetario.[1]. A súamasa é de 333 000 veces a da Terra e o seu volume 1 400 000 veces. A distancia do noso planeta ao Sol é de preto de 150 millóns dequilómetros (1Unidade astronómica, definida como a distancia media Terra-Sol, 149 600 000 km), tardando a súaluz en chegar ata nós case oito minutos e vinte segundos. Por si só representa o 98,6% da masa do Sistema Solar. A súa enerxía, en forma de luz solar, alimenta case todos os xeitos de vida na Terra a través dafotosíntese, así como determina o clima terrestre e a meteoroloxía no noso planeta.
Visto dende a Terra, o Sol presenta unha estrutura granulosa e o seu brillo non é uniforme, sendo o bordo menos brillante que a parte central do disco solar. As capas exteriores do Sol divídense en:fotosfera, a máis profunda, con preto de 300 km de espesura e unha temperatura mínima de 6 000Kelvin; acromosfera, con preto de 8 000 km de espesura, de onde emerxen enormes chorros luminosos, asprotuberancias, que chegan a acadar 800 000 km de altura, e maila coroa, cunha altura de 1 millón de quilómetros e unha temperatura de 1 millón de K.
A rotación do sol, enorme masa gasosa, fai que se note un achatamento nos polos.
A temperatura interna acada 20 millóns de K. Presúmese que o Sol ten 4 600 millóns de anos de idade, e pola secuencia principal doDiagrama de Hertzsprung-Russell, pódese considerar unhaestrela anana. O seu "imperio" - oSistema Solar - comprende 8planetas, 1 600asteroides, 32satélites e un gran número decometas, cun volume que corresponde a unha esfera duns dous anos luz de raio, pois as estrelas máis próximas están a unha distancia duns 4 anos luz. As súas magnitudes características (aproximadas) son un diámetro de 1 390 000 km; superficie: 1 940 000 km²; volume: 2 700 000 millóns de km3; masa: 2 · 1030 kg; velocidade absoluta (en relación ao centro da Vía Láctea): 216 km/s; velocidade relativa (en relación ás estrelas máis próximas): 19 km/s.
É aestrela do sistema planetario no que se atopa aTerra e, con moito, o astro con maiorbrillo aparente. A súa visibilidade noceo local determina, respectivamente, odía e anoite en diferentes rexións de diferentes planetas. Na Terra, aenerxía radiada polo Sol é aproveitada polos seresfotosintéticos, que constitúen a base dacadea trófica, constituíndo así a principal fonte de enerxía davida. Tamén achega a enerxía que mantén en funcionamento osprocesos climáticos.
Malia de ser unha estrela mediana (aínda así, máis brillante que o 85% das estrelas existentes nanosa galaxia), é a única da que se pode apreciar a forma a ollo nu, cundiámetro angular de 32' 35" de arco noperihelio e 31' 31" noafelio (diámetro medio = 32' 03"). A relación de tamaños e distancias de Sol eLúa é tal que se ven case co mesmo tamaño aparente no ceo, permitindo unha gama deeclipses solares distintos (totais, anulares ou parciais).
As palabras gregas e latinas aparecen na poesía como personificacións do Sol,Helios eSol, mentres que na ciencia ficción en lingua inglesa "Sun" pódese usar como nome da estrela para distinguila doutras. O termo "sol", en minúscula, é usado polos astrónomos planetarios para determinar a duración dundía solar noutro planeta comoMarte.[4]
Os principais adxectivos do Sol en galego sonsoleado para a luz solar e, en contextos técnicos,solar, do latínsol[5] – este último atópase en termos como día solar,eclipse solar e sistema solar.Do grego "helios" procede o adxectivo infrecuentehelíac.
O termo inglés para o día da semanaSunday procede do inglés antigoSunnandæg (literalmente 'día do sol'), unhainterpretación xermànica da frase latinadies sōlis, que é unha tradución do grego ἡμέρα ἡλίου (hēmera hēliou, 'día do sol').[6]
O Sol é unha estrela que pertence, segundo á clasificación química deBaade, as estrelas do tipo dePoboación I, ou estrelas ricas en elementos pesados.[a][9] A formación do Sol puido ser desencadeada por ondas de choque dunha ou máissupernovas próximas. Esta levantouse debido á grande abundancia de elementos pesados no sistema solar, como oouro e ouranio, en relación coas abundancias destes elementos na chamada Poboación II de estrelas, sendo estas pobres en elementos pesados. Estes elementos poderían ter sido producidos porreaccións nucleares ouendotérmicas durante unha supernova, ou por transmutación mediante aabsorción de neutróns dentro dunha estrela masiva de segunda xeración.[9]
O Sol é de lonxe o obxecto máis brillante do ceo, cunhamagnitude aparente de −26,74.[10][11] É uns 13000 millóns de veces máis brillante que a segunda estrela máis luminosa,Sirius, que ten unha magnitude aparente de −1,46. A distancia media do centro do Sol ao centro da Terra é de aproximadamente 1unidade astronómica (uns 150 millóns de quilómetros), aínda que a distancia varía a medida que a Terra se move dende operihelio en xaneiro ataafelio en xullo.[12] A esta distancia media, a luz viaxa dende o horizonte do Sol ata o horizonte terrestre nuns 8 minutos e 19 segundos, mentres que a luz dos puntos máis próximos do Sol e da Terra tarda uns dous segundos menos.
O Sol non ten un límite definido e nas súas partes exteriores a súa densidade diminúe exponencialmente ao aumentar a distancia do seu centro.[13] Non obstante, para fins de medición, considérase que o raio solar é a distancia desde o seu centro ata o bordo dafotosfera, a superficie visible aparente do Sol.[14] En base a esta medición, o Sol é unha esfera case perfecta cunachatamento estimado de 9millonésimas,[15] o que significa que o seu diámetro polar difire do seu diámetro ecuatorial en só 10 quilómetros.[16] O efecto das mareas dos planetas é débil e non afecta significativamente a forma do Sol. O Sol xira máis rápido no seuecuador que nos seuspolos . Esta rotación diferencial é causada polo movemento convectivo debido ao transporte de calor e oefecto Coriolis producido pola rotación do Sol. Nun marco de referencia definido polas estrelas, o período de rotación é de aproximadamente 25,6días no ecuador e 33,5días nos polos. Visto desde a Terra na súa órbita arredor do Sol, o período de rotación aparente do Sol no seu ecuador é duns 28días.[17] Visto desde un punto de vista sobre o seu polo norte, o Sol xira ensentido antihorario ao redor do seu eixe de xiro.[18]
O Sol está composto principalmente poloselementos químicoshidróxeno ehelio; que representan o 74,9% e o 23,8% da masa do Sol nafotosfera, respectivamente.[19] Todos os elementos máis pesados, chamadosmetais na astronomía, constitúen menos do 2% da masa, sendo os máis abundantes oosíxeno (aproximadamente o 1% da masa do Sol), ocarbono (0,3%),neon (0,2%) eferro (0,2%).[20]
O Sol herdou a súa composición química domedio interestelar a través do cal se formou. O hidróxeno e o helio do Sol foron producidos tralanucleosíntese dobig-bang, nos primeiros 20 minutos da creación do universo, e os elementos máis pesados foron creados polanucleosíntese estelar en xeracións de estrelas que completaron a súaevolución estelar e devolveron. o seu material ao medio interestelar antes da formación do Sol. A composición química da fotosfera adoita considerarse representativa da composición do sistema solar primordial. Non obstante, desde que se formou o Sol, algúns dos helios e elementos pesados asentáronse gravitacionalmente desde a fotosfera. Polo tanto, na fotosfera actual, a fracción de helio redúcese, e a metalicidade é só un 84% da que era nafase protoestelar (antes de que comezase a fusión nuclear no núcleo). Crese que a composición protoestelar do Sol foi un 71,1% de hidróxeno, un 27,4% de helio e un 1,5% de elementos máis pesados.[19]
Hoxe en día a fusión nuclear no núcleo do Sol modificou a composición mediante a conversión do hidróxeno en helio, polo que agora a parte máis interna do Sol é máis ou menos un 60 % de helio, xunto coa abundancia de elementos máis pesados que non foron alterados. Debido a que a calor se transfire desde o centro do Sol porradiación no canto de porconvección, ningún dos produtos de fusión do núcleo chegou á fotosfera.
Desde que se formou o Sol, o principal proceso de fusión implicou a fusión de hidróxeno en helio. Durante os últimos 4.600 millóns de anos, a cantidade de helio e a súa localización no Sol cambiou gradualmente. Dentro do núcleo, a proporción de helio aumentou dun 24% a un 60% debido á fusión, e parte do helio e algún dos elementos pesados asentáronse desde a fotosfera cara ao centro do Sol debido ágravidade. As proporcións dos elementos máis pesados non cambian. A calor transfírese cara ao exterior desde o núcleo do Sol por radiación no canto de por convección, polo que os produtos de fusión non son espulsados cara ao exterior, pola calor, e permanecen no núcleo[21] polo que gradualmente comezou a formarse un núcleo interno de helio que non se pode fusionar porque actualmente o núcleo do Sol non está o suficientemente quente nin denso para fusionar o helio. Na fotosfera actual, a fracción de helio redúcese, ametalicidade é só o 84% do que era na faseprotoestelar (antes de que comezase a fusión nuclear no núcleo). No futuro, o helio seguirá acumulándose no núcleo, e nuns 5 billóns de anos esta acumulación gradual fará que o Sol saia dasecuencia principal e se converta nunhaxigante vermella..[22]
A composición química da fotosfera considérase normalmente representativa da composición do Sistema Solar primordial.[23] A abundancia de elementos pesados solares descritas anteriormente mídense normalmente tanto usandoespectroscopia da fotosfera solar como medindo a abundancia demeteoritos que nunca se quentaron a temperaturas de fusión. Pénsase que estes meteoritos conservan a composición do Sol protoestelar e, polo tanto, non se ven afectados pola sedimentación de elementos pesados. Os dous métodos en xeral coinciden ben.[24]
O Sol formouse hai uns 4 650 millóns de anos e ten combustible para uns 5 000 millóns máis. Despois, comezará a aumentar o seu volume máis e máis, ata converterse nunha estrelaxigante vermella. Rematará afundíndose polo seu propio peso e converténdose nunhaanana branca, que pode tardar un billón de anos en arrefriarse. Formouse a partir denubes de gas e po que contiñan residuos de xeracións anteriores de estrelas. Grazas ámetalicidade do devandito gas, do seudisco circunestelar xurdiron máis tarde osplanetas,asteroides ecometas do Sistema Solar.
No interior do Sol prodúcense reaccións defusión nas que os átomos dehidróxeno se transforman enhelio, producíndose a enerxía que irradia. O Sol emite cada día 360 000 millóns de toneladas (3,6·1014 kg) de materia, a gran maioría transformadas en enerxía (raios solares)[25]. A súa atracción vai, por iso, enfraquecendo e de aí que a Terra se afasta do Sol 1 m por ano. Xa que a súamasa non chega ólímite de Chandrasekhar (1,44 masas solares), cando se lle esgote o combustible está previsto que acabe como unhaanana branca. Actualmente, o Sol atópase en plenasecuencia principal, fase en que seguirá uns 5 000 millóns de anos máis queimando hidróxeno de maneira estable.
Chegará un día en que o Sol esgote todo o hidróxeno na rexión central ao telo transformado en helio. A presión será incapaz de soster as capas superiores e a rexión central tenderá a contraerse gravitacionalmente, quentando progresivamente as capas adxacentes. O exceso de enerxía producida fará que as capas exteriores do Sol tendan a expandirse e arrefriarse e o Sol converterase nunha estrelaxigante vermella. Así, o seu diámetro superará o da órbita daTerra, co cal calquera forma de vida sobre o noso planeta será extinguida. Cando a temperatura da rexión central acade aproximadamente 100 millóns dekelvin s, comezará a fusión do helio, producindo carbono, mentres arredor do núcleo se segue fusionando hidróxeno en helio. Iso fará que a estrela se contraia e diminúa o seu brillo a un tempo que aumenta a súa temperatura, converténdose o Sol nunha estrela darama horizontal do diagrama H-R. Ao esgotarse o helio do núcleo, iniciarase unha nova expansión do Sol e o helio empezará tamén a fusionarse nunha nova capa arredor do núcleo inerte - composto de carbono e osíxeno e, ao non ter masa suficiente, o Sol non acadará as presións e temperaturas abondas para fusionar os devanditos elementos en elementos máis pesados - que o converterá de novo nun xigante vermello, pero esta vez darama asintótica xigante e provocará que o astro expulse gran parte da súa masa na forma dunhanebulosa planetaria, quedando só o núcleo solar, que se transformará nunhaanana branca e, moito máis tarde, ao arrefriarse totalmente, nunhaanana negra. O Sol non chegará a estoupar como unhasupernova ao non ter a masa suficiente para iso.
Aínda que se cría nun principio que o Sol acabaría por absorber, ademais de Mercurio e Venus, tamén a Terra ao converterse en xigante vermello, a gran perda de masa que sufrirá no proceso fixo pensar por un tempo que a órbita terrestre - do mesmo xeito que a dos demais planetas do Sistema Solar - se expandiría posiblemente, salvándose dese destino.[26] Non obstante, un artigo recente postula que non ocorrerá, e que as interaccións mareais, así como o roce coa materia da cromosfera solar, farán que o noso planeta sexa absorbido.[27][28] Outro artigo posterior tamén apunta na mesma dirección.[29]
Alén da alternancia dasestacións do ano, responsables da variación periódica da duración de días e noites e dos efectos sobre o clima, o Sol segue un ciclo dobre de 11 anos, no que cambia a súa polaridade magnética de norte a sur, completando así o cambio de sur de novo a norte en 22 anos. OCiclo Solar ten moitos outros efectos importantes que influencian ao noso Planeta. O Ciclo solar manifesta unha correlación co número demanchas solares, e, cos coñecementos actuais vese como irregular, de xeito que eventos como oMínimo de Maunder ou oMínimo de Dalton supuxeron a eliminación de manchas solares por longos períodos, causando o primeiro, pola súa lonxevidade, unha pequenaidade de xeo entre os séculosXVII eXVIII. En febreiro de2019 rexistrouse un mínimo cun mes sen observación de manchas solares.[30] En2008 comezou o24 ciclo solar.[31]
Estudos deHeliosismoloxía executados a partir de sondas espaciais, permitiron observar certas "vibracións solares", cuxafrecuencia aumenta co aumento daactividade solar, acompañando o ciclo de once anos deerupcións, e cada vinte e dous anos existe a manifestación do chamadohemisferio dominador, alén da movimentación das estruturas magnéticas en dirección aos polos, que resultan en dous ciclos de once anos con incremento daactividade xeomagnética da Terra e daoscilación datemperatura doplasma ionosférico naestratosfera do nosoplaneta. No ano 2018 acadouse un mínimo solar.[32]
Foron observadas emisións electromagnéticas en forma de aneis de diversos tamaños con temperaturas na orde de dous millóns de kelvin, alén de emisión de masa coronal a cada 24 horas aproximadamente. Polo tanto, o nosoAstro Rei, domina a nosa sobrevivencia naTerra.
As erupcións solares clasifícanse de xeito que a clase de erupcións menos potentes chámase A, seguindo en orde ascendente de potencia B, C, M e X. Cada unha implica unha emisión de enerxía dez veces maior que a anterior; así, unha fulguración de clase X é 100 veces máis potente que unha de clase C. As M e X, de atravesar a Terra polo radio marcado por elas, poden creartormentas xeomagnéticas con capacidade de interromper os sistemas de comunicacións e redes eléctricas, e provocar danos en satélites. Isto fai que se vixíe o comportamento solar (a súa'meteoroloxía'), para o que se usan misións espaciais comoProba-2, o cuarteto desatélites Cluster daESA, o Observatorio Heliosférico e Solar (SOHO) conxunto ESA-NASA, oObservatorio de Dinámica Solar da NASA, asonda Parker da NASA ou a sonda Solar Orbiter (ESA, en funcionamento en 2020).[32]
Como toda estrela, debido ó carácter radial daforza gravitatoria, o Sol posúe unha forma esférica, e a causa do seu lento movemento de rotación, ten tamén un leve achatamento polar. Como en calquera corpo masivo, toda a materia que o constitúe é atraída cara ao centro do obxecto pola súa propia forza gravitatoria. Porén, oplasma que forma o Sol atópase en equilibrio, xa que a crecentepresión no interior solar compensa a atracción cara ó centro, producíndose unequilibrio aerostático. Estas enormes presións xéranse debido á densidade do material no seu núcleo e ás enormes temperaturas que se dan nel grazas ás reaccións termonucleares que alí acontecen. Existe, ademais da contribución puramente térmica, unha de orixe fotónico. Trátase dapresión de radiación, nada desprezable, que é causada polo inxente fluxo de fotóns emitidos no centro do Sol e que son o xeito de transmisión enerxética do centro solar cara á periferia.
Case todos os elementos químicos terrestres (aluminio, xofre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, xermanio, helio, hidróxeno, ferro, indio, magnesio, manganeso, níquel, nitróxeno, ouro, osíxeno, paladio, prata, platino, chumbo, potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, circonio e zinc) e diversos compostos (tales como cianóxeno, óxido de carbono e amoníaco) foron identificados na constitución do chamado Astro Rei, polo que, se o noso planeta quencera ata a temperatura solar, tería un espectro luminoso case idéntico ao do Sol. Aínda o helio foi descuberto primeiro no Sol e logo constatouse a súa presenza no noso planeta[33]
O Sol presenta unha estrutura en capas esféricas (como se fosen "capas de cebola"). A fronteira física e as diferenzas químicas entre as distintas capas son difíciles de establecer. Porén, pódese establecer unha función física que é diferente para cada unha das capas. Na actualidade, aastrofísica dispón dun modelo de estrutura solar que explica de xeito satisfactorio a maioría dos fenómenos observados. Segundo este modelo, o Sol está formado por: 1) Núcleo, 2) Zona radiante, 3) Zona convectiva, 4)Fotosfera, 5)Cromosfera, 6)Coroa e 7)Vento solar. A diferente velocidade de rotación en diferentes zonas daría lugar a zonas de cizalla no interior solar, como atacoclina, que delimitaría a zona de xeración docampo magnético solar.[34]
O núcleo do Sol esténdese dende o centro ata un 20-25% do raio solar.[35] Ten unha densidade de ata 150g/cm3[36][37] (unhas 150 veces a densidade da auga) e unha temperatura próxima aos 15,7 millóns de graoskelvins (K).[37] Ocupa uns 139 000km do radio solar,1⁄5 do mesmo, e é nesta zona onde se verifican as reaccións termonucleares que proporcionan toda a enerxía que o Sol produce. Esta enerxía xerada no núcleo do Sol tarda unmillón de anos en alcanzar a superficie solar.[38] No seu centro calcúlase que existe un 49 % de hidróxeno, 49 % de helio e un 2 % que se distribúe noutros elementos que serven comocatalizadores nas reaccións termonucleares. A comezos da década dos anos30 do séculoXX, o físico austríacoFritz Houtermans (1903-1966) e o astrónomo inglésRobert d'Escourt Atkinson (1898-1982) uniron os seus esforzos para pescudar se a produción de enerxía no interior do Sol e nas estrelas podíase explicar polas transformacións nucleares. En 1938,Hans Albrecht Bethe (1906-2005), nos Estados Unidos, eCarl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemaña, simultánea e independentemente, atoparon o feito notable de que un grupo de reaccións nas que interveñen ocarbono e onitróxeno como catalizadores constitúen un ciclo, que se repite unha e outra vez, mentres dura o hidróxeno. A este grupo de reaccións coñéceselle comociclo de Bethe ou do carbono, e é equivalente á fusión de catroprotóns nun núcleo de helio. Nestas reaccións de fusión hai unha perda de masa, isto é, o hidróxeno consumido pesa máis que o helio producido. Esa diferenza de masa transfórmase en enerxía, segundo a ecuación deEinstein (E = mc²), onde E é aenerxía, m amasa e c avelocidade da luz. Estas reaccións nucleares transforman o 0,7 % da masa afectada enfotóns, cunha lonxitude de onda cortísima e, polo tanto, moi enerxéticos e penetrantes. A enerxía producida mantén o equilibrio térmico do núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15millóns de graos kelvins.[37]
Sumando todas as reaccións e cancelando os termos comúns, tense
41H1 →2He4 + 2e+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.
A enerxía neta liberada no proceso é 26,7 MeV, ou sexa preto de 6,7·1014J por kg de protóns consumidos. O carbono actúa como catalizador, pois se rexenera ao final do ciclo.
Outra reacción de fusión que ocorre no Sol e nas estrelas é o ciclo de Critchfiel, máis comunmente coñecido comocadea protón-protón.Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un mozo físico, alumno deGeorge Gamow, (1904-1968) naUniversidade George Washington, e tivo unha idea completamente diferente, ao darse conta de que no choque entre dous protóns a velocidades próximas á da luz, pode ocorrer que un deles perda a súa carga positiva (e+), fusiónense e convértase nunneutrón, que permanece unido ao outro protón e forma un núcleo dedeuterio, é dicir, un núcleo pesado formado por unisótopo estable dohidróxeno. Opositrón (e+) ao ser liberado tende a aniquilarse con bastante rapidez, fusionándose cun electrón (e-), producindo no proceso radiación fotónica. Ao mesmo tempo, nesta segunda fase, libérase unneutrino electrónico de baixa enerxía, que non interactúa con ningún átomo e libérase ao espazo a velocidades próximas á da luz sen chocar coa materia.
Máis tarde, a fusión dun protón (p+), ou o que é o mesmo, un núcleo H1, cun núcleo de deuterio dá lugar a un isótopo dohelio He³ e á emisión de fotónsgamma (γ). Finalmente, cun 97 % de probabilidade aproximadamente, dous núcleos do isótopo He³ dan lugar, ao ser fusionados, nun núcleo estable de He4 máis dous novos protóns (p+), co que o ciclo se retroalimenta ata a primeira fase inicial, á vez que perde enerxía a razón de 26,7MeV netos.
A reacción pode producirse de dúas maneiras algo distintas:
O primeiro ciclo dáse en estrelas máis quentes e con maior masa que o Sol, e a cadea protón-protón nas estrelas similares ao Sol. En canto ao Sol, ata o ano 1953 creuse que a súa enerxía era producida case exclusivamente polo ciclo de Bethe, pero demostrouse durante estes últimos anos que a calor solar provén no seu maior parte (75 %) do ciclo protón-protón.
Na zona exterior ao núcleo o transporte da enerxía xerada no interior prodúcese por radiación ata o límite exterior da zona radioactiva. Esta zona está composta de plasma, é dicir, grandes cantidades de hidróxeno e helio ionizado. Como a temperatura do Sol decrece do centro (15MK) á periferia (6kK na fotosfera), é máis fácil que un fotón calquera se mova do centro á periferia que ao revés. Con todo, os fotóns deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso sendo absorbidos e reemitidos infinidade de veces no seu camiño. Calcúlase que un fotón calquera pode tardar unmillón de anos en alcanzar a superficie e manifestarse como luz visible.[39]
Esta rexión esténdese por encima da zona radiante e nela os gases solares deixan de estar ionizados e os fotóns son absorbidos con facilidade e convértense nun material opaco ao transporte de radiación. Polo tanto, o transporte de enerxía realízase porconvección, de modo que a calor transpórtase de maneira non homoxénea eturbulenta polo propio fluído. Os fluídos dilátanse ao ser quentados e diminúen a súadensidade.[40] Polo cal se forman correntes ascendentes de material desde a zona quente ata a zona superior, e simultaneamente prodúcense movementos descendentes de material desde as zonas exteriores menos quentes. Así, a uns baixo a fotosfera do Sol, o gas vólvese opaco por efecto da diminución da temperatura; en consecuencia, absorbe os fotóns procedentes das zonas inferiores e quéntase a expensas da súa enerxía. Fórmanse así seccións convectivas turbulentas, nas que asparcelas de gas quente e lixeiro soben ata a fotosfera, onde novamente a atmosfera solar vólvese transparente á radiación e o gas quente cede a súa enerxía en forma de luz visible, e arrefríase antes de volver descender ás profundidades. A análise das oscilacións solares ha permitido establecer que esta zona esténdese ata estratos de gas situados á profundidade indicada anteriormente. A observación e o estudo destas oscilacións solares constitúen o campo de traballo daheliosismoloxía.[41]
Afotosfera é a zona visible onde se emite a luz visible do Sol. A fotosfera considérase como a «superficie» solar e, vista a través dun telescopio, preséntase formada por gránulos brillantes que se proxectan sobre un fondo máis escuro. Por mor da axitación da nosa atmosfera, estes gránulos parecen estar sempre en axitación. Posto que o Sol é gaseoso, a súa fotosfera é algo transparente: pode ser observada ata unha profundidade duns centos de quilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente, considérase que a fotosfera solar ten uns 100 ou 200km de profundidade.[42]
Esquema da estrutura de anel dunha labarada solar e a súa orixe causada pola deformación das liñas do campo electromagnético
Aínda que o bordo oulimbo do Sol aparece bastante nítido nunha fotografía ou na imaxe solar proxectada cuntelescopio, apréciase facilmente que o brillo do disco solar diminúe cara ao bordo. Este fenómeno de escurecemento do centro ao limbo é consecuencia de que o Sol é un corpo gaseoso cunha temperatura que diminúe coa distancia ao centro. A luz que se ve no centro procede na maior parte das capas inferiores da fotosfera, máis quente e polo tanto máis luminosa. Ao mirar cara ao limbo, a dirección visual do observador é case tanxente ao bordo do disco solar polo que chega radiación procedente sobre todo das capas superiores da fotosfera, menos quentes e emitindo con menor intensidade que as capas profundas na base da fotosfera.
Unfotón tarda unha media de 10 días desde que xorde da fusión de dous átomos de hidróxeno, en atravesar a zona radiante e un mes en percorrer os 200000km da zona convectiva, empregando tan só uns 8minutos e medio en cruzar a distancia que separa a Terra do Sol. Non se trata de que os fotóns viaxen máis rapidamente agora, senón que no exterior do Sol o camiño dos fotóns non se ve obstaculizado polos continuos cambios, choques, quiebros e turbulencias que experimentaban no interior do Sol.
Os gránulos brillantes da fotosfera teñen moitas veces forma hexagonal e están separados por finas liñas escuras.[43] Os gránulos son a evidencia do movemento convectivo e burbujeante dos gases quentes na parte exterior do Sol. En efecto, a fotosfera é unha masa en continua ebulición no que as células convectivas aprécianse como gránulos en movemento cuxa vida media é tan só duns nove minutos. O diámetro medio dos gránulos individuais é duns 700 a 1000km e resultan particularmente notorios nos períodos de mínima actividade solar. Hai tamén movementos turbulentos a unha escala maior, a chamada«supergranulación», con diámetros típicos duns 35 000 km. Cada supergranulación contén centos de gránulos individuais e sobrevive entre 12 a 20horas. FoiRichard Christopher Carrington (1826-1875), cervexeiro e astrónomo afeccionado, o primeiro en observar a granulación fotosférica noséculo XIX. En 1896 o francésPierre Jules César Janssen (1824-1907) conseguiu fotografar por primeira vez a granulación fotosférica.
O Sol con algunhas manchas solares visibles. As dúas manchas no medio teñen case o mesmo diámetro que a Terra.
O signo máis evidente de actividade na fotosfera son asmanchas solares.[44] Nos tempos antigos considerábase ao Sol como un lume divino e, por conseguinte, perfecto e infalible. Do mesmo xeito sabíase que a brillante cara do Sol estaba ás veces nubrada cunhas manchas escuras, pero imaxinábase que era debido a obxectos que pasaban no espazo entre o Sol e a Terra. CandoGalileo (1564-1642) construíu o primeirotelescopio astronómico, dando orixe a unha nova etapa no estudo doUniverso, fixo a seguinte afirmación:«Repetidas observacións convencéronme, de que estas manchas son substancias na superficie do Sol, na que se producen continuamente e na que tamén se disolven, unhas máis pronto e outras máis tarde». Unha mancha solar típica consiste nunha rexión central escura, chamada «umbra», rodeada por unha «penumbra» máis clara. Unha soa mancha pode chegar a medir ata (case tan grande como o diámetro da Terra), pero un grupo de manchas pode alcanzar de extensión e mesmo algunhas veces máis. A penumbra está constituída por unha estrutura de filamentos claros e escuros que se estenden máis ou menos radialmente desde a umbra.
Imaxe detallada dun conxunto de manchas solares observadas no visible. A umbra e a penumbra son claramente discernibles así como a granulación solar.
Ambas (umbra e penumbra) parecen escuras por contraste coa fotosfera, simplemente porque están menos quentes que a temperatura media da fotosfera. Así, a umbra ten unha temperatura de 4000K, mentres que a penumbra alcanza os 5600K, inferiores en ambos os casos aos 6000K que teñen os gránulos da fotosfera. Polalei de Stefan-Boltzmann, en que a enerxía total radiada por un corpo negro (como unha estrela) é proporcional á cuarta potencia da súa temperatura efectiva (E = σT4, onde σ = 5.67051 × 10−8 W/m²·K4), a umbra emite aproximadamente un 32 % da luz emitida por unha área igual da fotosfera e analoxamente a penumbra ten un brillo dun 71 % da fotosfera. A escuridade dunha mancha solar está causada unicamente por un efecto de contraste; se puidésemos ver a unha mancha tipo, cunha umbra do tamaño daTerra, illada e á mesma distancia que o Sol, brillaría unhas 50veces máis que aLúa chea. As manchas están relativamente inmóbiles con respecto á fotosfera e participan da rotación solar. A área da superficie solar cuberta polas manchas mídese en termos de millonésima do disco visible.
Debido árotación terrestre, o Sol describe no ceo visto dende aTerra unha revolución diaria, dando lugar e xeito alternativo a períodos dedía e denoite.
Até a era espacial, o Sol foi estudado pola luz enviada sobre a Terra. Foi cos comezos desta cando se comezaron a estudar tamén os campos magnéticos e o vento solar. Dende cedo na historia da astronáutica comezaron as misións que contemplaban o estudo do Sol.
No1976, Helios-B chegou a 43 millóns de km do Sol. Dende1995 o Observatorio Heliosférico e Solar (SOHO), misión conxunta daESA e aNASA, está en órbita solar nopunto L1, a uns 1,5 millóns de quilómetros máis da Terra cara ó Sol, onde as forzas gravitatorias e rotacionais están equilibradas para que o seu período de rotación coincida co ano terrestre. E en2010, a NASA enviou o Observatorio de Dinámica Solar (SDO) a unha órbita arrededor da Terra. No2020 a sonda NASAParker Solar Probe achegarase ata 7 millóns de km. ESolar Orbiter orbitará a 42 millóns de km do Sol.[45]
↑Enciencias astronómicas, o termoelementos pesados (oumetais) refírese a todos os elementos químicos excepto o hidróxeno e o helio.
Referencias
↑1,01,1http://www.solarviews.com/eng/solarsys.htmArquivado 02 de maio de 2007 enWayback Machine. ; The Solar System, acceso 8 de maio de 2009 en Solarviews.com: "The planets, most of the satellites of the planets and the asteroids revolve around the Sun in the same direction, in nearly circular orbits"
↑Bessell, M.S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars".Astronomy and Astrophysics333: 231–250.Bibcode:1998A&A...333..231B.
↑Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004).Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.).Springer. § 9.2.3.ISBN978-0-387-20089-7.
↑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)
.svg)
