Sol
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| Dados de observação | |
|---|---|
| Distância média da Terra | 1.496 × 10 8 km 8 min 19 s na velocidade da luz |
| Brilho Visual (V) | -26,74 |
| Magnitude absoluta | 4.83 |
| Classificação espectral | G2V |
| Metalicidade | Z = 0,0122 |
| Tamanho angular | 31,6 '- 32,7' |
| Adjetivos | Solar |
| Características orbitais | |
| Distância média da Via Láctea núcleo | ~ 2.5 × 10 17 km 26.000 anos-luz |
| Galactic período | (2,25-2,50) 10 × 8 um |
| Velocidade | ~ 220 km / s (órbita em torno do centro da galáxia) ~ 20 km / s (em relação à velocidade média de outras estrelas no bairro estelar) ~ 370 km / s (em relação à radiação cósmica de fundo ) |
| Características físicas | |
| Diâmetro médio | 1,392 6 84 × 10 6 km |
| Equatorial raio | 6,963 4 2 × 10 5 km 109 × Terra |
| Equatorial circunferência | 4,379 × 10 6 km 109 × Terra |
| Achatamento | 9 x 10 -6 |
| Superfície | 6,0877 × 10 12 km 2 11.990 × Terra |
| Volume | 1,412 × 10 18 km 3 1.300.000 × Terra |
| Massa | 1,9891 × 10 30 kg 333.000 × Terra |
| Densidade média | 1,408 x 10 3 kg / m 3 |
| Densidade | Centre (modelo): 1.622 × 10 5 kg / m 3 Baixa photosphere: 2 × 10 -4 kg / m 3 Baixa chromosphere: 5 x 10 -6 kg / m 3 Corona (média): 1 x 10 -12 kg / m 3 |
| Equatorial gravidade de superfície | 274,0 m / s 2 27.94 g 27,542.29 cgs 28 × Terra |
| Velocidade de escape (A partir da superfície) | 617,7 km / s 55 × Terra |
| Temperatura | Centre (modelado): ~ 1,57 × 10 7 K Fotosfera (efetivos): 5778 K Corona: ~ 5 x 10 6 K |
| Luminosidade (L sol) | 3,846 × 10 26 W ~ 3,75 x 10 28 lm ~ 98 lm / W eficácia |
| Significar intensidade (Sol i) | 2.009 × 10 7 W · m -2 · sr -1 |
| Idade | 4570 milhões anos |
| Características de rotação | |
| Obliquidade | 7,25 ° (Para o eclíptica) 67,23 ° (Para o plano galáctico) |
| Ascensão reta do Pólo Norte | 286,13 ° 19 h 4 min 30 s |
| Declinação do Pólo Norte | + 63,87 ° 63 ° 52 'Norte |
| Sideral período de rotação (No equador) | 25,05 dias |
| (A 16 ° de latitude) | 25,38 dias 25 d 9 h 7 min 12 s |
| (Em pólos) | 34,4 dias |
| Velocidade de rotação (No equador) | 7.189 × 10 3 kmh |
| Composição photospheric (em massa) | |
| Hidrogênio | 73,46% |
| Hélio | 24,85% |
| Oxigênio | 0,77% |
| Carbono | 0,29% |
| Ferro | 0,16% |
| Néon | 0,12% |
| Azoto | 0,09% |
| Silício | 0,07% |
| Magnésio | 0,05% |
| Enxofre | 0,04% |
O Sol é a estrela no centro do Sistema Solar . É quase perfeitamente esférico e consiste de hot plasma entrelaçada com campos magnéticos. Ele tem um diâmetro de cerca de 1392684 km, cerca de 109 vezes maior que a Terra , e sua massa (cerca de 2 × 10 30 kg, 330 mil vezes a da Terra) é responsável por cerca de 99,86% da massa total do Sistema Solar. Quimicamente, cerca de três quartos da massa do Sol consiste de hidrogénio , enquanto o resto é principalmente de hélio . O restante (1,69%, o que, no entanto, é igual a 5,628 vezes a massa da Terra) é composto por elementos mais pesados, incluindo oxigênio , carbono , neon e ferro , entre outros.
A Sun formado há cerca de 4,6 bilhões de anos a partir do colapso gravitacional de uma região dentro de um grande nuvem molecular. A maior parte da matéria se reuniram no centro, enquanto o resto achatados em um disco em órbita, que seria tornar-se o Sistema Solar. A massa central tornou-se cada vez mais quente e denso, eventualmente, iniciar fusão termonuclear em seu núcleo. Pensa-se que quase todas as outras estrelas formar por este processo. Do Sol classificação estelar, com base na classe espectral, é G2V, e é informalmente designada como uma anã amarela, porque a sua radiação visível é mais intensa na porção verde-amarelo do espectro e, embora a sua cor é branca, a partir da superfície da Terra que pode aparecer devido a amarelo dispersão atmosférica de luz azul. No rótulo da classe espectral, G2 indica a sua temperatura superficial de aproximadamente 5778 K (5505 ° C), e V indica que o Sol, como a maioria das estrelas, é um estrela de sequência principal e, portanto, gera sua energia por fusão nuclear do hidrogênio núcleos em hélio. Em sua essência, o Sun funde 620 milhões toneladas métricas de hidrogênio a cada segundo.
Uma vez considerado pelos astrônomos como um pequeno e relativamente insignificante estrela, o Sol está agora pensado para ser mais brilhante do que cerca de 85% das estrelas na Via Láctea galáxia, a maioria dos quais são anãs vermelhas . O magnitude absoluta do Sol é de 4,83; no entanto, como a estrela mais próxima da Terra, o Sol é o objeto mais brilhante no céu com um magnitude aparente de -26,74. A Sun está quente coroa expande-se continuamente no espaço criando o vento solar, uma corrente de partículas carregadas que se estende para o heliopausa em aproximadamente 100 unidades astronômicas. A bolha no meio interestelar formada pelo vento solar, o heliosfera, é a maior estrutura contínua no Sistema Solar.
A Sun está viajando atualmente através da Local Nuvem Interestelar (perto do G-nuvem) no Zona de bolha local, no interior da borda interna do Braço de Orion da galáxia da Via Láctea. Dos 50 sistemas estelares mais próximas dentro de 17 anos-luz da Terra (sendo o mais próximo de uma anã vermelha chamada Proxima Centauri em cerca de 4,2 anos-luz de distância), o Sol ocupa a quarta posição na massa. A Sun orbita o centro da Via Láctea a uma distância de aproximadamente 24.000 - 26.000 anos-luz da centro galáctico, completando uma órbita dos ponteiros do relógio, como visto a partir da pólo norte galáctico, em cerca de 225-250000000 anos. Uma vez que a maneira leitosa se move em relação à radiação cósmica de fundo (CMB) na direcção do constelação Hidra, com uma velocidade de 550 km / s, a velocidade resultante do sol em relação à CMB é cerca de 370 km / s na direcção de Crater ou Leo.
A distância média do Sol a partir da Terra é de aproximadamente 149.600 mil km (1 UA), embora a distância varia como a Terra se move a partir de periélio em janeiro para afélio em julho. A esta distância média, luz viaja do Sol para a Terra em cerca de 8 minutos e 19 segundos. A energia desta luz solar suportes quase toda a vida na Terra por fotossíntese , e conduz da Terra do clima e do tempo . O efeito enorme do Sol sobre a Terra tem sido reconhecida desde tempos pré-históricos, eo Sun foi considerado por algumas culturas como divindade. Uma compreensão científica precisa da Sun desenvolveu-se lentamente, e, muito recentemente, os cientistas proeminentes do século 19 tinha pouco conhecimento da composição e da fonte de energia física do Sol. Esse entendimento ainda está em desenvolvimento; há uma série de anomalias atuais no comportamento do Sol que permanecem inexplicados.
Nome e etimologia
O Inglês nome próprio Sun desenvolveu a partir de Old Inglês sunne (em torno de 725, atestada em Beowulf), e pode ser relacionada com a sul. Cognatos para Inglês sol aparecer em outro Línguas germânicas, incluindo Sunne Frisian velho, tomar sol, Old Saxon sunna, Sonne holandês Médio, moderno holandês zon, Old High German sunna, moderno alemão Sonne, Sunna velho dos noruegueses, e SUNNO gótico. Todos os termos germânicos para a haste de Sun Proto-germânico * sunnōn.
Em relação, o Sol é personificado como uma deusa em Paganismo germânico; Sól / Sunna. Estudiosos acreditam que o Sol, como Deusa germânica, pode representar uma extensão de um anterior Proto-indo-europeu sol devido a divindade Conexões lingüísticas indo-européias entre nórdico antigo Sól, sânscrito Surya, Gaulês Sulis, Lituano Saule, e Slavic Solntse.
O nome Inglês de segunda a sexta Domingo é atestada em Inglês Antigo (Sunnandæg; "dia do Sol", de antes de 700) e, em última análise é o resultado de um Interpretação germânica do latim dies solis, ele próprio uma tradução do grego helíou Hemera. O Latin nome para a estrela, o Sol, é amplamente conhecido, mas não é comum no uso geral idioma Inglês; a forma adjetiva é a palavra energia solar relacionado. O termo sol também é utilizado por astrônomos planetários para referir-se à duração de um dia solar em outro planeta , como Marte . Um dia solar médio Terra é de aproximadamente 24 horas, enquanto a média de Marte 'sol' é de 24 horas, 39 minutos e 35,244 segundo.
Características
O Sol é uma G-tipo estrela de sequência principal compreendendo cerca de 99,86% da massa total do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um oblateness estimada em cerca de 9/1000000, o que significa que o seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km. À medida que o sol é constituído por um plasma e não é sólida, gira mais rapidamente na sua equador do que na sua pólos. Este comportamento é conhecido como diferencial de rotação, e é causada pela convecção na Sun e do movimento de massa, devido à íngreme gradientes de temperatura a partir do núcleo para o exterior. Esta massa transporta uma porção de sentido anti-horário do Sol momento angular , como visto a partir da pólo norte eclíptica, redistribuindo assim a velocidade angular. O período desta rotação real é de aproximadamente 25,6 dias no equador e 33,5 dias nos pólos. No entanto, devido à nossa constante mudança ponto de observação da Terra, uma vez que orbita o Sol, a rotação aparente da estrela em seu equador é cerca de 28 dias. O efeito centrífugo deste rotação lenta é de 18 milhões de vezes mais fraca do que a gravidade de superfície no equador do Sol. O efeito de maré dos planetas é ainda mais fraco, e não afeta significativamente a forma da Sun.
O Sol é uma População I, ou pesado-rico elemento, estrela. A formação da Sun pode ter sido desencadeada por ondas de choque de uma ou mais perto supernovas . Isto é sugerido por um elevado abundância de elementos pesados no Sistema Solar, como ouro e urânio , em relação às abundâncias destes elementos na chamada População II estrelas (elemento-pobre pesados). Estes elementos podem mais plausível ter sido produzido por reações nucleares endergonic durante uma supernova, ou por transmutação através absorção de neutrões no interior de uma estrela maciça de segunda geração.
O Sol não tem um limite definido como planetas rochosos fazer, e em suas partes exteriores a densidade dos seus gases cai exponencialmente com o aumento da distância de seu centro. No entanto, ele tem uma estrutura interior bem definido, descrito abaixo. O raio do sol é medida a partir do seu centro para a borda da fotosfera. Isto é simplesmente a camada acima do qual os gases são demasiado frio ou demasiado fina para irradiar uma quantidade significativa de luz, e é, por conseguinte, a superfície mais facilmente visível para o olho nu.
O interior solar não é directamente observável, eo próprio Sol é opaca para a radiação eletromagnética . No entanto, assim como sismologia usa ondas geradas por terremotos para revelar a estrutura interior da Terra, a disciplina de heliosismologia faz uso de ondas de pressão ( infrasound) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar a estrutura interna da estrela. A modelagem por computador do Sol é também utilizada como uma ferramenta para investigar teórico suas camadas mais profundas.
Núcleo
O núcleo do Sol é considerado para estender-se desde o centro até cerca de 20-25% do raio solar. Tem uma densidade de até 150 g / cm3 (cerca de 150 vezes a densidade da água) e uma temperatura de cerca de 15,7 milhões de Kelvin (K). Por outro lado, a temperatura da superfície do Sol é de aproximadamente 5.800 K. Uma análise recente de Missão de dados SOHO favorece uma velocidade de rotação mais rápida no núcleo do que no resto da zona de radiação. Durante a maior parte da vida do Sol, a energia é produzida por a fusão nuclear através de uma série de passos de chamada p-p (próton-próton) cadeia; Este processo converte hidrogênio em hélio . Apenas 0,8% da energia gerada no Sun vem do Ciclo CNO.
O núcleo é a única região do Sun que produz uma quantidade apreciável de energia térmica através da fusão; 99% da potência é gerado dentro de 24% do raio do Sol, e por 30% do raio, fusão parou quase inteiramente. O resto da estrela é aquecida pela energia que é transferida para fora a partir do núcleo para as camadas de convecção do lado de fora. A energia produzida por fusão no núcleo deve, então, viajar através de muitas camadas sucessivas para a fotosfera antes que ele escapa para o espaço como luz solar ou a energia cinética das partículas.
O cadeia próton-próton ocorre em torno de 9,2 × 10 37 vezes por segundo no núcleo. Uma vez que esta reacção utiliza quatro gratuitas protões (núcleos de hidrogênio), ele converte cerca de 3,7 × 10 38 prótons a partículas alfa (núcleos de hélio) a cada segundo (de um total de ~ 8,9 × 10 56 prótons livres na Sun), ou cerca de 6,2 × 10 11 kg por segundo. Desde a fusão de hidrogênio em hélio libera cerca de 0,7% da massa fundida como a energia, o Sol libera energia a uma taxa de 4,26 milhões de toneladas por segundo, 384,6 conversão massa-energia yotta watts (3.846 × 10 26 W), ou 9,192 × 10 10 megatons de TNT por segundo. Esta massa não é destruído para criar a energia, ao invés, a massa é levada na energia irradiada, como descrito pelo conceito de equivalência massa-energia.
A produção de energia por meio de fusão no núcleo varia com a distância a partir do centro solar. No centro do Sol, modelos teóricos estimam que seja cerca de 276,5 watts / m 3, a densidade de produção de energia que mais se aproxime metabolismo réptil que uma bomba termonuclear. Produção de energia pico no Sun tem sido comparado aos heats volumétricos gerados em um ativo pilha de compostagem. A saída de energia tremenda do Sol não é devido a seu alto poder por volume, mas em vez disso, devido ao seu grande tamanho.
A taxa de fusão no núcleo está em equilíbrio auto-corrigindo: uma taxa ligeiramente superior de fusão faria com que o núcleo para aquecer e mais expandir ligeiramente contra o peso das camadas exteriores, reduzindo a taxa de fusão e corrigindo o perturbação; e uma taxa ligeiramente inferior causaria o núcleo para arrefecer e encolher ligeiramente, aumentando a taxa de fusão e de novo revertendo-a para o seu nível presente.
O raios gama (fótons de alta energia) liberados em reações de fusão são absorvidos em apenas alguns milímetros de plasma solar e, em seguida, re-emitida novamente em direção aleatória e, ligeiramente mais baixa energia. Por isso, leva um longo tempo para a radiação para atingir a superfície do Sol. Estimativas do intervalo de tempo de viagem fóton entre 10.000 e 170.000 anos. Em contraste, demora apenas 2,3 segundos para o neutrinos, que representam cerca de 2% da produção total de energia do Sol, para chegar à superfície. Dado que o transporte de energia no Sol é um processo que envolve fótons em equilíbrio termodinâmico com a matéria, a escala de tempo de transporte de energia no Sol é mais longo, da ordem de 30 milhões anos. Este é o tempo que levaria a Sun para retornar a um estado estável se a taxa de geração de energia no seu núcleo de repente estavam a ser alterado.
Depois de uma viagem de final através da camada externa convectivo à superfície transparente da fotosfera, os fótons escapar como luz visível . Cada raios gama no núcleo do Sol é convertida em vários milhões de fótons de luz visível antes de escapar para o espaço. Neutrinos também são liberados pelas reações de fusão no núcleo, mas ao contrário de fótons eles raramente interagem com a matéria, por isso quase todos são capazes de escapar da Sun imediatamente. Durante muitos anos, as medições do número de neutrinos produzido no Sun eram inferior a teorias preditos por um factor de 3. Esta discrepância foi resolvido em 2001 com a descoberta dos efeitos da oscilação de neutrinos: o Sol emite o número de neutrinos previsto pela teoria, mas detectores de neutrinos estavam faltando dois terços deles porque os neutrinos tinham mudado sabor no momento em que foram detectadas.
Zona de radiação
Abaixo de cerca de 0,7 raios solares, material solar é quente e denso o suficiente para que radiação térmica é o principal meio de transferência de energia a partir do núcleo. Esta zona não é regulada pelo térmico convecção; no entanto, a temperatura cai cerca de 7-2.000.000 Kelvin com o aumento da distância a partir do núcleo. Este gradiente de temperatura é menor do que o valor do taxa de lapso adiabático e, portanto, não pode dirigir convecção. A energia é transferida por radiométrico íons de hidrogênio e hélio emitem fótons , que viajam apenas uma breve distância antes de ser reabsorvido por outros íons. A densidade de gotas por cem (a partir de 20 g / cm 3 para apenas 0,2 g / cm3) a partir de 0,25 raios solares para o topo da zona de radiação.
A zona de radiação e a zona de convecção são separadas por uma camada de transição, o tachocline. Esta é uma região em que o regime de alteração nítida entre a rotação uniforme da zona de radiação e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em um cisalhamento a um grande condição em camadas horizontais sucessivas deslizam uns aos outros. Os movimentos fluidos encontrados na zona de convecção acima, desaparecer lentamente a partir do topo desta camada para a sua parte inferior, combinando as características calmas da zona de radiação na parte inferior. Atualmente, é a hipótese (ver Dínamo solar), que um dínamo magnético dentro desta camada gera o Sun de campo magnético.
Zona de convecção
Na camada externa do Sol, a partir da sua superfície de cerca de 200.000 km abaixo (70% do raio solar longe do centro), a temperatura é mais baixa do que na zona de irradiação e mais pesado átomos não são totalmente ionizado. Como resultado, o transporte de calor por radiação é menos eficaz. A densidade dos gases são suficientemente baixas para permitir que as correntes de convecção para se desenvolver. Material aquecido no tachocline pegar calor e expandir-se, reduzindo assim a sua densidade e permitindo-lhe subir. Como resultado, a convecção térmica desenvolve como células térmicas realizar a maior parte do calor para fora, para o Sol (photosphere). Uma vez que o material arrefece o photosphere, aumenta a sua densidade, e afunda-se para a base da zona de convecção, onde se pega mais calor a partir do topo da zona de radiação. Na fotosfera, a temperatura caiu para 5.700 K e uma densidade populacional de apenas 0,2 g / m 3 (cerca de 1/6000 a densidade do ar ao nível do mar).
As colunas termais na zona de convecção formam uma marca na superfície do Sol como o granulação solar e supergranulation. A convecção turbulenta desta parte externa do interior solar faz com que um dínamo "em pequena escala", que produz o norte magnético eo pólo sul em toda a superfície do Sol Colunas térmicas solares são Células de Bénard e tomar a forma de prismas hexagonais.
Fotosfera
A superfície visível do Sol, fotosfera, é a camada abaixo do qual a Sun se torna opaca à luz visível. Acima da luz solar visível fotosfera é livre para propagar para o espaço, e sua energia escapa da Sun inteiramente. A alteração na opacidade é devido à redução do volume de H - íons, que absorvem luz visível facilmente. Por outro lado, a luz visível que vemos é produzido como elétrons reagem com hidrogênio para produzir átomos de H - íons. A fotosfera é dezenas a centenas de quilômetros de espessura, sendo ligeiramente menos opaca do que o ar na Terra. Uma vez que a parte superior do photosphere é mais frio do que na parte inferior, uma imagem do Sol aparece mais brilhante no centro do que na orla ou parte do disco solar, num fenómeno conhecido como escurecimento do limbo. A luz solar tem cerca de um espectro de corpo negro que indica a sua temperatura é de cerca de 6.000 K , intercaladas com atômica linhas de absorção das camadas tênues acima da fotosfera. A fotosfera tem uma densidade de partículas de 23 ~ 10 m -3. (Este é cerca de 0,37% do número de partículas por volume de atmosfera da Terra ao nível do mar). A fotosfera não está totalmente ionizado-a extensão da ionização é de cerca de 3%, deixando quase todo o hidrogênio em forma atômica.
Durante os primeiros estudos da espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção que foram encontrados não correspondem a nenhum dos elementos químicos , em seguida, conhecidas na Terra. Em 1868, Norman Lockyer a hipótese de que essas linhas de absorção foram causados por um novo elemento que dublou hélio , após o deus grego Sun Helios. Não era até 25 anos mais tarde que o hélio foi isolado na Terra.
Atmosfera
As partes da Sun acima da fotosfera são referidos coletivamente como a atmosfera solar. Elas podem ser vistas com os telescópios que operam em toda a espectro eletromagnético, de rádio através da luz visível para raios gama, e compreendem cinco zonas principais: a temperatura mínima, a cromosfera, a região de transição, o corona, eo heliosfera. A heliosfera, que pode ser considerada a ténue atmosfera exterior do Sol, se estende para fora além da órbita de Plutão ao heliopause, que forma a fronteira com o meio interestelar. A cromosfera, região de transição, e corona são muito mais quente do que a superfície do Sol A razão não tenha sido provado conclusivamente; evidência sugere que Ondas Alfvén pode ter energia suficiente para aquecer a corona.
A camada mais legal do Sol é uma região de temperatura mínima cerca de 500 quilômetros acima da fotosfera, com uma temperatura de cerca de 4.100 K . Esta parte da Sun é legal o suficiente para suportar moléculas simples, como monóxido de carbono e água, que pode ser detectado pelo seu espectro de absorção.
Acima da camada de temperaturas mínima é uma camada de cerca de 2.000 km de espessura, dominado por um espectro de linhas de emissão e absorção. Ele é chamado a cromosfera do chroma raiz grega, que significa cor, porque a cromosfera é visível como um flash de cor no início e no final de eclipses totais do Sol . A temperatura na cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, variando até cerca de 20.000 K perto do topo. Na parte superior da cromosfera hélio torna-se parcialmente ionizado.
Acima da cromosfera, em uma fina (cerca de 200 km) região de transição, a temperatura sobe rapidamente de cerca de 20.000 K na cromosfera superior a temperaturas coronais mais perto de 1.000.000 K . O aumento de temperatura é facilitada pela ionização completa de hélio na região de transição, o que reduz significativamente o arrefecimento por radiação do plasma. A região de transição não ocorre a uma altura bem definida. Em vez disso, forma-se uma espécie de nimbus recursos em torno cromosféricas como espículas e filamentos, e está em constante movimento caótico. A região de transição não é facilmente visível a partir da superfície da Terra, mas é facilmente observáveis nos espaço por instrumentos sensíveis ao ultravioleta extrema parte do espectro.
O corona é a atmosfera exterior estendida do Sol, que é muito maior em volume do que o próprio Sol. A coroa expande-se continuamente para formar o espaço vento solar, que preenche todo o Sistema Solar. A partir de corona, perto da superfície do Sol, tem uma densidade de partícula de cerca de 10 15 -10 -3 16 m. A temperatura média da corona e do vento solar é sobre 1,000,000-2,000,000 K; No entanto, em regiões mais quentes é 8,000,000-20,000,000 K. Enquanto nenhuma teoria completa ainda existe para dar conta da temperatura da coroa, pelo menos, alguma da sua calor é conhecido por ser a partir de reconexão magnética.
O heliosfera, que é a cavidade em torno do Sol preenchido com o plasma do vento solar, estende-se desde cerca de 20 raios solares (0,1 UA) para as franjas exteriores do Sistema Solar. O seu limite interior é definido como a camada em que o fluxo do vento solar se torna -que superalfvénic é, onde o fluxo se torna mais rápido que a velocidade da Ondas Alfvén. Turbulência e forças dinâmicas fora desse limite não pode afetar a forma da coroa solar dentro, porque a informação só pode viajar à velocidade das ondas Alfvén. O vento solar viaja para fora continuamente através da heliosfera, formando o campo magnético solar em um forma de espiral, até que os impactos Heliopausa mais do que 50 UA do Sol Em dezembro de 2004, o Voyager uma sonda passada através de uma frente de choque que é pensado para fazer parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyager registraram níveis mais elevados de partículas energéticas medida que se aproximam do limite.
Campo magnético
O Sol é uma estrela magneticamente ativo. Ele suporta uma forte, mudando campo magnético que varia de ano para ano e inverte a direção a cada 11 anos em torno do máximo solar. O campo magnético da Sun leva a muitos efeitos que são chamados coletivamente de atividade solar , incluindo manchas solares sobre a superfície do Sol, erupções solares e variações na vento solar que transportar material através do Sistema Solar. Efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras na moderadas a altas latitudes, ea interrupção das comunicações por rádio e energia elétrica. A atividade solar é pensado para ter desempenhado um grande papel no formação e evolução do Sistema Solar. A atividade solar muda a estrutura da Terra atmosfera exterior.
Toda a matéria do Sol é na forma de gás e plasma por causa de suas altas temperaturas. Isso torna possível para a Sun para rodar mais rápido no equador (cerca de 25 dias) do que em latitudes mais elevadas (cerca de 35 dias perto de seus pólos). O rotação diferencial de latitudes do Sol faz com que a sua linhas de campo magnético para ficar torcido em conjunto ao longo do tempo, produzindo campo magnético loops para entrar em erupção a partir da superfície do Sol e desencadear a formação do Sol da dramática manchas solares e proeminências solares (ver reconexão magnética). Esta acção cria a torção dínamo solar e um 11-year ciclo solar de atividade magnética como o campo magnético do Sol se inverte a cada 11 anos.
O campo magnético solar estende-se bem além do próprio Sol. O plasma magnetizado vento solar transporta campo magnético do Sol para o espaço formando o que é chamado de campo magnético interplanetário. Uma vez que o plasma só pode mover-se ao longo das linhas do campo magnético, o campo magnético interplanetário é inicialmente estirada radialmente para fora a partir do Sol Porque os campos acima e abaixo do equador solar têm polaridades diferentes e que aponta para longe do Sol, existe uma camada fina de corrente em relação ao plano equatorial solar, que é chamado o folha atual heliospheric. A grandes distâncias, a rotação do Sun torce o campo magnético ea folha atual no Espiral de Arquimedes como estrutura chamada Parker espiral. O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente de dipolo do campo magnético solar. Campo magnético dipolo do Sol de 50-400 microTesla (no photosphere) reduz com o cubo do raio de cerca de 0,1 nT a uma distância da terra. No entanto, de acordo com observações da nave espacial do campo interplanetária na localização da Terra é de cerca de 5 nT, cerca de cem vezes maior. A diferença é devido aos campos magnéticos gerados pelas correntes eléctricas no plasma em torno do sol.
Composição química
O Sol é composto principalmente da elementos químicos hidrogênio e hélio ; eles respondem por 74,9% e 23,8% da massa do Sol na fotosfera, respectivamente. Todos os elementos mais pesados, chamados metais em astronomia, representam menos de 2% da massa. Os metais mais abundantes são oxigénio (aproximadamente 1% da massa do Sol), de carbono (0,3%), néon (0,2%), e ferro (0,2%).
A Sun herdou sua composição química do meio interestelar fora do qual se formou: o hidrogênio eo hélio no Sol foram produzidos por Nucleossíntese do Big Bang. Os metais foram produzidos pela nucleossíntese estelar em gerações de estrelas que completaram o seu evolução estelar e voltou seu material ao meio interestelar antes da formação do Sol A composição química do photosphere é normalmente considerada representativa da composição do sistema solar primordial. No entanto, uma vez que o Sol formado, parte do hélio e elementos pesados foram gravitacionalmente resolvido a partir da fotosfera. Portanto, em photosphere de hoje, o hélio fracção é reduzida e o metallicity é apenas 84% do que na protostellar fase (antes da fusão nuclear no núcleo iniciado). A composição protostellar da Sun foi reconstruída como 71,1% de hidrogênio, hélio 27,4%, e 1,5% metais.
Nas partes internas do Sun, a fusão nuclear alterou a composição convertendo hidrogênio em hélio, de modo a parte mais interna do Sol está agora cerca de 60% de hélio, com a abundância de metal inalterado. Porque o interior do Sol é radiativo, não convectiva (ver zona de radiação acima), nenhum dos produtos de fusão do núcleo subiram para a fotosfera.
A abundância de elementos pesados solares descritas acima são tipicamente medidos tanto usando espectroscopia de fotosfera do Sol e medindo em abundâncias meteoritos que nunca foram aquecidos a temperaturas de fusão. Estes meteoritos são pensados para manter a composição do Sol protoestelar e, assim, não é afectado pela deposição de elementos pesados. Os dois métodos geralmente concordam bem.
Ionizado isoladamente elementos do grupo de ferro
Na década de 1970, muita pesquisa centrou-se nas abundâncias de elementos do grupo de ferro do Sun. Embora a pesquisa significativa foi feito, a determinação da abundância de alguns elementos do grupo ferro (por exemplo, de cobalto e de manganês ) ainda era difícil, pelo menos, tanto quanto 1978 devido às suas estruturas hiperfinas.
O primeiro conjunto em grande parte completa de forças do oscilador de elementos do grupo de ferro isoladamente ionizado foram disponibilizados pela primeira vez na década de 1960, e melhores forças do oscilador foram computados em 1976. Em 1978, a abundância de 'Individualmente ionizadas' elementos do grupo de ferro foram derivados.
Relacionamento solar e planetária fracionamento de massa
Vários autores consideram a existência de uma massa relacionamento fracionamento entre as composições isotópicas de solares e planetárias gases nobres , por exemplo, correlações entre as composições isotópicas de planetário e solar neon e xenônio . No entanto, a crença de que todo o sol tem a mesma composição que a atmosfera solar ainda era generalizada, pelo menos até 1983.
Em 1983, foi alegado que era o fracionamento na própria Sun que causou o relacionamento fracionamento entre as composições isotópicas de vento planetário e solar gases nobres implantados.
Ciclos solares
Manchas solares e do ciclo das manchas solares
Ao observar o Sol com a filtragem adequada, as características mais imediatamente visível são geralmente a sua manchas solares, que são bem definido áreas superficiais que aparecem mais escuros do que os seus arredores por causa de temperaturas mais baixas. As manchas solares são regiões de intensa atividade magnética onde convecção é inibida por campos magnéticos fortes, reduzindo o transporte de energia a partir do interior para a superfície quente. O campo magnético faz com aquecimento forte na corona, formando regiões activas que são a fonte de intensa erupções solares e ejeções de massa coronal. Os maiores manchas solares pode ser dezenas de milhares de quilômetros de diâmetro.
O número de manchas solares visíveis no Sol não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos conhecido como o ciclo solar . Em um mínimo solar típico, poucas manchas solares são visíveis e, ocasionalmente, nenhuma delas pode ser visto. Aqueles que aparecem são em altas latitudes solares. Como o ciclo das manchas solares avança, o número de manchas solares aumenta e eles se movem mais perto do equador do Sol, um fenômeno descrito por A lei de SPORER. As manchas solares geralmente existem como pares com polaridade magnética oposta. A polaridade magnética das principais manchas solares alterna cada ciclo solar, de modo que ele vai ser um pólo norte magnético em um ciclo solar e um pólo sul magnético na próxima.
O ciclo solar tem uma grande influência sobre clima espacial, e uma influência significativa sobre o clima da Terra desde luminosidade do Sol tem uma relação direta com a atividade magnética. Minima de actividade solares tendem a estar correlacionadas com temperaturas mais frias, e mais tempo do que ciclos solares médios tendem a estar correlacionadas com temperaturas mais quentes. No século 17, o ciclo solar parecia ter parado totalmente durante várias décadas; poucas manchas solares foram observados durante este período. Durante esta época, conhecido como o mínimo de Maunder ou Pequena Idade do Gelo , a Europa experimentou temperaturas anormalmente frias. Mais cedo mínimos estendidos foram descobertos através da análise de anéis de árvores e parecem ter coincidido com as temperaturas globais mais baixos do que a média.
Possível ciclo longo prazo
Uma teoria recente afirma que existem instabilidades magnéticas no núcleo do Sol que causam flutuações com períodos de tanto 41.000 ou 100.000 anos. Estes poderiam fornecer uma melhor explicação das eras glaciais do que os ciclos de Milankovitch .
Fases da vida
O sol, hoje, é mais ou menos a meio da parte mais estável da sua vida, não mudou dramaticamente durante vários bilhões de anos, e continuará a ser semelhante para vários outros. No entanto, antes e após este período como uma estrela estável queimar hidrogênio em seu núcleo, uma estrela é um objeto muito diferente.
Formação
A Sun foi formado há cerca de 4,57 bilhões anos atrás a partir do colapso de parte de uma gigante nuvem molecular que consistia principalmente de hidrogênio e hélio e que provavelmente deu origem a muitas outras estrelas. Esta idade é estimada usando modelos computacionais de evolução estelar e através nucleocosmochronology. O resultado é consistente com a data radiométrico do material mais antigo Sistema Solar, em 4567 milhões anos atrás. Estudos de antigos meteoritos revelam traços de núcleos filhos estáveis de isótopos de vida curta, como o ferro-60, que apenas em forma de explosão, estrelas de curta duração. Isto indica que um ou mais supernovas deve ter ocorrido perto do local em que o Sol formado. A onda de choque de uma supernova teria provocado a formação do Sol através da compressão dos gases no interior da nuvem molecular, e fazendo com que certas regiões a entrar em colapso sob a sua própria gravidade. Como um fragmento da nuvem em colapso também começou a rodar devido à conservação do momento angular e aquecer com o aumento da pressão. Grande parte da massa tornou-se concentrada no centro, enquanto o resto achatada em um disco que se tornaria os planetas e outros corpos do sistema solar. A gravidade e a pressão no interior do núcleo da nuvem gerada uma grande quantidade de calor, uma vez que mais acrescido de gás a partir do disco circundante, eventualmente provocando fusão nuclear. Assim, o Sol nasceu.
Sequência principal
O Sol está a meio caminho através de sua fase de sequência principal, durante o qual as reacções de fusão nuclear no seu núcleo fusível hidrogênio em hélio. A cada segundo, mais de quatro milhões de toneladas de matéria são convertidos em energia dentro do núcleo do Sol, produzindo neutrinos e radiação solar . A este ritmo, o Sol tem, até agora convertido em torno de 100 massas terrestres da matéria em energia. A Sun vai gastar um total de aproximadamente 10 bilhões de anos como uma estrela de sequência principal.
Após a exaustão do núcleo de hidrogénio
O Sol não têm massa suficiente para explodir como uma supernova . Em vez disso, vai entrar numa gigante vermelha fase. A Sun está previsto para se tornar uma gigante vermelha em aproximadamente 5,4 bilhões de anos. Calcula-se que o Sol vai se tornar suficientemente grande para engolir as órbitas atuais do sistema solar 's planetas interiores , possivelmente incluindo a Terra.
Antes de ele mesmo se torna uma gigante vermelha, a luminosidade do sol quase dobraram ea Terra será mais quente do que Venus é hoje. Uma vez que o núcleo de hidrogênio se esgota, o sol vai expandir-se para uma fase subgigante e lentamente dobrar de tamanho ao longo de cerca de meio bilhão de anos. Ele irá, em seguida, expandir-se mais rapidamente ao longo de cerca de meio bilhão de anos até que esteja mais de duzentas vezes maiores do que hoje, e um par de milhares de vezes mais luminoso. Este é o ramo gigante vermelha (RGB) Fase em que o sol vai gastar cerca de um bilhão de anos e perder cerca de um terço de sua massa.
O sol tem agora apenas alguns milhões de anos restantes, mas eles são muito agitado. Primeiro o núcleo inflama violentamente no flash de hélio e o sol recuar para cerca de 10 vezes o seu tamanho atual e 50 vezes a luminosidade, com uma temperatura um pouco mais baixa do que hoje. Ele chegou agora ao moita vermelho ou ramo horizontal (HB), mas uma estrela de massa do Sol não evolui blueward ao longo da HB. Em vez disso, apenas se torna levemente maior e mais luminosa durante cerca de 100 milhões anos, uma vez que continua a queimar hélio no núcleo.
Quando o hélio se esgota, o sol vai repetir a expansão seguiu quando o hidrogênio no núcleo estava exausto, só que desta vez tudo acontece mais rápido eo sol se torna mais luminosa. Maiores e Isto é o ramo gigante (AGB) fase assintótica eo sol é alternadamente queima de hidrogênio em uma concha ou hélio em uma casca mais profunda. Depois de cerca de 20 milhões anos no início AGB, o sol torna-se cada vez mais instável, com perda de massa rápido e pulsos térmicos que aumentam o tamanho e luminosidade para algumas centenas de anos a cada 100 mil anos mais ou menos. Os pulsos termais tornam maiores a cada vez, com os pulsos posteriores empurrando a luminosidade para até 5.000 vezes o nível atual eo raio de mais de 1 UA. Modelos variam de acordo com a taxa e tempo de perda de massa. Modelos que possuem maior perda de massa na RGB produzir pequenas estrelas menos luminosas na ponta da AGB, talvez apenas 2.000 a luminosidade e menos do que 200 vezes o raio. Para o sol, quatro impulsos térmicos estão previstos antes que perde totalmente seu envelope exterior e começa a fazer uma nebulosa planetária. Isso é apenas metade de um milhão de anos no AGB pulsando termicamente, com o sol apenas cerca de metade da sua massa atual até ao final da época.
A evolução pós AGB é ainda mais rápido. A luminosidade permanece aproximadamente constante, enquanto que a temperatura aumenta, com a metade ejectado da massa do sol tornar-se ionizado numa nebulosa planetária como o núcleo exposto atinge 30,000K. A temperatura final núcleo nu será mais 100,000K, após o que o restante irá arrefecer para uma anã branca . A nebulosa planetária irá dispersar em cerca de 10.000 anos, mas a anã branca vai sobreviver por trilhões antes desaparecendo.
O destino da Terra
Na sua maior, o Sol vai ter um raio máximo para além da órbita da Terra atual, 1 UA (1,5 × 10 11 m), 250 vezes superior à actual raio do Sol Quando o Sol é uma estrela ramo gigante assimptótico, ele terá perdido cerca de 30% de sua massa presente devido a um vento estelar, então as órbitas dos planetas se movem para fora. Se fosse apenas para isso, a Terra provavelmente permanecer fora do sol. No entanto, uma nova pesquisa sugere que a Terra será engolida devido às interações maré. Se a Terra deve escapar incineração na Sun, a sua água será fervido afastado ea maioria de sua atmosfera vai escapar para o espaço. Durante sua vida na seqüência principal, o Sol está se tornando mais luminosa (cerca de 10% a cada 1 bilião anos) e sua temperatura de superfície está subindo lentamente. A Sun costumava ser mais fraco em seu passado mais cedo. O aumento das temperaturas solares é tal que em cerca de mais mil milhões de anos, a superfície da Terra, provavelmente vai se tornar muito quente para a água líquida existir, terminando toda a vida terrestre.
Luz solar
A luz solar é fonte primária da Terra de energia. A única outra fonte de energia da terra tem são os materiais físseis gerados pela morte cataclísmica de uma outra estrela. Estes materiais físseis presos na crosta da Terra é o que dá origem a energia geotérmica, que impulsiona o vulcanismo na Terra ao mesmo tempo, tornando possível para a humanidade para alimentar reatores nucleares. O constante solar é a quantidade de energia que os depósitos Sun por unidade de área que está directamente exposta à luz solar. A constante solar é igual a cerca de 1,368 W / m 2 ( watts por metro quadrado) a uma distância de uma unidade astronômica (UA) do Sol (isto é, sobre ou perto da Terra). Luz solar no topo da atmosfera da Terra é composta (por energia total) de cerca de 50% de luz infravermelha, luz visível de 40% e 10% de luz ultravioleta.
Luz solar na superfície da Terra éatenuada pela atmosfera da Terra, de modo que menos energia chega à superfície mais perto de1.000 W / m2em condições claras quando o Sol está perto do zênite.A atmosfera em particular filtra mais de 70% da energia solarultravioleta, especialmente em comprimentos de onda mais curtos.
A energia solar pode ser aproveitada por uma variedade de processos- natural e sintética fotossíntese pelas plantas capta a energia da luz solar e converte-o para a forma química (compostos de oxigénio e de carbono reduzidas), enquanto que o aquecimento directo ou por conversão eléctrica células solares são utilizados por energia solar equipamentos para gerar eletricidade ou para fazer outro trabalho útil, às vezes empregando energia solar concentrada (que é medida em sóis). A energia armazenada no petróleo e outros combustíveis fósseis foi originalmente convertido a partir de luz solar pela fotossíntese no passado distante.
Movimento e localização dentro da galáxia
O Sol fica perto da borda interna doda Via Láctea Orion braço, na Nuvem Interestelar Local ou a Gould Belt, a uma distância de 7,5-8,5 hipotéticakpc (25,000-28,000 anos-luz) a partir doCentro Galáctico, contido dentro da bolha local, um espaço de gás quente rarefeito, possivelmente produzido pelo resto de supernova,Geminga. A distância entre o local e o braço próximo braço para fora, o Perseus Arm, é de cerca de 6.500 anos-luz. The Sun, e, assim, o Sistema Solar, é encontrado em o que os cientistas chamam de zona habitável galáctica.
A Apex do caminho do Sol, ou a ápice solar, é a direção que o Sol viaja pelo espaço na Via Láctea, em relação a outras estrelas próximas. A direção geral do movimento galáctico do Sol é para a estrela Vega na constelação deLyra em um ângulo de aproximadamente 60 graus do céu para a direção do Centro Galáctico.
A órbita do Sol ao redor da galáxia está previsto para ser aproximadamente elíptica com a adição de perturbações devido aos braços espirais galácticos e distribuições de massa não-uniformes. Além disso, o Sol oscila para cima e para baixo em relação ao plano galáctico aproximadamente 2,7 vezes por órbita. Tem sido argumentado que a passagem do Sol através dos braços espirais mais elevadas densidade muitas vezes coincide com extinções em massa na Terra, talvez devido ao aumento eventos de impacto. Leva o Sistema Solar cerca de 225-250000000 anos para completar uma órbita da galáxia (a ano galáctico ), por isso é pensado para ter concluído 20-25 órbitas durante a vida útil do Sol O velocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro da galáxia é de aproximadamente 251 km / s. Nessa velocidade, demora cerca de 1.190 anos para o Sistema Solar para percorrer uma distância de 1 ano-luz, ou 7 dias para viajar 1 UA.
O movimento do Sol sobre o centro de massa do sistema solar é complicado por perturbações dos planetas. A cada poucas centenas de anos, este movimento alterna entre prograde e retrógrada.
Problemas teóricos
Problema dos neutrinos solares
Por muitos anos o número de solares neutrinos do elétron detectados na Terra foi ⅓ a ½ do número previsto pelo modelo padrão solares. Este resultado anômalo foi denominado o problema do neutrino solar. Teorias propostas para resolver o problema ou tentou reduzir a temperatura do interior do Sol para explicar o fluxo de neutrinos inferior, ou postulou que neutrinos do elétron poderia oscilar, ou seja, transformar-se em indetectáveis tau e do múon neutrinos enquanto viajavam entre o Sol ea Terra . Vários observatórios de neutrinos foram construídas na década de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares mais exacta possível, incluindo o Observatório de Neutrinos de Sudbury no Canadá e no laboratório Kamiokande no Japão. Os resultados desses observatórios, eventualmente, levou à descoberta de que os neutrinos têm uma pequena massa de repouso e de fato oscilar. Além disso, em 2001, o Observatório de Neutrinos de Sudbury foi capaz de detectar todos os três tipos de neutrinos diretamente, e descobriu que a do Sol total de taxa de emissão de neutrinos acordado com o Modelo Solar Padrão, embora, dependendo da energia neutrino tão poucos como um terço dos neutrinos visto na terra são do tipo de electrões. Esta proporção concorda com a prevista pelo efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (também conhecido como o efeito da matéria), que descreve oscilação de neutrinos na matéria, e agora é considerado um problema resolvido.
Problema de aquecimento coronal
A superfície óptica do Sol (a photosphere) é conhecido por ter uma temperatura de aproximadamente 6000 K . Acima dela está o corona solar, chegando a uma temperatura de 1,000,000-2,000,000 K. A alta temperatura da corona mostra que ele é aquecido por algo diferente de calor direto condução da fotosfera.
Pensa-se que a energia necessária para aquecer a coroa é proporcionado pelo movimento turbulento na zona de convecção abaixo photosphere, e dois mecanismos principais têm sido propostos para explicar aquecimento coronal. A primeira é a onda de aquecimento, em que som, ondas gravitacionais ou magnetohidrodinâmicas são produzidos por turbulência na zona de convecção. Estas ondas viajam para cima e se dissipar na corona, depositando sua energia no gás ambiente na forma de calor. A outra é a aquecimento magnético, no qual a energia magnética é continuamente construído pelo movimento photospheric e liberado através de reconexão magnética na forma de grandes erupções solares e miríade de Eventos-semelhantes, mas menores nanoflares.
Atualmente, não está claro se as ondas são um mecanismo de aquecimento eficiente. Todas as ondas excepto ondas alfvén foram encontrados para dissipar ou refractam antes de alcançar a coroa. Além disso, as ondas Alfvén não facilmente dissipar na corona. Foco de pesquisa atual, portanto, deslocado para mecanismos de aquecimento de queima.
Desmaio problema jovem Sun
Os modelos teóricos do desenvolvimento do Sol sugerem que 3,8-2500000000 anos atrás, durante o período Arqueano, o Sol era apenas cerca de 75% mais brilhante que é hoje. Tal estrela fraco não teria sido capaz de sustentar água líquida na superfície da Terra, e, assim, a vida não deveria ter sido capaz de desenvolver. No entanto, o registro geológico demonstra que a Terra tem-se mantido a uma temperatura razoavelmente constante ao longo de sua história, e que a jovem Terra foi um pouco mais quente do que é hoje. O consenso entre os cientistas é que a atmosfera da jovem Terra continha quantidades muito maiores de gases de efeito estufa (como dióxido de carbono , metano e / ou amônia ) que estão presentes hoje, que preso calor suficiente para compensar a menor quantidade de energia solar atingindo o planeta .
História de observação
Entendimento inicial
Como outros fenômenos naturais, o Sol tem sido um objeto de veneração em muitas culturas ao longo da história humana. Compreensão mais fundamental da humanidade do Sol é como o disco luminoso no céu, cuja presença acima do horizonte cria dia e cuja ausência provoca noite. Em muitas culturas pré-históricas e antigas, a Sun foi pensado para ser uma divindade solar ou outro fenômeno sobrenatural. Adoração do Sun foi central para as civilizações, como o Inca da América do Sul eo astecas do que é agora México . Muitos monumentos antigos foram construídos com fenômenos solares em mente; por exemplo, pedra megaliths marcar com precisão o verão ou inverno solstício (alguns dos megálitos mais proeminentes estão localizados em Nabta Playa, Egito ; Mnajdra, Malta e em Stonehenge , Inglaterra); Newgrange, um built-humana pré-histórica montagem em Ireland , foi projetado para detectar o solstício de inverno; a pirâmide de El Castillo em Chichén Itzá no México é projetado para lançar sombras na forma de serpentes subindo a pirâmide no vernal e no Outono equinócios.
No Império Romano aniversário do Sol era um feriado comemorado comoSol Invictus (literalmente "sol invicto") logo após o solstício de inverno que pode ter sido um antecedente parao Natal. No que diz respeito a estrelas fixas, o Sol aparece a partir da Terra a girar uma vez por ano ao longo daeclíptica através dozodíaco, os astrônomos gregos e assim considerou ser um dos seteplanetas(gregosplanetes, "andarilho"), após o que os sete dias dasemana são nomeados em alguns idiomas.
Desenvolvimento da compreensão científica
No início do primeiro milênio aC, os astrônomos babilônios observou que o movimento do Sol ao longo da eclíptica não foi uniforme, embora eles não tinham conhecimento de por que isso era; que é hoje conhecido que isso é devido à Terra se movendo em uma órbita elíptica em torno do Sol, com a Terra se movendo mais rápido quando está mais perto do Sol no periélio e se movendo mais lento quando se está mais longe no afélio.
Uma das primeiras pessoas para oferecer uma explicação científica ou filosófica para o Sol era o grego filósofo Anaxágoras, que argumentou que era uma bola de fogo gigante de metal ainda maior do que o Peloponeso, em vez de o carro de Helios, e que a lua refletia a luz do sol. Para ensinar essa heresia, ele foi preso pelas autoridades e condenado à morte, embora ele foi liberado mais tarde através da intervenção de Péricles . Eratóstenes estimou que a distância entre a Terra eo Sol, no terceiro século aC como "de estádios miríades 400 e 80000 ", a tradução do que é ambígua, o que implica quer 4.080.000 estádios (755.000 km) ou 804 milhões estádios (148-153000000 quilômetros ou 0,99-1,02 AU); este último valor está correcto para dentro de uma pequena percentagem. No século 1 dC, Ptolomeu estimou que a distância como 1.210 vezes o raio da Terra, cerca de 7710 mil quilômetros (0,0515 UA).
A teoria de que o Sol é o centro em torno do qual os planetas se movem foi proposta pela primeira vez pelo grego antigo Aristarco de Samos no século 3 aC, e mais tarde adotado por Seleuco de Selêucia (veja Heliocentrism ). Este ponto de vista filosófico, em grande parte foi desenvolvido em plena preditivo modelo matemático de um sistema heliocêntrico no século 16 por Nicolaus Copernicus . No início do século 17, a invenção do telescópio permitiu observações detalhadas de manchas solares por Thomas Harriot, Galileo Galilei e de outros astrônomos. Galileu fez algumas das observações telescópicas primeiro conhecidas de manchas solares e postulou que eles estavam na superfície do Sol, em vez de pequenos objetos que passam entre a Terra eo Sol Manchas solares também foram observados desde o Dinastia Han (206 aC - 220 dC) por . astrônomos chineses que mantinham registros dessas observações para séculos Averroes também forneceu uma descrição de manchas solares no século 12.
Contribuições astronômicos Árabe incluem descoberta Albatenius que a direção do Sol apogeu (o lugar em órbita do Sol contra as estrelas fixas, onde parece estar se movendo mais lento) está mudando ,. (Em termos heliocêntricas modernos, isto é causado por um movimento gradual do aphelion da Terra órbita). Ibn Yunus observada mais do que 10.000 entradas para a posição do sol durante muitos anos com uma grande astrolábio.
Otrânsito de Vênusfoi observada pela primeira vez em 1032 pelo astrônomo persa e polímataAvicena, que concluíram que Vênus está mais perto da Terra do que o Sol, enquanto uma das primeiras observações dotrânsito de Mercúrio foi conduzido porIbn Bajjah no século 12.
Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinada a distância até Marte e foram, assim, capaz de calcular a distância até o Sol Isaac Newton observou a luz do Sol usando um prisma, e mostrou que era composta de luz de várias cores, enquanto em 1800 William Herschel descobriu a radiação infravermelha para além da parte vermelha do espectro solar. O século 19 viu o avanço nos estudos espectroscópicos do Sol; Joseph von Fraunhofer gravou mais de 600 linhas de absorção no espectro, o mais forte de que ainda são muitas vezes referidas como linhas de Fraunhofer.
Nos primeiros anos da era científica moderna, a fonte de energia do Sol era um quebra-cabeça significativa. Lord Kelvin sugeriu que a Sun era um corpo líquido de arrefecimento gradual que estava irradiando uma loja interna de calor. Kelvin e Hermann von Helmholtz, em seguida, propôs um mecanismo de contração gravitacional para explicar a produção de energia. Infelizmente, a estimativa de idade resultante era de apenas 20 milhões de anos, muito aquém do intervalo de tempo de pelo menos 300 milhões ano sugerido por algumas descobertas geológicas daquele tempo. Em 1890 Joseph Lockyer, que descobriu o hélio no espectro solar, propôs uma hipótese meteoritic para a formação ea evolução da Sun.
Não foi até 1904 uma solução documentada oferecido. Ernest Rutherford sugeriu que a atividade do Sol pode ser mantido por uma fonte interna de calor, e sugeriu decaimento radioativo como a fonte. No entanto, seria Albert Einstein que iria fornecer a pista essencial para a fonte de produção de energia do Sol com sua equivalência relação massa-energia E = mc 2 .
Em 1920, Sir Arthur Eddington propôs que as pressões e temperaturas no núcleo do Sol pode produzir uma reação de fusão nuclear que se fundiu hidrogênio (prótons) em núcleos de hélio, resultando em uma produção de energia a partir da variação líquida em massa. A preponderância de hidrogénio na Sun foi confirmada em 1925 por Cecilia Payne usando a teoria de ionização desenvolvida pela Meghnad Saha, um físico indiano. O conceito teórico de fusão foi desenvolvido na década de 1930 pelos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe. Hans Bethe calculados os detalhes dos dois principais reações nucleares de produção de energia que alimentam a Sun.
Finalmente, um papel seminal foi publicado em 1957 por Margaret Burbidge, intitulado "Síntese dos elementos em Stars". O papel demonstrou de forma convincente que a maioria dos elementos do universo tinha sido sintetizados por reações nucleares no interior das estrelas, alguns como o Sol
Missões espaciais solares
Os primeiros satélites projetados para observar o Sol eram NASA 's pioneiros 5, 6, 7, 8 e 9, que foram lançadas entre 1959 e 1968. Estas sondas orbitava o Sol a uma distância similar à da Terra , e fez o primeiro medidas detalhadas do vento solar eo campo magnético solar. Pioneer 9 operado por um tempo particularmente longo, transmissão de dados até Maio de 1983.
Na década de 1970, dois Helios nave espacial eo Skylab Apollo Telescope Mount forneceram aos cientistas novos dados significativos sobre o vento solar ea coroa solar. O Helios 1 e 2 sondas eram colaborações dos EUA-alemão que estudou o vento solar de uma órbita transportando a espaçonave dentro Mercury órbita em periélio. A estação espacial Skylab, lançada pela NASA em 1973, incluiu uma energia solar módulo observatório chamado de Apollo Telescope Mount que foi operado pelos astronautas residente na estação. Skylab fez as primeiras observações resolvidas no tempo da região de transição solar e de emissões ultravioleta do corona solar. Descobertas incluiu as primeiras observações de ejeções de massa coronal, em seguida, chamado de "transientes coronais", e de buracos coronais, agora conhecido por ser intimamente associada à vento solar.
Em 1980, o Missão Solar Maximum foi lançado pela NASA . Esta sonda foi projetada para observar raios gama, raios X e UV radiação de explosões solares durante um período de alta atividade solar e luminosidade solar . Apenas alguns meses após o lançamento, no entanto, uma falha eletrônica causou a sonda para entrar em modo de espera, e ele passou os próximos três anos neste estado inativo. Em 1984 Space Shuttle Challenger missão STS-41C recuperada do satélite e reparados os componentes electrónicos antes de re-liberando-o em órbita. A Missão Solar Maximum posteriormente adquirida milhares de imagens da coroa solar antes de reentrar na atmosfera da Terra em junho de 1989.
Lançado em 1991, do Japão Yohkoh ( Raio de Sol ) por satélite observado erupções solares em comprimentos de onda de raios-X. Dados de missão permitiu aos cientistas identificar vários tipos de foguetes, e demonstraram que a corona longe de regiões de pico de atividade foi muito mais dinâmico e ativo do que se supunha anteriormente. Yohkoh observado um ciclo solar, mas entrou em modo de espera quando um eclipse anular em 2001 causou a perder o seu bloqueio na Sun. Foi destruído por reentrada na atmosfera em 2005.
Uma das missões solares mais importantes até à data tem sido o Observatório Solar e Heliosférico, construído conjuntamente pela Agência Espacial Europeia e da NASA e lançado em 2 de Dezembro de 1995. Originalmente criada para servir em uma missão de dois anos, uma extensão de missão até 2012 foi aprovado em outubro de 2009. Ele provou ser tão útil que uma missão de acompanhamento, o Solar Dynamics Observatory, foi lançado em fevereiro de 2010. Situada no ponto de Lagrange entre a Terra eo Sol (em que a atração gravitacional de ambos é igual), SOHO tem proporcionado uma visão constante do Sol, em vários comprimentos de onda desde o seu lançamento. Além de sua observação solar direta, SOHO permitiu a descoberta de um grande número de cometas , principalmente minúsculos cometas sungrazing que incineram como eles passam a Sun.
Todos estes satélites têm observado o Sol a partir do plano da eclíptica, e assim ter observado apenas suas regiões equatoriais em detalhe. O sonda Ulysses foi lançada em 1990 para estudar as regiões polares do Sol. Ele viajou pela primeira vez para Júpiter , a "estilingue" passado o planeta em uma órbita que iria levá-la muito acima do plano da eclíptica. Por acaso, ele foi bem colocado para observar a colisão de cometa Shoemaker-Levy 9 com Júpiter em 1994. Uma vez que Ulisses estava em sua órbita programada, ele começou a observar o vento solar ea força do campo magnético em altas latitudes solares, achando que o vento solar de altas latitudes estava se movendo a cerca de 750 km / s, que foi mais lento do que o esperado, e que havia grandes ondas magnéticas que emergem de altas latitudes que dispersaram galáctico raios cósmicos.
Abundâncias elementares na fotosfera são bem conhecidos de estudos espectroscópicos, mas a composição do interior do Sol é mais mal compreendidas. A solares missão de retorno de amostras vento, Genesis, foi concebido para permitir aos astrônomos medir diretamente a composição do material solar. Genesis retornou à Terra em 2004, mas foi danificado por um pouso forçado após o seu pára-quedas falharam em implantar na reentrada na atmosfera da Terra. Apesar danos graves, algumas amostras utilizáveis foram recuperados a partir do módulo de retorno de amostras da nave espacial e estão passando por análise.
O Observatório Solar Terrestrial Relations ( missão STEREO) foi lançado em outubro de 2006. Nave espacial de dois idênticos foram lançados para órbitas que lhes causam a (respectivamente) puxar mais à frente do e cair gradualmente atrás da terra. Isso permite que imagens estereoscópicas dos fenômenos solares e Sun, tais como ejeções de massa coronal.
O Organização de Investigação Espacial da Índia tem agendado o lançamento de um satélite 100 kg chamado Aditya para 2015-16. O seu principal instrumento será um coronógrafo para estudar a dinâmica da coroa solar.
Observação e efeitos
O brilho do sol pode causar dor de olhar para ele com a olho nu; no entanto, fazê-lo por breves períodos não é perigoso para os olhos dilatados não-normais. Olhando diretamente para o Sol faz com fosfeno artefatos visuais e cegueira parcial temporária. Ele também proporciona cerca de 4 miliwatts de luz solar para a retina, ligeiramente aquecimento e potencialmente provocando danos nos olhos que não pode responder adequadamente ao brilho. UV exposição gradualmente amarelece a lente do olho ao longo de um período de anos, e pensa-se contribuir para a formação de catarata , mas isso depende de exposição geral a UV solar, e não se alguém olha diretamente para a Sun. Visualização de longa duração do Sol direto com o olho nu pode começar a causar lesões, queimaduras solares induzidos por UV na retina após cerca de 100 segundos, particularmente sob condições onde a luz UV do sol é intenso e bem focado; condições são agravadas pela olhos jovens ou novos implantes de lentes (que admitem mais do que UV envelhecimento olhos naturais), Sun ângulos perto do zênite, e observando os locais em altitudes elevadas.
Vendo o Sol através da concentração de luz óptica , tais como binóculos pode resultar em dano permanente à retina sem um filtro apropriado que bloqueia UV e substancialmente escurece a luz do sol. Ao usar um filtro atenuante para ver o Sol, o espectador é aconselhado a usar um filtro projetado especificamente para esse uso. Alguns filtros improvisados que passam UV ou raios infravermelhos, pode realmente prejudicar o olho em altos níveis de brilho. cunhas Herschel, também chamado Diagonais solares, filtros são eficazes e de baixo custo para pequenos telescópios. A luz solar que é destinado para a ocular é reflectida a partir de uma superfície unsilvered de uma peça de vidro. Só uma fracção muito pequena da luz incidente é reflectida. O restante passa através do vidro e deixa o instrumento. Se o vidro quebrar por causa do calor, nenhuma luz é refletida, tornando o dispositivo à prova de falhas. Filtros simples feitos de vidro escurecido permitir que a intensidade total da luz solar para atravessar, se quebrar, colocando em risco a visão do observador. Binóculos sem filtro pode fornecer centenas de vezes mais energia do que usando a olho nu, possivelmente causando danos imediatos. Alega-se que mesmo os breves relances do meio-dia Sun através de um telescópio não filtrada pode causar danos permanentes.
Parciais eclipses solares são perigosos para ver porque o olho pupila não está adaptado ao invulgarmente elevado contraste visual: a pupila se dilata de acordo com a quantidade total de luz no campo de visão, não pelo objeto mais brilhante no campo. Durante eclipses parciais mais luz solar é bloqueada pela Lua passando em frente do Sol, mas as partes a descoberto de fotosfera têm o mesmo brilho de superfície como durante um dia normal. Na escuridão total, a pupila se expande de ~ 2 mm a ~ 6 mm, e cada célula retinal exposto à imagem energia solar recebe até dez vezes mais luz do que seria olhar para o Sol não eclipsado Isso pode danificar ou matar as células, resultando em pequenos permanentes pontos cegos para o espectador. O perigo é insidioso para observadores inexperientes e para as crianças, porque não há nenhuma percepção da dor: não é imediatamente óbvio que a visão está sendo destruído.
Durante nascer do sol e pôr do sol luz solar é atenuada devido ao espalhamento Rayleigh e Mie espalhamento de um particularmente longa passagem através da atmosfera da Terra e do Sol às vezes é fraco o suficiente para ser visto confortavelmente com a olho nu ou com segurança com óptica (desde que não haja risco de luz solar brilhante de repente aparecendo através de uma ruptura entre nuvens). Condições nebulosas, poeira atmosférica e alta umidade contribuem para essa atenuação atmosférica.
Um raro fenômeno óptico pode ocorrer logo após o pôr do sol ou antes do nascer do sol, conhecido como um flash de verde. O flash é causado pela luz do Sol, logo abaixo do horizonte ser dobrados (geralmente através de uma inversão de temperatura) para o observador. Luz de comprimentos de onda mais curtos (violeta, azul, verde) é dobrado mais do que isso de comprimentos de onda mais longos (amarelo, laranja, vermelho), mas a luz violeta e azul é espalhada mais, deixando claro que é percebido como verde.
Ultravioletada luz do Sol tempropriedades anti-sépticas e pode ser usado para esterilizar instrumentos e água. Ele também causa queimadura solar, e tem outros efeitos médicos, tais como a produção devitamina D. A luz ultravioleta é fortemente atenuado por terrestrecamada de ozono, de modo que a quantidade de UV varia grandemente coma latitudee foi parcialmente responsável por muitas adaptações biológicas, incluindo variações nacor da pele humana em diferentes regiões do globo.
