Sol

em Educação


Sol Amarelo
Sol Amarelo

Sol Amarelo

Sol Desenho
Sol Desenho

Sol Desenho

Sol em Entardecer
Sol em Entardecer

Sol em Entardecer

Sol Estrutura
Sol Estrutura

Sol Estrutura

 

O Sol é a Estrela no centro do Sistema Solar. É quase perfeitamente esféricas e consiste de plasma quente entrelaçada com campos magnéticos. [10] [11] Tem um diâmetro de cerca de 1,392 milhões km, cerca de 109 vezes a da Terra, ea sua massa (cerca de 2 × 1030 quilogramas, 330.000 vezes que os da Terra) responde por cerca de 99,86% da massa total do Sistema Solar. [12] Quimicamente, cerca de três Quartos da massa do Sol é composta de hidrogênio, enquanto o restante é principalmente hélio. O restante (1,69%, que no entanto é igual a 5,628 vezes a massa da Terra) é composto de elementos mais pesados, incluindo oxigênio, carbono neon, e Ferro, entre outros. [13]
Classificação estelar do Sol, com base na classe espectral, é G2V, e é informalmente designado como um anão amarelo, porque a sua radiação visível é mais intensa na porção amarelo-Verde do espectro e, embora a sua cor é branca, a partir da superfície do Terra pode parecer amarelo por causa da dispersão atmosférica de Luz Azul. [14] [15] No rótulo da classe espectral, G2 indica a sua Temperatura de superfície de aproximadamente 5778 K (5505 ° C), e V indica que o sol, como a maioria das Estrelas , é uma estrela da seqüência principal, e, portanto, gera a sua energia por fusão nuclear de núcleos de hidrogênio em hélio. Em seu núcleo, o sol funde 620 milhões de toneladas de hidrogênio a cada segundo. Uma vez considerada pelos astrônomos como uma estrela pequena e relativamente insignificante, o Sol já está pensado para ser mais brilhante do que cerca de 85% das estrelas na galáxia Via Láctea, a maioria dos quais são anãs vermelhas. [16] [17] A magnitude absoluta do o Sol é 4,83;. no entanto, como a estrela mais próxima da Terra, o Sol é o objeto mais brilhante no céu com uma magnitude aparente de -26,74 [18] [19] A Coroa solar expande-se continuamente no espaço, criando o vento solar , uma corrente de partículas carregadas que se estende até a heliopausa em cerca de 100 unidades astronômicas. A Bolha no meio interestelar formada pelo vento solar, a heliosfera, é a maior estrutura contínua no Sistema Solar. [20] [21]
O Sol está atualmente viajando através da nuvem interestelar local na zona Bolha Local, dentro da borda interna do Braço de Orion da galáxia Via Láctea. Dos 50 sistemas estelares mais próximos dentro de 17 anos-luz da Terra (o mais próximo de ser uma anã vermelha chamada Proxima Centauri a aproximadamente 4,2 anos-luz de distância), o Sol ocupa a quarta posição na massa. [22] O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de aproximadamente 24,000-26,000 anos-luz do centro galáctico, completando uma órbita no sentido horário, visto a partir do pólo Norte galáctico, em cerca de 225-250000000 anos. Uma vez que a nossa galáxia está em movimento em relação à radiação cósmica de fundo (CMB) na direcção da constelação de Hidra com uma velocidade de 550 km / s, a velocidade resultante do Sol com respeito à CMB é de cerca de 370 km / s na direcção de cratera ou Leo [23].
A distância média do Sol da Terra é de cerca de 149600 mil km (1 UA), apesar da distância varia conforme a Terra se move de periélio em Janeiro para afélio em Julho. [24] A esta distância média, a luz viaja do Sol à Terra em cerca de 8 minutos e 19 segundos. A energia deste sol suporta quase toda a Vida na Terra por meio da fotossíntese, [25] e as unidades do clima da Terra e do Tempo. O enorme efeito do Sol sobre a Terra tem sido reconhecida desde os tempos pré-históricos, eo Sol foi considerado por algumas culturas, como uma divindade. Uma exata compreensão científica do Sol desenvolveu-se lentamente, e como recentemente, os cientistas proeminentes do Século 19 tinha pouco Conhecimento da composição física do Sol e fonte de energia. Esse entendimento ainda está em desenvolvimento, há uma série de atuais anomalias no comportamento do Sol que permanecem inexplicados.
Índice [mostrar]
Nome e etimologia
 
O sol substantivo Inglês adequada desenvolvido a partir de Old Inglês sunne (cerca de 725, atestada em Beowulf), e pode estar relacionada a Sul. Cognatos para Inglês dom aparecer em outras línguas germânicas, incluindo Old Frisian sunne, sonne ("sol"), Saxon Old sunna, holandês Médio sonne, holandês moderno zon, alto alemão antigo Sunna, Sonne alemão moderno, nórdico antigo sunna, e SunnO Gothic . Todos os termos germânicos para a haste dom do proto-germânico * sunnōn. [26] [27]
Em relação, o Sol é personificado como uma deusa germânica paganismo;. Sol / Sunna [27] Os estudiosos acreditam que o Sol, como deusa germânica, pode representar uma extensão de uma divindade do sol mais cedo proto-indo-europeu, devido à Indo-Europeu conexões lingüísticas entre Old Norse Sol, Surya em sânscrito, Sulis gaulês, lituano Saule, e eslava Solnitse. [27]
O Inglês da semana nome de domingo é atestada em Inglês Antigo (Sunnandæg; "Dia de sol", de antes de 700) e é em última análise, resultado de uma interpretação germânica da América morre solis, por si só uma tradução do grego hemera Heliou [28] O Latim. nome para a estrela, o Sol, é amplamente conhecida, mas não é comum, em geral, o uso da Língua Inglês;. a forma adjetiva é a palavra relacionada solar [29] [30] O sol termo também é usado pelos astrônomos planetários para se referir à duração do um dia solar em outro Planeta, como Marte. [31] Um dia solar médio da Terra é de aproximadamente 24 horas, enquanto uma média de Marte 'Sol' é de 24 horas, 39 minutos e 35.244 segundos. [32]
Características
 
 
 
Nesta imagem ultravioleta de cor falsa, o Sol mostra um surto de classe C3 solar (área branca na parte superior esquerda), um tsunami solar (wave-like estrutura direita, superior) e múltiplos filamentos de plasma na sequência de um Campo magnético, o aumento da superfície estelar.
 
 
Uma ilustração da estrutura do Sol:
1. Núcleo
2. Zona de radiação
3. Zona de convecção
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Coroa
7. Mancha solar
8. Grânulos
9. Proeminência
O Sol é uma estrela do tipo G-sequência principal compreendendo cerca de 99,86% da massa total do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um achatamento estimado em cerca de 9/1000000, [33] o que significa que o seu diâmetro polar difere do seu diâmetro equatorial por apenas 10 km. Como o Sol é composto de um plasma e não é sólido, ele gira mais rápido em seu Equador que nos pólos. Este comportamento é conhecido como rotação diferencial, e é causada por convecção no Sol e do movimento de massa, devido a gradientes de temperatura acentuados de dentro para fora do núcleo. Esta massa carrega uma parte do impulso do Sol sentido anti-horário angular, visto a partir do pólo norte da eclíptica, assim redistribuir a velocidade angular. O período deste rotação real é de cerca de 25,6 dias no equador e 33,5 dias nos pólos. No entanto, devido ao nosso ponto de vista em constante mudança a partir da Terra, que orbita o Sol, a rotação aparente da estrela em seu equador é cerca de 28 dias. [34] O efeito centrífugo da rotação lenta é de 18 milhões de vezes mais fraca do que a superfície Gravidade no equador do sol. O efeito das marés dos planetas é ainda mais fraca, e não afeta significativamente a forma do Sol [35].
O Sol é uma População I, ou pesado elemento Rico, [a] estrela. [36] A formação do Sol pode ter sido provocado por ondas de choque de uma supernova nas proximidades ou mais. [37] Isto é sugerido por uma grande abundância elementos pesados ​​no Sistema Solar, como Ouro e urânio, em relação às abundâncias desses elementos no chamado População II (pesado elemento-Pobre) estrelas. Esses elementos podem mais plausivelmente ter sido produzido por endergônicas reações nucleares durante uma supernova, ou por transmutação através da absorção de nêutrons dentro de uma estrela de segunda geração maciça. [36]
O sol não tem um limite definido como planetas rochosos fazer, e nas suas partes exteriores da densidade dos seus gases cai exponencialmente com o aumento da distância a partir do seu centro. [38] No entanto, tem uma estrutura bem definida interior, descrito abaixo. Raio do Sol é medido a partir do seu centro para a extremidade da fotosfera. Isto é simplesmente a camada acima do qual os gases são demasiado fria ou demasiado fino para irradiar uma quantidade significativa de luz, e é, portanto, a superfície mais facilmente visível a Olho nu. [39]
O interior solar não é diretamente observável, eo Sol em si é opaco à radiação electromagnética. 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 (infra) que atravessa o interior do Sol para medir e visualizar a estrutura interna da estrela. [40] A modelagem computacional de o Sol também é usado como uma ferramenta teórica para investigar as camadas mais profundas.
Núcleo
Ver artigo principal: núcleo Solar
 
 
Seção transversal de uma estrela do tipo solar (NASA)
O núcleo do Sol é considerado para estender a partir do centro para cerca de 20-25% do raio solar. [41] Tem uma densidade de até 150 g/cm3 [42] [43] (cerca de 150 vezes a densidade do Água) e uma temperatura de cerca de 15,7 milhões Kelvin (K). Por contraste, a temperatura do Sol superfície é de cerca de 5.800 análise K. recente de SOHO missão de dados favorece uma taxa de rotação mais rápida no núcleo do que no resto da zona de radiação. [41] Através maior parte da vida do Sol, a energia é produzida por nuclear fusão através de uma série de passos chamado o p-p cadeia (protão-protão);. Este processo converte hidrogénio em hélio [44] Apenas 0,8% da energia gerada no sol vem do ciclo CNO [45].
O núcleo é a única região do Sol que produz uma quantidade apreciável de energia térmica através da fusão; dentro de 24% do raio do Sol, 99% da energia foi gerada, e por 30% do raio, a fusão parou quase totalmente . O resto da estrela é aquecida pela energia que é transferida para fora a partir do núcleo e as camadas apenas fora. A energia produzida pela fusão no núcleo deve, então, viajar através de muitas camadas sucessivas para a fotosfera solar antes de se escapar para o espaço como a luz solar ou energia cinética das partículas. [46] [47]
A cadeia próton-próton ocorre cerca de 9,2 × 1037 vezes a cada segundo no núcleo do sol. Uma vez que esta reação utiliza quatro prótons livres (núcleos de hidrogênio), ele converte cerca de 3,7 × 1038 prótons para partículas alfa (núcleos de hélio) a cada segundo (de um total de ~ 8,9 × 1056 prótons livres ao sol), ou cerca de 6,2 × 1011 kg por segundo. [47] Desde fusão de hidrogênio em hélio libera cerca de 0,7% da massa fundida como energia [48], o Sol libera energia à taxa de conversão massa-energia de 4,26 milhões de toneladas por segundo, 384,6 watts yotta (3,846 × 1026 W), [1] ou 9,192 × 1010 megatons de TNT por segundo. Esta massa não é destruída para criar a energia, em vez disso, a massa é levado no energia irradiada, tal como descrito por o conceito de massa-energia equivalência.
A produção de energia por fusão no núcleo varia com a distância a partir do centro solar. No centro do Sol, os modelos teóricos estimam que seja cerca de 276,5 watts/m3, [49] uma densidade de produção de energia que mais se assemelha metabolismo réptil do que uma bomba termonuclear. [B] a produção de energia de pico no Sol tem sido comparado a volumétrica aquece gerada em uma pilha de composto ativo. A potência de saída tremenda do Sol não é devido a sua elevada potência por unidade de volume, mas em vez disso, devido ao seu tamanho grande.
A taxa de fusão no núcleo está em equilíbrio uma auto-corrigindo: uma taxa ligeiramente mais elevada de fusão faria com que o núcleo para aquecer mais e expandir ligeiramente contra o peso das camadas exteriores, reduzindo a taxa de fusão e rectifica a perturbação, e um taxa ligeiramente inferior faria com que o núcleo para arrefecer ligeiramente e encolher, aumentando a taxa de fusão e de novo revertendo-lo para o seu nível Presente. [50] [51]
Os raios gama (fótons de alta energia) liberados nas reações de fusão são absorvidos em apenas alguns milímetros de plasma solar e, em seguida, re-emitida novamente em direção aleatória e em energia um pouco menor. Por isso, leva muito tempo para a radiação para atingir a superfície do sol. Estimativas da faixa de fótons o tempo de viagem entre 10.000 e 170.000 anos. [52] Em contraste, leva apenas 2,3 segundos para o neutrinos, que respondem por cerca de 2% da produção total de energia do Sol, para alcançar a 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 30.000.000 de anos. Este é o tempo que levaria o Sol a retornar a um Estado estável se a taxa de geração de energia no seu núcleo de repente a ser alterada. [53]
Depois de uma viagem final através da camada exterior de convecção para a superfície transparente do fotosfera, os fotões escapar como a luz visível. Cada raio gama no núcleo do Sol é convertida em vários milhões de fótons de luz visível, antes de fugir 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 do sol imediatamente. Durante muitos anos as medições do número de neutrinos produzidos no Sol foram menores do que as teorias preditos por um factor de 3. Esta discrepância foi resolvida 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 2/3 deles, porque o sabor neutrinos tinha mudado com o tempo eles foram detectados [54].
Zona de radiação
De cerca de 0,25 a cerca de 0,7 raios solares, material solar é quente e denso o suficiente para que a radiação térmica é suficiente para transferir o calor intenso do núcleo para fora [55] Esta zona é livre de convecção térmica;. Enquanto que o material fica mais fresco a partir de 7 para cerca de 2 milhões de Kelvin com o aumento da altitude, este gradiente de temperatura é inferior ao valor da taxa de lapso adiabático e, portanto, não pode dirigir convecção. [43] A energia é transferida por radiação de iões de hidrogénio e hélio emitir fótons, que viajam apenas uma distância curta antes de ser reabsorvido por outros iões. [55] A densidade cai por cem (a partir de 20 g/cm3 para apenas 0,2 g/cm3) a partir do fundo para o topo da zona de radiação. [55]
A zona de radiação e de convecção a formar uma camada de transição, o tachocline. Esta é uma região onde o regime de alteração nítida entre a rotação uniforme da zona radiativa ea rotação diferencial dos resultados de convecção zona em um grande cisalhamento, uma condição onde sucessiva de deslizamento horizontal camadas passado um outro. [56] Os movimentos de fluido encontrado em a zona de convecção acima, lentamente desaparecer a partir do topo desta camada à 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 campo magnético do Sol [43].
Zona de convecção
Em camada exterior do Sol, a partir da sua superfície até cerca de 200.000 km (ou 70% do raio solar), o plasma solar não é suficientemente densa ou quente suficiente para transferir a energia térmica do interior para o exterior através de radiação, por outras palavras que é opaco o suficiente. Como resultado, a convecção térmica ocorre como colunas térmicas transportar o material quente à superfície (fotosfera) do sol. Uma vez que o material arrefece à superfície, que mergulha para baixo para a base da zona de convecção, para receber mais de calor a partir do topo da zona de radiação. Na superfície visível do Sol, a temperatura caiu para 5.700 K ea densidade de apenas 0,2 g/m3 (cerca de 1/6, 000th a densidade do ar ao nível do Mar). [43]
As colunas térmicas na zona de convecção formar uma impressão sobre a superfície do sol, como a granulação solar e supergranulação. A convecção turbulenta desta parte exterior do interior solar provoca uma "pequena escala" dínamo que produz o norte magnético eo pólo sul em toda a superfície do Sol [43]. Colunas térmica do sol são as células de Bénard e, portanto, tendem a ser hexagonal prismas. [57]
Fotosfera
 
 
A temperatura eficaz, ou a temperatura do corpo negro, do Sol (5777 K) é a temperatura de um corpo negro do mesmo tamanho deve ter para se obter a potência total mesmo emissiva.
Ver artigo principal: Fotosfera
A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada abaixo do qual o Sol se torna opaca à luz visível. [58] Acima da fotosfera solar visível é livre para se propagar no espaço, e sua energia do Sol escapa totalmente. A alteração na opacidade é devido à redução do volume de H-iões, que absorvem a luz visível facilmente. [58] Por outro lado, a luz visível, vemos é produzido como electrões reagir com Átomos de hidrogénio para produzir H-iões. [59] [60 ] A fotosfera é de dezenas a centenas de quilômetros de espessura, sendo ligeiramente menos opaca do que o ar na Terra. Como a parte superior da fotosfera é mais frio do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparece mais brilhante no centro do que na borda ou membro do disco solar, em um fenómeno conhecido como membro de escurecimento. [58] luz solar tem aproximadamente uma Preto-corpo espectro que indica a sua temperatura é cerca de 6.000 K, intercaladas com linhas de absorção atômica das camadas tênues acima da fotosfera. A fotosfera tem uma densidade de partículas de ~ 1023 m-3 (este é de cerca de 0,37% do número de partículas por volume da atmosfera terrestre ao nível do mar, no entanto, as partículas fotosfera são elétrons e prótons, de modo que o médio de partículas no ar é 58 vezes mais pesado). [55]
Durante os estudos iniciais do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção foram encontrados não correspondem a nenhum dos elementos químicos até então conhecidos na Terra. Em 1868, Norman Lockyer a hipótese de que essas linhas de absorção foram por causa de um novo elemento, que ele apelidou de hélio, depois do grego Deus Sol Helios. Foi só 25 anos depois que o hélio foi isolado na Terra. [61]
Atmosfera
Veja também: loop Corona e coronal
 
 
Durante um Eclipse solar total, a coroa solar pode ser visto a olho nu, durante o breve período de totalidade.
As peças do Sol acima da fotosfera são referidos coletivamente como a atmosfera solar [58] Elas podem ser vistas com telescópios que operam em todo o espectro eletromagnético, desde rádio através da luz visível aos raios gama, e composta por cinco zonas principais:. A temperatura mínima , a cromosfera, a região de transição, a coroa, ea heliosfera. [58] A heliosfera, que pode ser considerado a ténue atmosfera exterior do Sol, se estende para fora da órbita de Plutão no passado para a heliopausa, onde forma um forte choque limite de frente com o meio interestelar. A cromosfera, região de transição ea coroa são muito mais quentes que a superfície do Sol [58] A Razão não tem sido provado conclusivamente,.. Evidências sugerem que as ondas Alfvén podem ter energia suficiente para aquecer a coroa solar [62]
O mais legal camada do Sol é uma região de temperatura mínima de cerca de 500 km acima da fotosfera, com uma temperatura de cerca de 4.100 K. [58] Esta parte do Sol é frio o suficiente para suportar as moléculas simples, tais como monóxido de carbono e água, que pode ser detectado por seus espectros de absorção. [63]
Acima da camada de temperatura mínima é uma camada de cerca de 2.000 km de espessura, dominada por um espectro de emissão e as linhas de absorção. [58] Ele é chamado a cromosfera da raiz grega chroma, que significa cor, porque a cromosfera é visível como um flash de cor no o início eo fim de eclipses totais do Sol [55]. A temperatura na cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, que vão até cerca de 20.000 K perto do topo. [58] Na parte superior da cromosfera hélio torna-se parcialmente ionizado. [64 ]
 
 
Tomado pelo Telescópio Solar do Hinode óptico em 12 de janeiro de 2007, esta imagem do Sol revela a Natureza filamentar do plasma ligar regiões de polaridade magnética diferente.
Acima da cromosfera, numa região de transição fina (cerca de 200 km), a temperatura sobe rapidamente de cerca de 20.000 K na cromosfera superior a temperaturas coronais mais estreitas para 1.000.000 K. [65] O aumento de temperatura é facilitada pela ionização completa de hélio no a região de transição, o que reduz significativamente o resfriamento radiativo do plasma. [64] A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Pelo contrário, ela forma uma espécie de auréola em torno de características cromosféricas como espículas e filamentos, e está em movimento constante e caótico. [55] A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas pode ser facilmente observado a partir do espaço através de instrumentos sensíveis ao parte ultravioleta extremo do espectro [66].
A coroa é a atmosfera exterior estendida do Sol, que é muito maior em volume do que o próprio sol. A coroa se expande continuamente no espaço formando o vento solar, que preenche todo o Sistema Solar. [67] A corona baixa, perto da superfície do Sol, tem uma densidade de partículas em torno de 1015-1016 m-3. [64] [c] A temperatura média do vento corona e solar é de cerca de 1,000,000-2,000,000 K, no entanto, nas regiões mais quentes é 8,000,000-20,000,000 K. [65] Embora nenhuma teoria completa ainda existe a conta para a temperatura da coroa, pelo menos, alguns do seu calor é conhecido por ser a partir de religação magnético. [65] [67]
A heliosfera, que é a cavidade em torno do Sol cheio com o plasma do vento solar, estende-se desde cerca de 20 raios solares (0,1 UA) para as franjas exteriores do sistema solar. Do seu perímetro interior é definido como a camada em que o fluxo do vento solar torna-se superalfvénic, isto é, onde o fluxo torna-se mais rapidamente do que a velocidade das ondas Alfvén. [68] Turbulência e forças dinâmicas fora desse limite não podem afectar a forma do corona solar dentro, porque as informações só podem viajar na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar viaja para fora de forma contínua através da heliosfera, formando o campo magnético solar em forma de Espiral, [67] até que ele impacta a heliopausa mais de 50 UA do sol. Em dezembro de 2004, a sonda Voyager 1 passou por uma frente de choque que é pensado para ser parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyager ter gravado níveis mais elevados de partículas energéticas medida que se aproximam do limite. [69]
Campo magnético
Veja também: campo magnético estelar
 
 
A folha de heliosférica atual se estende aos confins do Sistema Solar, e os resultados da influência do campo de rotação do Sol magnético no plasma no meio interplanetário. [70]
O Sol é uma estrela magneticamente ativo. Ele suporta um forte campo magnético que varia de ano para ano e reverte a direção a cada onze anos em torno do máximo solar. [71] O campo magnético do Sol leva a muitos efeitos que são coletivamente chamados de atividade solar, incluindo as manchas solares na superfície da do Sol, erupções solares e variações no vento solar que carregam o material através do Sistema Solar. [72] Efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras de moderada a altas latitudes, ea interrupção das comunicações por rádio e energia elétrica. A atividade solar é pensado para ter desempenhado um grande papel na formação e evolução do Sistema Solar. A atividade solar altera a estrutura da atmosfera exterior da Terra. [73]
Toda a matéria no Sol é sob a forma de Gás de plasma e devido às suas altas temperaturas. Isso torna possível para o Sol a girar mais rápido em seu equador (cerca de 25 dias) do que em latitudes mais altas (cerca de 35 dias perto de seus pólos). A rotação diferencial de latitudes do Sol faz com que suas linhas de campo magnético para se tornar torcidos juntos ao longo do tempo, fazendo com que os campos magnéticos a entrar em erupção a partir da superfície do Sol e desencadear a formação de manchas solares dramáticas do Sol e proeminências solares (ver reconexão magnética). Esta ação de torção cria o dínamo solar e um ciclo solar de 11 anos de atividade magnética como campo magnético do Sol se inverte a cada 11 anos. [74] [75]
O campo magnético solar se estende bem além do próprio sol. O plasma do vento solar, carrega magnetizado campo magnético do Sol no espaço formando o que é chamado o campo magnético interplanetário. [67] Desde que o plasma só pode mover ao longo das linhas do campo magnético, o campo magnético interplanetário é inicialmente esticado radialmente para longe do sol. Porque os campos acima e abaixo do equador solar têm diferentes polaridades apontando na direção e longe do Sol, existe uma fina camada atual no avião solar equatorial, que é chamado de folha heliosférica atual. [67] Nas grandes distâncias à rotação da o Sol gira o campo magnético ea folha atual para a espiral de Arquimedes como estrutura chamada espiral de Parker. [67] O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente de dipolo do campo magnético solar. MicroTesla do Sol 50-400 (na fotosfera) campo magnético dipolo diminui com o cubo da distância a cerca de 0,1 nT a uma distância da Terra. No entanto, de acordo com observações da nave espacial do campo interplanetário na localização da Terra é aproximadamente 100 vezes maior em cerca de 5 nT. [76]
Composição Química
 
O Sol é composta principalmente de hidrogênio e hélio elementos químicos, eles respondem por 74,9% e 23,8% da massa do Sol na fotosfera, respectivamente [77] Todos os elementos mais pesados, chamados metais em conta a Astronomia, por menos de 2. % da massa. Os metais mais abundantes são o oxigênio (cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), neon (0,2%) e ferro (0,2%). [78]
O Sol herdou sua composição química do meio interestelar fora dos quais se formaram: o hidrogênio eo hélio no Sol foram produzidos por nucleossíntese do Big Bang. Os metais foram produzidos por nucleossíntese estelar em gerações de estrelas que completaram o seu evolução estelar e voltou seu material para o meio interestelar antes da formação do sol. [79] A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do primordial Sistema Solar. [80] No entanto, desde o Sol formado, os elementos hélio e pesadas se instalaram fora da fotosfera. Portanto, a fotosfera agora contém um pouco menos de hélio e apenas 84% ​​dos elementos pesados ​​do que o Sol fez protoestelar; o Sol protoestelar foi de 71,1% de hidrogênio, hélio 27,4%, e os metais de 1,5% [77].
Nas partes internas do Sol, a fusão nuclear tem modificado a composição, convertendo hidrogênio em hélio, então a parte mais interna do Sol está agora cerca de 60% de hélio, com a abundância de metais inalterada. Porque o interior do Sol é radiativo, não convectiva (ver estrutura acima), nenhum dos produtos de fusão do núcleo subiram para a fotosfera. [81]
Os solares elemento pesado abundâncias acima descritos são geralmente medido tanto usando espectroscopia de fotosfera do Sol e medindo abundância em meteoritos que nunca foram aquecidos a temperaturas de fusão. Estes meteoritos são pensados ​​para reter a composição do Sol protoestelar e, portanto, não é afectada pela deposição de elementos pesados. Os dois métodos geralmente concordam bem. [13]
Individualmente elementos do Grupo ionizado de ferro
Na década de 1970, muita pesquisa centrou-se nas abundâncias de elementos do grupo de ferro no sol. [82] [83] Embora a pesquisa significativa foi feito, a determinação abundância de alguns elementos do grupo (por exemplo, ferro, cobalto e manganês) ainda era difícil, pelo menos, tão longe quanto 1978 por causa de as suas estruturas de hiperfinos. [82]
A primeira em grande parte um conjunto completo de forças de osciladores de isolados elementos do grupo ionizado de ferro foram disponibilizadas primeiro na década de 1960, [84] e forças de osciladores melhoradas foram computados em 1976. [85] Em 1978, a abundância de elementos isolados ionizados do grupo de ferro foram derivados. [82]
Relação fracionamento solar e planetária em massa
Vários autores têm considerado a existência de uma relação de fracionamento de massa entre as composições isotópicas de solares e planetárias gases nobres, [86] para as correlações exemplo, entre composições isotópicas de neon planetária e solar e xenon. [87] No entanto, a Crença de que o Sol inteiro tem a mesma composição que a atmosfera solar foi ainda generalizada, pelo menos até 1983. [88]
Em 1983, foi afirmado que era o fracionamento do próprio Sol que causou o fracionamento relação entre as composições isotópicas de vento planetário e solar implantados gases nobres. [88]
Ciclos solares
 
Artigos principais: manchas solares e Lista de ciclos solares
As manchas solares e do ciclo das manchas solares
 
 
Medidas de variação do ciclo solar durante os últimos 30 anos
Ao observar o Sol com filtro apropriado, as características mais imediatamente visíveis são normalmente suas manchas solares, que são áreas bem definidas de superfície que aparecem mais escuras do que os seus arredores por causa de temperaturas mais baixas. Manchas solares são regiões de actividade magnético intenso onde convecção é inibida por campos magnéticos fortes, reduzindo o transporte de energia a partir do interior quente para a superfície. O campo magnético provoca forte aquecimento da coroa, formando regiões ativas que são a fonte de intensas erupções solares e ejeções de massa coronal. As maiores manchas solares podem ser dezenas de milhares de quilómetros de diâmetro. [89]
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. No mínimo típico solar, poucas manchas solares são visíveis e, ocasionalmente, nenhuma delas pode ser visto. Aqueles que não aparecem são em altas latitudes solares. Como o ciclo de manchas solares avança, aumenta o número de manchas solares e se movem mais perto do equador do Sol, um fenômeno descrito pela lei de Sporer. As manchas solares normalmente existem em pares com a polaridade magnética oposta. A polaridade magnética dos alterna principais das manchas cada ciclo solar, de modo que será um pólo norte magnético em um ciclo solar e um pólo sul magnético na seguinte. [90]
 
 
História do número de manchas solares observadas durante os últimos 250 anos, que mostra a ~ ciclo solar de 11 anos
O ciclo solar tem uma grande influência sobre o clima espacial, e é uma influência significativa sobre o clima da Terra desde luminosidade tem uma relação direta com a atividade magnética. [91] A atividade solar mínimos tendem a ser correlacionados com temperaturas mais frias, e superior à média ciclos solares tendem a ser correlacionados com as temperaturas mais quentes. No século 17, o ciclo solar parece ter parado totalmente por várias décadas; poucas manchas solares foram observadas durante este período. Durante esta época, conhecido como o mínimo de Maunder ou Pequena Idade do Gelo, a Europa passou por temperaturas anormalmente frias. [92] No início mínimos estendida foram descobertos através da análise de anéis de Árvores e parecem ter coincidido com menor do que a média das temperaturas globais. [93 ]
Ciclo de longo prazo possível
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 do gelo do que os ciclos de Milankovitch. [94] [95]
Ciclo de vida
 
Artigos principais: Formação e evolução do Sistema Solar ea evolução estelar
 
 
Evolução da temperatura do Sol raio luminosidade e eficaz em relação ao Sol presente. Depois de Ribas (2010) [96]
O Sol foi formado há cerca de 4,57 bilhões de anos atrás a partir do colapso de parte de uma gigantesca nuvem molecular que consistia principalmente de hidrogênio e hélio e que provavelmente deu origem a muitas outras estrelas. [97] Essa idade é estimado através de modelos computacionais de evolução estelar e através nucleocosmochronology. [98] O resultado é coerente com a data radiométrica do material mais antigo do Sistema Solar, em 4.567 bilhões de anos atrás. [99] [100] Estudos de meteoritos antigos revelam traços de núcleos filha estável de isótopos de vida curta, como como o ferro-60, que se formam somente em explosivos e de curta duração estrelas. Isto indica que um ou mais supernovas deve ter ocorrido perto do local onde o Sol formado. Uma onda de choque de uma supernova teria desencadeado a formação do Sol através da compressão dos gases dentro da nuvem molecular, e causando certas regiões a entrar em colapso sob a sua própria gravidade. [101] Como um fragmento da nuvem de colapso também começou a girar devido à conservação do momento angular e aquecer com o aumento da pressão. Grande parte da massa se concentrou no centro, enquanto o resto achatada em um disco que se tornaria os planetas e outros corpos do sistema solar. A gravidade ea pressão no interior do núcleo da nuvem gerada uma grande quantidade de calor como acrescidos mais gás a partir do disco circundante, eventualmente desencadeamento de fusão nuclear. Assim, o nosso Sol nasceu.
O Sol é cerca de metade da sua evolução seqüência principal, durante o qual reações de fusão nuclear em seu núcleo de hidrogênio se fundem 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. Nesse ritmo, o Sol, até agora convertida em torno de 100 massas terrestres da matéria em energia. O Sol vai gastar um total de aproximadamente 10 bilhões de anos como uma estrela de seqüência principal. [102]
O Sol não tem massa suficiente para explodir como uma supernova. Em vez disso, em cerca de 5 bilhões de anos, ele vai entrar numa fase de gigante vermelha. Suas camadas exteriores se expandem como o combustível de hidrogênio no núcleo é consumido eo núcleo irá se contrair e se aquecer. Fusão de hidrogénio continuará ao longo de uma concha que envolve um núcleo de hélio, que irá aumentar progressivamente como hélio mais é produzido. Uma vez que a temperatura central atinge cerca de 100 milhões kelvins, a fusão de hélio no núcleo começará a produzir carbono, eo Sol vai entrar na fase ramo assintótico gigante. [36] Após a fase de gigante vermelha, intensas pulsações térmicas fará com que o dom para jogar fora suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária. O único objeto que permanecerá após as camadas externas são ejetadas é o núcleo extremamente quente estelar, o que irá lentamente arrefecer e desaparecer como uma anã branca ao longo de bilhões de anos. Esse cenário de evolução estelar é típico de baixa a média de massa de estrelas. [103] [104]
O destino da Terra
Destino final da Terra é precária. Como uma gigante vermelha, o Sol terá um raio máximo para além da órbita atual da Terra, 1 UA (1,5 × 1011 m), 250 vezes o raio do presente do sol. [105] No entanto, no momento em que é um ramo assintótico gigante estrela, o Sol terá perdido cerca de 30% de sua massa presente devido a um vento estelar, de modo que as órbitas dos planetas se movem para fora. Se fosse só por isso, a Terra provavelmente seria poupado, mas novas pesquisas sugerem que a Terra será engolida pelo devido Sun para interações gravitacionais. [105] Mesmo que a Terra deve escapar incineração in the Sun, ainda toda a sua água será fervida de distância e mais da sua atmosfera escapará para o espaço. Mesmo durante a sua vida atual na seqüência principal, o Sol está se tornando gradualmente mais luminosa (cerca de 10% a cada 1 bilhão de anos), e sua temperatura de superfície está subindo lentamente. O sol costumava ser mais fraca no passado, que é possivelmente a razão da vida na Terra só existiu por cerca de 1 bilhão anos na terra. O aumento das temperaturas solares é tal que em cerca de um bilhão de anos, a superfície da Terra, provavelmente, tornar-se demasiado quente para a água líquida existir, terminando toda a vida terrestre. [105] [106]
 
 
Ciclo de vida do Sol; tamanhos não estão em escala.
Luz solar
 
Ver artigo principal: A luz do sol
A luz solar é fonte primária da Terra de energia. A constante solar é a quantidade de energia que os depósitos Sun por unidade de área que está diretamente exposto à luz solar. A constante solar é igual a cerca de 1.368 W/m2 (watts por metro quadrado) a uma distância de uma unidade astronômica (UA) do Sol (isto é, sobre ou próximo da Terra). [107] A luz solar sobre a superfície da Terra é atenuada pela atmosfera da Terra, de modo que menos energia chega à superfície, perto de 1.000 W/m2 em condições claras quando o Sol está perto do zênite. [108]
A Energia solar pode ser aproveitada por uma variedade de processos naturais e sintéticos fotossíntese-pelas plantas capta a energia da luz solar e converte-a forma química (oxigénio e de compostos de carbono reduzidos), enquanto que o aquecimento directo ou conversão eléctrica por células solares são utilizados por energia solar equipamentos para gerar eletricidade ou a fazer Trabalho útil outra, algumas 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. [109]
Movimento e posição dentro da galáxia
 
 
 
Movimento do baricentro do sistema solar em relação ao Sol
O Sol fica perto da borda interna do braço da Via Láctea de Orion, na Nuvem Interestelar Local ou o Cinturão de Gould, a uma distância a hipótese de 7,5-8,5 kpc (25,000-28,000 anos-luz) do Centro Galáctico, [110] [111 ] [112] [113] contido dentro da bolha local, um espaço de gás quente rarefeito, possivelmente produzido pelo resíduo de supernova, Geminga. [114] A distância entre o braço local eo braço seguinte para fora, o braço de Perseus, é de cerca de 6.500 anos-luz. [115] The Sun, e assim o Sistema Solar, se encontra no que os cientistas chamam de zona galáctica habitável.
O ápice do Caminho do Sol, ou o 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 em direção à estrela Vega, na constelação de Lyra em um ângulo de aproximadamente 60 graus do céu para a direção do Centro Galáctico.
Órbita do Sol ao redor da galáxia deve ser mais ou menos elíptica com a adição de perturbações devido aos braços espirais galácticos e distribuições não-uniformes de massa. 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 pelos braços espirais mais elevadas densidade muitas vezes coincide com as extinções em massa na Terra, talvez devido a eventos de impacto aumentadas. [116] Leva o Sistema Solar cerca de 225-250.000.000 anos para completar uma órbita da galáxia (um ano galáctico), [117] para que se acredita ter completado 20-25 órbitas durante a vida do sol. A velocidade orbital do Sistema Solar ao redor do centro da galáxia é aproximadamente 251 km / s. [118] A esta velocidade, leva cerca de 1.190 anos para o Sistema Solar para percorrer uma distância de 1 ano-luz, ou 7 dias para viajar 1 UA. [119]
O movimento do Sol sobre o centro de massa do Sistema Solar é complicada por perturbações dos planetas. A cada poucas centenas de anos, este movimento alterna entre prograde e retrógrada. [120]
Problemas teóricos
 
Solar problema do neutrino
Ver artigo principal: problema do neutrino solar
Durante muitos anos o número de electrões neutrinos solares detectado na Terra era 1/3 a 1/2 do número previsto pelo modelo padrão solar. Esse 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 menor fluxo de neutrinos, ou postulado que os neutrinos de elétrons poderia oscilar, isto é, transformar-se em tau indetectável e neutrinos do múon, enquanto viajavam entre o Sol ea Terra . [121] Vários observatórios de neutrinos foram construídos na década de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares com a maior precisão possível, incluindo o Observatório de Neutrinos de Sudbury, no Canadá e no laboratório Kamiokande no Japão. [122] Os resultados desses observatórios levou à descoberta de que neutrinos têm massa de repouso muito pequeno e, de fato, oscilam. [123] [54] Além disso, em 2001, o Sudbury Neutrino Observatory foi capaz de detectar todos os três tipos de neutrinos diretamente, e descobriu que a taxa do Sol emissão total neutrino acordo com a Norma Modelo solar, embora dependendo da energia neutrino tão poucos como um terço das neutrinos visto na Terra são do tipo de electrões. [122] [124] Esta proporção está de acordo com a prevista pelo efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (também conhecido como a questão do efeito), que descreve oscilação de neutrinos na matéria, e agora é considerado um problema resolvido. [122]
Problema de aquecimento coronal
Ver artigo principal: Corona
A superfície óptica do Sol (fotosfera) é conhecido por ter uma temperatura de cerca de 6.000 K. Acima que se situa a coroa solar, elevando-se a uma temperatura de 1,000,000-2,000,000 K. [65] A temperatura elevada das mostras de coroa que se é aquecido por algo diferente de condução de calor direto da fotosfera. [67]
Pensa-se que a energia necessária para aquecer a coroa é fornecido pelo movimento turbulento na zona de convecção abaixo da fotosfera, e dois principais mecanismos têm sido propostos para explicar aquecimento coronal. [65] O primeiro é o aquecimento de onda, em que o Som, gravitacional ou ondas magnetohidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção. [65] Estas ondas viajar para cima e para dissipar na coroa, depositando a sua energia no gás ambiente sob a forma de calor. [125] A outra é aquecimento magnético, no qual magnético energia é continuamente construída pelo movimento fotosférico e liberado através reconexão magnética na forma de grandes erupções solares e miríade semelhante, mas menor de eventos nanoflares. [126]
Atualmente, não está claro se as ondas são um mecanismo eficiente de aquecimento. Todas as ondas, exceto as ondas Alfvén foram encontrados para dissipar ou refratar antes de chegar à coroa. [127] Além disso, as ondas Alfvén não se dissipam facilmente na corona. Foco de pesquisa atual, portanto, deslocou-se para os mecanismos de aquecimento flare. [65]
Problema dom fraco jovem
Ver artigo principal: paradoxo dom fraco jovem
Os modelos teóricos de desenvolvimento do Sol sugerem que 3,8 a 2,5 bilhões de anos atrás, durante o período Arqueano, o Sol era apenas cerca de 75% mais brilhante que é hoje. Uma estrela tão 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 relativamente constante ao longo de sua história, e que a Terra jovem era um pouco mais quente do que é hoje. O consenso entre os cientistas é que a atmosfera da Terra jovem 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 que atinge o planeta [128].
Anomalias presentes
 
Rigor factual deste artigo pode ser comprometida devido a fora-de-date informações. Ajude a melhorar o artigo, atualizando-a. Pode haver informações adicionais na página de discussão. (Dezembro de 2011)
O sol é actualmente comportando inesperadamente num certo número de maneiras. [129] [130]
Ele está no meio de um mínimo de manchas solares incomum, com duração muito mais longa e com maior percentagem de dias sem manchas que o normal; desde Maio de 2008.
É mensuravelmente escurecimento;. Sua saída caiu de 0,02% em comprimentos de onda visíveis e 6% em comprimentos de onda EUV em comparação com os níveis no mínimo última solar [131]
Durante as duas últimas décadas, a velocidade do vento solar caiu de 3%, a sua temperatura até 13%, ea sua densidade de 20%. [132]
Seu campo magnético é a menos do que a força metade em comparação com o mínimo de 22 anos atrás. A heliosfera inteiro, que enche o Sistema Solar, tem diminuído como resultado, aumentando assim o nível de radiação cósmica colidir com a Terra e sua atmosfera.
História de observação
 
Entendimento precoce
 
 
O Trundholm dom carruagem puxada por um Cavalo é uma Escultura Acredita-se que ilustra uma parte importante da Mitologia Idade do Bronze Nórdica. A escultura é provavelmente de cerca de 1350 aC. Ele é exibido no Museu Nacional da Dinamarca.
Veja também: O Sol na Cultura
Assim como outros fenômenos naturais, o Sol tem sido 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 Noite, cuja ausência provoca. Em muitas culturas pré-históricas e antigas, o Sol foi pensado para ser uma divindade solar ou outro fenômeno sobrenatural. Adoração do Sol era o centro de civilizações como os Incas da América do Sul e os astecas do que hoje é o México. Muitos monumentos antigos foram construídos com fenômenos solares em mente, por exemplo, megálitos de Pedra precisa marcar o solstício de Verão ou Inverno (alguns dos megálitos mais importantes estão localizados em Nabta Playa, Egito; Mnajdra, Malta e em Stonehenge, na Inglaterra); Newgrange, um pré-histórico Humano construído montagem na Irlanda, foi desenhado para detectar o solstício de inverno, a Pirâmide de El Castillo em Chichen Itza no México é projetado para projetar sombras em forma de serpentes escalando a pirâmide nos equinócios de Primavera e Outono.
No Império Romano o Aniversário do Sol era um feriado comemorado como Sol Invictus (literalmente "invencível sol") logo após o solstício de inverno que pode ter sido um antecedente ao Natal. Em relação às estrelas fixas, o Sol aparece a partir da Terra a girar uma vez por ano ao longo da eclíptica através do zodíaco, e os astrônomos gregos assim considerou ser um dos sete planetas (planetes gregos, "andarilho"), após o que os sete dias de da semana são nomeados em alguns idiomas. [133] [134] [135]
Desenvolvimento da compreensão científica
 
 
 
Desde a descoberta de manchas solares por Galileu em 1609, nós continuamos a estudar o sol.
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 Consciência de por que isso era, mas hoje é 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. [136]
Uma das primeiras Pessoas a oferecer uma explicação científica ou filosófica para o Sol era o Filósofo grego Anaxágoras, que argumentou que era uma Bola gigante de fogo de metal ainda maior do que o Peloponeso, em vez do Carro de Hélio, e que a Lua refletia a luz do sol. [137] Para ensinar esta heresia, ele foi preso pelas autoridades e sentenciado à morte, embora mais Tarde ele foi libertado graças à intervenção de Péricles. Eratóstenes estimou a distância entre a Terra eo Sol no século 3 aC como "estádios de miríades 400 e 80000", a tradução do que é ambígua, o que implica tanto 4.080.000 estádios (755,000 km) ou 804.000.000 estádios (148 para 153 milhões de quilômetros ou 0,99-1,02 UA); o valor último é correcta para dentro alguns por cento. No século 1 dC, Ptolomeu estimou que a distância como 1.210 vezes o raio da Terra, cerca de 7,71 milhões km (0,0515 UA). [138]
A teoria de que o Sol é o centro em torno do qual os planetas se movem foi proposta pela primeira vez pelos gregos antigos Aristarco de Samos no século 3 aC, e posteriormente adotada por Seleuco de Selêucia (ver o heliocentrismo). Este ponto de vista filosófico foi desenvolvido em grande parte em plena preditivo modelo matemático de um sistema heliocêntrico, no século 16 por Nicolau Copérnico. No início do século 17, a invenção do telescópio permitiu observações detalhadas de manchas solares por Thomas Harriot, Galileu Galilei e outros astrônomos. Galileu fez algumas das primeiras observações telescópicas de manchas solares e postulou que eles estavam na superfície do Sol, em vez de pequenos objetos que passam entre a Terra eo Sol [139] As manchas solares também foram observados desde a Dinastia Han (206 aC -. 220 CE) por astrônomos chineses que mantinham registros dessas observações ao longo dos séculos. Averróis também forneceu uma descrição das manchas solares no século 12. [140]
Arábicos contribuições astronômicos incluem Albatenius descobrindo que a direção do excêntrico do Sol está mudando, [141] e Ibn Yunus observando mais de 10.000 entradas para a posição do Sol durante muitos anos usando um astrolábio grande [142].
 
 
Sol, o Sol, a partir de uma edição de 1550 da Liber Guido Bonatti astronomiae.
O trânsito de Vénus foi observado pela primeira vez em 1032 pelo astrônomo persa Avicena e polímata, que concluiu que Vênus é mais próxima da Terra que o Sol, [143] enquanto uma das primeiras observações do trânsito de Mercúrio foi conduzido por Ibn Bajjah no século 12. [144] [Verificações necessárias]
Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinada a distância de Marte e foram, assim, capaz de calcular a distância do sol. Isaac Newton observou a luz do Sol com um prisma, e mostrou que era composta de luz de várias cores, [145], enquanto em 1800 William Herschel descobriu a radiação infravermelha para além da parte vermelha do espectro solar. [146] O século 19 viu avanço em estudos espectroscópicos do Sol, Joseph von Fraunhofer registrou mais de 600 linhas de absorção no espectro, o mais forte de que ainda são muitas vezes referida como linhas de Fraunhofer.
Nos primeiros anos da era científica moderna, a fonte de energia do Sol era um enigma significativo. Lord Kelvin sugeriu que o Sol era um corpo gradualmente arrefecimento Líquido que estava irradiando uma loja interna de calor. [147] Kelvin e Hermann von Helmholtz, em seguida, propôs um mecanismo de contração gravitacional para explicar a saída de energia. Infelizmente, a estimativa da idade resultante foi de apenas 20 milhões de anos, bem abaixo do intervalo de tempo de pelo menos 300 milhões de anos sugeridos por algumas descobertas geológicas da época. [147] Em 1890, Joseph Lockyer, que descobriu o hélio no espectro solar, propôs um hipótese de meteoritos para a formação e evolução do Sol [148].
Não até 1904 era uma solução documentada oferecido. Ernest Rutherford sugeriu que a saída do Sol poderia ser mantida por uma fonte interna de calor, e sugeriu decaimento radioactivo como a fonte. [149] No entanto, seria Albert Einstein que proporcionaria a pista essencial para a fonte de saída de energia do Sol com sua relação de equivalência massa-energia E = mc2. [150]
Em 1920, Sir Arthur Eddington propôs que as pressões e temperaturas no núcleo do Sol pode produzir uma reação de fusão nuclear que o hidrogênio resultante da fusão (prótons) em núcleos de hélio, resultando em uma produção de energia a partir da mudança na massa. [151] A preponderância de hidrogênio no Sol foi confirmada em 1925 por Cecilia Payne. O conceito teórico de fusão foi desenvolvido em 1930 pelos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe. Hans Bethe calculados os detalhes dos dois principais produtores de energia de reações nucleares que o poder do sol. [152] [153]
Finalmente, um artigo seminal foi publicado em 1957 por Margaret Burbidge, intitulada "Síntese dos Elementos de Estrelas". [154] O papel demonstrou convincentemente que a maioria dos elementos do Universo tinha sido sintetizado por reações nucleares dentro das estrelas, alguns como o nosso dom
Solar missões espaciais
Veja também: Solar observatório
 
 
O Sol dando um grande tempestade geomagnética em 13:29, EST, 13 de Março de 2012
 
 
 
Um trânsito lunar do Sol capturada durante a calibração de câmeras ultravioleta STEREO B de imagem [155]
Os primeiros satélites projetados para observar o Sol foram pioneiros da NASA 5, 6, 7, 8 e 9, que foram lançados entre 1959 e 1968. Estas sondas orbitando o Sol a uma distância semelhante à da Terra, e fez as primeiras medições detalhadas do vento solar eo campo magnético solar. Pioneer 9 operado por um tempo particularmente longo, a transmissão de dados até maio de 1983. [156] [157]
Na década de 1970, dois Helios nave espacial eo Skylab Apollo Telescope Mount forneceu aos cientistas importantes novos dados sobre o vento solar ea coroa solar. O Helios 1 e 2 sondas eram norte-alemães colaborações que estudaram o vento solar a partir de uma órbita carregando a nave espacial dentro da órbita de Mercúrio no periélio. [158] A estação espacial Skylab, lançado pela NASA em 1973, incluiu um módulo observatório solar chamado de Apollo Telescope Mount que foi operado pelos astronautas residentes na estação. [66] Skylab fez o primeiro tempo resolvido observações da região de transição solar e das emissões ultravioleta da coroa solar. [66] Descobertas incluídas as primeiras observações de ejeções de massa coronal, então chamado de "transientes coronais", e buracos coronais, agora que se sabe estar intimamente associada com o vento solar. [158]
Em 1980, a Missão Solar Máximo foi lançado pela NASA. Esta nave espacial foi projetado para observar raios gama, raios X e radiação UV a partir de erupções solares durante um período de alta atividade solar ea luminosidade solar. Apenas alguns meses após o lançamento, no entanto, uma falha eletrônica fez com que a sonda entrar em modo de espera, e passou os próximos três anos neste estado inativo. Em 1984, Space Shuttle Challenger missão STS-41C recuperado o satélite e seus componentes eletrônicos reparados antes de re-lançá-lo em órbita. A Missão Solar Máximo posteriormente adquirida milhares de Imagens da coroa solar antes de reentrar na atmosfera da Terra em Junho de 1989. [159]
Lançado em 1991, Yohkoh Japão satélite (Sunbeam) observaram explosões solares em raios-X comprimentos de onda. 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 dinâmica e activa do que tinha sido suposto previamente. Yohkoh observado todo um ciclo solar, mas entrou em modo de espera quando um eclipse anular em 2001 fez com que ele perca seu bloqueio sobre o sol. Foi destruída por reentrar na atmosfera em 2005. [160]
Uma das missões mais importantes solares até à data tem sido o Observatório Solar e Heliosférico, conjuntamente construído pela Agência Espacial Europeia e NASA e lançado em 2 de Dezembro de 1995. [66] Originalmente concebido para servir uma missão de dois anos, uma extensão da missão por meio de 2012 foi aprovado em Outubro de 2009. [161] Ele provou ser tão útil que uma missão de acompanhamento, o Solar Dynamics Observatory, foi lançado em Fevereiro de 2010. [162] Situado no ponto de Lagrange entre a Terra eo Sol (no qual a atração gravitacional de ambos é igual), SOHO tem proporcionado uma visão constante do Sol, em vários comprimentos de onda desde o seu lançamento. [66] Além da observação direta solar, SOHO tem possibilitado a descoberta de um grande número de cometas, cometas sungrazing principalmente pequenos que queime como eles passam o Sol [163].
Todos estes satélites observaram o Sol a partir do plano da eclíptica, e assim ter observado apenas suas regiões equatoriais em detalhe. A sonda Ulysses foi lançada em 1990 para estudar as regiões polares do Sol. Primeiro, ele viajou para Júpiter, de "estilingue" passado do planeta em uma órbita que iria levá-la muito acima do plano da eclíptica. Por acaso, foi bem colocado para observar a colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 com Júpiter em 1994. Uma vez que Ulisses estava em sua órbita prevista, ela começou a observar o vento solar eo campo magnético em altas latitudes solares, achando que o vento solar a partir de altas latitudes estava se movendo a cerca de 750 km / s, que foi mais lento do que o esperado, e que havia grande ondas magnéticas que emergem de altas latitudes que espalhados raios cósmicos galácticos. [164]
Abundâncias elementar na fotosfera são bem conhecidos a partir de estudos de espectroscopia, mas a composição do interior do sol é mais mal compreendidos. Um vento solar missão de recolha de amostras, Genesis, foi desenhado 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 seu pára-quedas falhou em implantar na reentrada na atmosfera terrestre. Apesar de danos graves, algumas amostras utilizáveis ​​foram recuperados a partir da nave espacial do módulo de recolha de amostras e estão em fase de análise. [165]
O Solar Terrestrial Relations Observatory missão (STEREO) foi lançado em outubro de 2006. Duas sondas idênticas foram lançados em órbitas que os levam a (respectivamente) puxar mais à frente e cair gradualmente atrás da Terra. Isso permite que imagens estereoscópicas dos fenômenos do sol e solar, tais como ejeções de massa coronal. [166] [167]
A Organização de Pesquisa Espacial da Índia tem agendado o lançamento de um satélite de 100 kg chamado Aditya. O satélite será lançado em 2012, e irá estudar a corona solar dinâmica. [168]
Observação e efeitos
 
 
 
O Sol como ele aparece a partir da superfície da Terra durante o meio do dia
 
 
O Sol como ele aparece a partir da superfície da Terra antes de anoitecer.
O brilho do sol pode causar dor de olhar para ele com o olho nu, apesar de fazê-lo por breves períodos não é perigoso para a normalidade, não dilatados Olhos. [169] [170] Olhando diretamente para o Sol faz com que fosfeno artefatos visuais e cegueira parcial temporária. Ela também proporciona cerca de 4 miliwatts de luz solar para a retina, ligeiramente aquecendo-e, potencialmente, causando danos nos olhos que não podem responder adequadamente para o brilho. [171] [172] exposição aos raios UV gradualmente amarelos a lente do olho durante um período de anos e Pensa-se que contribuem para a formação de cataratas, mas isso depende a exposição geral UV solar, não sobre se uma vista directa para o sol. [173] visualização de longa duração do Sol directo com o olho nu pode começar a causar UV induzida, queimadura solar, como lesões na retina após cerca de 100 segundos, particularmente em condições onde a luz ultravioleta do sol é intenso e bem focado; [174] [175] condições são agravadas pelos olhos Jovens ou implantes de lentes novas (que admitem mais UV do que o envelhecimento olhos naturais), ângulos de sol perto do zênite e locais de observação em altitude elevada.
Vendo o Sol através da luz concentrando-óptica, tais como binóculos pode resultar em danos permanentes à retina sem um filtro apropriado que UV blocos e substancialmente escurece a luz do sol. Um atenuante (ND) do filtro não pode filtrar UV e assim ainda é perigoso. Filtros de atenuantes para ver o Sol deve ser desenvolvido especificamente para esse uso: alguns filtros improvisados ​​passar os raios UV ou IR que podem prejudicar os olhos em níveis de alto brilho [176] binóculos não filtradas podem oferecer mais de 500 vezes a energia tanto na retina como a utilização. a olho nu, matando as células da retina quase que instantaneamente. Mesmo breves relances aos do Sol do meio-dia através de binóculos não filtrada pode causar cegueira permanente. [Carece de fontes?]
Parciais eclipses solares são perigosos para a visão porque pupila do olho não está adaptado para o contraste invulgarmente elevada visual: a pupila se dilata de acordo com a quantidade total de luz no campo de visão, e não pelo objecto mais brilhante no campo. Durante eclipses parciais mais a luz solar é bloqueada pela Lua passando em frente do Sol, mas as partes descobertas da fotosfera têm o brilho de superfície mesmo que durante um dia normal. Na escuridão total, a pupila se expande a partir de ~ 2 mm para ~ 6 mm, e cada célula da retina exposta à imagem solar recebe cerca de dez vezes mais luz do que seria de olhar para o sol não-eclipsada. Isso pode danificar ou matar as células, resultando em pequenas permanentes pontos cegos para o espectador [177] O perigo é insidioso para observadores inexperientes e para as crianças, porque não há percepção da dor:. Não é imediatamente óbvio que a visão da Pessoa está sendo destruído.
Durante a luz do sol nascer e pôr do sol é atenuada devido ao espalhamento Rayleigh e espalhamento Mie de uma passagem particularmente longo através da atmosfera da Terra, [178] e do Sol às vezes é fraco o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou com segurança com lentes (desde que não existam risco de luz do sol aparecendo de repente através de uma ruptura entre as nuvens). Condições nebulosas, poeira atmosférica e umidade alta contribuir para esta atenuação atmosférica. [179]
Um fenômeno raro óptico pode ocorrer logo após pôr do sol ou antes do nascer do sol, conhecido como um flash verde. O flash é causado pela luz do Sol, logo abaixo do horizonte estar torto (geralmente através de uma inversão de temperatura) em direção ao 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 o violeta eo azul é dispersada mais, deixando a luz que é percebida como verde. [180]
A luz ultravioleta do sol tem propriedades anti-sépticas e pode ser utilizado para esterilizar instrumentos e de água. Também faz com que as queimaduras solares, e tem outros efeitos médicos, tais como a produção de vitamina D. A luz ultravioleta é fortemente atenuada pela camada de ozono da terra, de modo que a quantidade de UV varia muito com a latitude e tem sido parcialmente responsável por muitas adaptações biológicas, incluindo variações na cor da pele humana em diferentes regiões do Globo.

Sol Fogo Sol Fogo

Sol Fogo

Sol Foto Azul Sol Foto Azul

Sol Foto Azul

Sol Imagem Sol Imagem

Sol Imagem

Sol Plasma Sol Plasma

Sol Plasma

Sol Praia Sol Praia

Sol Praia

Sol Raios Sol Raios

Sol Raios

Sol Vermelho Sol Vermelho

Sol Vermelho

Sol Wallpaper Sol Wallpaper

Sol Wallpaper



facebook share

style="display:block"
data-ad-format="autorelaxed"
data-ad-client="ca-pub-1194659536048915"
data-ad-slot="3747106500">

.