O Sol, um resumo

©2010 Angelo Antonio leithold - Oneide José Pereira - Instituto de Aeronáutica e Espaço www.iae.cta.br - Faculdades Integradas Espirita- Convênio - 2002-2012- Plano Trabalho Progr Cientifico Download CTA PLANO DE TRABALHO nov 2006.pdf Download - INSTITUTO DE FÍSICA ASTRONOMIA E CIÊNCIAS DO ESPAÇO - IFAE Convênio 2006-2012 © 2010 Angelo Antonio Leithold - Oneide José Pereira


01. O SOL                    O CICLO SOLAR                   MASSA CORONAL EJETADA                 


ANOMALIA MAGNÉTICA DO ATLÂNTICO SUL


INSTITUTO DE AERONÁUTICA E ESPAÇO - IAE - FACULDADES INTEGRADAS ESPÍRITA - FIES - CAMPUS DE PESQUISAS GEOFÍSICAS MAJOR EDSEL DE FREITAS COUTINHO - Convênio 2006-2012 - Pesquisas realizadas por Prof. BSc. Angelo Antônio Leithold


 ©1998 py5aal O Sol é a estrela central do sistema solar, é a fonte mais importante de energia para a vida na Terra. É uma esfera quase perfeita de plasma superaquecido, com movimentos internos convectivos que geram um campo magnético através de um processo de dínamo. O seu diâmetro é de cerca de 109 vezes maior que o da  Terra. evolução do Sol é medida de duas maneiras, a primeira através da presente idade da sequência principal do Sol, que é determinada através de modelagens computacionais de evolução estelar, a partir de amostras espectrais observadas e medidas muitas estrelas semelhantes e a segunda a partir da nucleocosmocronologia, tomada a partir de instrumentos em Terra e embarcados em satélites de pesquisas. Tanto na primeira, quanto na segunda técnica de medidas indicam que o Sol pode ter se formado (Figura 1) por ondas resultantes da explosão de uma ou mais supernovas, cerca de 4,57 bilhões de anos, quando uma nuvem molecular entrou em colapso.  As medidas obtidas através das técnicas acima está de acordo com a idade radiométrica de materiais mais antigos encontrado no Sistema Solar, que possuem 4,567 bilhões de anos. Segundo pesquisas do INPE "considera-se o nascimento de uma estrela o momento em que tanto a taxa de fusão de núcleos leves naqueles mais pesados se estabiliza, entrada na seqüência principal, quando a massa colapsante atinge o equilíbrio hidrostático. Em torno das estrelas, eventualmente forma-se um disco girante, devido à conservação do momento angular, onde ocorrem aglutinações da matéria em órbitas específicas. Em cada uma destas órbitas, a matéria quando condensada num único corpo gera um planeta. Desta mesma forma, estima-se que o Sol e o sistema solar tenham sido formados há 4,5 bilhões de anos". A Figura 1 mostra uma ideia da formação do Sol e sistema solar. 



Figura 1 - Concepção Artística Mostrando a Formação do Sol e Sistema Solar. A região mais clara corresponde à estrela em torno da qual estão orbitando alguns planetas do Sistema Solar em formação. (Fonte modificada INPE: LANG, 2001).

(c)1998 py5aal O Sol está aproximadamente na metade da sequência principal, período em que a fusão nuclear converte hidrogênio em hélio. A cada segundo, mais de 4 milhões de toneladas de matéria são convertidas em energia, produzindo neutrinos e radiação solar. Nesta velocidade, já foram transformadas cerca de 100 massas terrestres em energia desde a formação. A sequência principal durará cerca de 10 bilhões de anos e daqui a 5 bilhões de anos, o hidrogênio no núcleo solar esgotará e iniciará uma contração, devido à gravidade, a temperatura do núcleo se elevará até 100 milhões de Kelvin, o suficiente para iniciar a fusão nuclear do hélio, produzindo carbono e iniciará a fase do gigante assimptótico como uma gigante vermelha chegando a ter um raio máximo maior de 250 UA, ou seja, maior do que a órbita atual da Terra, tendo uma perda de 30% da massa atual. Devido à massa perdida os planetas se afastarão gradualmente, mas a Terra será absorvida devido à forças de maré e, mesmo que não seja incinerada, a água do planeta evaporará e a maior parte de sua atmosfera escapará para o espaço.


Figura 2: Sistema solar em escala (Fonte: Apolo 11.com)

(c)1998 py5aal A estrela dominante de nosso Sistema Solar possui 99,86% da massa da massa total, somando tudo o que lhe orbita.  É 332.900 vezes mais massiva que a Terra e em seu núcleo acontece a geração de energia através de reações termo-nucleares. O Sol tem um volume 1.300.000 vezes maior que o do nosso planeta e está a uma distância de 150 milhões de quilômetros. A distância média Terra-Sol é uma unidade de medida astronômica chamada “UA”, figura 3. Verificando numa perspectiva mais precisa, órbita da Terra varia durante o ano entre 147,1 milhões de quilômetros (0,9833 UA) periélio a 152,1 milhões de quilômetros (1,017 UA) no afélio. 


Figura 3: Unidade astronômica é distância média entre a Terra e Sol. Fonte: IAG-USP


(c)1998 py5aal A luz solar leva cerca de 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra. Seu espectro contém linhas espectrais de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogênio muito fracas. Sua massa é composta de 74 % hidrogênio 24% de hélio, existem traços de outros elementos, incluindo ferro, níquel, oxigênio, silício, enxofre, magnésio, neon, cálcio e cromo. Sua classe espectral é identificada como G2V, em que G2 indica uma temperatura de superfície de aproximadamente 5780 K, o que lhe confere uma cor branca e V (5 em algarismos romanos) que faz parte da sequência principa em que gera sua energia através da fusão de núcleos de hidrogênio para a formação de hélio. 


Figura 4: Sol na Via Láctea (Fonte: Blog do professor Clebinho)

(c)1998 py5aal Na Via Láctea existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2, o Sol era considerado uma estrela pequena, mas atualmente é sabido que é mais brilhante do que 85% das estrelas da Galáxia. A coroa solar se expande continuamente isso é considerado o vento solar, que é uma corrente de partículas carregadas que se estende até a região denominada heliopausa, a cerca de 100 UA. A heliosfera é a maior estrutura contínua do Sistema Solar e pode ser considerada como uma bolha no meio interestelar formada pelo vento solar. Através de observações em rádio, é possível medir o movimento do gás no disco galáctico, até distâncias além do limite visível da Via Láctea, e determinar sua curva de rotação, que é a velocidade de rotação em função da distância ao centro. A heliosfera, que pode ser considerada a região exterior tênue da atmosfera solar, estende-se além da órbita de Plutão, até a heliopausa, onde forma uma onda de choque com o meio interestelar. A cromosfera e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol, isso pode ser causado pelas ondas de Alfvén que têm energia suficiente para aquecer a coroa. 

Figura 5: A heliosfera (Fonte: NASA)

(c) Leithold O Sol atravessa uma região da Via Láctea chamada Nuvem Interestelar Local, a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, mais precisamente no interior do Braço de Órion, entre os braços maiores Perseus e Sagitário, é a quarta estrela de maior em massa das 50 mais próximas, num raio de 17 anos-luz. Sua órbita em torno do centro da Via Láctea, vai em direção da constelação do Cisne, com uma velocidade orbital de 220 km/s, Figura 6, que resulta no ano galáctico entre 220 a 250 milhões de anos. A Via Láctea move-se em direção à constelação da Hidra, com uma velocidade de 550 km/s, logo a velocidade do Sol relativa à radiação cósmica de fundo em micro-ondas é 370 km/s, na direção da constelação da Taça. 


Figura 6: Velocidade do Sol observada e diferença devida à matéria escura. (Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/) 

(c)1998 py5aal O Sol se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem em seu interior, e são exercidas pela pressão termodinâmica em sentido oposto ao seu núcleo, é uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos do seu diâmetro, o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km. Como o Sol é esfera de plasma, sua rotação é mais veloz no seu equador e dura entre 27 e 28 dias em relação à Terra, conforme se observa facilmente na figura 7. 


Figura 7: Rotação solar, medida de velocidade usando uma mancha solar como referência. (Fonte: Angeloleithold - 1998)

(c)1998 py5aal O efeito centrífugo é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície no equador solar. No Sistema Solar a partir de medições espectrais, as evidências apontam para uma abundância de metais pesados, tais como ouro e urânio, o que indica ser uma estrela de população I. A presença minoritária de tais elementos são indicadores de estrelas de população II. A maior parte desses metais foi produzida por reações nucleares que ocorreram em explosões de supernovas antigas ou por transmutação nuclear pela captura de nêutrons de uma estrela de grande massa de segunda geração no núcleo do Sol ocorrem reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão, seu interior não pode ser observado diretamente, pois a radiação é completamente absorvida e reemitida pelo plasma, tornando-o opaco à radiação eletromagnética de alta frequência. Assim, a partir de uma técnica chamada heliosismologia, as ondas da região do infravermelho, provindas das camadas inferiores, permitem a medição e visualização do interior da estrutura solar. Logo, partir de modelagem computacional é possível investigar suas camadas mais profundas assim é possível determinar que o seu núcleo solar tem uma temperatura de 13.600.000 K, estende-se do centro até 0,2 a 0,25 raios solares aproximadamente, com densidade de até 150 g/cm³, ou 150 vezes a densidade da água. 

(c)1998 py5aal Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da zona de radiação. A maior parte da energia gerada é por fusão nuclear da cadeia próton-próton, que converte hidrogênio em hélio, cerca de 2% do hélio gerado no Sol provém do ciclo CNO, a energia é transferida do núcleo para as regiões externas passando por várias camadas até chegar à fotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia cinética de partículas.

 (c)1998 py5aal O Sol possui cerca de 8,9 x 1056 núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton 9,2 x 1037 vezes por segundo no núcleo solar, a reação utiliza quatro prótons, ou 3,7 x 1038 prótons (ou 6,2 x 1011 kg) convertidos em núcleos de hélio por segundo. A reação converte 0,7% da massa fundida em energia, ou 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 1026 W), 9,15 x 1010 megatoneladas de TNT por segundo, comprovado facilmente pela equação E=mc² e demonstrado abaixo. A densidade de potência é de 194 µW/kg de matéria. Produz 0,272 W/m³, assim se conclui que na Terra, com parâmetros similares ao do núcleo solar, não é prática a produção de energia a partir do plasma, pois de 1 GW requer 5 bilhões de toneladas métricas de plasma. A taxa de fusão nuclear varia com a densidade e a temperatura do núcleo, pois uma taxa mais alta de fusão faz o núcleo se aquecer, expandindo as camadas externas e havendo redução da pressão gravitacional. Com a redução da taxa de fusão elas contraem, aumentando a pressão contra o núcleo, gerando um ciclo de compressão-expansão. A radiação Gama gerada pela fusão nuclear é absorvida por núcleos presentes no plasma solar e reemitida novamente em direção aleatória, como a energia é menor a radiação é reabsorvida ocorrendo assim um novo ciclo que se repete. Desta forma, a radiação gerada pela fusão nuclear leva entre 10 a 170 mil anos para chegar à superfície. O diagrama da cadeia próton-próton, figura 8, o ciclo de fusão nuclear que gera a maior parte da energia é:


4 ¹H → 2 ²H + 2 e+ + 2 νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2 ¹H + 2 ²H → 2 3He + 2 γ (5,5 MeV)

2 3He → 4He + 2 ¹H (12,9 MeV)


ou:


4 ¹H → 4He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ (26,7 MeV)



(c)1998 py5aal Na medida em que a radiação de alta energia (Gama) sai do núcleo em direção à superfície, figura 7, esta perde energia a cada reabsorção e reemissão reduzindo seu comprimento de onda a cada reabsorção. Após passar pela região convectiva, a energia chega à superfície "transparente" da fotosfera. Devidas as inúmeras reabsorções e reemissões ao longo do caminho e à redução da frequência os fótons se convertem em luz visível que é emitida pelo Sol.


Figura 8: Diagrama da cadeia próton-próton - fusão nuclear (Fonte: astro.if.ufrgs)


(c)1998 py5aal Para cada partícula gama gerada nas reações termonucleares no núcleo do Sol, são convertidos vários milhões de fótons em comprimentos de onda visível antes de serem emitidos em forma de luz solar. Os neutrinos também são gerados da mesma forma, mas, ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria pois esta é "transparente" à sua passagem, ou seja, a maior parte dos neutrinos produzidos é emitida a partir do Sol imediatamente. As medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol, por muito tempo foram equivocadas, cerca de um terço menores do previsto. A produção prevista teoricamente estava correta, o problema estava na precisão de detecção de neutrinos na Terra, os instrumentos não tinham acuidade suficiente para dois terços dos neutrinos que mudavam de sabor impossibilitando a medida correta. Com a descoberta dos efeitos da oscilação de neutrinos o problema foi resolvido. 

(c)1998 py5aal Entre 0,25 e 0,7 de raio solar de distância do centro do Sol, o material é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de calor do centro para fora via radiação térmica. A convecção térmica não ocorre nesta zona apesar da temperatura cair na medida em que a distância ao centro aumenta (de 7.000.000 K para 2.000.000 K), o gradiente térmico é menor que o gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção. Assim o calor é transmitido por radiação, em que íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que se propagam a uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons. A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm³ para 0,2 g/cm³) do interior para o exterior da zona de radiação. Entre a zona de radiação e a zona de convecção, existe uma camada de transição chamada de tacoclina, figura 9. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grande tensão de cisalhamento, uma condição em que as camadas horizontais sucessivas deslizam umas sobre as outras. 


Figura 9: Tacoclina (Fonte: A piedi nudi nel Parsec)

(c)1998 py5aal A moção do fluido na zona de convecção reduz gradualmente até desaparecer do topo do tacoclina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Este efeito gera um dínamo magnético dentro da camada, formando o campo magnético solar. A zona de convecção é a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200.000 km abaixo da superfície solar) até a superfície. Nesta região o plasma não é denso ou quente o suficiente para transferir o calor do interior para fora via radiação, não é suficientemente opaco. A convecção térmica ocorre na medida em que as colunas térmicas carregam material quente para a superfície, quando a temperatura deste material é reduzida, o material desce em direção à base da zona de convecção, absorvendo o calor do topo da zona de radiação e recomeçando o ciclo.

(c)1998 py5aal Na superfície solar, a temperatura cai para 5.700 K, e a densidade, para 0,2 g/m³, cerca de 10-4 da densidade do ar ao nível do mar. As colunas térmicas na zona de convecção criam as características físicas da superfície do solar, com a formação de grânulos e supergranulação superficial. Tais grânulos são os topos das colunas de convecção, estas possuindo cerca de 1.000 km de diâmetro. A turbulência convectiva da região gera dínamos magnéticos em toda a superfície. As colunas térmicas são chamadas "células de Bénard" com formato de "prismas hexagonais".

(c)1998 py5aal A espessura da fotosfera, Figura 10, é entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. A parte superior é mais fria que a inferior, por isso a imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas bordas do disco solar, fenômeno conhecido como escurecimento de bordo. O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5.502°C, misturada com linhas de absorção atômicas das camadas  acima da camada


Figura 10: Fotosfera Solar (Fonte: NASA) 

(c)1998 py5aal A temperatura efetiva do Sol é de 5.777 K (5.502 oC), sua superfície visível, a fotosfera, é a camada sob a qual ele se torna completamente opaco à luz visível. As camadas superiores não são opacas à luz visível e é a região mais profunda que pode ser observada. Nesta, e acima a luz visível é livre para se propagar ao espaço. A mudança de opacidade acontece com a redução de íons de hidrogênio (H), que absorvem luz visível facilmente que é produzida por elétrons que reagem com átomos de Hidrogênio, produzindo íons (H). A densidade de partículas da fotosfera é de ~1023 m−3, cerca de 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre ao nível do mar. Nesta temperatura, a emissão de luz na região ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca. Visto da Terra, o Sol aparenta ser amarelado, isto se deve à dispersão da luz na atmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de onda do azul. A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre. Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868, Norman Lockyer supôs que eram causadas por um elemento químico não descoberto, que foi chamado de "Hélio", (referência ao Deus grego Hélio), o gás Hélio foi isolado em 1893. São compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima"  ou cromosfera, figura 11, a região de transição solar chamada coroa solar e a heliosfera. 


 

Figura 11: Cromosfera Solar. (Fonte: NASA)

(c)1998 py5aal Durante um eclipse total do Sol, a coroa Solar pode ser vista a olho nu, as camadas superiores à fotosfera são chamadas de atmosfera solar. Estas camadas podem ser observadas em todos os comprimentos de onda até os raios gama. A cromosfera é a camada que possui cerca de 2 000 km de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção, está acima da camada de temperatura mínima, seu provém do grego "chroma", que significa "cor", porque é visível como um flash colorido no início e fim de um eclipse total do Sol. A temperatura na região aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até 20.000 K no topo, onde o hélio torna-se parcialmente ionizado. Acima está localizada a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200 km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de 20.000 K para níveis próximos a 1.000.000 K. Sua estrutura, figura 12, como outras estrelas, é uma esfera de plasma hidrostaticamente equilibrada entre as duas forças principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão termodinâmica, produzida pelas altas temperaturas internas e no sentido do núcleo solar, atua a força gravitacional.



Figura 12: Estrutura solar (Fonte: NASA)

(c)1998 py5aal A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4.100 K, fria o suficiente para suportar moléculas simples como monóxido de carbono e água que são detectadas por seus espectros de absorção. O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma. A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo de halo em torno de características da cromosfera, tais como espículas e filamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica. A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo ultravioleta. A coroa solar é a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar. A base da coroa é muito próxima da superfície, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 1015–1016 m−3 na base, diminuindo com a altitude. A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de Kelvin, nas regiões mais quentes alcança 8 a 20 milhões de Kelvin. Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, mas foi descoberto que parte deste provém de reconexão magnética. 

(c)1998 py5aal A moção do vento solar faz com que o campo magnético solar, figura 13,  adquira um formato de espiral. Em dezembro de 2004, a sonda espacial Voyager 1 passou por uma região de choque, a heliopausa. Na região ambas as sondas Voyagers registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limite. 


Figura 13: Linhas de campo magnético - Coroa Solar (Fonte: NASA)

(c)1998 py5aal A heliosfera, que é a região em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde o vento solar se torna "superalfvénico", sua velocidade é maior que a das ondas de Alfvén. A turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar a heliopausa, a mais de 50 UA do Sol. 

(c)1998 py5aal O Sol é composto primariamente dos elementos químicos hidrogênio e hélio; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente da massa na fotosfera. Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente de metais na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os elementos químicos mais abundantes são oxigênio, 1% da massa; carbono 0,3%; neon 0,2% e ferro 0,2%. O Sol tem sua composição química a partir do meio interestelar do qual foi formado: o hidrogênio e o hélio foram produzidos na nucleossíntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos por nucleossíntese estelar em gerações de estrelas que completaram sua evolução estelar, explodindo. Os materiais retornaram para o meio interestelar antes da formação do Sol e foram capturados pela sua gravidade. A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial, o hélio e os metais presentes nas camadas externas gradualmente afundaram em direção ao centro. Portanto, a fotosfera contém um pouco menos de hélio e apenas 84% dos metais que o Sol protoestrelar tinha; este era composto de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa. A fusão nuclear no núcleo modificou a composição química do interior, atualmente o núcleo é composto em 60% por hélio, com abundância de metais não modificados. 

(c)1998 py5aal Visto que o interior do Sol é radiativo e não convectivo, o hélio e outros elementos gerados pela fusão nuclear não sobem para camadas superiores, meteoritos que caem na Terra mostram a composição do Sol protoestelar, e portanto, não são afetados pelo afundamento dos elementos mais pesados. Durante a década de 1970, extensiva pesquisa foi realizada sobre as abundâncias dos elementos do grupo 8 no Sol, a determinação de cobalto e manganês não foi possível até 1978 por causa de suas estruturas hiper-finas. A força vibracional de todos os elementos ionizados do grupo 8 foi produzida pela primeira vez durante a década de 1960, e melhorias nas forças de oscilaçãop foram produzidas em 1976. Em 1978, as abundâncias de elementos ionizados do grupo 8 foram produzidas. Vários autores consideraram a existência de uma relação de massa fracionada entre as composições isotópicas dos gases nobres do Sol e dos planetas, tais como neon e xenon. Acreditava-se que todo o Sol possuía a mesma composição da atmosfera solar até 1983, quando uma nova teoria mostrou que o fracionamento do Sol é o que causa a relação entre as composições isotópicas dos gases nobres dos planetas e do vento solar. A corrente heliosférica difusa  estende-se até as regiões exteriores do Sistema Solar, e resulta da influência do campo magnético do Sol em rotação no plasma do meio interplanetário. 

(c)1998 py5aal O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um forte campo magnético, cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo-se em direção aproximadamente a cada 11 anos, em torno do máximo solar. O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente de atividade solar. Estes incluem as manchas solares na superfície do Sol, as erupções solares e as variações no vento solar. Efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras em médias a altas latitudes, a disrupção de comunicação de rádio e potência elétrica. A atividade solar constantemente muda a estrutura da ionosfera terrestre.

(c)1998 py5aal A matéria solar está em forma de plasma, devido à sua alta temperatura e isto torna possível rotação diferencial, com o Sol girando mais rápido no seu equador em que o período de rotação é de 25 dias do que em latitudes mais altas, com o período de rotação solar de 35 dias nos pólos. A rotação diferencial do Sol faz as linhas do campo magnético se torcer com o tempo, provocando a erupção de anéis coronais em sua superfície, a formação de manchas solares e de proeminências solares, via reconexão magnética. Este entortamento gera um dínamo solar e o ciclo solar de atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos, este campo se estende para o Sistema Solar. 

(c)1998 py5aal O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando o campo magnético interplanetário, como se move segundo as linhas do campo magnético, estas se esticam radialmente formando o que se pode conceituar como o giro da saia de bailarina. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe pois campos acima e abaixo do equador solar possuem polaridades diferentes. Esta camada é chamada de corrente heliosférica difusa. À medida que a distância do Sol aumenta, a rotação solar entorta as linhas do campo magnético e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a uma espiral de Arquimedes, chamada de espiral de Parker. O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400 T na fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terrestre, o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é 100 vezes maior. 

(c)1998 py5aal Quando o Sol é observado com os filtros apropriados, as características mais visíveis são as manchas, áreas bem definidas na superfície solar que aparentam ser mais escuras do que a região ao seu redor pelo fato de possuírem temperaturas mais baixas. As manchas solares são regiões de intensa atividade magnética em que a convecção é inibida por fortes campos magnéticos, reduzindo transporte de energia do interior quente, fazendo que estas regiões possuam uma temperatura mais baixa do que ao redor. O campo magnético gera intenso aquecimento da coroa solar, formando regiões ativas que são as fontes de erupções solares e ejeção de massa coronal. As maiores manchas solares podem possuir dezenas de milhares quilômetros de diâmetro. Número de manchas solares observadas nos últimos 250 anos, mostrando os ciclos solares, cada uma com aproximadamente 11 anos de duração. O número de manchas solares visíveis no Sol não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos chamado de ciclo solar. No início do ciclo solar (no chamado período de atividade mínima), poucas manchas são visíveis, e por vezes nenhuma é vista. As que aparecem estão em altas latitudes solares, na medida que o ciclo solar avança, o número de manchas aumenta, e se movem em direção ao equador solar, um fenômeno descrito pela lei de Spörer. As manchas solares geralmente ocorrem em pares, de polaridades opostas. A polaridade magnética dos pares alternam-se a cada ciclo solar (relativo à posição do par), tendo um pólo magnético norte em um ciclo e sul no próximo (e vice-versa na outra mancha). O ciclo solar possui grande influência no clima espacial, influencia significantemente o clima na Terra, visto que a luminosidade solar está diretamente relacionada à atividade magnética. Quando o Sol está no período de atividade mínima, costuma-se registrar temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra, por outro lado, temperaturas médias mais altas do que o normal estão correlacionadas com ciclos solares mais longos que o geral. 

(c)1998 py5aal No século XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. Na Europa as temperaturas foram muito baixas durante este período, denominado mínimo de Maunder ou Pequena Idade do Gelo. Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise de anéis de árvores, também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal. Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja frequência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções. A cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera da atmosfera terrestre. As instabilidades magnéticas existentes no núcleo causam flutuações com períodos de 41.000 ou 100.000 anos que modulam seu comportamento e influenciam nas idades do gelo do que os ciclos de Milankovitch.  

(c)1998 py5aal Sol gradualmente torna-se mais brilhante com o passar do tempo, mesmo na sequência principal ou 10% a cada bilhão de anos, sua temperatura de superfície aumenta gradualmente. No passado menos brilhante, sendo que no início possuía 75% da luminosidade atual, uma possível razão pela qual vida em terra firme somente existiu há um bilhão de anos. No próximo bilhão de anos, o aumento da temperatura fará a superfície da Terra aquecer demais para possibilitar a existência de água líquida, e portanto, impossibilitando a vida em sua forma atual. 

(c)1998 py5aal A fusão de hélio sustentará o Sol por cerca de 100 milhões de anos se esgotando como não há massa o suficiente para converter carbono em oxigênio não explodirá como supernova assim após término da fusão de hélio, as intensas pulsações térmicas ocorrerá a ejeção das camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária e o único objeto que permanecerá após a ejeção será o núcleo que resfriará gradualmente, permanecendo como uma anã branca com metade da massa atual e com o diâmetro da Terra por bilhões de anos. Este cenário de evolução estelar é típico de estrelas de massa moderada e baixa.

(c)1998 py5aal A quantidade de potência que o Sol deposita por unidade de área diretamente exposta para luz solar é chamada constante solar esta é aproximadamente 1 368 W/m² a 1 UA do Sol, ou seja, na ou próxima à órbita da Terra sendo que o planeta recebe por segundo 50 000 000 GW. Porém, a luz solar na superfície da Terra é atenuada pela atmosfera terrestre, diminuindo a potência por unidade de área recebida na superfície para aproximadamente 1 000 W/m² no zênite, em um céu claro. A energia solar pode ser coletada através de uma variedade de processos sintéticos e naturais. A luz solar é indispensável para a manutenção de vida na Terra, sendo responsável pela manutenção de água no estado líquido, condição indispensável para permitir vida como se conhece, e, através de fotossíntese em certos organismos (utilizando água e dióxido de carbono), produz o oxigênio (O2) necessário para a manutenção da vida nos organismos dependentes deste elemento e compostos orgânicos mais complexos (como glucose) que são utilizados por tais organismos, bem como outros que alimentam-se dos primeiros. A energia solar também pode ser capturada através de células solares, para a produção de eletricidade ou efetuar outras tarefas úteis (como aquecimento). Mesmo combustíveis fósseis tais como petróleo foram produzidos via luz solar — a energia existente nestes combustíveis foi originalmente convertida de energia solar via fotossíntese, em um passado distante. Um eclipse solar ocorre quando a Lua passa na frente do Sol e da Terra, cobrindo parcialmente ou totalmente o Sol. Estes eventos podem ocorrer apenas durante a Lua nova, onde o Sol e a Lua estão em conjunção, como visto da Terra. Entre dois a cinco eclipses solares ocorrem por ano na Terra, com o número de eclipses totais do Sol variando entre zero e dois. Eclipses totais do Sol são raras em uma localização qualquer na Terra devido que cada eclipse total existe apenas em um estreito corredor na área relativamente pequena da penumbra da Lua. O Sol, como várias outras estrelas, possui seu próprio sistema planetário, que é o Sistema Solar, constituído de todos os corpos celestes que orbitam em torno do Sol devido à atração gravitacional solar. Estes corpos estão divididos em três categorias principais: planetas, planetas anões e corpos menores, bem como seus respectivos satélites. Oito planetas orbitam em torno do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Os planetas podem ser classificados como sólidos ou gasosos, ou, mais especificamente, de acordo com suas características físico-químicas, com os planetas mais próximos do Sol sendo sólidos e densos, mas de relativa pouca massa; e os planetas mais afastados sendo gasosos massivos de baixa densidade. Plutão foi considerado desde sua descoberta em 1930 até 2006 como o nono planeta do Sistema Solar. Em 2006, a União Astronômica Internacional criou a classificação de planeta anão. Presentemente, o Sistema Solar possui cinco planetas anões: Plutão, Eris, Haumea, Makemake, e Ceres. Todos são plutoides, com exceção de Ceres, localizado nocinturão de asteroides. O número de planetas anões poderá crescer nos próximos anos na medida em que novos plutoides são descobertos. Os corpos menores pertencem a vários grupos de objetos. Entre Marte e Júpiter localiza-se o cinturão de asteroides, com asteroides troianos nas órbitas de Júpiter eNeptuno. Além da órbita de Neptuno localiza-se o cinturão de Kuiper. Entre 20 a 100 mil UA do Sol localiza-se a Nuvem de Oort, hipotetizada como a fonte de cometas do Sistema Solar. A massa de todos estes objetos constituem em conjunto apenas uma pequena porção da massa total do Sistema Solar (0,14%), com o Sol concentrando a maior parte da massa total do Sistema Solar (99,86%). O espaço entre corpos celestes dentro do Sistema Solar não é vazio, sendo preenchido por plasma proveniente do vento solar, bem como poeira, gás e partículas elementares, que constituem o meio interplanetário. O Sol localiza-se próximo ao limite anterior do Braço de Órion na Nuvem Interestelar Local ou Cinturão de Gould, a uma distância hipotetizada de 7,5 a 8,5 kpc (25 a 28 mil anos-luz) do centro da Via Láctea, dentro da Bolha Local, um espaço de gás quente rarefeito, possivelmente produzido por remanescentes da supernova Geminga. A distância entre o braço local e o próximo braço, o Braço de Perseus, é de cerca de 6,5 mil anos-luz. O Sol, e portanto, o Sistema Solar, encontra-se nazona habitável da galáxia. O ápice solar é a direção do Sol em sua órbita na Via Láctea. A direção geral da moção solar aponta para a estrela Vega, próxima à constelação Hércules, a um ângulo de cerca de 60 graus para a direção do centro galáctico. Para um observador em Alpha Centauri, o sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constelação Cassiopéia. Acredita-se que a órbita do Sol em torno do centro da Via Láctea seja elíptica, com a adição de perturbações devido aos braços espirais galácticos e de distribuição não uniforme de massa na galáxia. Além disso, o Sol oscila para cima e para baixo, relativo ao plano galáctico, cerca de 2,7 vezes por órbita. Isto é similar ao funcionamento de um oscilador harmônico simples sem força dearrasto. Cientistas afirmaram que os eventos de passagem do Sistema Solar nos braços espirais de maior densidade muitas vezes coincidem com eventos de extinção em massa na Terra, possivelmente devido a um aumento de eventos de impacto causado por distúrbios gravitacionais de estrelas próximas.O Sistema Solar completa uma órbita em torno do centro da Via Láctea (um ano galáctico) a cada 225-250 milhões de anos, com o Sol tendo completado entre 20 e 25 órbitas desde a sua formação. A velocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro da galáxia é de cerca de 251 km/s. Nessa velocidade, o Sol toma cerca de 1,4 mil anos para percorrer um ano-luz, ou oito dias para percorrer 8 UA. A moção do Sol relativa ao baricentro do Sistema Solar é complicada por perturbações dos planetas. A cada séculos, essa moção alterna entre retrógrada e prógrada. Número de neutrinos predito em teoria  e observados , em 2000. Por muitos anos o número de neutrinos elétron solares detectado na Terra era de um terço a metade do número predito nomodelo solar padrão. Essa anomalia foi chamada de problema dos neutrinos solares. Teorias que foram propostas para resolver o problema tentaram ou reduzir a temperatura do interior solar para explicar os números menores, ou argumentaram que neutrinos elétron podem oscilar — mudar de sabor — durante a jornada do núcleo solar para a Terra, para os neutrinos tau e múon, ambos indectetáveis com a tecnologia da época Vários observatórios de neutrinos foram construídos na década de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares o mais precisamente possível, tais como o Observatório de Neutrinos de Sudbury e Kamiokande. Dados destes observatórios eventualmente levaram à descoberta de que neutrinos possuem uma pequena massa, e que oscilam, mudando de sabor. Além disso, em 2001, o Observatório de Neutrinos de Sudbury conseguiu detectar diretamente todos os três tipos de neutrino, e descobriu que a emissão solar de neutrinos é aproximadamente a mesma predita no Modelo Solar Padrão, embora dependendo da energia dos neutrinos, neutrinos elétron podem chegar a compor apenas um terço do número total. Essa proporção é similar ao predito pelo efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, que descreve a oscilação de neutrinos em matéria. Como consequência, o problema do neutrino solar é considerado resolvido. Sabe-se que a fotosfera, a superfície visível do Sol, possui uma temperatura de cerca de 6 000 K. Acima da fotosfera, porém, nacoroa solar, as temperaturas aumentam para 1 a 2 milhões K A alta temperatura da coroa solar indica que esta região é aquecida por um outro mecanismo além de condução térmica da fotosfera. Acredita-se que a energia necessária para aquecer a coroa solar é fornecida pela moção turbulenta na zona de convecção sob a fotosfera, e dois mecanismos primários foram propostos para explicar este aquecimento. O primeiro mecanismo é aquecimentoondular, onde o qual ondas sonoras, gravitacionais ou magnetohidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção. Estas ondas locomovem-se para a superfície, e dissipam na coroa, depositando sua energia no gás ambiente na forma de calor.O outro mecanismo é aquecimento magnético, onde o qual energia magnética é estocada continuamente pela moção fotosférica, e solta através de reconexão magnética, primariamente através de grandes erupções solares, embora erupções solares de menor tamanho mais comuns do que grandes erupções, embora a energia total hipotetizada solta por microerupções (erupções de tamanho muito menor) seja significantemente menor do que a energia total solta por erupções solares tradicionais — também contribuam para o aquecimento da coroa solar. Não se sabe mecanismos de aquecimento ondular são efetivamente responsáveis pelo aquecimento da coroa solar. Análises mostram que todos os tipos de ondas exceto ondas de Alfvén dissipam-se antes de chegar na coroa solar. Além disso, ondas de Alfvén não dissipam-se com facilidade na coroa solar. Consequentemente, pesquisas sobre o problema do aquecimento da coroa solar estão centralizadas sobre mecanismos magnéticos de aquecimento. Modelos teóricos do desenvolvimento do Sol sugerem que, entre 3,8 a 2,5 bilhões de anos atrás, durante o arqueano, o Sol possuía apenas 75% do brilho atual. Com essa potência, a energia solar recebida pela Terra não seria suficiente para sustentarágua no estado líquido e, portanto, vida não poderia ter se desenvolvido durante esse período. Porém, estudos geológicos mostram que a temperatura terrestre tem permanecido estável desde o término de sua formação e que, de fato, a Terra era mais quente após ter completado sua formação do que no presente. O consenso entre cientistas é que a antiga atmosfera terrestre possuía quantidades maiores de gases do efeito estufa (tais como dióxido de carbono, metano e/ou amônia) do que atualmente, tornando possível estocar calor suficiente para compensar pela menor quantidade de energia solar recebida pelo planeta. O Sol está atualmente comportando-se inesperadamente em várias maneiras: O Sol está no meio de um período de atividade mínima do ciclo solar, muito mais longo, e com uma percentagem de dias onde o Sol não possui nenhuma mancha solar, do que o esperado; desde maio de 2008, várias predições foram feitas indicando o aumento iminente da atividade solar, todas elas refutadas. O brilho atual do Sol é menor do que o usual durante o período de atividade mínima do ciclo solar. Nas últimas duas décadas, a velocidade do vento solar caiu 3%, sua temperatura caiu 13%, e sua densidade, 20%. O campo magnético do Sol possui apenas metade da força registrada no último período de atividade mínima do ciclo solar, em 1987. Como resultado, a heliosfera, que preenche o Sistema Solar, diminuiu de tamanho, resultando no aumento da radiação cósmica atingindo a Terra e a sua atmosfera. Acredita-se que o carro solar de Trundholm seja uma escultura ilustrando um importante aspecto da mitologia nórdica. O conhecimento mais fundamental da humanidade sobre o Sol é esta como um disco luminoso no céu, cuja presença acima dohorizonte cria o dia, e sua ausência cria a noite. Várias culturas pre-históricas e antigas acreditavam que o Sol era uma deidade solar, ou outro fenômeno sobrenatural. A veneração do Sol foi um aspecto central de civilizações como os Incas da América do Sul e os Aztecas no atual México. Vários monumentos antigos foram construídos com fenômenos solares em mente; por exemplo,monumentos megalíticos podem ser encontrados em Nabta Playa (no Egito), em Mnajdra (em Malta) e em Stonehenge (no Reino Unido). Newgrange, um monte pré-histórico construído na Irlanda, foi construído para detectar o solstício de inverno; a pirâmidede Templo de Kukulcán, em Chichén Itzá (no México), foi desenhada para lançar sombras com o formato de serpentes subindo a pirâmide, nos equinócios de primavera e outono. Durante a era do Império Romano, o aniversário do Sol era um feriado celebrado como Sol Invicto ("Sol não-conquistado"), logo após o solstício de inverno; pode ter sido um antecedente do Natal. Com respeito a estrelas fixas, o Sol, relativo à Terra, aparenta girar uma vez por ano em torno da eclíptica, pelo zodíaco, fazendo com que astrônomos gregos considerassem o Sol como um dos sete planetas (do grego planetes, que significa "perambulador"), etimologia explicando o nome dos sete dias da semana em vários idiomas. Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicação científica ou filosófica do Sol foi o antigo filósofo grego Anaxágoras de Clazômenas, que chegou à conclusão de que o Sol era uma bola enorme de metal em chamas maior do que até o Peloponeso, e não a biga de Hélio Por ensinar esta heresia, Anaxágoras foi preso pelas autoridades locais e condenado à morte, tendo, no entanto, sido solto através da intervenção de Péricles. Eratóstenes, no século III a.C., estimou que a distância entre o Sol e a Terra de "estádios de miríades 400 e 80 000", cuja tradução é ambígua, visto que pode significar 4,08 milhões de estádios (755 mil km) ou 804 milhões de estádios (148 a 153 milhões de km); o último valor possui apenas uma pequena percentagem de diferença com o valor aceitado atualmente. No século I a.C., Ptolomeuestimou a distância entre o Sol e a Terra como 1 210 vezes o raio terrestre. Contribuições árabes medievais incluem a descoberta de que a direção da excentricidade orbital do Sol está em constante mudança (o equivalente do movimento da Terra ao longo de uma órbita elíptica na astronomia moderna), por Albatenius, e Ibn Yunus recordou mais de 10 000 entradas sobre a posição do Sol utilizando um grande astrolábio. O Sol representado em uma edição de 1550 de Liber astronomiae, deGuido Bonatti. Acredita-se que a primeira teoria heliocêntrica, na qual o Sol é o centro em torno do qual os planetas orbitam, foi proposta pela primeira vez por Aristarco de Samos. Vários astrónomos babilônicos, indianos e árabes posteriormente também propuseram teorias heliocêntricas, na antiguidade e na era medieval. Essa teoria foi revivida no século XVI por Nicolau Copérnico. No início doséculo XVII, a invenção do telescópio permitiu observações detalhadas das manchas solares por Thomas Harriot, Galileu Galilei e outros astrônomos. Galileu realizou uma das primeiras observações ocidentais de manchas solares, teorizando que tais eram características na superfície solar ao invés de pequenos objetos passando entre a Terra e o Sol. Manchas solares, porém, já haviam sido observadas desde a dinastia Han, com astrônomos chineses mantendo documentos escritos destas observações por séculos. Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinaram a distância entre a Terra e Marte e, com os novos dados, foram capazes de calcular a distância entre a Terra e o Sol. Isaac Newton observou a luz solar utilizando um prisma, mostrando que a luz solar é feita de várias cores e, em 1800, William Herschel descobriu a radiação infravermelha também utilizando um prisma exposto à luz solar. A descoberta foi realizada após Hershel ter notado os novos raios, localizados além da parte vermelha da luz visível do espectro solar. Durante o século XIX, estudos de espectroscopia avançaram significantemente e Joseph von Fraunhofer fez as primeiras observações de linhas de absorção no espectro solar - devido à sua descoberta, as linhas de absorção mais fortes do espectro são comumente chamadas de linhas de Fraunhofer. Uma observação detalhada do espectro solar revela um número de cores desaparecidas, que aparecem como bandas pretas. Ainda não se sabem as causas de algumas destas bandas pretas. A fonte de energia do Sol foi um significante mistério durante os primeiros anos da era científica moderna. Uma sugestão feita por Lord Kelvin descreveu o Sol como um corpo celeste líquido, em resfriamento gradual, cuja energia emitida seria proveniente de uma fonte interna de calor. Kelvin e Hermann von Helmholtz então propuseram o mecanismo de Kelvin-Helmholtz como sendo essa fonte de calor. Porém, a idade estimada do Sol, utilizando este mecanismo, foi de apenas 20 milhões de anos, bem menos do que a idade estimada do Sistema Solar, de no mínimo 300 milhões de anos, na época. Em 1890, Joseph Lockyer, que descobriu hélio no espectro solar, propôs uma hipótese meteorítica para explicar a formação e evolução do Sol, na qual o calor do Sol era mantido por meteoros. Foi somente em 1904 que uma solução substanciada foi proposta. Ernest Rutherford sugeriu desintegração radioativa no interior do Sol como a fonte de energia solar.Porém, foi Albert Einstein que forneceu a pista essencial da fonte de energia solar, através da equação E = mc². Em 1920, Arthur Eddington propôs que a pressão e atemperatura do núcleo solar poderiam produzir uma reação de fusão nuclear, em que átomos de hidrogênio (prótons) são fundidos entre si formando núcleos de hélio, resultando na produção de energia, e da perda de massa solar.A preponderância de hidrogênio no Sol foi confirmada em 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin. O conceito teórico de fusão foi desenvolvido na década de 1930 pelos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe, sendo o último o primeiro cientista a calcular em detalhes as duas reações nucleares primárias que alimentam o Sol. Em 1957, um ensaio de seminário foi publicado por Margaret Burbidge, chamado de "Síntese dos Elementos nas Estrelas", demonstrando que a maior parte dos elementos químicos no universo foi sintetizada por reações nucleares dentro de estrelas, como o Sol. A Lua passando na frente do Sol, vista pela STEREO-B em 25 de fevereiro de 2007. Por causa do fato de que o satélite artificial possui umaórbita heliocêntrica, seguindo a Terra, e estando significantemente mais longe da última do que a Lua, esta aparece menor do que o Sol na imagem. Os primeiros satélites designados para observar o Sol foram as Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9, que foram lançadas entre 1959 e 1968. Essas sondas orbitaram o Sol a uma distância similar à da Terra, e fizeram os primeiros estudos detalhados do vento solar e docampo magnético solar. A Pioneer 9 em especial operou por um longo tempo, transmitindo informações até 1987. Na década de 1970, as Hélio, sondas espaciais, e o Apollo Telescope Mount da Skylab, obtiveram novas informações significantes sobre o vento solar e a coroa solar. O programa Hélio foi realizado em conjunto entre os Estados Unidos e aAlemanha, que estudaram o vento solar utilizando órbitas com os perélios localizados dentro da órbita de Mercúrio A estação Skylab, lançado pela NASA em 1973, incluiu um módulo solar observatório, o Apollo Telescope Mount, que era operado por astronautas residindo dentro da estação.A Skylab fez as primeiras observações da região de transição solar e das emissõesultravioletas da coroa solar. Descobertas dos dois programas incluíram as primeiras observações de ejeção de massa coronal, nomeados então de "transientes coronais", e de buracos coronais, dos quais sabe-se que estão bastante relacionados com o vento solar. Em 1980, a Solar Maximum Mission foi lançada pela NASA. Este satélite artificial foi projetada para observar raio gama, raios X e raios ultravioleta das erupções solares durante um período de alta atividade solar e luminosidade solar. Porém, apenas alguns meses depois do lançamento, uma falha eletrônica fez com que a espaçonave entrasse em standby, permanecendo três anos neste estado inativo. Em 1984, a missão STS-41-C do ônibus espacial Challenger recuperou o satélite, reparando os sistemas eletrônicos da última, e lançando-a em órbita novamente. Subsequentemente, a Solar Maximum Mission tomou milhares de imagens da coroa solar, antes de ser destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre, que ocorreu em junho de 1989. Lançado em 1991, o satélite artificial japonês Yohkoh ("Raio de Sol") observou erupções solares no comprimento de onda raio X. Data obtida pelo satélite permitiram que cientistas identificassem vários tipos diferentes de erupções, e também demonstraram que as camadas da coroa solar além das regiões de atividade máxima eram muito mais dinâmicas e ativas do que o previsto. A Yohkoh observou um ciclo solar completo, mas entrou em standby mode quando um eclipse solar em 2001 fez com que o satélite perdesse sua mira no Sol. Foi destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre em 2005. O satélite Hinode, foi lançado em 2006, continuará com os estudos tomados pela Yohkoh. Em 31 de agosto de 2012 material que estava pairando acoroa solar entra em erupção em direção ao espaço e forma uma longa proeminência solar. Uma das missões solares mais importantes foi a sonda Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), construída em conjunto pela Agência Espacial Europeia e pela NASA, e lançada em 2 de dezembro de 1995. Inicialmente planejada como uma missão de dois anos de duração, a sonda provou ser tão útil nos estudos do Sol que ainda está em operação. Localizada no ponto de Lagrange entre a Terra e o Sol (sendo o ponto de Lagrange a região onde a atração gravitacional da Terra e do Sol é exatamente igual), a SOHO forneceu uma vista constante do Sol em vários comprimentos de ondas desde o seu lançamento. Além de observar diretamente o Sol, a SOHO permitiu a descoberta de um grande número de cometas, a maior parte dos quais são pequenos cometas rasantes que evaporam em sua aproximação do Sol. Todas essas espaçonaves observaram o Sol no plano da eclíptica e, consequentemente, apenas as regiões equatoriais foram exploradas em detalhes por estas espaçonaves. A sonda Ulysses foi lançada em 1990para estudar as regiões polares do Sol, utilizando uma órbita significantemente inclinada em relação à eclípica. Para atingir tal órbita, a Ulysses viajou até Júpiter, utilizando o planeta como uma catapulta gravitacional para alcançar a órbita necessária. Como a sonda Galileu, a Ulysses estava bem localizada para estudo o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, em 1994. Quando a Ulysses alcançou a órbita planejada, a sonda iniciou os estudos do vento solar e da força do campo magnético em altas altitudes solares, descobrindo que o vento solar em altas latitudes era cerca de 750 km/s mais lento que o esperado, e que grandes ondas magnéticas emergiam em altas latitudes solares, com essas ondas espalhando raios cósmicos galácticos. Sua última comunicação com a Terra foi realizada em 30 de junho de 2009. As abundâncias de elementos na fotosfera do Sol são bem conhecidas graças a estudos espectroscópicos, mas a composição do interior do Sol é menos definida. A sonda espacial Gênese foi uma sonda designada para coletar parcelas do vento solar, retornando o material coletado à Terra e, portanto, permitir que astrônomos estudassem diretamente a composição do material solar. Embora a Genesis tenha coletado material do vento solar com sucesso, em seu retorno à Terra, durante a reentrada atmosférica, o pára-quedas da espaçonave não abriu, com a sonda impactando o solo terrestre em alta velocidade. A sonda foi severamente danificada, mas algumas amostras foram recuperadas, estando presentemente analisados por cientistas. As duas espaçonaves do programa Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) foram lançadas em outubro de 2006. As espaçonaves idênticas foram lançadas em órbitas heliocêntricas, com a sonda A à frente da Terra no seu caminho orbital, e o satélite B, atrás da Terra, com ambas as sondas afastando da Terra (e entre si) nestas direções opostas. Tais órbitas permitem a observação estereoscópica do Sol e de fenômenos solares como ejeções de massa coronais. Em 21 de abril de 2010, a NASA divulgou imagens inéditas da superfície do astro, enviadas pela sonda Solar Dynamics Observatory, lançada em fevereiro de 2010 e equipada com câmeras de alta definição e ultravioleta de última geração. A missão da SDO durará cinco anos e os cientistas acreditam que ela mudará completamente o entendimento que se tem hoje da estrela. O Sol é muito brilhante, e olhar diretamente para o Sol a olho nu por curtos períodos de tempo pode ser dolorido, mas não é particularmente perigoso para olhos saudáveis e não-dilatados Além de dor, olhar diretamente para o Sol causa fosfenose cegueira temporária. A retina recebe 4 mW quando o Sol é diretamente observado a olho nu, levemente aquecendo-a, e podendo lesionar olhos que não respondem apropriadamente ao brilho excessivo.Radiação ultravioleta gradualmente faz com que as lentes dos olhos tornem-se amarelas com o tempo, e acredita-se que essa radiação contribua para a formação decataratas, mas em ambos os casos isto é relacionado com exposição geral ao Sol, e não com a ação de olhar diretamente ao Sol.Observações a olho nu do Sol de longa duração podem causar lesões na retina induzidas por raios ultravioleta, similares à queimaduras solares após 100 segundos de exposição direta, particularmente quando raios ultravioleta do Sol são intensos e bem focalizados. Pessoas com até 25 anos de idade, novos implantes de lentes (que permitem a entrada de mais raios ultravioleta dentro dos olhos do que lentes naturais envelhecidas), Sol em ângulos próximo ao zénite, e observações feitas em alta altitude, são todos fatores que aumentam a suceptibilidade de lesões em observações diretas a olho nu. Halo com parélio. Observar o Sol utilizando instrumentos ópticos que concentram luz, tais como binóculos e telescópios, é uma atividade bastante perigosa sem um filtro bloqueador de radiação ultravioleta e que diminui significantemente o brilho solar. Um filtro de densidade neutra pode não filtrar raios ultravioleta e, portanto, observações com esses filtros são ainda perigosas. Filtros atenuantes para a observação solar devem ser feitos especificamente para este uso: alguns filtros improvisados não filtram raios ultravioleta ouinfravermelhos, esses podendo machucar os olhos em alto brilhoBinóculos sem filtros podem aumentar em 500 vezes a quantidade de energia solar recebida pela retina, matando células desse tecido de forma quase instantânea; apesar da potência por unidade de área da imagem na retina ser a mesma, o calor não pode dissipar rápido o possível devido ao tamanho maior da imagem. Mesmo rápidas observações com binóculos sem filtros no meio-dia podem causar cegueira permanente. A observação direta de eclipses solares parciais são perigosas porque as pupilas dos olhos não estão adaptadas ao grande contraste de brilho: a pupila dilata de acordo com a quantidade de luz total no campo de visão, não de acordo com o objeto mais brilhante no campo de visão. Durante eclipses parciais, a maior parte da luz solar é bloqueada pela Lua, passando à frente do Sol, mas as partes da fotosfera não cobertas pela Lua possuem o mesmo brilho de superfície do que durante um dia normal. A observação direta do Sol nessas circunstâncias aumenta o diâmetro da pupila de 2 mm para 6 mm, e nesse caso cada célula da retina exposta à luz solar recebe cerca de 10 vezes mais luz do que a observação do Sol em um dia normal, podendo lesionar ou matar essas células, resultando em manchas de cegueira permanente no campo de visão O perigo não é imediatamente percebido por observadores inexperientes e crianças devido à ausência de dor, com os observadores não notando de imediato que sua visão está sendo destruída. Os mesmos princípios aplicam-se para eclipses totais do Sol, com exceção da fase de totalidade, embora esta fase seja de curta duração, e observação direta nesta fase deve ser realizada com cuidado. Durante o nascer do Sol e o pôr-do-sol, a luz do Sol é atenuada devido à dispersão de Rayleigh e à dispersão de Mie, através de uma passagem particularmente longa na atmosfera terrestre, e condições atmosféricas tais como neblina, altas quantidades de pó na atmosfera e alta umidade atmosférica também podem diminuir o brilho do Sol em pleno dia. Nestes períodos, a intensidade do Sol pode diminuir o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou sem perigo utilizando instrumentos ópticos (desde que não haja risco de uma repentina mudança nas condições atmosféricas, tal como o Sol aparecendo de repente entre um espaço entre nuvens). Um raro fenômeno óptico que pode ocorrer logo após o nascer do Sol, ou antes do pôr-do-sol, que é conhecido como brilho verde. O brilho é causado pela luz do Sol, esse estando um pouco abaixo do horizonte, sendo refracionada em direção ao observador, geralmente através de inversão térmica. A refração de luz de comprimento de ondas menores (violeta, azul e verde) é maior do que aquela que ocorre em luz de comprimento de ondas maiores (amarelo, laranja e vermelho). As luzes violeta e azul dispersam-se mais do que a luz verde, fazendo com que a luz observada seja vista como verde. A luz ultravioleta do Sol possui propriedades anti-sépticas, e pode ser utilizada no saneamento de objetos e água. Raios ultravioleta possuem um papel importante na produção de vitamina D no corpo humano, embora em excesso causem queimaduras solares. A luz ultravioleta é fortemente atenuada pela camada de ozônio, e portanto a quantidade de luz ultravioleta varia bastante com a latitude, sendo parcialmente responsável por várias adaptações biológicas em seres vivos, incluindo variações da cor da pele humana em várias regiões da Terra.  

SOL 1, SOL 2 DROPBOX PY5AAL Sol                            TOPO

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Angelo Leithold,
25 de jun de 2016 08:08
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