Sol
Sabías ...
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| Datos de observación | |
|---|---|
| Distancia media de la Tierra | 1,496 × 10 8 kilometros 8 min 19 s en velocidad de la luz |
| Brillo Visual (V) | -26.74 |
| Magnitud absoluta | 4.83 |
| La clasificación espectral | G2V |
| Metalicidad | Z = 0,0122 |
| Tamaño Angular | 31.6 "- 32.7" |
| Adjetivos | Solar |
| Características orbitales | |
| Distancia media de la Vía Láctea núcleo | ~ 2,5 × 10 17 kilometros 26000 años luz |
| Galáctica período | (2,25-2,50) × 10 8 un |
| Velocidad | ~ 220 km / s (órbita alrededor del centro de la galaxia) ~ 20 km / s (con respecto a la velocidad media de otras estrellas en el vecindario estelar) ~ 370 kilometros / s (en relación con el fondo cósmico de microondas ) |
| Características físicas | |
| Diámetro medio | 1.392 6 84 × 10 6 km |
| Ecuatorial radio | 6.963 4 2 × 10 5 kilometros 109 × Tierra |
| Ecuatorial circunferencia | 4,379 × 10 6 km 109 × Tierra |
| Achatamiento | 9 × 10 -6 |
| Área de superficie | 6,0877 × 10 12 km 2 11990 × Tierra |
| Volumen | 1,412 × 10 18 km 3 1300000 × Tierra |
| Masa | 1,9891 × 10 30 kg 333000 × Tierra |
| Densidad media | 1,408 × 10 3 kg / m 3 |
| Densidad | Centro (modelo): 1.622 × 10 5 kg / m 3 Baja fotosfera: 2 × 10 -4 kg / m 3 Baja cromosfera: 5 × 10 -6 kg / m 3 Corona (promedio): 1 × 10 -12 kg / m 3 |
| Ecuatorial gravedad de la superficie | 274,0 m / s 2 27.94 g 27,542.29 CGS 28 × Tierra |
| La velocidad de escape (De la superficie) | 617,7 kilometros / s 55 × Tierra |
| Temperatura | Centro (modelado): ~ 1,57 × 10 7 K Fotosfera (efectiva): 5778 K Corona: ~ 5 × 10 6 K |
| Luminosidad (L sol) | 3,846 × 10 26 W ~ 3,75 × 10 28 lm ~ 98 lm / W eficacia |
| Significar intensidad (I sol) | 2,009 × 10 7 W m -2 sr -1 |
| Edad | 4570000000 años |
| Características de rotación | |
| Oblicuidad | 7.25 ° (Al eclíptica) 67.23 ° (Al plano galáctico) |
| Ascensión Recta del Polo Norte | 286.13 ° 19 h 4 min 30 s |
| Declinación del Polo Norte | + 63.87 ° 63 ° 52 'Norte |
| Sideral período de rotación (En el ecuador) | 25,05 días |
| (A los 16 ° de latitud) | 25,38 días 25 d 9 h 7 min 12 s |
| (En los polos) | 34,4 días |
| Velocidad de rotación (En el ecuador) | 7.189 × 10 3 kmh |
| Composición fotosférico (en masa) | |
| Hidrógeno | 73.46% |
| Helio | 24,85% |
| Oxígeno | 0,77% |
| Carbono | 0,29% |
| Hierro | 0,16% |
| Neón | 0,12% |
| Nitrógeno | 0,09% |
| Silicio | 0,07% |
| Magnesio | 0,05% |
| Azufre | 0,04% |
El Sol es la estrella en el centro del Sistema Solar . Es casi perfectamente esférico y consiste en caliente plasma entretejido con campos magnéticos. Tiene un diámetro de alrededor de 1.392.684 kilometro, alrededor de 109 veces la de la Tierra , y su masa (alrededor de 2 × 10 30 kg, 330 mil veces la de la Tierra) representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del sistema solar. Químicamente, cerca de tres cuartas partes de la masa del Sol se compone de hidrógeno , mientras que el resto es mayormente de helio . El resto (1,69%, lo que es igual, sin embargo, 5628 veces la masa de la Tierra) se compone de elementos más pesados, incluyendo el oxígeno , el carbono , el neón y el hierro , entre otros.
El Sol se formó hace alrededor de 4,6 mil millones de años el colapso gravitacional de una región de un gran nube molecular. La mayor parte de la materia se reunieron en el centro, mientras que el resto aplanó en un disco orbital que haría convertido en el Sistema Solar. La masa central se convirtió cada vez más caliente y denso, con el tiempo iniciando fusión termonuclear en su núcleo. Se cree que casi todos los demás estrellas formar por este proceso. Del Sol clasificación estelar, basado en la clase espectral, es G2V, y está informalmente designado como una enana amarilla, porque su radiación visible es más intenso en la parte de color verde amarillo del espectro y aunque su color es blanco, de la superficie de la Tierra puede parecer amarilla debido la dispersión atmosférica de la luz azul. En la etiqueta de la clase espectral, G2 indica su temperatura superficial de aproximadamente 5778 K (5505 ° C), y V indica que el Sun, como la mayoría de las estrellas, es un secuencia principal estrella, y por lo tanto genera su energía por fusión nuclear del hidrógeno núcleos en helio. En su núcleo, el Sol fusiona 620 millones toneladas métricas de hidrógeno cada segundo.
Una vez considerada por los astrónomos como una pequeña y relativamente insignificante estrella, el Sol está ahora piensa que es más brillante que el 85% de las estrellas en la Vía Láctea, la galaxia, la mayoría de los cuales son enanas rojas . La magnitud absoluta del Sol es 4,83; sin embargo, como la estrella más cercana a la Tierra, el Sol es el objeto más brillante en el cielo con un magnitud aparente de -26.74. El Sol de calor corona se expande continuamente en el espacio la creación de la viento solar, una corriente de partículas cargadas que se extiende a la heliopausa en aproximadamente 100 unidades astronómicas. La burbuja en el medio interestelar formado por el viento solar, la heliosfera, es la estructura continua más grande del Sistema Solar.
El Sun está viajando actualmente a través de la Nube Interestelar Local (cerca de la G-nube) en el Zona Burbuja Local, en el borde interior de la Brazo de Orión de la galaxia de la Vía Láctea. De los 50 sistemas estelares más cercanos dentro de 17 años-luz de la Tierra (siendo el más cercano de una enana roja llamada Proxima Centauri en aproximadamente 4,2 años luz de distancia), el Sol ocupa el cuarto lugar en la masa. El Sol gira alrededor del centro de la Vía Láctea a una distancia de aproximadamente 24.000 - 26.000 años luz de la centro galáctico, completando una órbita agujas del reloj, visto desde el polo norte galáctico, en cerca de 225-250 millones de años. Desde la Vía Láctea se mueve con respecto a la radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) en la dirección de la constelación Hydra con una velocidad de 550 km / s, velocidad resultante del Sol con respecto a la CMB es aproximadamente 370 km / s en la dirección de Cráter o Leo.
La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 kilometros (1 UA), aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde perihelio en enero al afelio en julio. A esta distancia media, la luz viaja desde el Sol a la Tierra en unos 8 minutos y 19 segundos. La energía de esta luz del sol soportes casi toda la vida en la Tierra por la fotosíntesis , y conduce de la Tierra el clima y el tiempo . El enorme efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocida desde prehistoria, y el Sol ha sido considerado por algunas culturas como deidad. La comprensión científica exacta del Sun desarrollado lentamente, y tan recientemente como los científicos prominentes del siglo 19 tenían poco conocimiento de la composición y el origen de la energía física del Sol. Este entendimiento aún está en desarrollo; hay una serie de anomalías presentes días en el comportamiento del Sol que siguen sin explicación.
Nombre y etimología
El Inglés nombre propio Sun desarrolló de Inglés Antiguo sunne (alrededor de 725, atestiguada en Beowulf), y puede estar relacionado con sur. Los cognados a Inglés sol aparecen en otra Lenguas germánicas, incluyendo Antiguo sunne frisón, toma el sol, Sajón antiguo sunna, Sonne holandés medio, moderno holandés zon, Antiguo alto sunna alemán, moderno alemán Sonne, Antiguo sunna nórdica, y Sunno gótico. Todos los términos germánicos de la madre de Sun Proto-germánico * sunnōn.
En relación, el Sol es personificada como una diosa en Paganismo germánico; Sól / Sunna. Los eruditos teorizan que el Sol, como Diosa germánica, puede representar una extensión de uno anterior Proto-Indo-Europea sol deidad debido a Conexiones lingüísticas indoeuropeas entre nórdico antiguo Sól, sánscrito Surya, Galo Sulis, Lituano Saulė, y Eslava Solntse.
El nombre Inglés de lunes a viernes Domingo se atestigua en Inglés Antiguo (Sunnandæg; "día del sol", desde antes de 700) y es en última instancia el resultado de una Interpretación germánica de América muere solis, sí una traducción del griego heméra Heliou. El América nombre para la estrella, Sol, es ampliamente conocida, pero no es común en el uso general idioma Inglés; el adjetivo es la palabra solar relacionada. El término sol también es utilizado por los astrónomos planetarios para referirse a la duración de una día solar en otro planeta , como Marte . A medio día solar de la Tierra es de aproximadamente 24 horas, mientras que un marciano media 'sol' es de 24 horas, 39 minutos y 35,244 segundos.
Características
El Sol es una G-tipo estrella de secuencia principal que comprende aproximadamente el 99,86% de la masa total del sistema solar. Es una esfera casi perfecta, con una achatamiento estimado en alrededor de 9/1000000, lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial por sólo 10 km. Como el Sol consiste en un plasma y no es sólido, que gira más rápido en su ecuador que en su polos. Este comportamiento se conoce como rotación diferencial, y es causada por convección en el Sol y el movimiento de masas, debido a la empinada gradientes de temperatura desde el núcleo hacia el exterior. Esta masa lleva una porción de sentido antihorario del Sol momento angular , según se ve desde la polo norte de la eclíptica, redistribuyendo así la velocidad angular. El período de esta rotación real es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y 33,5 días en los polos. Sin embargo, debido a nuestra posición de ventaja en constante cambio de la Tierra en su órbita alrededor del Sol, la aparente rotación de la estrella en su ecuador es de unos 28 días. El efecto centrífugo de esta rotación lenta es de 18 millones de veces más débil que la gravedad de la superficie en el ecuador del Sol. El efecto de las mareas de los planetas es aún más débil, y no afecta significativamente a la forma de la dom
El Sol es una Población I, o pesado elemento rico en estrellas. La formación del Sol pudo haber sido provocado por ondas de choque de una o más cercano supernovas . Así lo sugiere un alto abundancia de elementos pesados en el Sistema Solar, como el oro y el uranio , en relación con la abundancia de estos elementos en la llamada II estrellas (de elementos pobres pesados) Población. Estos elementos podrían más plausible han sido producidos por reacciones nucleares endergónicos durante una supernova, o por transmutación a través de absorción de neutrones dentro de una estrella masiva de segunda generación.
El Sol no tiene un límite definido como planetas rocosos hacen, y en sus partes exteriores de la densidad de sus gases cae exponencialmente al aumentar la distancia desde su centro. Sin embargo, tiene una estructura interior bien definido, se describe a continuación. El radio de la Sun se mide desde su centro hasta el borde de la fotosfera. Esto es simplemente la capa de encima de la cual los gases son demasiado frío o demasiado fino para irradiar una cantidad significativa de la luz, y por lo tanto es la superficie más fácilmente visible para el a simple vista.
El interior del Sol no es directamente observable, y el propio Sol es opaco a la radiación electromagnética . Sin embargo, tal como sismología utiliza ondas generadas por terremotos para revelar la estructura interior de la Tierra, la disciplina de heliosismología hace uso de ondas de presión ( infrasonidos) que atraviesa el interior del Sol para medir y visualizar la estructura interna de la estrella. Los modelos computarizados del Sol también se utiliza como una herramienta teórica para investigar sus capas más profundas.
Núcleo
La núcleo de la Sun se considera que se extienden desde el centro hasta aproximadamente 20-25% del radio solar. Tiene una densidad de hasta 150 g / cm 3 (alrededor de 150 veces la densidad del agua) y una temperatura de cerca de 15,7 millones de kelvin (K). En contraste, temperatura de la superficie del Sol es de aproximadamente 5800 K. El análisis reciente de Datos de la misión SOHO favorece una velocidad de rotación más rápido en el núcleo que en el resto de la zona radiativa. A través de la mayor parte de la vida del Sol, la energía es producida por la fusión nuclear a través de una serie de pasos llamado p-p (protón-protón) de cadena; este proceso convierte el hidrógeno en helio . Sólo el 0,8% de la energía generada en el Sol proviene de la Ciclo CNO.
El núcleo es la única región en el Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica a través de la fusión; 99% de la potencia se genera dentro de 24% del radio del Sol, y por 30% del radio, la fusión se ha detenido casi por completo. El resto de la estrella se calienta por la energía que se transfiere hacia el exterior desde el núcleo a las capas convectivas justo fuera. La energía producida por la fusión en el núcleo debe entonces viajar a través de muchas capas sucesivas para la fotosfera solar antes de que se escapa en el espacio como la luz solar o la energía cinética de las partículas.
La cadena protón-protón se produce alrededor de 9,2 × 10 37 veces cada segundo en el núcleo. Desde esta reacción utiliza cuatro gratuitas protones (núcleos de hidrógeno), se convierte alrededor de 3,7 × 10 38 protones a partículas alfa (núcleos de helio) cada segundo (de un total de ~ 8,9 × 10 56 protones libres en el Sol), o alrededor de 6,2 × 10 11 kg por segundo. Desde la fusión de hidrógeno en helio comunicados de alrededor del 0,7% de la masa fundida como la energía, el Sol libera energía al tipo de conversión masa-energía de 4,26 millones de toneladas métricas por segundo, 384.6 yotta vatios (3.846 × 10 26 W), o 9.192 × 10 10 megatones de TNT por segundo. Esta masa no se destruye para crear la energía, más bien, la masa se llevó en la energía radiada, como se describe por el concepto de la equivalencia masa-energía.
La producción de energía por fusión en el núcleo varía con la distancia desde el centro solar. En el centro del Sol, los modelos teóricos estiman que sea aproximadamente 276,5 vatios / m 3, una densidad de producción de energía que más se aproxima a casi metabolismo reptil que una bomba termonuclear. La producción pico de potencia en el Sol ha sido comparado con los calores volumétricos generados en un activo montón de compost. La salida de potencia tremenda del Sol no se debe a su alto poder por volumen, pero en su lugar debido a su gran tamaño.
La tasa de fusión en el núcleo se encuentra en un equilibrio de auto-corrección: una tasa ligeramente superior de la fusión haría que el núcleo se caliente más y ampliar ligeramente frente al peso de las capas exteriores, la reducción de la tasa de fusión y la corrección de la perturbación; y una tasa ligeramente inferior causaría la central para enfriar y encoger ligeramente, aumentando la tasa de fusión y de nuevo volver a su nivel actual.
La rayos gamma (fotones de alta energía) liberados en las reacciones de fusión son absorbidos en sólo unos pocos milímetros de plasma solar y luego re-emiten de nuevo en dirección al azar y en energía ligeramente inferior. Por lo tanto se necesita mucho tiempo para que la radiación llegue a la superficie del Sol. Las estimaciones del rango de tiempo de viaje de fotones entre 10.000 y 170.000 años. En contraste, sólo se tarda 2,3 segundos para el neutrinos, que representan alrededor del 2% de la producción total de energía del Sol, para llegar a la superficie. Dado que el transporte de energía en el Sol es un proceso que implica fotones en equilibrio termodinámico con la materia, la escala de tiempo de transporte de energía en el Sol es más largo, del orden de 30 millones años. Este es el tiempo que tardaría el Sol para volver a un estado estable si la tasa de generación de energía en su núcleo debiera de pronto cambió.
Después de un viaje final a través de la capa externa de convección a la superficie transparente de la fotosfera, los fotones escapan como la luz visible . Cada rayo gamma en el núcleo del Sol se convierte en varios millones de fotones de luz visible antes de escapar hacia el espacio. Los neutrinos también son liberados por las reacciones de fusión en el núcleo, pero a diferencia de los fotones que rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos son capaces de escapar del Sol inmediatamente. Durante muchos años las mediciones de la cantidad de neutrinos producidos en el Sol eran inferiores a las teorías predichos por un factor de 3. Esta discrepancia se resolvió en 2001 con el descubrimiento de los efectos de oscilación de neutrinos: el Sol emite el número de neutrinos predichos por la teoría, pero detectores de neutrinos faltaban 2/3 de ellos porque los neutrinos habían cambiado sabor por el momento en que se detectaron.
Zona radiactiva
Por debajo de aproximadamente 0,7 radios solares, material solar está caliente y lo suficientemente densa que radiación térmica es el principal medio de transferencia de energía desde el núcleo. Esta zona no está regulado por la térmica convección; sin embargo, la temperatura desciende desde aproximadamente 7-2000000 kelvin al aumentar la distancia desde el núcleo. Este gradiente de temperatura es menor que el valor de la gradiente adiabático y por lo tanto no pueden conducir convección. La energía se transfiere por radiométricos iones de hidrógeno y helio emiten fotones , que viajan sólo una breve distancia antes de ser reabsorbidos por otros iones. La densidad de gotas de cien veces (de 20 g / cm 3 a sólo 0,2 g / cm 3) a partir de 0,25 radios solares a la parte superior de la zona radiativa.
La zona radiactiva y la zona convectiva están separados por una capa de transición, el tachocline. Esta es una región donde el cambio de régimen agudo entre la rotación uniforme de la zona de radiación y la rotación diferencial de la zona de convección resulta en una gran cizallamiento una condición donde capas horizontales sucesivas se deslizan una sobre otra. Los movimientos de los fluidos que se encuentran en la zona de convección anteriormente, desaparecen lentamente desde la parte superior de esta capa a su fondo, haciendo coincidir las características tranquilas de la zona radiactiva en la parte inferior. Actualmente, es la hipótesis (véase Dínamo solar), que un dínamo magnético dentro de esta capa genera el Sol de campo magnético.
Zona convectiva
En la capa externa del Sol, desde su superficie de aproximadamente 200.000 km por debajo (70% del radio solar de distancia del centro), la temperatura es menor que en la zona radiativa y más pesado átomos no están completamente ionizado. Como resultado, el transporte de calor por radiación es menos eficaz. La densidad de los gases son lo suficientemente baja para permitir que las corrientes convectivas a desarrollar. El material calentado en el tachocline recoger calor y expanda, reduciendo así su densidad y permitiendo que se eleve. Como resultado de ello, la convección térmica se desarrolla como células térmicas llevan la mayor parte del calor hacia el exterior para del Sol (fotosfera). Una vez que el material se enfría en la fotosfera, su densidad aumenta, y se hunde hasta la base de la zona de convección, donde recoge más calor desde la parte superior de la zona radiativa. En fotosfera, la temperatura ha bajado a 5.700 K y la densidad de sólo 0,2 g / m 3 (aproximadamente 1 / 6000a la densidad del aire a nivel del mar).
Las columnas térmicas en la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol como la granulación solar y supergranulación. La convección turbulenta de esta parte exterior del interior solar provoca una dinamo "pequeña escala" que produce polos magnéticos norte y sur por toda la superficie del Sol Columnas térmicas del sol son Células de Bénard y tomar la forma de prismas hexagonales.
Fotosfera
La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa debajo de la cual el Sol se convierte en opaco a la luz visible. Por encima de la luz solar visible fotosfera es libre para propagarse en el espacio, y su energía se escapa del Sol por completo. El cambio en la opacidad es debido a la cantidad decreciente de H - iones, que absorben la luz visible fácilmente. Por el contrario, la luz visible que vemos es producido como electrones reaccionan con el hidrógeno para producir átomos de H - iones. La fotosfera es de decenas a cientos de kilómetros de espesor, siendo un poco menos opaca que el aire en la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la parte inferior, una imagen del Sol aparece más brillante en el centro que en el borde o parte del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento del limbo. La luz del sol tiene aproximadamente un espectro del cuerpo negro que indica su temperatura es de aproximadamente 6000 K , intercalados con atómica líneas de absorción de las capas tenues por encima de la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de ~ 10 23 m -3. (Esto es aproximadamente 0,37% del número de partículas por unidad de volumen de la atmósfera de la Tierra a nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizado-el grado de ionización es de aproximadamente 3%, dejando casi todo el hidrógeno en forma atómica.
Durante los primeros estudios sobre la espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondía a ningún elementos químicos conocidos hasta entonces en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer la hipótesis de que estas líneas de absorción fueron causadas por un nuevo elemento que llamó helio , en honor al dios griego del Sol Helios. No fue sino hasta 25 años después de que el helio fue aislado en la Tierra.
Ambiente
Las partes del Sol sobre la fotosfera se conocen colectivamente como la atmósfera solar. Ellos pueden ser vistos con telescopios que operan a través de la espectro electromagnético, desde la radio a través de la luz visible rayos gamma, de los cuales cinco zonas principales: la temperatura mínima, la cromosfera, la región de transición, la corona, y el heliosfera. La heliosfera, que puede ser considerada la tenue atmósfera exterior del Sol, se extiende hacia fuera más allá de la órbita de Plutón a la heliopausa, que forma el límite con el medio interestelar. La cromosfera, la región de transición, y la corona son mucho más caliente que la superficie del Sol La razón no se ha comprobado de manera concluyente; la evidencia sugiere que Ondas Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona.
La capa más fresca del Sol es una región de temperatura mínima a unos 500 km por encima de la fotosfera, con una temperatura de unos 4100 K . Esta parte de la Sun es lo suficientemente fría como para apoyar moléculas simples, tales como monóxido de carbono y agua, que puede ser detectada por sus espectros de absorción.
Por encima de la capa de temperatura mínima es una capa de unos 2.000 km de espesor, dominada por un espectro de líneas de emisión y absorción. Se llama la cromosfera de la raíz croma griego, que significa color, porque la cromosfera es visible como un destello de color al principio y al final de los eclipses totales de Sol . La temperatura en la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, que van hasta alrededor de 20.000 K cerca de la parte superior. En la parte superior de la cromosfera helio se convierte parcialmente ionizado.
Por encima de la cromosfera, en una fina (unos 200 km) región de transición, la temperatura se eleva rápidamente de alrededor de 20.000 K en la cromosfera superior a temperaturas coronales más cerca de 1.000.000 K . El aumento de la temperatura se facilita por la ionización completa de helio en la región de transición, lo que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma. La región de transición no se produce a una altura bien definida. Más bien, se forma una especie de nimbo características alrededor de la cromosfera como espículas y filamentos, y se encuentra en constante movimiento caótico. La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde espacio por los instrumentos sensibles a la radiación ultravioleta extrema porción de la espectro.
La corona es la atmósfera exterior extendida del Sol, que es mucho más grande en volumen que el propio Sol. La corona se expande continuamente en el espacio de formación viento solar, que llena todo el Sistema Solar. La corona baja, cerca de la superficie del Sol, tiene una densidad de partículas alrededor de 10 15 -10 16 m -3. La temperatura media de la corona y el viento solar es de aproximadamente 1,000,000-2,000,000 K; sin embargo, en las regiones más calientes es 8,000,000-20,000,000 K. Mientras que ninguna teoría completa todavía existe para tener en cuenta la temperatura de la corona, al menos parte de su calor es conocido por ser de reconexión magnética.
La heliosfera, que es la cavidad alrededor del Sol lleno del plasma del viento solar, se extiende desde aproximadamente 20 radios solares (0,1 UA) a la periferia del Sistema Solar. Su límite interior se define como la capa en la que el flujo de la viento solar se convierte -que superalfvénic es, donde el flujo se vuelve más rápido que la velocidad de Ondas Alfvén. La turbulencia y las fuerzas dinámicas, fuera de esta frontera no pueden afectar a la forma de la corona solar en el interior, ya que la información sólo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja hacia el exterior de forma continua a través de la heliosfera, que forman el campo magnético solar en un forma de espiral, hasta que los impactos heliopausa más de 50 UA del Sol En diciembre de 2004, el Sonda Voyager 1 pasó a través de un frente de choque que se cree que es parte de la heliopausa. Tanto de las sondas Voyager han registrado los niveles más altos de partículas energéticas cuando se acercan al límite.
Campo magnético
El Sol es una estrella magnéticamente activa. Es compatible con una fuerte, cambiando campo magnético que varía de año a año y cambia de dirección sobre cada once años alrededor del máximo solar. El campo magnético del Sol lleva a muchos efectos que se conocen colectivamente como la actividad solar , incluyendo manchas solares en la superficie del Sol, erupciones solares y las variaciones en viento solar que llevar material a través del Sistema Solar. Efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras en moderadas a altas latitudes, y la interrupción de las comunicaciones de radio y energia electrica. La actividad solar se cree que han desempeñado un papel importante en la formación y evolución del Sistema Solar. La actividad solar cambia la estructura de la Tierra atmósfera exterior.
Toda la materia del Sol está en la forma de gas y plasma debido a sus altas temperaturas. Esto hace que sea posible para que el Sol rota más rápido en su ecuador (unos 25 días) de lo que hace en latitudes más altas (cerca de 35 días cerca de sus polos). La rotación diferencial de las latitudes del Sol hace que su líneas de campo magnético a convertirse trenzado junto con el tiempo, produciendo campo magnético bucles en erupción desde la superficie del Sol y desencadenar la formación de la dramática de Sun las manchas solares y prominencias solares (ver reconexión magnética). Esta acción de torsión crea la dínamo solar y un niño de 11 años del ciclo solar de actividad magnética que el campo magnético del Sol se invierte aproximadamente cada 11 años.
El campo magnético solar se extiende mucho más allá del propio Sol. El plasma del viento solar magnetizado transporta el campo magnético del Sol en la formación de lo que se llama el espacio campo magnético interplanetario. Desde el plasma sólo puede moverse a lo largo de las líneas del campo magnético, el campo magnético interplanetario se estira inicialmente radialmente alejándose del Sol Debido a que los campos de encima y por debajo del ecuador solar tienen diferentes polaridades apuntando hacia y desde el Sol, existe una delgada capa actual en el plano ecuatorial solar, que se llama la Espiral de Parker. A grandes distancias, la rotación del Sol tuerce el campo magnético y la hoja actual en la Espiral de Arquímedes como estructura llamada Espiral de Parker. El campo magnético interplanetario es mucho más fuerte que el componente de dipolo del campo magnético solar. Campo magnético dipolar del Sol de 50 a 400 mT (en la fotosfera) reduce con el cubo de la distancia a aproximadamente 0,1 nT a la distancia de la Tierra. Sin embargo, de acuerdo con las observaciones de la nave espacial del campo interplanetario en la ubicación de la Tierra es de alrededor de 5 nT, un centenar de veces mayor. La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por corrientes eléctricas en el plasma que rodea el sol.
Composición química
El Sol está compuesto principalmente de la elementos químicos de hidrógeno y helio ; que representan el 74,9% y el 23,8% de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2% de la masa. Los metales más abundantes son el oxígeno (aproximadamente el 1% de la masa del Sol), el carbón (0,3%), neón (0,2%) y hierro (0,2%).
El Sol heredó su composición química de la medio interestelar de la cual se formó: el hidrógeno y el helio en el Sol fueron producidos por Nucleosíntesis del Big Bang. Los metales fueron producidos por nucleosíntesis estelar de generaciones de estrellas que completaron su evolución estelar y volvió su material al medio interestelar antes de la formación del Sol La composición química de la fotosfera normalmente se considera representativa de la composición del sistema solar primordial. Sin embargo, ya que el Sol se formó, algunos de los helio y elementos pesados se han asentado gravitacionalmente desde la fotosfera. Por lo tanto, en fotosfera de hoy la fracción de helio se reduce y la metalicidad es sólo el 84% de los que en la fase protoestelar (antes del inicio de la fusión nuclear en el núcleo). La composición protoestelar de Sun fue reconstruido como un 71,1% de hidrógeno, el 27,4% de helio, y el 1,5% Metales.
En las partes interiores del Sol, la fusión nuclear ha modificado la composición mediante la conversión de hidrógeno en helio, por lo que la parte más interna del Sol que hoy es más o menos 60% de helio, con la abundancia de metal sin cambios. Debido a que el interior del Sol es radiativo, no convectivo (ver zona radiactiva arriba), ninguno de los productos de fusión del núcleo de haber subido a la fotosfera.
La abundancia de elementos pesados solares descritos anteriormente se miden tanto el uso de espectroscopia de la fotosfera del Sol y midiendo abundancias en meteoritos que nunca se han calentado a temperaturas de fusión. Estos meteoritos se piensa para retener la composición de la Sun protoestelar y por lo tanto no se ven afectados por sedimentación de elementos pesados. Los dos métodos generalmente están de acuerdo también.
Simplemente ionizado elementos del grupo del hierro
En la década de 1970, tanto la investigación se centró en las abundancias de elementos del grupo del hierro en el Sol Aunque se llevó a cabo una investigación significativa, la determinación de la abundancia de algunos elementos del grupo del hierro (por ejemplo, cobalto y manganeso ) era todavía difícil al menos tan lejos como 1978 a causa de sus estructuras hiperfinos.
El primer conjunto bastante completo de fortalezas oscilador de elementos del grupo del hierro ionizado se pusieron a disposición por primera vez en la década de 1960, y la mejora de los puntos fuertes del oscilador se calcularon en 1976. En 1978 se obtuvieron las abundancias de 'simplemente ionizado' elementos del grupo del hierro.
Relación solar y planetaria fraccionamiento de masa
Varios autores han considerado la existencia de una masa relación de fraccionamiento entre las composiciones isotópicas de solares y planetarias gases nobles , por ejemplo, las correlaciones entre las composiciones isotópicas de planetario y solar de neón y xenón . Sin embargo, la creencia de que todo el Sol tiene la misma composición que la atmósfera solar era aún muy extendida, al menos hasta 1983.
En 1983, se afirmó que era el fraccionamiento en el Sol mismo que causó la relación de fraccionamiento entre las composiciones isotópicas de viento planetario y solar implantados gases nobles.
Los ciclos solares
Las manchas solares y el ciclo de manchas solares
Al observar el Sol con la filtración adecuada, las características más visibles de inmediato suelen ser su las manchas solares, que son áreas de superficie que aparecen más oscuras que su entorno debido a temperaturas más bajas bien definidas. Las manchas solares son regiones de intensa actividad magnética donde convección es inhibida por los campos magnéticos fuertes, reduciendo el transporte de energía desde el interior caliente a la superficie. El campo magnético causa un calentamiento fuerte en la corona, formando regiones activas que son la fuente de intensa erupciones solares y Las eyecciones de masa coronal. Los mayores manchas solares pueden ser decenas de miles de kilómetros de diámetro.
El número de manchas solares visibles en el Sol no es constante, sino que varía en un ciclo de 11 años conocido como el ciclo solar . Como mínimo solar típica, pocas manchas solares son visibles, y en ocasiones ninguno en absoluto puede ser visto. Los que aparecen son en las altas latitudes solares. A medida que el ciclo de manchas solares progresa, el número de manchas solares aumenta y se mueven más cerca del ecuador del Sol, un fenómeno descrito por Ley de Spörer. Las manchas solares generalmente existen como pares con polaridad magnética opuesta. La polaridad magnética de la mancha solar líder alterna cada ciclo solar, por lo que será un polo norte magnético en un ciclo solar y un polo sur magnético en el siguiente.
El ciclo solar tiene una gran influencia en el clima espacial, y una influencia significativa en el clima de la Tierra desde la luminosidad del Sol tiene una relación directa con la actividad magnética. Los mínimos de la actividad solar tienden a estar correlacionados con temperaturas más frías, y más largo que los ciclos solares promedio tienden a estar correlacionados con temperaturas más calientes. En el siglo 17, el ciclo solar parecía haberse detenido por completo durante varias décadas; Se observaron pocas manchas solares durante este período. Durante esta época, conocido como el mínimo de Maunder o Pequeña Edad de Hielo , Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. Mínimos extendidas principios han sido descubiertos mediante el análisis de los anillos de árboles y parecen haber coincidido con la temperatura global por debajo de lo normal.
Posible ciclo largo plazo
Una teoría reciente afirma que hay inestabilidades magnéticas en el núcleo del Sol que causan fluctuaciones con períodos de cualquiera de 41.000 o 100.000 años. Estos podrían proporcionar una mejor explicación de las edades de hielo que los ciclos de Milankovitch .
Fases de la vida
El sol de hoy es más o menos a mitad de camino a través de la parte más estable de su vida, no ha cambiado dramáticamente durante varios millones de años, y seguirá siendo similar para varios más. Sin embargo, antes y después de este periodo como una estrella estable quema hidrógeno en su núcleo, una estrella es un objeto muy diferente.
Formación
El Sol se formó hace unos 4570 millones años desde el colapso de parte de un gigante nube molecular que consistía principalmente de hidrógeno y helio, y que probablemente dio a luz a muchas otras estrellas. Esta edad se estima utilizando modelos informáticos de la evolución estelar y mediante nucleocosmochronology. El resultado es consistente con la fecha radiométrica del material Sistema Solar más antigua, a hace 4567 millones años. Los estudios de antiguos meteoritos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de vida corta, como el hierro-60, que forma sólo en la explosión, estrellas de corta vida. Esto indica que una o más supernovas deben haber ocurrido cerca del lugar donde el Sol formado. La onda de choque de una supernova cercana habría desencadenado la formación del Sol mediante la compresión de los gases dentro de la nube molecular, y causando algunas regiones a colapsar bajo su propio la gravedad. Como un fragmento de la nube se derrumbó también comenzó a girar debido a la conservación del momento angular y calentar con la presión cada vez mayor. Gran parte de la masa se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco que se convertiría en los planetas y otros cuerpos del sistema solar. La gravedad y la presión dentro del núcleo de la nube generan una gran cantidad de calor, ya que acreción más gas desde el disco circundante, provocando finalmente fusión nuclear. lo tanto, el Sol nació.
Secuencia principal
El Sol está a medio camino a través de su etapa de secuencia principal, durante el cual las reacciones de fusión nuclear en su núcleo de hidrógeno fusible en helio. Cada segundo, más de cuatro millones de toneladas de materia se convierte en energía en el núcleo del Sol, produciendo neutrinos y radiación solar . A este ritmo, el Sol hasta el momento ha convertido alrededor de 100 masas terrestres de la materia en energía. El Sol gastará un total de aproximadamente 10 millones de años como una estrella de la secuencia principal.
Tras el agotamiento de hidrógeno del núcleo
El Sol no tiene suficiente masa para explotar como una supernova . En su lugar, entrará en una gigante roja fase. El Sol se predice para convertirse en una gigante roja en unos 5400 millones años. Se calcula que el Sol se convertirá en lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales del sistema solar 's planetas interiores , posiblemente incluyendo la Tierra.
Antes de que incluso se convierte en una gigante roja, la luminosidad del sol se habrá casi duplicado y la Tierra estará más caliente que Venus es hoy. Una vez que el núcleo de hidrógeno se agota, el sol se expandirá en una fase subgigante y doblar lentamente su tamaño en aproximadamente la mitad de mil millones de años. A continuación, expanda más rápidamente en unos quinientos millones de años hasta que es más de doscientas veces más grande que el de hoy, y un par de miles de veces más luminosa. Esta es la rama de las gigantes rojas fase (RGB) donde el sol va a gastar alrededor de mil millones de años y perder alrededor de un tercio de su masa.
El sol ahora hay pocos millones de años más, pero son muy agitada. Primero el núcleo inflama violentamente en el flash de helio y el sol se contrae de nuevo a alrededor de 10 veces su tamaño actual y 50 veces la luminosidad, con una temperatura un poco más baja que la actual. Ahora ha llegado el grupo rojo o rama horizontal (HB), pero una estrella de la masa del sol no evolucionar blueward lo largo de la HB. En su lugar, sólo se convierte en ligeramente más grande y más luminosa durante unos 100 millones de años, ya que sigue quemando helio en el núcleo.
Cuando se agote el helio, el sol se repetirá la expansión que siguió cuando se agota el hidrógeno en el núcleo, excepto que esta vez todo sucede más rápido y el sol vuelve más luminosa. Más grande y Este es el fase asintótica rama de las gigantes (AGB) y el sol se quema alternativamente hidrógeno en una concha o helio en una cáscara más profunda. Después de unos 20 millones de años en el principios de AGB, el sol se vuelve cada vez más inestable, con pérdida de masa rápida y pulsos térmicos que aumentan el tamaño y luminosidad de unos cientos de años cada 100.000 años más o menos. Los pulsos térmicos se hacen más grandes cada vez, con los pulsos posteriores empujando la luminosidad de hasta 5.000 veces el nivel actual y el radio a más de 1 UA. Modelos varían dependiendo de la tasa y el tiempo de pérdida de masa. Los modelos que tienen mayor pérdida de masa en el RGB producen pequeñas estrellas menos luminosa en la punta de la AGB, tal vez sólo 2000 la luminosidad y menos de 200 veces el radio. Para el sol, cuatro pulsos térmicos se prevé antes de que pierda por completo su envoltura exterior y comienza a hacer una nebulosa planetaria. Eso es sólo la mitad de un millón de años en la AGB térmicamente pulsante, con el sol sólo la mitad de su masa actual a finales de la época.
La evolución posterior AGB es aún más rápido. La luminosidad se mantiene aproximadamente constante, mientras que los aumentos de la temperatura, con la media expulsado de la masa del Sol convirtiendo ionizados en una nebulosa planetaria como el núcleo expuesto alcanza 30,000K. La temperatura final del núcleo desnudo habrá terminado 100,000K, después de lo cual el remanente se enfriará hacia una enana blanca . La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10.000 años, pero la enana blanca sobrevivirá por trillones antes de desaparecer a negro.
El destino de la Tierra
En su más grande, el Sol tendrá un radio máximo más allá de la órbita de la Tierra actual, 1 AU (1,5 × 10 11 m), 250 veces el radio actual de la Sun. Cuando el Sol es una estrella de la rama asintótica gigante, habrá perdido más o menos 30% de su masa presente debido a un viento estelar, por lo que las órbitas de los planetas se moverá hacia el exterior. Si sólo fuera por esto, la Tierra probablemente permanezca fuera del sol. Sin embargo, una nueva investigación sugiere que la Tierra será engullida debido a las interacciones de marea. Si la Tierra debe escapar de la incineración en el sol, el agua se hierve de distancia y la mayor parte de su atmósfera escapará al espacio. Durante su vida en la secuencia principal, el Sol es cada vez más luminosa (alrededor del 10% cada mil millones años) y su temperatura de la superficie está aumentando lentamente. El Sol solía ser más débil en su temprana pasado. El aumento de las temperaturas solares es tal que en aproximadamente otros mil millones años la superficie de la Tierra, probablemente será demasiado caliente para que exista agua líquida, poniendo fin a toda forma de vida terrestre.
Luz del sol
La luz del sol es la fuente primaria de la Tierra de la energía. La única otra fuente de energía de la tierra tiene son los materiales fisionables generados por la muerte cataclísmica de otra estrella. Estos materiales fisionables atrapados en la corteza terrestre es lo que da lugar a la energía geotérmica, que impulsa el vulcanismo en la Tierra al mismo tiempo por lo que es posible para la humanidad para alimentar reactores nucleares. La constante solar es la cantidad de energía que los depósitos de Sun por unidad de área que se exponen directamente a la luz del sol. La constante solar es igual a aproximadamente 1368 W / m 2 ( vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (UA) del Sol (es decir, sobre o cerca de la Tierra). La luz del sol en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesta (por la energía total) de la luz alrededor del 50% de infrarrojos, el 40% de la luz visible, y el 10% de luz ultravioleta.
La luz del sol en la superficie de la Tierra estáatenuada por la atmósfera de la Tierra para que menos energía llega a la superficie cerca de1.000 W / m2en condiciones claras cuando el Sol está cerca del cenit.El ambiente en particular filtros fuera más del 70% de la energía solarultravioleta, especialmente en las longitudes de onda más cortas.
La energía solar puede ser aprovechada por una variedad de procesos- natural y sintético fotosíntesis por las plantas captura la energía de la luz solar y la convierte en forma química (oxígeno y compuestos de carbono reducidos), mientras que el calentamiento directo o conversión eléctrica por células solares se utilizan por energía solar equipos para generar electricidad o para hacer otro trabajo útil, a veces empleando energía solar concentrada (que se mide en soles). La energía almacenada en el petróleo y otros combustibles fósiles se convirtió originalmente de la luz del sol por la fotosíntesis en el pasado distante.
El movimiento y la ubicación dentro de la galaxia
El Sol se encuentra cerca del borde interior de lade la Vía Láctea Brazo de Orión, en la Pelusa Local o la Gould Cinturón, a una distancia de 7.5 a 8.5 hipotéticakpc (25,000-28,000 años luz) desde elcentro galáctico, contenida dentro de la Burbuja Local, un espacio de gas caliente rarificado, posiblemente producido por el remanente de supernova,Geminga. La distancia entre el brazo local y el siguiente brazo, la Brazo de Perseo, se encuentra a unos 6.500 años-luz. El tanto, el Sistema Solar Sol, y, se encuentra en lo que los científicos llaman el zona habitable galáctica.
El vértice del Camino del Sol, o la ápice solar, es la dirección que el Sol viaja por el espacio en la Vía Láctea, en relación con otras estrellas cercanas. La dirección general de movimiento galáctico del Sol es hacia la estrella Vega en la constelación deLyra en un ángulo de aproximadamente 60 grados del cielo a la dirección de la Centro Galáctico.
Se espera que la órbita del Sol alrededor de la galaxia a ser más o menos elíptica con la adición de perturbaciones debido a los brazos espirales galácticas y distribución de la masa no uniformes. Además el Sol oscila hacia arriba y hacia abajo con respecto al plano galáctico aproximadamente 2,7 veces por órbita. Se ha argumentado que el paso del Sol a través de los brazos espirales de mayor densidad a menudo coincide con las extinciones masivas en la Tierra, tal vez debido al aumento eventos de impacto. Toma el Sistema Solar cerca de 225-250 millones de años en completar una órbita de la galaxia (un año galáctico ), por lo que se cree que han completado 20 a 25 órbitas durante la vida del Sol La velocidad orbital del Sistema Solar alrededor del centro de la galaxia es de aproximadamente 251 kilometros / s. A esta velocidad, se tarda alrededor de 1.190 años para el Sistema Solar que recorrer una distancia de 1 año luz, o 7 días para viajar 1 AU.
El movimiento del Sol alrededor del centro de masa del Sistema Solar se complica por las perturbaciones de los planetas. Cada pocos cientos de años, este movimiento se alterna entre progrado y retrógrada.
Problemas teóricos
Problema de los neutrinos solares
Durante muchos años el número de solares neutrinos electrónicos detectados en la Tierra era ⅓ a ½ de la cantidad predicha por el modelo solar estándar. Este resultado anómala se denomina problema de los neutrinos solares. Las teorías propuestas para resolver el problema tampoco trataron de reducir la temperatura del interior del Sol para explicar el flujo de neutrinos inferior, o postula que los neutrinos electrón podrían oscilar, es decir, el cambio en indetectables tau y muón neutrinos mientras viajaban entre el Sol y la Tierra . Varios observatorios de neutrinos fueron construidos en la década de 1980 para medir el flujo de neutrinos solares con la mayor precisión posible, incluyendo el Observatorio de Neutrinos de Sudbury en Canadá y el laboratorio Kamiokande en Japón. Los resultados de estos observatorios finalmente llevaron al descubrimiento de que los neutrinos tienen una pequeña masa en reposo y de hecho oscilan. Por otra parte, en 2001 el Observatorio de Neutrinos de Sudbury fue capaz de detectar los tres tipos de neutrinos directamente, y se encontró que del Sol total de tasa de emisión de neutrinos de acuerdo con el Solar Modelo Estándar, aunque dependiendo de la energía del neutrino tan sólo un tercio de los neutrinos visto en la Tierra son del tipo de electrones. Esta proporción está de acuerdo con la predicha por el efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (también conocido como efecto la materia), que describe la oscilación de neutrinos en la materia, y en la actualidad se considera un problema resuelto.
Problema de calentamiento de la corona
La superficie óptica del Sol (la fotosfera) es conocido por tener una temperatura de aproximadamente 6.000 K . Por encima de ella se encuentra la corona solar, llegando a una temperatura de 1,000,000-2,000,000 K. La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo más que el calor directo conducción desde la fotosfera.
Se cree que la energía necesaria para calentar la corona es proporcionado por movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar calentamiento de la corona. La primera es la onda de calefacción, en la que el sonido, las ondas gravitacionales o magnetohidrodinámicos se producen por la turbulencia en la zona de convección. Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en el gas ambiente en forma de calor. El otro es calentamiento magnético, en el que la energía magnética se construye continuamente por el movimiento fotosférica y libera a través de la reconexión magnética en forma de grandes erupciones solares y Eventos- similares pero más pequeñas innumerables nanoflares.
En la actualidad, no está claro si las olas son un mecanismo de calefacción eficiente. Todas las ondas excepto han encontrado ondas Alfvén para disipar o refractar antes de llegar a la corona. Además, las ondas de Alfvén no disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el foco de investigación actual se ha desplazado hacia mecanismos de calentamiento llamaradas.
Faint problema joven Sol
Los modelos teóricos de desarrollo del Sol sugieren que hace 3,8-2500000000 años, durante el período Arcaico, el Sol era sólo alrededor de 75% tan brillante como lo es hoy. Tal una estrella débil no habría sido capaz de mantener el agua líquida en la superficie de la Tierra, y por lo tanto la vida no debería haber sido capaz de desarrollar. Sin embargo, el registro geológico demuestra que la Tierra se ha mantenido a una temperatura relativamente constante a lo largo de su historia, y que la joven Tierra era algo más cálido de lo que es hoy. El consenso entre los científicos es que la atmósfera de la Tierra joven contenía cantidades mucho más grandes de gases de efecto invernadero (como el dióxido de carbono , metano y / o amoniaco ) que están presentes hoy, que atrapó el calor suficiente para compensar la menor cantidad de energía solar de llegar al planeta .
Historia de la observación
Comprensión temprana
Al igual que otros fenómenos naturales, el Sol ha sido un objeto de veneración en muchas culturas a lo largo de la historia humana. Comprensión más fundamental de la humanidad del Sol es como el disco luminoso en el cielo, cuya presencia por encima del horizonte crea día y cuya ausencia provoca noche. En muchas culturas prehistóricas y antiguas, el Sol se pensaba que era una deidad solar u otro fenómeno sobrenatural. La adoración del Sol era el centro de las civilizaciones como la Inca de América del Sur y el aztecas de lo que hoy es México . Muchos monumentos antiguos fueron construidos con los fenómenos solares en mente; por ejemplo, piedra megalitos marcan con precisión el verano o el invierno solsticio (algunos de los megalitos más destacados se encuentran en Nabta Playa, Egipto ; Mnajdra, Malta y en Stonehenge , Inglaterra); Newgrange, monte un humano-construido prehistórica en Irlanda , fue diseñado para detectar el solsticio de invierno; la pirámide de El Castillo, en Chichén Itzá en México está diseñado para proyectar sombras en forma de serpientes escalar la pirámide en la primavera y el otoño equinoccios.
En el Imperio Romano tardío cumpleaños del Sol era un día de fiesta celebrado comoSol Invictus (literalmente "sol invicto") poco después del solsticio de invierno que puede haber sido un antecedente parala Navidad. Con respecto a estrellas fijas, el Sol aparece desde la Tierra a girar una vez al año a lo largo de laeclíptica a través delzodiaco, los astrónomos griegos y así consideran que es uno de los sieteplanetas(griegosplanetes, "vagabundo"), después de que los siete días de lasemana se nombran en algunos idiomas.
Desarrollo de la comprensión científica
A principios del primer milenio aC, los astrónomos babilonios observaron que el movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica no fue uniforme, aunque eran conscientes de por qué era; que es hoy conocido que esto se debe a la Tierra se mueve en una órbita elíptica alrededor del Sol, con la Tierra moviendo más rápido cuando se está más cerca del Sol en el perihelio y moviendo más lento cuando se está más lejos en afelio.
Uno de los primeros en ofrecer una explicación científica o filosófica para el Sol era el griego filósofo Anaxágoras, quien razonó que era una bola de fuego gigante de metal, incluso más grande que el Peloponeso en lugar del carro de Helios, y que la luna refleja la luz del sol. Para la enseñanza de esta herejía, fue encarcelado por las autoridades y condenado a muerte, aunque fue puesto en libertad más tarde a través de la intervención de Pericles . Eratóstenes calcula la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo BCE tercero como "de estadios miríadas 400 y 80 000 ", cuya traducción es ambigua, lo que implica ya sea 4.080.000 estadios (755,000 kilometros) o 804 000 000 estadios (148 hasta 153 millones de kilómetros o 0,99 a 1,02 UA); este último valor es correcto dentro de un pequeño porcentaje. En el siglo primero de la CE, Tolomeo calcula la distancia como 1,210 veces el radio de la Tierra, aproximadamente 7.710.000 kilometro (0,0515 UA).
La teoría de que el Sol es el centro alrededor del cual los planetas se mueven fue propuesta por primera vez por los antiguos griegos Aristarco de Samos en el siglo BCE tercero, y más tarde adoptados por Seleuco de Seleucia (ver heliocentrismo ). Este punto de vista filosófico se desarrolló en gran parte en totalmente predictivo modelo matemático de un sistema heliocéntrico en el siglo 16 por Nicolás Copérnico . A principios del siglo 17, la invención del telescopio permite observaciones detalladas de las manchas solares por Thomas Harriot, Galileo Galilei y otros astrónomos. Galileo hizo algunas de las observaciones telescópicas primera conocidas de las manchas solares y postuló que estaban en la superficie del Sol en lugar de pequeños objetos que pasan entre la Tierra y el Sol También se observaron manchas solares desde la dinastía Han (206 aC - 220 dC) por . astrónomos chinos que mantienen registros de estas observaciones durante siglos Averroes también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo 12.
Aportaciones astronómicas árabes incluyen descubrimiento Albatenius que la dirección de del Sol apogeo (el lugar en la órbita del Sol contra las estrellas fijas en los que parece estar moviéndose más lento) está cambiando ,. (En términos heliocéntricas modernas, esto es causado por un movimiento gradual del afelio de la Tierra de la órbita). Ibn Yunus observó más de 10.000 entradas para la posición del Sol durante muchos años utilizando un gran astrolabio.
Eltránsito de Venusfue observado por primera vez en 1032 por el astrónomo persa y eruditoAvicena, quien llegó a la conclusión de que Venus está más cerca de la Tierra que el Sol, mientras que una de las primeras observaciones deltránsito de Mercurio fue realizado porIbn Bajjah en el siglo 12.
En 1672 Giovanni Cassini y Jean Richer determina la distancia a Marte y eran por lo tanto capaz de calcular la distancia al Sol Isaac Newton observó la luz del Sol usando un prisma, y demostró que se compone de luz de muchos colores, mientras que en 1800 William Herschel descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. El siglo 19 vio el avance en los estudios espectroscópicos del Sol; Joseph von Fraunhofer registró más de 600 líneas de absorción en el espectro, el más fuerte de los cuales están todavía a menudo conocen como líneas de Fraunhofer.
En los primeros años de la era científica moderna, la fuente de energía del Sol era un rompecabezas significativo. Lord Kelvin sugirió que el Sol era un cuerpo líquido refrigerante gradualmente que irradiaba una tienda interna de calor. Kelvin y Hermann von Helmholtz entonces propusieron un mecanismo de contracción gravitacional para explicar la producción de energía. Por desgracia, la estimación de la edad resultante fue de sólo 20 millones de años, muy por debajo del intervalo de tiempo de al menos 300 millones años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de la época. En 1890 Joseph Lockyer, quien descubrió el helio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítico para la formación y la evolución del Sol
No fue sino hasta 1904 fue una solución documentada ofreció. Ernest Rutherford sugirió que la salida del Sol podría ser mantenida por una fuente interna de calor, y sugirió la desintegración radiactiva como fuente. Sin embargo, sería Albert Einstein que proporcionaría la clave esencial para la fuente de producción de energía del Sol con su masa-energía relación de equivalencia E = mc 2 .
En 1920, Sir Arthur Eddington propuso que las presiones y temperaturas en el núcleo del Sol podrían producir una reacción de fusión nuclear que se fusionó de hidrógeno (protones) en núcleos de helio, lo que resulta en una producción de energía a partir de la variación neta de masa. La preponderancia de hidrógeno en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne utilizando la teoría de la ionización desarrollado por Meghnad Saha, un físico indio. El concepto teórico de la fusión se desarrolló en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe. Hans Bethe calculados los detalles de los dos principales reacciones nucleares de producción de energía que alimentan el Sol
Por último, un artículo seminal fue publicado en 1957 por Margaret Burbidge, titulado "Síntesis de los elementos en las estrellas". El documento demuestra de manera convincente que la mayoría de los elementos en el universo había sido sintetizado por reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunos como el Sol
Misiones espaciales solares
Los primeros satélites diseñados para observar el Sol eran NASA 's Pioneros 5, 6, 7, 8 y 9, que se puso en marcha entre 1959 y 1968. Estas sondas en órbita al Sol a una distancia similar a la de la Tierra , e hizo el primero mediciones detalladas del viento solar y el campo magnético solar. Pioneer 9 funcionar durante un tiempo particularmente largo, la transmisión de datos hasta mayo de 1983.
En la década de 1970, dos naves espaciales Helios y el Skylab Apolo Telescopio Monte proporcionado a los científicos nuevos datos significativos sobre el viento solar y la corona solar. El Helios 1 y 2 sondas eran estadounidenses alemán colaboraciones que estudiaron el viento solar desde una órbita que lleva la nave espacial en el interior Mercurio orbita 's en perihelio. la estación espacial Skylab, lanzado por la NASA en 1973, incluido un solar módulo observatorio llamado el Apolo Telescopio monte que fue operado por los astronautas residentes en la estación. Skylab hizo las primeras observaciones con resolución temporal de la región de transición solar y de las emisiones ultravioletas de la corona solar. Los descubrimientos incluyen las primeras observaciones de las eyecciones de masa coronal, entonces llamados "transitorios coronal", y de los agujeros coronales, ahora se sabe que estar íntimamente asociado a la viento solar.
En 1980, la Solar Maximum Mission fue lanzado por la NASA . Esta nave fue diseñado para observar rayos gamma, los rayos X y los rayos UV la radiación de las erupciones solares en una época de gran actividad solar y la luminosidad solar . Apenas unos meses después de su lanzamiento, sin embargo, un fallo de la electrónica causó la sonda para entrar en el modo de espera, y se pasó los próximos tres años en este estado inactivo. En 1984 transbordador espacial Challenger misión STS-41C recuperado el satélite y reparado su electrónica antes de volver a soltarlo en órbita. Posteriormente, la Misión Máximo Solar adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de volver a entrar en la atmósfera de la Tierra en junio de 1989.
Lanzada en 1991, la japonesa Yohkoh ( Rayo ) por satélite observa llamaradas solares en longitudes de onda de rayos-X. Datos de la misión permitió a los científicos identificar diferentes tipos de erupciones, y demostraron que la corona lejos de las regiones de mayor actividad fue mucho más dinámico y activo de lo que se suponía anteriormente. Yohkoh observó todo un ciclo solar, pero entró en el modo de espera cuando un eclipse anular en 2001 causó a perder su bloqueo en el Sol Fue destruido por reentrada en la atmósfera en 2005.
Una de las misiones solares más importantes hasta la fecha ha sido el Observatorio Solar y Heliosférico, construido conjuntamente por la Agencia Espacial Europea y la NASA y puso en marcha el 2 de diciembre de 1995. Originalmente destinado a servir en una misión de dos años, se aprobó una extensión de la misión hasta el 2012 en octubre de 2009. Se ha demostrado ser tan útil que una misión de seguimiento, el Observatorio de Dinámica Solar, se puso en marcha en febrero de 2010. Situado en el punto de Lagrange entre la Tierra y el Sol (en el que la atracción gravitatoria de ambos es igual), SOHO ha proporcionado una visión constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de un gran número de cometas , en su mayoría pequeños cometas sungrazers que incineran a medida que pasan del Sol
Todos estos satélites han observado el Sol desde el plano de la eclíptica, por lo que sólo se han observado sus regiones ecuatoriales en detalle. La sonda Ulises fue lanzada en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol. Primero viajó a Júpiter , a "tirachinas" más allá del planeta en una órbita que lo llevaría muy por encima del plano de la eclíptica. Casualmente, estaba bien situado para observar la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994. Una vez que Ulises estaba en su órbita programada, se comenzó a observar el viento solar y la intensidad del campo magnético en las altas latitudes solares, encontrando que el viento solar desde las altas latitudes se mueve a unos 750 km / s, que fue más lenta de lo esperado, y que había ondas magnéticas grandes que salen de las latitudes altas que dispersaron galáctica los rayos cósmicos.
Abundancias elementales en la fotosfera son bien conocidos por estudios espectroscópicos, pero la composición del interior del Sol es más poco conocidos. La La misión de retorno de muestras solar eólica, Génesis, fue diseñado para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar. Génesis regresó a la Tierra en 2004, pero fue dañado por un aterrizaje de emergencia después de que su paracaídas no se desplegó en la reentrada en la atmósfera terrestre. A pesar de graves daños, algunas muestras utilizables se han recuperado del módulo de retorno de muestras de la nave espacial y están sometidos a análisis.
El (Observatorio de Relaciones Solares Terrestres STEREO) misión fue lanzada en octubre de 2006. Dos naves espaciales idénticas fueron lanzados a órbitas que les causan a (respectivamente) tire más adelante de forma gradual y caer detrás de la Tierra. Esto permite imágenes estereoscópicas de los fenómenos del Sol y solares, tales como Las eyecciones de masa coronal.
La Organización de Investigación Espacial de la India ha programado el lanzamiento de un satélite de 100 kg llamado Aditya para 2015-16. Su principal instrumento será un coronógrafo para el estudio de la dinámica de la corona solar.
Observación y efectos
El brillo del sol puede causar dolor de mirar con el ojo desnudo; Sin embargo, si lo hace por períodos breves no es peligroso para los ojos no dilatadas normales. Mirar directamente al Sol causa fosfeno artefactos visuales y ceguera parcial temporal. También ofrece aproximadamente 4 milivatios de la luz del sol a la retina, calentando ligeramente y potencialmente causar daños en los ojos que no pueden responder adecuadamente a la luminosidad. UV exposición amarillea gradualmente la lente del ojo durante un período de años, y se cree que contribuyen a la formación de cataratas , pero esto depende de la exposición general a la radiación UV solar, y no si uno mira directamente al Sol Larga duración de visualización del Sol directo con el ojo desnudo puede comenzar a causar lesiones, quemaduras de sol-como inducidos por UV en la retina después de 100 segundos, sobre todo en condiciones donde la luz ultravioleta del sol es intenso y bien centrado; condiciones se agravan por los ojos pequeños o nuevos implantes de lentes (que admiten más de UV envejecimiento ojos naturales), Terraza ángulos cerca del cenit, y lugares de observación a gran altura.
Viendo el Sol a través de la luz se concentra la óptica como binoculares puede provocar daños permanentes en la retina sin un filtro apropiado que bloquea los rayos UV y sustancialmente atenúa la luz del sol. Cuando se utiliza un filtro de atenuación para ver el Sol, el espectador se advirtió que utilizar un filtro diseñado específicamente para ese uso. Algunos filtros improvisados que pasan UV o rayos infrarrojos, en realidad pueden dañar el ojo a altos niveles de brillo. cuñas Herschel, también llamado Diagonales solares, son filtros eficaces y de bajo costo para los pequeños telescopios. La luz del sol que se destina para el ocular se refleja desde una superficie Unsilvered de un trozo de vidrio. Sólo una pequeña fracción de la luz incidente se refleja. El resto pasa a través del vidrio y deja el instrumento. Si el cristal se rompe debido al calor, no hay luz en absoluto se refleja, por lo que el dispositivo a prueba de fallos. Filtros simples de cristal oscuro permiten que toda la intensidad de la luz del sol pase a través de si se rompen, poniendo en peligro la vista del observador. Binoculares sin filtro pueden entregar cientos de veces más energía que a simple vista, lo que puede causar daños inmediatos. Se afirma que incluso breves miradas en el sol del mediodía a través de un telescopio sin filtrar pueden causar daño permanente.
Parciales eclipses solares son peligrosas para ver porque del ojo pupila no se adapta a la inusualmente alto contraste visual: la pupila se dilata según la cantidad total de luz en el campo de visión, no por el objeto más brillante en el campo. Durante los eclipses parciales más la luz del sol es bloqueado por la Luna pasa por delante del Sol, pero las partes no cubiertas de la fotosfera tienen el mismo brillo de la superficie ya que durante un día normal. En la penumbra general, la pupila se expande desde ~ 2 ~ mm a 6 mm, y cada célula de la retina expuesta a la imagen solar recibe hasta diez veces más luz que sería mirar el dom no eclipsado Esto puede dañar o matar a esas células, dando lugar a pequeños puntos ciegos permanentes para el espectador. El peligro es insidioso para los observadores inexpertos y para los niños, porque no hay una percepción del dolor: no es inmediatamente obvio que se está destruyendo la visión.
Durante amanecer y la puesta del sol la luz del sol es atenuada debido a la dispersión de Rayleigh y dispersión de Mie de una particularmente largo paso por la atmósfera de la Tierra y el Sol es a veces lo suficientemente débil para ser visto cómodamente a simple vista o con seguridad con óptica (siempre que no haya riesgo de que la luz del sol de repente aparecer a través de una ruptura entre las nubes). Condiciones Hazy, polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica.
Un raro fenómeno óptico puede ocurrir poco después de la puesta del sol o antes del amanecer, conocido como un destello verde. El flash es causado por la luz del Sol justo debajo del horizonte de ser doblada (por lo general a través de una inversión de temperatura) hacia el observador. Luz de las longitudes de onda más cortas (violeta, azul, verde) se dobla más que el de las longitudes de onda más largas (amarillo, naranja, rojo), pero el violeta y el azul claro se dispersa más, dejando a la luz que se percibe como verde.
Ultravioletluz del Sol tienepropiedades antisépticas y se puede utilizar para desinfectar las herramientas y agua. También causa quemaduras solares, y tiene otros efectos médicos, tales como la producción devitamina D. La luz ultravioleta es fuertemente atenuada por la Tierrala capa de ozono, por lo que la cantidad de radiación UV varía en gran medida conla latitudy ha sido parcialmente responsable de muchas adaptaciones biológicas, incluyendo las variaciones decolor de la piel humana en diferentes regiones del mundo.
