Visita Encydia-Wikilingue.com

Sol

sol - Wikilingue - Encydia

Per a altres usos d'aquest terme, vegeu Sol (desambiguació).
El SolSun symbol.svg
Afbeelding van de zon.jpg
Dades derivades de l'observació terrestre
Distància mitjana des de la Terra 149.597.871 km (1,5 × 1011 m)
Lluentor visual (V) –26,8m
Diám. angular en el perihelio 32' 35,64"
Diám. angular en l'afelio 31' 31,34"
Característiques físiques
Diàmetre 1.392.000 km (1,4 × 109 m)
Diàmetre relatiu (dS/dT) 109
Superfície 6,09 × 1012 km2
Volum 1,41 × 1018 km3
Massa 1,9891 × 1030 kg
Massa relativa a la de la Terra 333400x
Densitat 1411 kg/m3
Densitat relativa a la de la Terra 0,26x
Densitat relativa a l'aigua. 1,41x
Gravetat en la superfície 274 m/s2 (27,9 g)
Temperatura de la superfície 6 × 103 K
Temperatura de la corona 5 × 106 K
Temperatura del nucli 1,36 × 107 K
Lluminositat (LS) 3,827 × 1026 W
Característiques orbitales
Període de rotació
En l'equador: 27d 6h 36min
A 30° de latitud: 28d 4h 48min
A 60° de latitud: 30d 19h 12min
A 75° de latitud: 31d 19h 12min
Període orbital al voltant del
centre galàctic 		2,2 × 108 anys
Composició de la fotosfera
Hidrogen 73,46%
Heli 24,85%
Oxigen 0,77%
Carboni 0,29%
Ferro 0,16%
Neó 0,12%
Nitrogen 0,09%
Silici 0,07%
Magnesi 0,05%
Sofre 0,04%

El Sol és un estel del tipus espectral G2 que es troba en el centre del Sistema Solar. La Terra i altres matèries (incloent a altres planetes, asteroides, meteoroides, estels i pols) orbitan al voltant d'ella,[1] constituint a la major font d'energia electromagnètica d'aquesta constel·lació.[1] Per si solament, el sol representa al voltant del 98,6% de la massa del Sistema Solar. La distància mitjana del Sol a la Terra és d'aproximadament 149.600.000 de quilòmetres, o 92.960.000 milles, i la seva llum recorre aquesta distància en 8 minuts i 19 segons. L'energia del Sol, en forma de llum solar, sustenta a gairebé totes les formes de vida a la Terra a través de la fotosíntesi, i condueix el clima de la Terra i la meteorologia.

És l'estel del sistema planetari en el qual es troba la Terra; per tant, és l'astre amb major lluentor aparent. La seva visibilitat en el cel local determina, respectivament, el dia i la nit en diferents regions de diferents planetes. A la Terra, l'energia radiada pel Sol és aprofitada pels éssers fotosintéticos, que constitueixen la base de la cadena trófica, sent així la principal font d'energia de la vida. També aporta l'energia que manté en funcionament els processos climàtics. El Sol és un estel que es troba en la fase denominada seqüència principal, amb un tipus espectral (estel·lar) G2, que es va formar fa uns 5000 milions d'anys i romandrà en la seqüència principal aproximadament altres 5000 milions d'anys. El Sol, juntament amb tots els cossos celestes que orbitan al seu al voltant, inclosa la Terra, formen el Sistema Solar.

Malgrat ser un estel mitjà (encara així, és més brillant que el 85% dels estels existents en la nostra galàxia), és l'única la forma de la qual es pot apreciar a simple vista, amb un diàmetre angular de 32' 35" d'arc en el perihelio i 31' 31" en l'afelio, la qual cosa dóna un diàmetre mitjà de 32' 03". La combinació de grandàries i distàncies del Sol i la Lluna són tals que es veuen, aproximadament, amb la mateixa grandària aparent en el cel. Això permet una àmplia gamma d'eclipsis solars diferents (totals, anulars o parcials).

Contingut

Naixement i mort del Sol

Articles principals: Evolució estel·lar i Nebulosa protosolar
El Sol vist a través de les lents d'una càmera fotogràfica des de la superfície terrestre.
Imatge de la fotosfera del Sol en l'espectre ultraviolat, captada per l'observatori espacial TRACI.

El Sol es va formar fa 4.650 milions d'anys i té combustible per 5.000 milions més. Després, començarà a fer-se més i més gran, fins a convertir-se en una geganta vermella. Finalment, s'enfonsarà pel seu propi pes i es convertirà en una nana blanca, que pot trigar un trilió d'anys a refredar-se. Es va formar a partir de núvols de gas i pols que contenien residus de generacions anteriors d'estels. Gràcies a la metalicidad d'aquest gas, del seu disc circumestelar van sorgir, més tard, els planetes, asteroides i estels del Sistema Solar. A l'interior del Sol es produeixen reaccions de fusió en les quals els àtoms d'hidrogen es transformen en heli, produint-se l'energia que irradia. Actualment, el Sol es troba en plena seqüència principal, fase en la qual seguirà uns 5000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable.

Arribarà un dia en què el Sol esgoti tot l'hidrogen a la regió central en haver-ho transformat en heli. La pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contreure's gravitacionalmente, escalfant progressivament les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendeixin a expandir-se i refredar-se i el Sol es convertirà en un estel gegant vermell. El diàmetre pot arribar a aconseguir i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra, amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'hi haurà extint. Quan la temperatura de la regió central abast aproximadament 100 milions de kelvins, començarà a produir-se la fusió de l'heli en carboni mentre al voltant del nucli se segueix fusionant hidrogen en heli. Això produirà que l'estel es contregui i disminueixi la seva lluentor alhora que augmenta la seva temperatura, convertint-se el Sol en un estel de la branca horitzontal. En esgotar-se l'heli del nucli, s'iniciarà una nova expansió del Sol i l'heli començarà també a fusionar-se en una nova capa al voltant del nucli inert -compost de carboni i oxigen i que per no tenir massa suficient el Sol no aconseguirà les pressions i temperatures suficients per fusionar aquests elements en elements més pesats- que ho convertirà de nou en una geganta vermella, però aquesta vegada de la branca asimptòtica geganta i provocarà que l'astre expulsi gran part de la seva massa en la forma d'una nebulosa planetària, quedant únicament el nucli solar que es transformarà en una nana blanca i, molt més tarda, en refredar-se totalment, en una nana negra. El Sol no arribarà a esclatar com una supernova al no tenir la massa suficient per a això.

Si bé es creia al principi que el Sol acabaria per absorbir a més de Mercuri i Venus a la Terra en convertir-se en geganta vermella, la gran pèrdua de massa que sofrirà en el procés va fer pensar per un temps que l'òrbita terrestre -igual que la dels altres planetes del Sistema Solar- s'expandiria possiblement salvant-la d'aquest destinació.[2] No obstant això, un article recent postula que això no ocorrerà i que les interaccions mareales així com el frec amb la matèria de la cromosfera solar faran que el nostre planeta sigui absorbit.[3] Un altre article posterior també apunta en la mateixa adreça.[4]

Error en crear miniatura:
Cicle de vida del Sol.

Estructura del Sol

Article principal: Estructura estel·lar

Com tota estavella el Sol posseeix una forma esfèrica, i a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu achatamiento polar. Com en qualsevol cos massiu tota la matèria que ho constitueix és atreta cap al centre de l'objecte per la seva pròpia força gravitatòria. No obstant això, el plasma que forma el Sol es troba en equilibri ja que la creixent pressió a l'interior solar compensa l'atracció gravitatòria produint-se un equilibri hidrostàtic. Aquestes enormes pressions es generen a causa de la densitat del material en el seu nucli i a les enormes temperatures que es donen en ell gràcies a les reaccions termonuclears que allí esdevenen. Existeix a més de la contribució purament tèrmica una d'origen fotònic. Es tracta de la pressió de radiació, gens menyspreable, que és causada per l'ingent flux de fotons emesos en el centre del Sol.

Gairebé tots els elements químics terrestres (alumini, sofre, bari, cadmi, calci, carboni, ceri, cobalt, coure, crom, estany, estronci, gal·li, germani, heli, hidrogen, ferro, indi, magnesi, manganès, níquel, nitrogen, or, oxigen, pal·ladi, plata, platí, plom, potassi, rodio, silici, sodi, tal·li, titani, tungstè, vanadi, zirconio i zinc) i diversos compostos (tals com cianógeno, òxid de carboni i amoniaco) han estat identificats en la constitució de l'astre rei, per la qual cosa s'ha concluído que si el nostre planeta s'escalfés fins a la temperatura solar tindria un espectre lluminós gairebé idèntic al sol. Fins i tot l'heli va ser descobert primer en el sol i després es va constatar la seva presència al nostre planeta[5]

El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en "capes de ceba". La frontera física i les diferències químiques entre les diferents capes són difícils d'establir. No obstant això, es pot establir una funció física que és diferent per a cadascuna de les capes. En l'actualitat, l'astrofísica disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1) Nucli, 2) Zona radiant, 3) Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Corona i 7) Vent solar.

Nucli

Articles principals: Nucleosíntesis estel·lar, Cadenas PP i Cicle CNO

Ocupa uns 139 000 km del radi solar, 1/5 del mateix, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix. El Sol està constituït per un 81 % d'hidrogen , 18 % d'heli i l'1 % restant que es reparteix entre altres elements. En el seu centre es calcula que existeix un 49 % d'hidrogen, 49 % d'heli i el 2 % restant en altres elements que serveixen com a catalitzadors en les reaccions termonuclears. Al començament de la dècada dels anys 30 del segle XX, el físic austríac Fritz Houtermans (1903-1966) i l'astrònom anglès Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) van unir els seus esforços per esbrinar si la producció d'energia a l'interior del Sol i en els estels es podia explicar per les transformacions nuclears. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) a Estats Units i Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), a Alemanya, simultània i independentment, van trobar el fet notable que un grup de reaccions en les quals intervenen el carboni i el nitrogen com a catalitzadors constitueixen un cicle, que es repeteix una vegada i una altra, mentre dura l'hidrogen. A aquest grup de reaccions les hi coneix com a "cicle de Bethe o del carboni", i és equivalent a la fusió de quatre protons en un nucli d'heli. En aquestes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa, això és, l'hidrogen consumit pesa més que l'heli produït. Aquesta diferència de massa es transforma en energia segons l'equació d'Einstein (I = mc2), on I és l'energia , m la massa i c la velocitat de la llum. Aquestes reaccions nuclears transformen el 0,7 % de la massa afectada en fotons, amb una longitud d'ona curtíssima i, per tant, molt energètics i penetrants. L'energia produïda manté l'equilibri tèrmic del nucli solar a temperatures aproximadament de 15 milions de kelvins.

El cicle ocorre en les següents etapes:

1H1 + 6C12 → 7N13 ;
7N13 → 6C13 + i+ + neutrí ;
1H1 + 6C13 → 7N14 ;
1H1 + 7N14 → 8O15 ;
8O15 → 7N15 + i+ + neutrí ;
1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, es té
4 1H1 → 2He4 + 2i+ + 2 neutrinos + 26,7 MeV.

L'energia neta alliberada en el procés és 26,7 MeV, o sigui prop de 6,7·1014 J per kg de protons consumits. El carboni actua com a catalitzador, doncs al final del cicle es regenera.

Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en els estels, és el cicle de Critchfiel o protó-protó. Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un jove físic alumne de George Gamow (1904-1968) a la Universitat George Washington, i va tenir una idea completament diferent, en adonar-se que en el xoc entre dos protons molt ràpids pot ocórrer que un perdi la seva càrrega positiva i es converteixi en un neutró, que roman unit a l'altre protó constituint un deuterón, és a dir, un nucli d'hidrogen pesat.

La reacció pot produir-se de dues maneres alguna cosa diferents:

1H1 + 1H1 → 1H2 + i+ + neutrí ;
1H1 + 1H2 → 2He3 ;
2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1.

El primer cicle es dóna en estels més calents i amb major massa que el Sol, i la cadena protó-protó en les similars al Sol. Quant al Sol, fins a l'any 1953 va creure que la seva energia era produïda gairebé exclusivament pel cicle de Bethe, però es va demostrar durant aquests últims anys que la calor solar ve en la majoria (75%) del cicle protó-protó.

En els últims estadis de la seva evolució, el Sol fusionarà també l'heli producte d'aquests processos per donar carboni i oxigen. Vegeu Procés triple-alfa

Zona convectiva

Aquesta regió s'estén per sobre de la zona radiativa i en ella els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant, el transport d'energia es realitza per convecció, de manera que la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten en ser escalfats i disminueixen la seva densitat. Per tant, es formen corrents ascendents de material des de la zona calenta fins a la zona superior, i simultàniament es produeixen moviments descendents de material des de les zones exteriors fredes. Així a uns 200 000 km sota la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els fotons procedents de les zones inferiors i s'escalfa a costa de la seva energia. Es formen així seccions convectivas turbulentas, en les quals les parcel·les de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma de llum visible, refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que aquesta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'observació i estudi d'aquestes oscil·lacions solars constitueix el subjecte d'estudi de l'heliosismología .

Fotosfera

Article principal: Fotosfera

La fotosfera és la zona visible on s'emet llum visible del Sol. La fotosfera es considera com la «superfície» solar i, vista a través d'un telescopi, es presenta formada per grànuls brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, aquests grànuls semblen estar sempre en agitació. ja que el Sol és gasós, la seva fotosfera és alguna cosa transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Normalment es considera que la fotosfera solar té uns 100 o 200 km de profunditat.

Esquema de l'estructura d'anell d'una flamarada solar i el seu origen causat per la deformació de les línies del camp electromagnètic.

Encara que la vora o limb del Sol apareix bastant nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, s'aprecia fàcilment que la lluentor del disc solar disminueix cap a la vora. Aquest fenomen d'enfosquiment del centre al limb és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminueix amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i per tant més lluminosa. En mirar cap al limb, l'adreça visual de l'observador és gairebé tangent a la vora del disc solar pel que arriba radiació procedent sobretot de les capes superiors de la fotosfera, més fredes i emetent amb menor intensitat que les capes profundes a la base de la fotosfera.

Un fotó triga una mitjana de 10 dies des que sorgeix de la fusió de dos àtoms d'hidrogen, a travessar la zona radiant i un mes a recórrer els 200 000 km de la zona convectiva, emprant tan sols uns 8 minuts i mitjà a creuar la distància que separa la Terra del Sol. No es tracta que els fotons viatgin més ràpidament ara, sinó que en l'exterior del Sol el camí dels fotons no es veu obstaculitzat pels continus canvis, xocs, quiebros i turbulències que experimentaven a l'interior del Sol.

Els grànuls brillants de la fotosfera tenen moltes vegades forma hexagonal i estan separats per fines línies fosques. Els grànuls són l'evidència del moviment convectivo i burbujeante dels gasos calents en la part exterior del Sol. En efecte, la fotosfera és una massa en contínua ebullició en el qual les cèl·lules convectivas s'aprecien com a grànuls en moviment la vida mitjana del qual és tan sol d'uns nou minuts. El diàmetre mitjà dels grànuls individuals és d'uns 700 a 1000 km i resulten particularment notoris en els períodes de mínima activitat solar. Hi ha també moviments turbulentos a una escala major, la trucada "supergranulación", amb diàmetres típics d'uns 35 000 km. Cada supergranulación conté centenars de grànuls individuals i sobreviu entre 12 a 20 hores. Va ser Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero i astrònom aficionat, el primer a observar la granulació fotosférica al segle XIX. En 1896 el francès Pierre Jules César Janssen (1824-1907) va aconseguir fotografiar per primera vegada la granulació fotosférica.

Imatge detallada d'un conjunt de taques solars observades en el visible. La umbra i la penombra són clarament discernibles així com la granulació solar.

El signe més evident d'activitat en la fotosfera són les taques solars. En els temps antics es considerava al Sol com un foc diví i, per tant, perfecte i infalible. De la mateixa manera se sabia que la brillant cara del Sol estava de vegades ennuvolada amb unes taques fosques, però s'imaginava que era a causa d'objectes que passaven en l'espai entre el Sol i la Terra. Quan Galileu (1564-1642) va construir el primer telescopi astronòmic, donant origen a una nova etapa en l'estudi de l'Univers , va fer la següent afirmació "Repetides observacions m'han convençut, que aquestes taques són substàncies en la superfície del Sol, en la qual es produeixen contínuament i en la qual també es dissolen, unes més ràpid i unes altres més tard". Una taca solar típica consisteix en una regió central fosca, cridada "umbra", envoltada per una "penombra" més clara. Una sola taca pot arribar a mesurar fins a 12 000 km (gairebé tan gran com el diàmetre de la Terra), però un grup de taques pot aconseguir 120 000 km d'extensió i fins i tot algunes vegades més. La penombra està constituïda per una estructura de filaments clars i foscos que s'estenen més o menys radialment des de la umbra. Ambdues (umbra i penombra) semblen fosques per contrast amb la fotosfera, simplement perquè estan més fredes que la temperatura mitjana de la fotosfera. Així, la umbra té una temperatura de 4000 K, mentre que la penombra aconsegueix els 5600 K, inferiors en tots dos casos als 6000 K que tenen els grànuls de la fotosfera. Per la llei de Stefan-Boltzmann, en què l'energia total radiada per un cos negre (com un estel) és proporcional a la quarta potència de la seva temperatura efectiva (I = σT4, on σ = 5,67051·10−8 W/m2·K4 ), la umbra emet aproximadament un 32% de la llum emesa per un àrea igual de la fotosfera i anàlogament la penombra té una lluentor d'un 71% de la fotosfera. La foscor d'una taca solar està causada únicament per un efecte de contrast; si poguéssim veure una taca tipus, amb una umbra de la grandària de la Terra, aïllada i a la mateixa distància que el Sol, brillaria una 50 vegades més que la Lluna plena. Les taques estan relativament immòbils pel que fa a la fotosfera i participen de la rotació solar. L'àrea de la superfície solar coberta per les taques es mesura en termes de milionèsima del disc visible.

Cromosfera

Article principal: Cromosfera

La cromosfera és una capa exterior a la fotosfera visualment molt més transparent. La seva grandària és d'aproximadament uns 10 000 km i és impossible observar-la sense filtres especials en ser eclipsada per la major lluentor de la fotosfera. La cromosfera pot observar-se no obstant això en un eclipsi solar en un to vermellós característic i en longituds d'ona específiques, notablement en Hα, una longitud d'ona característica de l'emissió per hidrogen a molt alta temperatura.

Les prominències solars ascendeixen ocasionalment des de la fotosfera aconseguint altures de fins a 150 000 km produint erupcions solars espectaculars.

Corona solar

Article principal: Corona solar

La corona solar està formada per les capes més tènues de l'atmosfera superior solar. La seva temperatura aconsegueix els milions de kelvin, una xifra molt superior a la de la capa que li segueix, la fotosfera, sent aquesta inversió tèrmica un dels principals enigmes de la ciència solar recent. Aquestes elevadíssimes temperatures són una dada enganyosa i conseqüència de l'alta velocitat de les poques partícules que componen l'atmosfera solar. Les seves grans velocitats són degudes a la baixa densitat del material coronal, als intensos camps magnètics emesos pel Sol i a les ones de xoc que trenquen en la superfície solar estimulades per les cèl·lules convectivas. Com a resultat de la seva elevada temperatura, des de la corona s'emet gran quantitat d'energia en rajos X. En realitat, aquestes temperatures no són més que un indicador de les altes velocitats que aconsegueix el material coronal que s'accelera en les línies de camp magnètic i en dramàtiques ejeccions de material coronal (EMCs). La veritat és que aquesta capa és massa poc densa com per poder parlar de temperatura en el sentit usual d'agitació tèrmica.

Tots aquests fenòmens combinats ocasionen estranyes ratlles en l'espectre lluminós que van fer pensar en l'existència d'un element desconegut a la terra al que fins i tot van denominar coronium fins que investigacions posteriors en 1942 van concloure que es tractaven de radiacions produïdes per àtoms neutres d'oxigen de la part externa de la mateixa corona, així com de ferro, níquel, calci i argón altament ionitzats (fenòmens impossibles d'obtenir en laboratoris).[6]

La corona solar solament és observable des de l'espai amb instruments adequats que anteposen un disc opac per eclipsar artificialment al Sol o durant un eclipsi solar natural des de la Terra. El material tènue de la corona és contínuament expulsat per la forta radiació solar donant lloc a un vent solar. Així doncs, es creu que les estructures observades en la corona estan modelades en gran mesura pel camp magnètic solar i les cèl·lules de transport convectivo.

CME

Article principal: Tempesta geomagnètica
Tempesta solar.

La CME és una ona feta de radiació i vent solar que es desprèn del Sol en el període anomenat Activitat Màxima Solar. Aquesta ona és molt perillosa ja que danya els circuits elèctrics, els transformadors i els sistemes de comunicació. Quan això ocorre, es diu que hi ha una tempesta solar.

Importància de l'energia solar a la Terra

La major part de l'energia utilitzada pels éssers vius procedeix del Sol, les plantes l'absorbeixen directament i realitzen la fotosíntesi, els herbívors absorbeixen indirectament una petita quantitat d'aquesta energia menjant les plantes, i els carnívors absorbeixen indirectament una quantitat més petita menjant als herbívors.

La majoria de les fonts d'energia usades per l'home deriven indirectament del Sol. Els combustibles fòssils preserven energia solar capturada fa milions d'anys mitjançant fotosíntesis, l'energia hidroelèctrica usa l'energia potencial d'aigua que es va condensar en altura després d'haver-se evaporat per la calor del Sol, etc.

No obstant això, l'ús directe d'energia solar per a l'obtenció d'energia no està encara molt estès a causa que els mecanismes actuals no són suficientment eficaços.

Reaccions termonuclears i incidència sobre la superfície terrestre

Una mínima quantitat de matèria pot convertir-se en una enorme manifestació d'energia. Aquesta relació entre la matèria i l'energia explica la potència del Sol, que fa possible la vida. Quin és l'equivalència? En 1905, Einstein havia predit una equivalència entre la matèria i l'energia mitjançant la seva equació I=mc². Una vegada que Einstein va formular la relació, els científics van poder explicar per què ha brillat el Sol per milers de milions d'anys. A l'interior del Sol es produeixen contínues reaccions termonuclears. D'aquesta manera, el Sol converteix cada segon uns 564 milions de tones d'hidrogen en 560 milions de tones d'heli , la qual cosa significa que uns quatre milions de tones de matèria es transformen en energia solar, una petita part de la qual arriba a la Terra i sosté la vida.


Amb la fórmula i les dades anteriors es pot calcular la producció d'energia del Sol, obtenint-se que la potència del nostre estel és aproximadament 3,8*1026 watts, o 3,8*1023 quilowatts -o, dit d'una altra manera, el Sol produeix en un segon 760000 vegades la producció energètica anual a nivell mundial-.

Observació astronòmica del Sol

Arxiu:Moon transit of sun large.ogg Unes de les primeres observacions astronòmiques de l'activitat solar van ser les realitzades per Galileu Galilei en el s.XVII, utilitzant vidres fumats al principi, i usant el mètode de projecció després. Galileu va observar així les taques solars i va poder mesurar la rotació solar així com percebre la variabilitat d'aquestes. En l'actualitat l'activitat solar és monitoreada constantment per observatoris astronòmics terrestres i observatoris espacials. Entre els objectius d'aquestes observacions es troba no solament aconseguir una major comprensió de l'activitat solar sinó també la predicció de successos d'elevada emissió de partícules potencialment perilloses per a les activitats en l'espai i les telecomunicacions terrestres.

Exploració solar

Per obtenir una visió ininterrompuda del Sol en longituds d'ona inaccessibles des de la superfície terrestre l'Agència Espacial Europea i NASA van llançar cooperativament el satèl·lit SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de desembre de 1995. La sonda europea Ulysses va realitzar estudis de l'activitat solar i la sonda nord-americana Gènesi es va llançar en un vol proper a l'heliosfera per tornar a la Terra amb una mostra directa del material solar. Gènesi va tornar a la Terra en el 2004 però el seu reentrada en l'atmosfera va ser acompanyada d'una fallada en el seu paracaigudes principal que va fer que s'estavellés sobre la superfície. L'anàlisi de les mostres obtingudes prossegueix en l'actualitat.

Precaucions necessàries per observar el Sol

Vegeu també


Referències

  1. ↑ a b «The Solar System» (en anglès). Solarviews.com. Consultat el 8 de maig de 2009. «The planets, most of the satellites of the planets and the asteroids revolve around the Sun in the same direction, in nearly circular orbits»
  2. ↑ «Our Sun. III. Present and Future».
  3. ↑ http://arxiv.org/ps%20cache/arxiv/pdf/0801/0801.4031v1.pdf
  4. ↑ http://arxiv.org/ps%20cache/arxiv/pdf/0806/0806.3017v3.pdf
  5. ↑ Gall, Joaquín; Anfossi, Agustín: Cosmografía, 7ª Edició, Editorial Progrés, Mèxic, 1980, pàgina 90.
  6. ↑ Mosqueira R., Salvador, Cosmografia i Astrofísica, Editoria Pàtria, Mèxic, 1983, pàgina 228
  7. ↑ Alerta sobre Tempesta Solar - NASA

Bibliografia

  • Bonanno A, Schlattl H, Paternò L: "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 2002;390:1115-18.
  • Carslaw KS, Harrison RG, Kirkby J: "Cosmic Rays, Clouds, and Climate". Science. 2002;298:1732-37.
  • Kasting, JF, Ackerman TP: "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere". Science. 1986;234:1383-85.
  • Priest, Eric Ronald: Solar Magnetohydrodynamics. Dordrecht: D. Reidel Pub., 1982, p. 206-245. ISBN 90-277-1374-X
  • Schlattl H: "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrí problem", Physical Review D. 2001;64(1).
  • Thompson MJ: "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior", Astronomy & Geophysics. 2004;45(4):21-25.

Enllaços externs

Generals
Observació del Sol

mwl:Sol

Obtingut de" http://ks312095.kimsufi.com../../../../articles/a/r/t/wikilingue%7EArt%C3%ADculos_sol·licitats_2358.html"