- Si busqueu la moneda d'aquest nom, vegeu Sol (moneda).
 |
|
| Dades observacionals | |
|---|---|
| Distà ncia mitjana de la Terra |
149,6 milions de km 8,31 min a la velocitat de la llum |
| Brillantor | −26,74m [1] |
| Magnitud absoluta | 4,83m [1] |
| Classe espectral | G2V |
| Metal·licitat | Z = 0,0177[2] |
| Dià metre angular | 31.6' - 32.7' [3] |
| Adjectius | solar |
| CaracterÃstiques orbitals | |
| Distà ncia mitjana del centre de la Via Là ctia |
~2,5·1017 km 26.000 anys-llum |
| PerÃode orbital galà ctic | 2,25–2,50·108 anys |
| Velocitat | ~2,20·105 m/s (òrbita al voltant del centre de la galà xia) ~2·104 m/s (en relació a la velocitat mitjana d'altres estels en la estelar) |
| CaracterÃstiques fÃsiques | |
| Dià metre mitjà | 1,392·109 m [1] 109 Terres |
| Radi equatorial | 6,955·108 m [4] 109 vegades el de la Terra[4] |
| Circumferència equatorial | 4.379·109 m [4] 109 vegades la de la Terra[4] |
| Aplaname | 9·10-6 |
| SuperfÃcie | 6,0877·1018 m² [4] 11.990 Terres[4] |
| Volum | 1,4122·1027 m³ [4] 1.300.000 Terres |
| Massa | 1,9891 ·1030 kg[1] 332.946 Terres |
| Densitat mitja | ≈1,409 ·103 kg/m³[4][1][5] |
| Densitats diferents | Nucli: 1.5·105 kg/m³ Baixa fotosfera: 2×10-4 kg/m³ Baixa cromosfera: 5×10-6 kg/m³ Corona mitjana: 10×10-12kg/m³[6] |
| Gravetat de superfÃcie equatorial | 274,0 m/s2 [1] 27,94 g 28 vegades la de la Terra[4] |
| Velocitat d'escapament (de la superfÃcie) |
617,7 km/s [4] 55 vegades la de la Terra[4] |
| Temperatura de la superfÃcie (efectiva) |
5.778 K [1] |
| Temperatura de la corona |
~5×106 K |
| Temperatura del nucli |
~15.7×106 K [1] |
| Lluminositat (Lsol) | 3,846×1026 W [1] ~3,75×1028 lm ~98 lm/W eficiència |
| Intensitat mitjana (Isol) | 2,009×107 W m-2 sr-1 |
| CaracterÃstiques de rotació | |
| Obliqüitat | 7,25° [1] (a l'ecliptica) 67,23° (al pla galà ctic) |
| Ascensió recta del Pol Nord[7] |
286,13° 19 h 4 min 30 s |
| Declinació del Pol Nord |
+63,87° 63°52' Nord |
| PerÃode de rotació sideral (a 16° de latitud) |
25,38 dies [1] 25 d 9 h 7 min 13 s[7] |
| (a l'equador) | 25,05 days [1] |
| (als pols) | 34,3 days [1] |
| Velocitat de rotació (a l'equador) |
7,284 ×103 km/h |
| Composició de la fotosfera (per massa) | |
| Hidrogen | 73m46 %[8] |
| Heli | 24,85 % |
| Oxigen | 0,77 % |
| Carboni | 0,29 % |
| Ferro | 0,16 % |
| Sofre | 0,12 % |
| Neó | 0,12 % |
| Nitrogen | 0,09 % |
| Silici | 0,07 % |
| Magnesi | 0,05 % |
El Sol és un estel situat al centre del sistema solar. La Terra i tots els altres planetes del sistema solar orbiten el Sol. Els planetes menors, els cometes, els meteoroides i tot el medi interplanetari que hi ha enmig també orbiten el Sol. Al ser l'estel més pròxim a la Terra (es troba a 150 milions de km) és també l'astre més brillant del firmament. La seva presència o absència en el cel determina el dia i la nit, respectivament. L'energia radiada pel Sol és aprofitada pels éssers fotosintètics que constituïxen la base de la cadena alimentà ria. AixÃ, és la principal font d'energia de la vida. També aporta l'energia que manté en funcionament els processos climà tics.
És un estel de la seqüència principal, de classe espectral G2, cosa que indica que és una mica més gran i calent que un estel mitjà . És una immensa esfera de plasma formada majorità riament per hidrogen i heli. Radia una gran quantitat d'energia a l'espai mitjançant processos nuclears de fusió. Es va formar fa uns 4.500 milions d'anys, al mateix temps que el sistema solar, i arribarà al final de la seva vida d'aquà a uns 5.000 milions d'anys més. Arribat aquell moment, es convertirà en una gegant vermella i després en una nana blanca.
Malgrat que és un estel de mida mitjana, és l'únic que es resol a simple vista des de la Terra, amb un dià metre angular de 32' 35" minuts d'arc en el periheli i 31' 31" en l'afeli. El que dóna un dià metre mitjà de 32' 03". Per una estranya coincidència, la combinació de grandà ries i distà ncies del Sol i la Lluna són tals que, vistos des de la Terra, tenen aproximadament la mateixa grandà ria aparent.
Taula de continguts |
edita CaracterÃstiques
En el centre del Sol, la densitat és aproximadament 1,5 × 105 kg/m3, les reaccions termonuclears (fusió) converteixen l'hidrogen en heli. 3,9 × 1045 à toms passen per reaccions nuclears cada segon. Això allibera energia que fuig de la superfÃcie del Sol com a llum. És possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenades bombes d'hidrogen. En un futur podria esdevenir-se que la energia alliberada per la fusió nuclear en reactors de fusió sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producció d'electricitat.
Tota la matèria del Sol està en forma de plasma degut a la seva temperatura extrema. AixÃ, el Sol pot girar més rà pidament a l'equador que a latituds altes, ja que no és un sòlid. La rotació diferencial (segons la latitud) del Sol causa que les lÃnies del camp magnètic s'entortolliguin amb el temps, provocant la formació de les espectaculars taques solars i protuberà ncies solars.
La corona solar té 1011 à toms/m3, i la fotosfera té 1023 à toms/m3.
Durant algun temps es va pensar que el nombre de neutrins produïts a les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicció teòrica, un problema que es denominà problema dels neutrins solars. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins més difÃcils de detectar en el camà de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir.
Per a obtenir informació ininterrompuda del Sol, l'Agència Espacial Europea i la NASA van posar en òrbita l'observatori SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de desembre de 1995.
edita Naixement i mort del Sol
Més informació en: Evolució estel·lar
El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de núvols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors d'estrelles. Grà cies a la metal·licitat de tal gas, del seu disc protoplanetari van sorgir, més tard, els planetes, asteroides i cometes del sistema solar. En l'interior del Sol es produïxen reaccions de fusió en les que els à toms d'hidrogen es transformen en heli produint-se l'energia que irradia la nostra estrela. Actualment, el Sol es troba en plena seqüència principal, fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant aquest es contraurà i s'encendrà la capa d'hidrogen adjacent, però això no bastarà per a retenir-lo. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada com per a fusionar l'heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall se n'aniran expandint gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de brillantor de la estrela, la seva temperatura efectiva disminuirà , situant el seu llum en la regió roja del espectre. El Sol s'haurà convertit en una gegant roja. El radi del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit a Mercuri, Venus i, possiblement, a la Terra. Durant la seva etapa com gegant roja (uns 1.000 milions d'anys) el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida el vent solar s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, la qual, formarà , amb el temps, una nebulosa planetà ria. El nucli i les seves regions més pròximes es comprimiran més fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en el que les repulsions de tipus quà ntic entre els electrons extremadament pròxims (degenerats) frenaran el col·lapse. Quedarà llavors, com a romanent estel·lar, una nana blanca de carboni i oxigen que s'anirà refredant gradualment.
edita Estructura del Sol
Com tots els cossos amb suficient massa, el Sol posseeix una forma esfèrica i a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament polar. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partÃcules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la força gravitacional, però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per la força de pressió de radiació i la pressió del gas. Pel fet que estes forces es compensen, l'estrella ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. És l'anomenat equilibri hidrostà tic. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en "capes de ceba". La frontera fÃsica i les diferències quÃmiques entre les distintes capes són difÃcils d'establir. Sà es pot no obstant establir una funció fÃsica que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'Astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons este model, el Sol està format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona i 7) vent solar.
edita Nucli solar
Ocupasup> + neutrÃ, i finalment
1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, tenim
4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrins + 26,7 MeV.
L'energia neta alliberada en el procés és 26,7 MeV, o siga prop de 6,7 x 1014 Joules per kg de protons consumits. El carboni actua com a catalitzador, perquè al final del cicle es regenera.
edita Cicle de fusió protó-protó
Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en les estrelles, és el cicle de Critchfiel o protó-protó. El 1938, Charles Critchfiel, un jove fÃsic alumne de George Gamow (1904-1968) a la Universitat de George Washington, va adonar-se que en el xoc entre dos protons molt rà pids pot ocórrer que un dels protons perdi la seua cà rrega positiva i es convertisca en un neutró, que roman unit a l'altre protó, constituint un deuteró, és a dir un nucli d'hidrogen pesat. La reacció és: 1H1 + 1H1 → 2H2 + e+ + neutrÃ; 1H1 + 1H2 → 2He3; 2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1.
edita Observacions
El primer cicle (CNO) es dóna en estrelles més calentes i amb major massa que el Sol i la cadena protó-protó en les semblants al Sol. Quant al Sol, fins a l'any 1953 es va creure que la seua energia era produïda exclusivament per l'enllustre de Bethe, però s'ha demostrat en estos últims anys que la calor solar procedix en un 99 % del cicle protó-protó.
Arribarà un dia en què el Sol esgote tot l'hidrogen en la regió central al transformar-lo en heli, la pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, calfant-se cada vegada més les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendisquen a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertirà en una estrella gegant roja. El dià metre del Sol pot arribar a arribar i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central abast aproximadament 100 milions de graus, començarà a produir-se la reacció del heli en carboni, fins que el primera s'esgote, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que a l'esgotar-se l'hidrogen. D'esta manera el nucli començarà a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una nana blanca i, més tard, al refredar-se totalment, en una nana negra.
edita Zona radiant
És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al lÃmit exterior de la zona radiativa. Esta zona està composta de plasma, és a dir, grans quantitats de hidrogen i heli ionitzat. Com la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6000 graus en la fotosfera), és més fà cil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés. Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum a arribar la superfÃcie i manifestar-se com a llum visible.
edita Zona convectiva
Esta regió s'estén per damunt de la zona radiant 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 en la que la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminuïxen la seva densitat per tant es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors freds establint-se corrents convectives. Aixà a uns 200.000 quilòmetres baix 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 es calfa a expenses de la seva energia. Es formen aixà seccions convectives de turbulència, que 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'anà lisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que esta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'heliosismologia.
edita Fotosfera
La fotosfera és la zona des de la que s'emet prà cticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfÃcie» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grà nuls brillants que es projecten sobre un fons mes fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, estos grà nuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou nÃtid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, es nota fà cilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distà ncia 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. Però al mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per esta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 km de profunditat.
El signe més evident d'activitat en la fotosfera són les taques solars.
edita Cromosfera
La cromosfera és la regió de l'"atmosfera" solar situada entre la fotosfera i la corona solar. És una capa relativament fina, de només 2.000 km de gruix, que està dominada per un espectre de lÃnies d'absorció i emissió. El nom "cromosfera" ve del grec chromos que significa color, perquè la cromosfera és visible com un flaix de color al principi i al final dels eclipsis totals de Sol.
edita Corona solar
La corona solar és la part més exterior de l'atmosfera solar. Mesura més d'un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els eclipsis solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol i denominat coronògraf. Fins a 1930 l'única forma d'observar la corona era possible quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Grà cies a la invenció, el 1930 d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coronògrafs, es va poder estudiar de forma més accessible el fenomen de la corona solar.
La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la fotosfera té una temperatura aproximada de 6000ºC).
La corona solar està composta per xicotetes partÃcules que eventualment són llançades a l'espai per l'intens camp magnètic solar produint el vent solar i, en fenòmens d'ejecció intensos, tempestats elèctriques en la Terra. Estos à toms llançats, al xocar amb la part superior de la nostra atmosfera són els causants de les aurores en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona són deguts al camp magnètic del Sol.
Durant un eclipsi, el 1870, Charles Young observant l'espectre de llum de la corona va identificar un traç verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hipòtesis que van circular en l'època es va parlar d'un suposat element quÃmic desconegut que no estaria disponible en la Terra. En 1940 Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts sinó d'à toms altament ionitzats d'elements disponibles en la Terra com el ferro.
edita Vent solar
El vent solar és un flux de partÃcules carregades (és a dir, plasma) que sorgeixen de la part superior de l'atmosfera solar i s'estenen per tot el sistema solar. Està format majoriatà riament per protons i electrons d'alta energia (500 keV).
La composició elemental del vent solar (en massa) és idèntica a la de la corona: un 71-73% d'hidrogen ionitzat i un 25-27% d'heli ionitzat, la resta són ions d'altres elements i electrons. Les partÃcules es troben completament ionitzades formant un plasma molt poc dens. En les proximitats de la Terra, la velocitat del vent solar varia entre els 200-889 km/s, sent la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar.
Les partÃcules de vent solar que són atrapades en el camp magnètic terrestre, mostren tendència a agrupar-se en els cinturons de Van Allen i poden provocar les aurores boreals i les aurores australs quan xoquen amb l'atmosfera terrestre prop dels pols geogrà fics. Altres planetes que tenen camps magnètics semblants als de la Terra també tenen les seves pròpies aurores.
El vent solar forma una "bombolla" enmig del medi interestel·lar (una molt baixa densitat d'à toms d'hidrogen i heli que omple la galà xia). El punt en què la força del vent solar no és prou important com per a desplaçar el medi interestel·lar es coneix com heliopausa i es considera que és la "vora" més exterior del sistema solar. La distà ncia fins a l'heliopausa no és coneguda amb precisió i probablement depèn de la velocitat del vent solar i de la densitat local del medi interestel·lar, però se sap que està molt més enllà de l'òrbita de Plutó.
edita Energia solar
La major part de l'energia utilitzada pels éssers vius procedeix del Sol, les plantes l'absorbeixen directament i realitzen la fotosÃntesi, els herbÃvors absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'esta energia menjant les plantes, i els carnÃvors absorbeixen indirectament una quantitat més xicoteta menjant als herbÃvors.
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 per mitjà de fotosÃntesi, l'energia hidrà ulica 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 de l'energia solar per a l'obtenció d'energia no està molt estès pel fet que els mecanismes actuals no són prou eficaços.
edita Precaucions necessà ries per a observar el Sol
- No mireu mai directament el Sol sense la protecció adient. Fer-ho pot causar lesions i cremades greus als ulls i fins i tot ceguesa permanent.
- Les ulleres de sol, filtres fets amb pel·lÃcula fotogrà fica velada, polaritzadors, gelatines, CDs o vidres fumats NO ofereixen la suficient protecció als ulls.
- Una bona protecció la proporcionen els filtres MYLAR® o equivalents. Les ulleres utilitzades per a la soldadura a l'arc amb vidres de densitats 14 a 16, són idònies per a aquesta fi. Les mateixes precaucions s'han de tenir en compte si s'utilitzen aparells òptics. Els filtres han d'anar col·locats a la part frontal i mai a l'ocular.
- La exposició excessiva al sol pot produir una insolació.
edita Simbolisme
El sol és un sÃmbol principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi masculÃ, com a la majoria del Mediterrani, o femenÃ, com a l'Àsia, per exemple. Sol tenir relació amb el gènere que té la paraula en cada llengua.
Simbolitza la llum i el poder. En l'alquÃmia es relaciona amb l'or i s'escriu com un cercle amb un punt enmig (el mateix signe que a l'astrologia).
A vegades s'ha usat com a al·legoria de Jesús, ja que "mor" i "ressuscita" (es pon i surt cada dia per a l'ull humà ), està al cel i irradia llum. Igualment, la data de Nadal estaria associada al solstici d'hivern. Les corones dels sants sovint tenen rajos com els del sol.
En molts indrets va ser venerat com un déu. A Egipte era Ra i va ser el primer culte monoteista. Al panteó de la mitologia grega era Apol·lo. També és una divinitat important a les cultures precolombines d'Amèrica.
edita Vegeu també
|
El Sol
|
|---|
 |
| Estructura: Nucli - Zona de radiació - Zona de convecció |
| Atmosfera - Fotosfera - Cromosfera - Regió de transició - Corona |
| Estructura estesa: Xoc de terminació - Heliosfera - Heliopausa - Heliosheath - Xoc en arc |
| Fenòmens solars: Taques solars - Fà cules - Granulació - Supergranulació - Vent solar - EspÃculs |
| RÃnxols coronals - Erupcions - Protuberà ncies - Ejeccions de massa coronal |
| Ones de Moreton - Forats coronals |
| Altres: Sistema solar - Variació solar - DÃnamo solar - Capa de corrent heliosfèric - Radiació solar - Eclipsi de Sol - Llum solar |
| Sistema solar |
|---|
 |
| Sol • Mercuri • Venus • Terra • Mart • Júpiter • Saturn • Urà • Neptú |
| Plutó • Cinturó d'asteroides • Cinturó de Kuiper • Eris • Ceres • Núvol d'Oort
Satèl·lits de Mart • Satèl·lits de Júpiter • Satèl·lits de Saturn • Satèl·lits d'Urà • Satèl·lits de Neptú |
| Fonts de Llum: | ||
|---|---|---|
|
Fonts lluminoses naturals: |
Sol | Bioluminescència | Objectes celests | Llamp |
|
|
Fonts lluminoses basades en la combustió: |
Candeles | Foc | Il·luminació de gas | Là mpades de querosè | Quinqués | Là mpades Davy |
|
|
Fonts lluminoses elèctriques: |
Là mpades d'arc | Bombeta d'incandescència | Là mpades de descà rrega (Là mpades fluorescents) | Là mpades halògena |
|
|
Fonts lluminoses de descà rrega d'alta intensitat: |
Là mpades de HMI | Là mpades de vapor de mercuri | Là mpades d'halur de metall | Là mpades de vapor de sodi | Là mpades d'arc de xenó |
|
|
Altres fonts lluminoses elèctriques: |
Là mpades electroluminescents | Il·luminació inductiva | LED | Neó i là mpades d'argó | Là mpada de sofre | Flaixos de xenó |
|
|
|||
| Sol | Núvol | Pluja | Vent | Tempesta | Neu | Pedra | Llamp i Llampec | Boira | Gelada Sequera | Inundació | Tornado | Cicló | Tempesta de pols | Tsunami | Monsó |
.svg){kind=logo}
