Sol - Sun

sol Sun symbol.svg
Sun white.jpg
Retratado em luz visível atenuada com filtro solar em 2013 com manchas solares e escurecimento de membros .
O Sol pela Assembleia de Imagens Atmosféricas do Observatório Solar Dynamics da NASA - 20100819.jpg
Imagem em cores falsas tirada em 2010, vista em luz ultravioleta (comprimento de onda de 30,4 nm)
Nomes Sun, Sol / s ɒ l / , Sól , Helios / h i l i ə s /
Adjetivos Solar / s l ər /
Dados de observação
Distância média
da terra
AU1,496 × 10 8  km
8 min 19 s à velocidade da luz
Brilho visual ( V ) -26,74
Magnitude absoluta 4,83
Classificação espectral G2V
Metalicidade Z = 0,0122
Tamanho angular 31,6-32,7 minutos de arco
≈ 0,5 graus
Características orbitais
Distância média
do núcleo da Via Láctea
≈ 2,7 × 10 17  km
29.000  anos-luz
Período galáctico (2,25–2,50) × 10 8 anos
Velocidade ≈ 220 km / s (orbita em torno do centro da Via Láctea)
≈ 20 km / s (em relação à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar)
≈ 370 km / s (em relação à radiação cósmica de fundo )
Características físicas
Raio equatorial 695.700  km,
696.342 km
109  × raios da Terra
Circunferência equatorial 4,379 × 10 6  km
109 × Terra
Achatamento 9 × 10 −6
Superfície 6,09 × 10 12  km 2
12.000 × Terra
Volume 1,41 × 10 18  km 3
1.300.000 × Terra
Massa 1,9885 × 10 30  kg
333.000  Terras
Densidade média 1,408 g / cm 3
0,255 × Terra
Densidade central (modelada) 162,2 g / cm 3
12,4 × Terra
Gravidade da superfície equatorial 274 m / s 2
28 × Terra
Fator de momento de inércia 0,070 (estimativa)
Velocidade de escape
(da superfície)
617,7 km / s
55 × Terra
Temperatura Centro (modelado): 1,57 × 10 7  K
Fotosfera (efetivo):5.772  K
Corona : ≈ 5 × 10 6  K
Luminosidade (L sol ) 3,828 × 10 26  W
≈ 3,75 × 10 28  lm
≈  Eficácia de 98 lm / W
Cor (BV) 0,63
Radiância média  (I sol ) 2,009 × 10 7  W · m −2 · sr −1
Era ≈ 4,6 bilhões de anos (4,6 × 10 9  anos )
Características de rotação
Obliquidade 7,25 °
(para a eclíptica )
67,23 °
(para o plano galáctico )
Ascensão Reta
do Pólo Norte
286,13 °
19 h 4 min 30 s
Declinação
do Pólo Norte
+ 63,87 °
63 ° 52 'Norte
Período de rotação sideral
(no equador)
25,05 d
(a 16 ° de latitude) 25,38 d
25 d 9 h 7 min 12 s
(nos pólos) 34,4 d
Velocidade de rotação
(no equador)
7,189 × 10 3  km / h
Composição fotosférica (por massa)
Hidrogênio 73,46%
Hélio 24,85%
Oxigênio 0,77%
Carbono 0,29%
Ferro 0,16%
Néon 0,12%
Azoto 0,09%
Silício 0,07%
Magnésio 0,05%
Enxofre 0,04%

O Sol é a estrela no centro do Sistema Solar . É uma esfera quase perfeita de plasma quente , aquecida até a incandescência por reações de fusão nuclear em seu núcleo, irradiando a energia principalmente como luz visível , luz ultravioleta e radiação infravermelha . É de longe a fonte de energia mais importante para a vida na Terra . Seu diâmetro é de cerca de 1,39 milhão de quilômetros (864.000 milhas), ou 109 vezes o da Terra. Sua massa é cerca de 330.000 vezes a da Terra; é responsável por cerca de 99,86% da massa total do Sistema Solar. Aproximadamente três quartos da massa do Sol consiste em hidrogênio (~ 73%); o resto é principalmente hélio (~ 25%), com quantidades muito menores de elementos mais pesados, incluindo oxigênio , carbono , néon e ferro .

O Sol é uma estrela de sequência principal do tipo G (G2V) com base em sua classe espectral . Como tal, é informalmente e não completamente conhecido como anã amarela (sua luz está mais próxima do branco do que do amarelo). Formou-se há aproximadamente 4,6 bilhões de anos a partir do colapso gravitacional da matéria em uma região de uma grande nuvem molecular . A maior parte dessa matéria se reuniu no centro, enquanto o resto se achatou em um disco orbital que se tornou o Sistema Solar . A massa central tornou-se tão quente e densa que acabou iniciando a fusão nuclear em seu núcleo . Pensa-se que quase todas as estrelas se formam por este processo .

O núcleo do Sol funde cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio a cada segundo, convertendo 4 milhões de toneladas de matéria em energia a cada segundo como resultado. Essa energia, que pode levar entre 10.000 e 170.000 anos para escapar do núcleo, é a fonte da luz e do calor do Sol. Quando a fusão do hidrogênio em seu núcleo diminuiu a ponto de o Sol não estar mais em equilíbrio hidrostático , seu núcleo sofrerá um aumento acentuado em densidade e temperatura enquanto suas camadas externas se expandem, eventualmente transformando o Sol em uma gigante vermelha . Calcula-se que o Sol se tornará grande o suficiente para engolfar as órbitas atuais de Mercúrio e Vênus e tornar a Terra inabitável - mas não por cerca de cinco bilhões de anos. Depois disso, ela se desprenderá de suas camadas externas e se tornará um tipo denso de estrela em resfriamento, conhecida como anã branca , e não produzirá mais energia por fusão, mas ainda brilhará e emitirá calor de sua fusão anterior.

O enorme efeito do Sol na Terra é reconhecido desde os tempos pré-históricos . O Sol era considerado por algumas culturas como uma divindade . A rotação sinódica da Terra e sua órbita ao redor do Sol são a base dos calendários solares , um dos quais é o calendário gregoriano , o calendário predominante em uso hoje.

Nome e etimologia

A palavra inglesa sun foi desenvolvida a partir do inglês antigo sunne . Cognatos aparecem em outras línguas germânicas , incluindo West Frisian sinne , holandês zon , baixo alemão Sünn , alemão padrão Sonne , Bavarian Sunna , Old Norse sunna e gótico sunnō . Todas essas palavras derivam do proto-germânico * sunnōn . Em última análise, isso está relacionado à palavra para sol em outros ramos da família de línguas indo-europeias , embora na maioria dos casos um radical nominativo com um l seja encontrado, em vez do radical genitivo em n , como por exemplo no latim sōl , grego antigo ἥλιος ( hēlios ), galês haul e russo солнце ( solntse ; pronuncia-se sontse ), bem como (com * l> r ) sânscrito स्वर ( svár ) e persa خور ( xvar ). Na verdade, o l- tronco também sobreviveu no protogermânico, como * sōwelan , que deu origem ao sauil gótico (junto com sunnō ) e sólidas prosaicas nórdicas antigas (ao lado de sunna poética ) e, por meio dele, as palavras para sol no escandinavo moderno idiomas: sueco e dinamarquês solen , islandês sólin , etc.

Em Inglês, o grego e palavras latinas ocorrer em poesia como personificações do Sol, Helios ( / h i l i ə s / ) e Sol ( / s ɒ l / ), enquanto que na ficção científica Sol pode ser usado como um nome para o Sol para distingui-lo de outras estrelas. O termo sol com um s minúsculo é usado pelos astrônomos planetários para a duração de um dia solar em outro planeta como Marte .

Os principais adjetivos para o Sol em Inglês são ensolarado para a luz solar e, em contextos técnicos, energia solar ( / s l ər / ), do latim sol - este último encontrado em termos tais como dia solar , eclipse solar e sistema solar (ocasionalmente Sistema Sol ). Do grego Helios vem o adjetivo raro Heliac ( / h i l i æ k / ).

O nome do dia da semana em inglês, domingo, deriva do inglês antigo Sunnandæg "dia do sol", uma interpretação germânica da frase latina diēs sōlis , ela própria uma tradução do antigo grego ἡμoachα ἡλίου ( hēmera hēliou ) 'dia do sol'.

Características gerais

O Sol é uma estrela de sequência principal do tipo G que constitui cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. O Sol tem uma magnitude absoluta de +4,83, estimada em mais brilhante do que cerca de 85% das estrelas da Via Láctea , a maioria das quais são anãs vermelhas . O Sol é uma estrela da População I , ou rica em elementos pesados. A formação do Sol pode ter sido desencadeada por ondas de choque de uma ou mais supernovas próximas . Isso é sugerido por uma grande abundância de elementos pesados ​​no Sistema Solar, como ouro e urânio , em relação à abundância desses elementos nas chamadas estrelas de População II , pobres em elementos pesados. Os elementos pesados ​​poderiam ter sido produzidos de forma mais plausível por reações nucleares endotérmicas durante uma supernova, ou por transmutação através da absorção de nêutrons em uma estrela massiva de segunda geração.

O Sol é de longe o objeto mais brilhante no céu da Terra , com uma magnitude aparente de -26,74. Isso é cerca de 13 bilhões de vezes mais brilhante do que a próxima estrela mais brilhante, Sirius , que tem uma magnitude aparente de -1,46. Uma unidade astronômica (cerca de 150.000.000 km; 93.000.000 milhas) é definida como a distância média do centro do Sol ao centro da Terra, embora a distância varie conforme a Terra se move do periélio em janeiro para o afélio em julho. As distâncias podem variar entre 147.098.074 km (periélio) e 152.097.701 km (afélio), e os valores extremos podem variar de 147.083.346 km a 152.1112.126 km. Em sua distância média, a luz viaja do horizonte do Sol ao horizonte da Terra em cerca de 8 minutos e 19 segundos, enquanto a luz dos pontos mais próximos do Sol e da Terra leva cerca de dois segundos a menos. A energia dessa luz solar sustenta quase toda a vida na Terra por fotossíntese e impulsiona o clima e o clima da Terra .

O Sol não tem um limite definido, mas sua densidade diminui exponencialmente com o aumento da altura acima da fotosfera . Para fins de medição, o raio do Sol é considerado a distância de seu centro até a borda da fotosfera , a superfície visível aparente do sol. Por essa medida, o Sol é uma esfera quase perfeita com uma oblatilidade estimada em 9 milionésimos, o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial em apenas 10 quilômetros (6,2 mi). O efeito das marés dos planetas é fraco e não afeta significativamente a forma do sol. O Sol gira mais rápido em seu equador do que em seus pólos . Esta rotação diferencial é causada pelo movimento convectivo devido ao transporte de calor e a força de Coriolis devido à rotação do Sol. Em um referencial definido pelas estrelas, o período de rotação é de aproximadamente 25,6 dias no equador e 33,5 dias nos pólos. Visto da Terra enquanto orbita o Sol, o período de rotação aparente do Sol em seu equador é de cerca de 28 dias. Visto de um ponto de vista acima de seu pólo norte, o Sol gira no sentido anti - horário em torno de seu eixo de rotação.

Luz solar

O Sol, visto da superfície da Terra

A constante solar é a quantidade de energia que o Sol deposita por unidade de área que está diretamente exposta à luz solar. A constante solar é igual a aproximadamente1.368 W / m 2 (watts por metro quadrado) a uma distância de uma unidade astronômica (UA) do Sol (ou seja, na Terra ou próximo a ela). A luz solar na superfície da Terra é atenuada pela atmosfera terrestre , de modo que menos energia chega à superfície (mais perto de1.000 W / m 2 ) em condições claras quando o Sol está perto do zênite . A luz solar no topo da atmosfera da Terra é composta (pela energia total) de cerca de 50% de luz infravermelha, 40% de luz visível e 10% de luz ultravioleta. A atmosfera, em particular, filtra mais de 70% do ultravioleta solar, especialmente nos comprimentos de onda mais curtos. A radiação ultravioleta solar ioniza a atmosfera superior do lado diurno da Terra, criando a ionosfera eletricamente condutora .

O Sol emite luz através do espectro visível , então sua cor é branca , com um índice de espaço de cores CIE próximo (0,3, 0,3), quando visto do espaço ou quando o Sol está alto no céu. O brilho solar por comprimento de onda atinge o pico na porção verde do espectro quando visto do espaço. Quando o Sol está baixo no céu, a dispersão atmosférica torna o Sol amarelo, vermelho, laranja ou magenta. Apesar de sua brancura típica, a maioria das pessoas imagina mentalmente o Sol como amarelo; as razões para isso são objeto de debate. O Sol é uma estrela G2V , com G2 indicando sua temperatura superficial de aproximadamente 5.778 K (5.505 ° C, 9.941 ° F), e V que, como a maioria das estrelas, é uma estrela da sequência principal. A luminância média do Sol é de cerca de 1,88 giga  candela por metro quadrado , mas, vista através da atmosfera da Terra, ela é reduzida para cerca de 1,44 Gcd / m 2 . No entanto, a luminância não é constante em todo o disco do Sol, devido ao escurecimento dos membros .

Composição

Animação de movimento em cores falsas do Sol
Normalmente o Sol não emite raios gama, mas uma explosão em 15 de junho de 1991, causou esta observação de raios gama pelo instrumento COMPTEL no Observatório de Raios Gama Compton. Os nêutrons do Sol colidiram com o meio intra-estelar para produzir raios gama.
Explosão solar de 1973, conforme registrado pelo Skylab

O Sol é composto principalmente dos elementos químicos hidrogênio e hélio . Nesta época da vida do Sol, eles respondem por 74,9% e 23,8% da massa do Sol na fotosfera, respectivamente. Todos os elementos mais pesados, chamados de metais em astronomia, representam menos de 2% da massa, sendo o oxigênio (cerca de 1% da massa do Sol), o carbono (0,3%), o néon (0,2%) e o ferro (0,2%) o mais abundante.

A composição química original do Sol foi herdada do meio interestelar a partir do qual se formou. Originalmente, teria contido cerca de 71,1% de hidrogênio, 27,4% de hélio e 1,5% de elementos mais pesados. O hidrogênio e a maior parte do hélio no Sol teriam sido produzidos pela nucleossíntese do Big Bang nos primeiros 20 minutos do universo, e os elementos mais pesados ​​foram produzidos por gerações anteriores de estrelas antes de o Sol se formar e se espalhar pelo meio interestelar durante os estágios finais da vida estelar e por eventos como supernovas .

Desde que o Sol se formou, o principal processo de fusão envolveu a fusão do hidrogênio em hélio. Nos últimos 4,6 bilhões de anos, a quantidade de hélio e sua localização no Sol mudaram gradualmente. Dentro do núcleo, a proporção de hélio aumentou de cerca de 24% para cerca de 60% devido à fusão, e alguns dos elementos pesados ​​e de hélio se assentaram da fotosfera em direção ao centro do Sol por causa da gravidade . As proporções dos metais (elementos mais pesados) permanecem inalteradas. O calor é transferido para fora do núcleo do Sol por radiação, em vez de por convecção (veja Zona radiativa abaixo), de modo que os produtos da fusão não são levados para fora pelo calor; eles permanecem no núcleo e gradualmente começa a se formar um núcleo interno de hélio que não pode ser fundido porque atualmente o núcleo do Sol não é quente ou denso o suficiente para fundir o hélio. Na fotosfera atual, a fração de hélio é reduzida e a metalicidade é de apenas 84% ​​do que era na fase protoestelar (antes do início da fusão nuclear no núcleo). No futuro, o hélio continuará a se acumular no núcleo e, em cerca de 5 bilhões de anos, esse aumento gradual fará com que o Sol saia da sequência principal e se torne uma gigante vermelha .

A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial. A abundância de elementos solares pesados ​​descritos acima são normalmente medidos usando espectroscopia da fotosfera do Sol e medindo abundâncias em meteoritos que nunca foram aquecidos a temperaturas de derretimento. Acredita-se que esses meteoritos retenham a composição do Sol protoestelar e, portanto, não são afetados pelo assentamento de elementos pesados. Os dois métodos geralmente concordam bem.

Elementos do grupo de ferro ionizados individualmente

Na década de 1970, muitas pesquisas se concentraram na abundância de elementos do grupo do ferro no sol. Embora pesquisas significativas tenham sido feitas, até 1978 era difícil determinar a abundância de alguns elementos do grupo do ferro (por exemplo, cobalto e manganês ) por meio de espectrografia por causa de suas estruturas hiperfinas .

O primeiro conjunto amplamente completo de forças de oscilador de elementos do grupo de ferro ionizado isoladamente foi disponibilizado na década de 1960 e posteriormente melhorado. Em 1978, a abundância de elementos ionizados individualmente do grupo do ferro foi derivada.

Composição isotópica

Vários autores consideraram a existência de um gradiente nas composições isotópicas de gases nobres solares e planetários , por exemplo, correlações entre composições isotópicas de néon e xenônio no Sol e nos planetas.

Antes de 1983, pensava-se que todo o Sol tinha a mesma composição da atmosfera solar. Em 1983, alegou-se que era o fracionamento no próprio Sol que causava a relação de composição isotópica entre os gases nobres planetários e implantados pelo vento solar.

Estrutura e fusão

A estrutura do Sol

A estrutura do Sol contém as seguintes camadas:

  • Núcleo - os 20-25% mais internos do raio do Sol, onde a temperatura e a pressão são suficientes para que a fusão nuclear ocorra. O hidrogênio se funde em hélio (que não pode ser fundido neste ponto da vida do Sol). O processo de fusão libera energia e o núcleo se torna gradualmente enriquecido em hélio.
  • Zona radiativa - a convecção não pode ocorrer até muito mais perto da superfície do sol. Portanto, entre cerca de 20-25% do raio e 70% do raio, existe uma "zona radiativa" na qual a transferência de energia ocorre por meio de radiação (fótons) em vez de convecção.
  • Tachocline - a região limite entre as zonas radiativa e convectiva.
  • Zona convectiva - Entre cerca de 70% do raio do Sol e um ponto próximo à superfície visível, o Sol é frio e difuso o suficiente para que ocorra a convecção, e este se torna o principal meio de transferência de calor para fora, semelhante às células meteorológicas que se formam em a atmosfera da terra.
Por ser um objeto gasoso, o Sol não tem uma superfície claramente definida; suas partes visíveis geralmente são divididas em uma "fotosfera" e "atmosfera":

Essencial

O núcleo do Sol se estende desde o centro até cerca de 20–25% do raio solar. Tem uma densidade de até150 g / cm 3 (cerca de 150 vezes a densidade da água) e uma temperatura de cerca de 15,7 milhões de Kelvin (K). Em contraste, a temperatura da superfície do Sol é de aproximadamente5800 K . A análise recente dos dados da missão SOHO favorece uma taxa de rotação mais rápida no núcleo do que na zona radiativa acima. Durante a maior parte da vida do Sol, a energia foi produzida por fusão nuclear na região central por meio de uma série de reações nucleares chamadas de cadeia p – p (próton – próton) ; este processo converte hidrogênio em hélio. Apenas 0,8% da energia gerada no Sol vem de outra sequência de reações de fusão chamada de ciclo CNO , embora esta proporção deva aumentar à medida que o Sol envelhece.

O núcleo é a única região do Sol que produz uma quantidade apreciável de energia térmica por meio da fusão; 99% da energia é gerada dentro de 24% do raio do Sol, e em 30% do raio, a fusão parou quase totalmente. O restante do Sol é aquecido por esta energia à medida que é transferido para fora através de muitas camadas sucessivas, finalmente para a fotosfera solar, onde escapa para o espaço por meio de radiação (fótons) ou advecção (partículas massivas).

A cadeia próton-próton ocorre em torno 9,2 × 10 37 vezes a cada segundo no núcleo, convertendo cerca de 3,7 × 10 38 prótons em partículas alfa (núcleos de hélio) a cada segundo (de um total de ~ 8,9 × 10 56 prótons livres no Sol), ou cerca de6,2 × 10 11  kg / s . A fusão de quatro prótons livres (núcleos de hidrogênio) em uma única partícula alfa (núcleo de hélio) libera cerca de 0,7% da massa fundida como energia, de modo que o Sol libera energia na taxa de conversão massa-energia de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo (o que requer 600 megatons métricos de hidrogênio), para  384,6 yottawatts (3,846 × 10 26  W ) ou 9,192 × 10 10  megatons de TNT por segundo. A grande produção de energia do Sol é principalmente devido ao enorme tamanho e densidade de seu núcleo (em comparação com a Terra e os objetos na Terra), com apenas uma pequena quantidade de energia sendo gerada por metro cúbico . Modelos teóricos do interior do Sol indicam uma densidade de potência máxima, ou produção de energia, de aproximadamente 276,5 watts por metro cúbico no centro do núcleo, que é aproximadamente a mesma densidade de potência dentro de uma pilha de composto .

A taxa de fusão no núcleo está em um equilíbrio de autocorreção: uma taxa ligeiramente maior de fusão faria com que o núcleo se aquecesse mais e se expandisse ligeiramente contra o peso das camadas externas, reduzindo a densidade e, portanto, a taxa de fusão e corrigindo o perturbação ; e uma taxa ligeiramente mais baixa faria com que o núcleo esfriasse e encolhesse ligeiramente, aumentando a densidade e aumentando a taxa de fusão e novamente revertendo-o à sua taxa atual.

Zona radiativa

Do núcleo até cerca de 0,7 raios solares , a radiação térmica é o principal meio de transferência de energia. A temperatura cai de aproximadamente 7 milhões para 2 milhões de Kelvin com o aumento da distância do núcleo. Este gradiente de temperatura é menor do que o valor da taxa de lapso adiabático e, portanto, não pode conduzir a convecção, o que explica por que a transferência de energia através desta zona é por radiação em vez de convecção térmica. Os íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma curta distância antes de serem reabsorvidos por outros íons. A densidade cai cem vezes (de 20 g / cm 3 para 0,2 g / cm 3 ) entre 0,25 raios solares e 0,7 raios, o topo da zona radiativa.

Tachocline

A zona radiativa e a zona convectiva são separadas por uma camada de transição, o taquoclino . Esta é uma região onde a mudança brusca de regime entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em um grande cisalhamento entre as duas - uma condição em que camadas horizontais sucessivas deslizam umas sobre as outras. Atualmente, existe a hipótese (veja o dínamo solar ) de que um dínamo magnético dentro desta camada gera o campo magnético do Sol .

Zona convectiva

A zona de convecção do Sol se estende de 0,7 raios solares (500.000 km) até perto da superfície. Nessa camada, o plasma solar não é denso ou quente o suficiente para transferir a energia térmica do interior para fora por meio de radiação. Em vez disso, a densidade do plasma é baixa o suficiente para permitir que as correntes convectivas se desenvolvam e movam a energia do Sol para fora em direção à sua superfície. O material aquecido no taquoclino capta calor e se expande, reduzindo assim sua densidade e permitindo que suba. Como resultado, um movimento ordenado da massa se desenvolve em células térmicas que transportam a maior parte do calor para a fotosfera do Sol acima. Uma vez que o material resfria difusivamente e radiativamente logo abaixo da superfície fotosférica, sua densidade aumenta e ele afunda até a base da zona de convecção, onde novamente pega o calor do topo da zona radiativa e o ciclo convectivo continua. Na fotosfera, a temperatura caiu para 5.700 K e a densidade para apenas 0,2 g / m 3 (cerca de 1 / 6.000 da densidade do ar ao nível do mar).

As colunas térmicas da zona de convecção formam uma impressão na superfície do Sol, dando-lhe uma aparência granular chamada de granulação solar em menor escala e supergranulação em escalas maiores. A convecção turbulenta nesta parte externa do interior solar sustenta a ação do dínamo em "pequena escala" sobre o volume próximo à superfície do Sol. As colunas térmicas do Sol são células Bénard e assumem a forma de prismas quase hexagonais.

Fotosfera

A temperatura efetiva , ou temperatura do corpo negro , do Sol (5777 K ) é a temperatura que um corpo negro do mesmo tamanho deve ter para produzir o mesmo poder emissivo total.
Um miasma de plasma
Imagem de alta resolução da superfície do Sol obtida pelo Telescópio Solar Daniel K. Inouye (DKIST)

A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada abaixo da qual o Sol se torna opaco à luz visível. Os fótons produzidos nesta camada escapam do Sol através da atmosfera solar transparente acima dela e se tornam radiação solar, luz solar. A alteração na opacidade é devido à redução do volume de H - iões , que absorvem a luz visível facilmente. Por outro lado, a luz visível que vemos é produzida quando os elétrons reagem com os átomos de hidrogênio para produzir íons H - . A fotosfera tem dezenas a centenas de quilômetros de espessura e é ligeiramente menos opaca que o ar da Terra. Como a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparece mais brilhante no centro do que na borda ou no limbo do disco solar, em um fenômeno conhecido como escurecimento do limbo. O espectro da luz solar tem aproximadamente o espectro de um corpo negro irradiando em5777  K , intercaladas com linhas de absorção atômica das camadas tênues acima da fotosfera. A fotosfera tem uma densidade de partícula de ~ 10 23  m -3 (cerca de 0,37% do número de partículas por volume da atmosfera da Terra ao nível do mar). A fotosfera não está totalmente ionizada - a extensão da ionização é de cerca de 3%, deixando quase todo o hidrogênio na forma atômica.

Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, foram encontradas algumas linhas de absorção que não correspondiam a nenhum elemento químico então conhecido na Terra. Em 1868, Norman Lockyer levantou a hipótese de que essas linhas de absorção foram causadas por um novo elemento que ele apelidou de hélio , em homenagem ao deus grego do Sol Hélios . Vinte e cinco anos depois, o hélio foi isolado na Terra.

Atmosfera

Durante um eclipse solar total, a coroa solar pode ser vista a olho nu, durante o breve período de totalidade.

Durante um eclipse solar total, quando o disco do Sol é coberto pelo da Lua , partes da atmosfera circundante do Sol podem ser vistas. É composto por quatro partes distintas: a cromosfera, a região de transição, a coroa e a heliosfera.

A camada mais fria do Sol é uma região de temperatura mínima que se estende por cerca de 500 km acima da fotosfera e tem uma temperatura de cerca de4.100  K . Essa parte do Sol é fria o suficiente para permitir a existência de moléculas simples, como monóxido de carbono e água, que podem ser detectadas por meio de seus espectros de absorção.

A cromosfera, a região de transição e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol. O motivo não é bem compreendido, mas as evidências sugerem que as ondas de Alfvén podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.

Acima da camada mínima de temperatura está uma camada de cerca de 2.000 km de espessura, dominados por um espectro de linhas de emissão e absorção. É chamada de cromosfera da raiz grega croma , que significa cor, porque a cromosfera é visível como um flash colorido no início e no final dos eclipses solares totais. A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, variando até cerca de20.000 K perto do topo. Na parte superior da cromosfera, o hélio torna-se parcialmente ionizado .

Tirada pelo Telescópio Ótico Solar de Hinode em 12 de janeiro de 2007, esta imagem do Sol revela a natureza filamentar do plasma conectando regiões de polaridade magnética diferente.

Acima da cromosfera, em um fino (cerca de 200 km ) região de transição, a temperatura sobe rapidamente em torno de20 000  K na cromosfera superior para temperaturas coronais mais próximas de1 000 000  K . O aumento da temperatura é facilitado pela ionização total do hélio na região de transição, o que reduz significativamente o resfriamento radiativo do plasma. A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Em vez disso, forma uma espécie de nimbo em torno de características cromosféricas, como espículas e filamentos , e está em movimento caótico constante. A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis à porção ultravioleta extrema do espectro .

A coroa é a próxima camada do sol. A baixa coroa, perto da superfície do Sol, tem uma densidade de partícula em torno de 10 15  m −3 a 10 16  m −3 . A temperatura média da coroa e do vento solar é de cerca de 1.000.000–2.000.000 K; entretanto, nas regiões mais quentes é de 8.000.000–20.000.000 K. Embora ainda não exista uma teoria completa para explicar a temperatura da coroa, sabe-se que pelo menos parte de seu calor provém da reconexão magnética . A corona é a atmosfera estendida do Sol, que tem um volume muito maior do que o volume encerrado pela fotosfera solar. Um fluxo de plasma do Sol para o espaço interplanetário é o vento solar .

A heliosfera, a tênue atmosfera mais externa do Sol, é preenchida com o plasma do vento solar. Essa camada mais externa do Sol é definida para começar na distância onde o fluxo do vento solar se torna superalfvénico - isto é, onde o fluxo se torna mais rápido do que a velocidade das ondas de Alfvén, em aproximadamente 20 raios solares (0,1 UA). A turbulência e as forças dinâmicas na heliosfera não podem afetar a forma da coroa solar interna, porque a informação só pode viajar na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar viaja para fora continuamente através da heliosfera, formando o campo magnético solar em uma forma de espiral , até que afeta a heliopausa mais do que50 UA do Sol. Em dezembro de 2004, a sonda Voyager 1 passou por uma frente de choque que se acredita ser parte da heliopausa. No final de 2012, a Voyager 1 registrou um aumento acentuado nas colisões de raios cósmicos e uma queda acentuada nas partículas de baixa energia do vento solar, o que sugeriu que a sonda havia passado pela heliopausa e entrado no meio interestelar , e de fato o fez em 25 de agosto de 2012 em aproximadamente 122 unidades astronômicas do sol. A heliosfera tem um heliotaille que se estende atrás dela devido ao movimento do Sol.

Fótons e neutrinos

Fótons de raios gama de alta energia inicialmente liberados com reações de fusão no núcleo são quase imediatamente absorvidos pelo plasma solar da zona radiativa, geralmente após viajarem apenas alguns milímetros. A reemissão ocorre em uma direção aleatória e geralmente com uma energia ligeiramente mais baixa. Com essa sequência de emissões e absorções, leva muito tempo para a radiação chegar à superfície do Sol. As estimativas do tempo de viagem do fóton variam entre 10.000 e 170.000 anos. Em contraste, leva apenas 2,3 segundos para os neutrinos , que respondem por cerca de 2% da produção total de energia do Sol, chegarem à superfície. Como o transporte de energia no Sol é um processo que envolve fótons em equilíbrio termodinâmico com a matéria , a escala de tempo do transporte de energia no Sol é mais longa, da ordem de 30 milhões de anos. Este é o tempo que levaria para o Sol retornar a um estado estável se a taxa de geração de energia em seu núcleo fosse alterada repentinamente.

Os neutrinos também são liberados pelas reações de fusão no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, eles raramente interagem com a matéria, então quase todos conseguem escapar do Sol imediatamente. Por muitos anos, as medições do número de neutrinos produzidos no Sol foram menores do que as teorias previstas por um fator de 3. Essa discrepância foi resolvida em 2001 com a descoberta dos efeitos da oscilação dos neutrinos : o Sol emite o número de neutrinos previstos pelo teoria, mas faltavam 23 detectores de neutrinos porque os neutrinos tinham mudado de sabor no momento em que foram detectados.

Atividade magnética

Campo magnético

Fotografia com luz visível da mancha solar, 13 de dezembro de 2006
Diagrama de borboleta mostrando o padrão de manchas solares emparelhadas. O gráfico é da área de manchas solares.
Nesta imagem ultravioleta de cor falsa, o Sol mostra uma erupção solar de classe C3 (área branca no canto superior esquerdo), um tsunami solar (estrutura semelhante a uma onda, canto superior direito) e vários filamentos de plasma seguindo um campo magnético, surgindo do superfície estelar.
A camada de corrente heliosférica se estende até os confins do Sistema Solar e resulta da influência do campo magnético giratório do Sol sobre o plasma no meio interplanetário .

O Sol possui um campo magnético que varia em sua superfície. Seu campo polar é 1–2 gauss (0,0001–0,0002  T ), enquanto o campo é tipicamente 3.000 gauss (0,3 T) em feições no Sol chamadas manchas solares e 10–100 gauss (0,001–0,01 T) em proeminências solares . O campo magnético varia no tempo e localização. O ciclo solar quase periódico de 11 anos é a variação mais proeminente em que o número e o tamanho das manchas solares aumentam e diminuem.

As manchas solares são visíveis como manchas escuras na fotosfera do Sol e correspondem a concentrações de campo magnético onde o transporte convectivo de calor é inibido do interior solar para a superfície. Como resultado, as manchas solares são ligeiramente mais frias do que a fotosfera circundante, por isso parecem escuras. Em um mínimo solar típico , poucas manchas solares são visíveis e, ocasionalmente, nenhuma pode ser vista. Aqueles que aparecem estão em altas latitudes solares. À medida que o ciclo solar avança em direção ao seu máximo , as manchas solares tendem a se formar mais perto do equador solar, um fenômeno conhecido como lei de Spörer . As maiores manchas solares podem ter dezenas de milhares de quilômetros de diâmetro.

Um ciclo de manchas solares de 11 anos é a metade de um ciclo de dínamo Babcock- Leighton de 22 anos , que corresponde a uma troca oscilatória de energia entre os campos magnéticos solares toroidais e poloidais . No máximo do ciclo solar, o campo magnético dipolar poloidal externo está perto de sua força mínima do ciclo do dínamo, mas um campo quadrupolar toroidal interno , gerado por rotação diferencial dentro do taquoclino, está perto de sua força máxima. Neste ponto do ciclo do dínamo, a ressurgência flutuante dentro da zona convectiva força o surgimento do campo magnético toroidal através da fotosfera, dando origem a pares de manchas solares, aproximadamente alinhados leste-oeste e com pegadas com polaridades magnéticas opostas. A polaridade magnética dos pares de manchas solares se alterna a cada ciclo solar, um fenômeno conhecido como ciclo de Hale.

Durante a fase de declínio do ciclo solar, a energia muda do campo magnético toroidal interno para o campo poloidal externo, e as manchas solares diminuem em número e tamanho. No mínimo do ciclo solar, o campo toroidal está, correspondentemente, com intensidade mínima, as manchas solares são relativamente raras e o campo poloidal está em sua intensidade máxima. Com a ascensão do próximo ciclo de manchas solares de 11 anos, a rotação diferencial muda a energia magnética de volta do campo poloidal para o toroidal, mas com uma polaridade oposta ao ciclo anterior. O processo ocorre continuamente e, em um cenário idealizado e simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 anos corresponde a uma mudança, então, na polaridade geral do campo magnético de larga escala do Sol.

O campo magnético solar se estende muito além do próprio Sol. O plasma do vento solar eletricamente condutor transporta o campo magnético do Sol para o espaço, formando o que é chamado de campo magnético interplanetário . Em uma aproximação conhecida como magnetohidrodinâmica ideal , as partículas de plasma apenas se movem ao longo das linhas do campo magnético. Como resultado, o vento solar que flui para fora estende o campo magnético interplanetário para fora, forçando-o a formar uma estrutura aproximadamente radial. Para um campo magnético solar dipolar simples, com polaridades hemisféricas opostas em ambos os lados do equador magnético solar, uma fina lâmina de corrente é formada no vento solar. A grandes distâncias, a rotação do Sol torce o campo magnético dipolar e a folha de corrente correspondente em uma estrutura espiral arquimediana chamada espiral de Parker. O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolo do campo magnético solar. O campo magnético dipolar do Sol de 50-400  μT (na fotosfera) reduz com o inverso do cubo da distância, levando a um campo magnético previsto de 0,1 nT à distância da Terra. No entanto, de acordo com observações de espaçonaves, o campo interplanetário na localização da Terra é cerca de 5 nT, cerca de cem vezes maior. A diferença se deve aos campos magnéticos gerados por correntes elétricas no plasma ao redor do sol.

Variação na atividade

Medições de 2005 da variação do ciclo solar durante os 30 anos anteriores

O campo magnético do Sol leva a muitos efeitos que são chamados coletivamente de atividade solar . As erupções solares e as ejeções de massa coronal tendem a ocorrer em grupos de manchas solares. Fluxos de vento solar de alta velocidade que mudam lentamente são emitidos por orifícios coronais na superfície fotosférica. Tanto as ejeções de massa coronal quanto os fluxos de alta velocidade do vento solar carregam o plasma e o campo magnético interplanetário para fora do Sistema Solar. Os efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras em latitudes moderadas a altas e a interrupção das comunicações de rádio e energia elétrica . Acredita-se que a atividade solar tenha desempenhado um grande papel na formação e evolução do Sistema Solar .

Com a modulação do ciclo solar do número de manchas solares, vem uma modulação correspondente das condições climáticas espaciais , incluindo aquelas ao redor da Terra, onde os sistemas tecnológicos podem ser afetados.

Em dezembro de 2019, um novo tipo de explosão magnética solar foi observada, conhecido como reconexão magnética forçada. Anteriormente, em um processo denominado reconexão magnética espontânea, observava-se que as linhas do campo magnético solar divergiam explosivamente e voltavam a convergir instantaneamente. A reconexão magnética forçada foi semelhante, mas foi desencadeada por uma explosão na corona.

Mudança de longo prazo

A mudança secular de longo prazo no número de manchas solares é considerada, por alguns cientistas, como correlacionada com a mudança de longo prazo na irradiância solar, que, por sua vez, pode influenciar o clima da Terra a longo prazo. Por exemplo, no século 17, o ciclo solar parecia ter parado completamente por várias décadas; poucas manchas solares foram observadas durante um período conhecido como mínimo de Maunder . Isso coincidiu com a era da Pequena Idade do Gelo , quando a Europa experimentou temperaturas excepcionalmente frias. Mínimos estendidos anteriores foram descobertos através da análise de anéis de árvores e parecem ter coincidido com temperaturas globais abaixo da média.

Uma teoria recente afirma que há instabilidades magnéticas no núcleo do Sol que causam flutuações com períodos de 41.000 ou 100.000 anos. Isso poderia fornecer uma explicação melhor das eras glaciais do que os ciclos de Milankovitch .

Fases da vida

O Sol hoje está aproximadamente na metade da parte mais estável de sua vida. Não mudou drasticamente por mais de quatro bilhões de anos e permanecerá razoavelmente estável por mais de cinco bilhões. No entanto, depois que a fusão do hidrogênio em seu núcleo for interrompida, o Sol passará por mudanças dramáticas, tanto interna quanto externamente.

Formação

O Sol se formou há cerca de 4,6 bilhões de anos a partir do colapso de parte de uma nuvem molecular gigante que consistia principalmente de hidrogênio e hélio e que provavelmente deu origem a muitas outras estrelas. Esta idade é estimada usando modelos computacionais de evolução estelar e através da nucleocosmocronologia . O resultado é consistente com a data radiométrica do material mais antigo do Sistema Solar, 4,567 bilhões de anos atrás. Estudos de meteoritos antigos revelam traços de núcleos filhos estáveis ​​de isótopos de vida curta, como o ferro-60 , que se formam apenas em estrelas explosivas e de vida curta. Isso indica que uma ou mais supernovas devem ter ocorrido perto do local onde o Sol se formou. Uma onda de choque de uma supernova próxima teria desencadeado a formação do Sol, comprimindo a matéria dentro da nuvem molecular e causando o colapso de certas regiões sob sua própria gravidade. Conforme um fragmento da nuvem entrou em colapso, ela também começou a girar devido à conservação do momento angular e a aquecer com o aumento da pressão. Grande parte da massa ficou concentrada no centro, enquanto o resto se achatou em um disco que se tornaria os planetas e outros corpos do Sistema Solar. A gravidade e a pressão dentro do núcleo da nuvem geraram muito calor à medida que acumulou mais matéria do disco circundante, eventualmente desencadeando a fusão nuclear .

HD 162826 e HD 186302 são supostos irmãos estelares do Sol, tendo-se formado na mesma nuvem molecular.

Sequência principal

Evolução da luminosidade , raio e temperatura efetiva do Sol em comparação com o Sol atual. Depois de Ribas (2010)

O Sol está na metade de seu estágio de sequência principal, durante o qual as reações de fusão nuclear em seu núcleo fundem o hidrogênio em hélio. A cada segundo, mais de quatro milhões de toneladas de matéria são convertidas em energia dentro do núcleo do Sol, produzindo neutrinos e radiação solar . Nesse ritmo, o Sol já converteu cerca de 100 vezes a massa da Terra em energia, cerca de 0,03% da massa total do Sol. O Sol passará um total de aproximadamente 10 bilhões de anos como uma estrela da seqüência principal.

O Sol está gradualmente se tornando mais quente em seu núcleo, mais quente na superfície, maior em raio e mais luminoso durante seu tempo na sequência principal: desde o início de sua vida na sequência principal, ele expandiu seu raio em 15% e a superfície aumentou a temperatura de 5620 K para 5777 K, resultando em um aumento de 48% na luminosidade de 0,677 luminosidades solares para sua luminosidade solar 1,0 atual. Isso ocorre porque os átomos de hélio no núcleo têm um peso molecular médio mais alto do que os átomos de hidrogênio que foram fundidos, resultando em menor pressão térmica. O núcleo está, portanto, encolhendo, permitindo que as camadas externas do Sol se movam para mais perto do centro, liberando energia potencial gravitacional. De acordo com o teorema do virial , metade dessa energia gravitacional liberada vai para o aquecimento, o que leva a um aumento gradual na taxa de fusão e, portanto, um aumento na luminosidade. Este processo acelera conforme o núcleo se torna gradualmente mais denso. Atualmente, seu brilho está aumentando em cerca de 1% a cada 100 milhões de anos. Demora pelo menos 1 bilhão de anos a partir de agora para esgotar a água líquida da Terra com esse aumento.

Após a exaustão do hidrogênio do núcleo

O tamanho do Sol atual (agora na sequência principal ) em comparação com seu tamanho estimado durante sua fase gigante vermelha no futuro

O Sol não tem massa suficiente para explodir como uma supernova . Em vez disso, quando acabar o hidrogênio no núcleo em aproximadamente 5 bilhões de anos, a fusão do hidrogênio no núcleo será interrompida e não haverá nada para evitar que o núcleo se contraia. A liberação de energia potencial gravitacional faz com que a luminosidade da estrela aumente, encerrando a fase da sequência principal e levando a estrela a se expandir ao longo do próximo bilhão de anos: primeiro em uma subgigante e depois em uma gigante vermelha . O aquecimento devido à contração gravitacional também levará à fusão do hidrogênio em uma casca logo fora do núcleo, onde permanece o hidrogênio não fundido, contribuindo para o aumento da luminosidade, que acabará por atingir mais de 1000 vezes sua luminosidade atual. Como uma gigante vermelha, o Sol crescerá tanto que engolfará Mercúrio, Vênus e provavelmente a Terra, atingindo cerca de 0,75AU. O Sol passará cerca de um bilhão de anos como uma estrela com ramificação gigante vermelha e perderá cerca de um terço de sua massa.

Evolução de uma estrela semelhante ao Sol. A trilha de uma estrela de massa solar no diagrama de Hertzsprung-Russell é mostrada a partir da sequência principal até o estágio de ramo gigante pós-assintótico.

Depois do ramo gigante-vermelho, o Sol tem aproximadamente 120 milhões de anos de vida ativa restantes, mas muita coisa acontece. Primeiro, o núcleo, cheio de hélio degenerado inflama violentamente no flash de hélio , onde estima-se que 6% do núcleo, ele próprio 40% da massa do Sol, será convertido em carbono em questão de minutos através do triplo-alfa processo . O Sol então encolhe para cerca de 10 vezes seu tamanho atual e 50 vezes a luminosidade, com uma temperatura um pouco mais baixa do que a atual. Ela então terá alcançado o aglomerado vermelho ou ramo horizontal , mas uma estrela com a metalicidade do Sol não evolui em direção azul ao longo do ramo horizontal. Em vez disso, ele apenas se torna moderadamente maior e mais luminoso ao longo de cerca de 100 milhões de anos à medida que continua a reagir com o hélio no núcleo.

Quando o hélio se exaure, o Sol repetirá a expansão que seguiu quando o hidrogênio no núcleo se exauriu, exceto que desta vez tudo acontece mais rápido, e o Sol se torna maior e mais luminoso. Esta é a fase do ramo gigante assintótico , e o Sol está alternadamente reagindo com hidrogênio em uma camada ou hélio em uma camada mais profunda. Após cerca de 20 milhões de anos no primeiro ramo gigante assintótico, o Sol se torna cada vez mais instável, com rápida perda de massa e pulsos térmicos que aumentam o tamanho e a luminosidade por algumas centenas de anos a cada 100.000 anos ou mais. Os pulsos térmicos tornam-se maiores a cada vez, com os pulsos posteriores empurrando a luminosidade para até 5.000 vezes o nível atual e o raio para mais de 1 UA. De acordo com um modelo de 2008, a órbita da Terra terá inicialmente se expandido significativamente devido à perda de massa do Sol como uma gigante vermelha, mas mais tarde começará a encolher devido às forças das marés (e, eventualmente, arrastar da cromosfera inferior) para que seja engolfada pelo Sol durante a ponta da fase do ramo da gigante vermelha , 3,8 e 1 milhão de anos depois de Mercúrio e Vênus, respectivamente, sofreram o mesmo destino. Os modelos variam dependendo da taxa e do tempo de perda de massa. Os modelos que apresentam maior perda de massa no ramo gigante-vermelho produzem estrelas menores e menos luminosas na ponta do ramo gigante assintótico, talvez apenas 2.000 vezes a luminosidade e menos de 200 vezes o raio. Para o Sol, quatro pulsos térmicos são previstos antes que ele perca completamente seu envelope externo e comece a formar uma nebulosa planetária . No final dessa fase - com duração de aproximadamente 500.000 anos - o Sol terá apenas cerca de metade de sua massa atual.

A evolução do ramo gigante pós-assintótico é ainda mais rápida. A luminosidade permanece aproximadamente constante à medida que a temperatura aumenta, com a metade ejetada da massa do Sol tornando-se ionizada em uma nebulosa planetária conforme o núcleo exposto atinge 30.000 K, como se estivesse em uma espécie de loop azul . O núcleo nu final, uma anã branca , terá uma temperatura de mais de 100.000 K e conterá cerca de 54,05% da massa do Sol atual. A nebulosa planetária se dispersará em cerca de 10.000 anos, mas a anã branca sobreviverá por trilhões de anos antes de se transformar em uma hipotética anã negra .

Movimento e localização

Movimento no Sistema Solar

Movimento aparente do baricentro do Sistema Solar em relação ao Sol - na verdade é o Sol que se move.

O Sol é movido pela atração gravitacional dos planetas. Pode-se pensar no baricentro do Sistema Solar como sendo estacionário (ou movendo-se em um movimento constante ao redor da galáxia). O centro do sol está sempre dentro de 2,2 raios solares do baricentro. Este movimento do Sol se deve principalmente a Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Por alguns períodos de várias décadas, o movimento é bastante regular, formando um padrão trifólio , enquanto entre esses períodos parece mais caótico. Após 179 anos (nove vezes o período sinódico de Júpiter e Saturno), o padrão se repete mais ou menos, mas girado em cerca de 24 °. As órbitas dos planetas internos, incluindo a Terra, são deslocadas de forma semelhante pelas mesmas forças gravitacionais, então o movimento do Sol tem pouco efeito nas posições relativas da Terra e do Sol ou na irradiância solar na Terra como uma função de tempo.

Órbita da Via Láctea

O Sol orbita o centro da Via Láctea e atualmente está se movendo na direção da constelação de Cygnus . Um modelo simples do movimento de uma estrela na galáxia fornece as coordenadas galácticas X , Y e Z como:

onde U , V e W são as respectivas velocidades em relação ao padrão local de repouso , A e B são as constantes de Oort , é a velocidade angular de rotação galáctica para o padrão local de repouso, é a "frequência epicíclica", e ν é a frequência de oscilação vertical. Para o sol, os valores presentes de U , V e W são estimados como km / s, e as estimativas para as outras constantes são A  = 15,5 km / s / kpc , B  = −12,2 km / s / kpc, κ = 37 km / s / kpc e ν = 74 km / s / kpc. Consideramos X (0) e Y (0) como zero e Z (0) é estimado em 17 parsecs. Este modelo implica que o Sol circula em torno de um ponto que está ao redor da galáxia. O período de circulação do Sol em torno do ponto é . que, usando a equivalência de que um parsec é igual a 1 km / s vezes 0,978 milhões de anos, chega a 166 milhões de anos, menos do que o tempo que leva para o ponto contornar a galáxia. Nas coordenadas ( X, Y ), o Sol descreve uma elipse em torno do ponto, cujo comprimento na direção Y é

e cuja largura na direção X é

A proporção entre o comprimento e a largura desta elipse, a mesma para todas as estrelas em nossa vizinhança, é O ponto móvel está atualmente em

A oscilação na direção Z leva o Sol

acima do plano galáctico e à mesma distância abaixo dele, com um período de ou 83 milhões de anos, aproximadamente 2,7 vezes por órbita. Embora seja de 222 milhões de anos, o valor de no ponto em torno do qual o Sol circula é

(ver constantes de Oort ), correspondendo a 235 milhões de anos, e este é o tempo que o ponto leva para dar uma volta pela galáxia. Outras estrelas com o mesmo valor de precisam levar a mesma quantidade de tempo para dar a volta na galáxia que o sol e, portanto, permanecer na mesma vizinhança geral do sol.

A órbita do Sol ao redor da Via Láctea é perturbada devido à distribuição de massa não uniforme na Via Láctea, como aquela dentro e entre os braços espirais galácticos. Tem sido argumentado que a passagem do Sol através dos braços espirais de maior densidade freqüentemente coincide com extinções em massa na Terra, talvez devido ao aumento dos eventos de impacto . O Sistema Solar leva cerca de 225–250 milhões de anos para completar uma órbita através da Via Láctea (um ano galáctico ), então acredita-se que tenha completado 20–25 órbitas durante a vida do Sol. A velocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro da Via Láctea é de aproximadamente 251 km / s (156 mi / s). Nessa velocidade, leva cerca de 1.190 anos para o Sistema Solar percorrer uma distância de 1 ano-luz, ou 7 dias para viajar1 UA .

A Via Láctea está se movendo em relação à radiação cósmica de fundo em microondas (CMB) na direção da constelação de Hidra com uma velocidade de 550 km / s, e a velocidade resultante do Sol em relação à CMB é de cerca de 370 km / s no direção da cratera ou Leo .

Localização galáctica

Ilustração da Via Láctea, mostrando a localização do sol. As coordenadas radiais mostradas (linhas radiais) são centralizadas na localização do Sol (rotuladas).

As mentiras de sol perto da borda interna da Via Láctea 's Orion Arm , no local Nuvem Interestelar ou o Cinturão de Gould , a uma distância de 7.5-8.5 kiloparsecs (24-28 kly) a partir do Centro Galáctico . O Sol está contido na Bolha Local , um espaço de gás quente rarefeito, possivelmente produzido pelo remanescente da supernova Geminga , ou supernovas múltiplas no subgrupo B1 do grupo móvel das Plêiades. A distância entre o braço local e o próximo braço externo, o braço Perseus , é de cerca de 6.500 anos-luz. O Sol, e portanto o Sistema Solar, é encontrado no que os cientistas chamam de zona habitável galáctica . O ápice do Caminho do Sol , ou ápice solar , é a direção em que o Sol viaja em relação a outras estrelas próximas. Este movimento é em direção a um ponto na constelação de Hércules , próximo à estrela Vega . Estrelas a 100 parsecs do sol (326 anos-luz) têm velocidades em relação ao sol que podem ser modeladas aproximadamente por uma distribuição de Maxwell-Boltzmann (especialmente para as velocidades mais baixas) ou uma distribuição normal logarítmica (especialmente para as velocidades mais altas), mas com mais estrelas de alta velocidade (maiores que 300 km / s) do que o previsto por qualquer uma das distribuições. A velocidade média dessas estrelas (não a velocidade média ) em relação ao sol (ou a velocidade média do sol em relação a elas) é de cerca de 20 km / s.

A 32,6 anos de distância do Sol, havia 315 estrelas conhecidas em 227 sistemas, em 2000, incluindo 163 estrelas isoladas. Estima-se que mais 130 sistemas nesta faixa ainda não foram identificados. Em 81,5 anos, pode haver até 7.500 estrelas, das quais cerca de 2.600 são conhecidas. O número de objeto subestelar em que o volume são esperados para ser comparável com o número de estrelas. Dos 50 sistemas estelares mais próximos dentro de 17 anos-luz da Terra (o mais próximo é a anã vermelha Proxima Centauri com aproximadamente 4,2 anos-luz), o Sol ocupa o quarto lugar em massa.

O Catálogo de Estrelas Próximas de Gaia , tudo dentro de 100 parsecs, contém 331.312 estrelas e acredita-se que inclua pelo menos 92% das estrelas do tipo espectral estelar M9 ou "anterior" (ou seja, mais quente).

Problemas teóricos

Mapa do Sol pleno por naves espaciais STEREO e SDO

Problema de aquecimento coronal

A temperatura da fotosfera é de aproximadamente 6.000 K, enquanto a temperatura da coroa atinge 1 000 000 -2 000 000  K . A alta temperatura da corona mostra que ela é aquecida por algo diferente da condução direta de calor da fotosfera.

Pensa-se que a energia necessária para aquecer a corona é fornecida pelo movimento turbulento na zona de convecção abaixo da fotosfera, e dois mecanismos principais foram propostos para explicar o aquecimento coronal. O primeiro é o aquecimento por ondas, em que ondas sonoras, gravitacionais ou magneto-hidrodinâmicas são produzidas por turbulência na zona de convecção. Essas ondas viajam para cima e se dissipam na coroa, depositando sua energia na matéria ambiente na forma de calor. O outro é o aquecimento magnético, no qual a energia magnética é continuamente construída pelo movimento fotosférico e liberada por meio de reconexão magnética na forma de grandes explosões solares e uma miríade de eventos semelhantes, mas menores - nanoflares .

Atualmente, não está claro se as ondas são um mecanismo de aquecimento eficiente. Todas as ondas, exceto as ondas de Alfvén, foram encontradas para se dissipar ou refratar antes de atingir a coroa. Além disso, as ondas de Alfvén não se dissipam facilmente na coroa. O foco da pesquisa atual, portanto, mudou para os mecanismos de aquecimento de flare.

Problema fraco do jovem sol

Modelos teóricos do desenvolvimento do Sol sugerem que 3,8 a 2,5 bilhões de anos atrás, durante o éon arqueano , o Sol era apenas cerca de 75% tão brilhante quanto é hoje. Uma estrela tão fraca não seria capaz de sustentar água líquida na superfície da Terra e, portanto, a vida não deveria ter sido capaz de se desenvolver. No entanto, o registro geológico demonstra que a Terra permaneceu a uma temperatura razoavelmente constante ao longo de sua história e que a jovem Terra era um pouco mais quente do que é hoje. Uma teoria entre os cientistas é que a atmosfera da jovem Terra continha quantidades muito maiores de gases de efeito estufa (como dióxido de carbono , metano ) do que as atuais, que retêm calor suficiente para compensar a menor quantidade de energia solar que chega até ela.

No entanto, o exame de sedimentos arqueanos parece inconsistente com a hipótese de altas concentrações de estufa. Em vez disso, a faixa de temperatura moderada pode ser explicada por um albedo de superfície inferior provocado por uma área menos continental e a falta de núcleos de condensação de nuvens induzidos biologicamente. Isso teria levado a uma maior absorção de energia solar, compensando assim a menor produção solar.

História de observação

Compreensão precoce

A carruagem solar Trundholm puxada por um cavalo é uma escultura que se acredita ilustrar uma parte importante da mitologia nórdica da Idade do Bronze . A escultura é provavelmente c. 1350 AC . É exibido no Museu Nacional da Dinamarca .

O Sol tem sido objeto de veneração em muitas culturas ao longo da história humana. O entendimento mais fundamental da humanidade sobre o Sol é como o disco luminoso no céu, cuja presença acima do horizonte causa o dia e cuja ausência causa a noite. Em muitas culturas pré-históricas e antigas, o Sol era considerado uma divindade solar ou outra entidade sobrenatural . O Sol desempenhou um papel importante em muitas religiões mundiais, conforme descrito em uma seção posterior.

Desenvolvimento da compreensão científica

No início do primeiro milênio aC, os astrônomos babilônios observaram que o movimento do Sol ao longo da eclíptica não é uniforme, embora eles não soubessem por quê; sabe-se hoje que isso se deve ao movimento da Terra em uma órbita elíptica ao redor do Sol, com a Terra movendo-se mais rápido quando está mais próxima do Sol no periélio e mais devagar quando está mais longe no afélio.

Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicação científica ou filosófica para o Sol foi o filósofo grego Anaxágoras . Ele raciocinou que não era a carruagem de Hélios, mas sim uma gigante bola de metal flamejante ainda maior do que a terra do Peloponeso e que a Lua refletia a luz do Sol. Por ensinar essa heresia , ele foi preso pelas autoridades e condenado à morte , embora mais tarde tenha sido libertado por intervenção de Péricles . Eratóstenes estimou a distância entre a Terra e o Sol no século III aC como "de miríades de estádios 400 e 80000", cuja tradução é ambígua, implicando em 4.080.000 estádios (755.000 km) ou 804.000.000 estádios (148 a 153 milhões de quilômetros ou 0,99 a 1,02 AU); o último valor está correto em alguns pontos percentuais. No século 1 DC, Ptolomeu estimou a distância como 1.210 vezes o raio da Terra , aproximadamente 7,71 milhões de quilômetros (0,0515 UA).

A teoria de que o Sol é o centro em torno do qual os planetas orbitam foi proposta pela primeira vez pelo antigo grego Aristarco de Samos no século 3 aC, e posteriormente adotada por Seleuco de Selêucia (ver Heliocentrismo ). Esta visão foi desenvolvida em um modelo matemático mais detalhado de um sistema heliocêntrico no século 16 por Nicolaus Copernicus .

Observações de manchas solares foram registradas durante a Dinastia Han (206 AC-220 DC) por astrônomos chineses , que mantiveram registros dessas observações por séculos. Averróis também forneceu uma descrição das manchas solares no século XII. A invenção do telescópio no início do século 17 permitiu observações detalhadas das manchas solares por Thomas Harriot , Galileo Galilei e outros astrônomos. Galileu postulou que as manchas solares estavam na superfície do Sol, em vez de pequenos objetos passando entre a Terra e o Sol.

As contribuições astronômicas árabes incluem a descoberta de Al-Battani de que a direção do apogeu do Sol (o lugar na órbita do Sol contra as estrelas fixas onde parece estar se movendo mais lentamente) está mudando. (Em termos heliocêntricos modernos, isso é causado por um movimento gradual do afélio da órbita da Terra ). Ibn Yunus observou mais de 10.000 entradas para a posição do Sol por muitos anos usando um grande astrolábio .

Sol, o Sol, a partir de uma edição de 1550 de Guido Bonatti 's Liber astronomiae .

A partir de uma observação de um trânsito de Vênus em 1032, o astrônomo e polímata persa Ibn Sina concluiu que Vênus está mais perto da Terra do que do Sol. Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinaram a distância até Marte e, assim, puderam calcular a distância até o sol.

Em 1666, Isaac Newton observou a luz do Sol usando um prisma e mostrou que ela é composta de luzes de várias cores. Em 1800, William Herschel descobriu a radiação infravermelha além da parte vermelha do espectro solar. O século 19 viu avanços nos estudos espectroscópicos do Sol; Joseph von Fraunhofer registrou mais de 600 linhas de absorção no espectro, as mais fortes das quais ainda são freqüentemente chamadas de linhas Fraunhofer . Nos primeiros anos da era científica moderna, a fonte de energia do Sol era um quebra-cabeça significativo. Lord Kelvin sugeriu que o Sol é um corpo líquido de resfriamento gradual que irradia um armazenamento interno de calor. Kelvin e Hermann von Helmholtz então propuseram um mecanismo de contração gravitacional para explicar a produção de energia, mas a estimativa de idade resultante foi de apenas 20 milhões de anos, bem abaixo do intervalo de tempo de pelo menos 300 milhões de anos sugerido por algumas descobertas geológicas da época. Em 1890, Joseph Lockyer , que descobriu o hélio no espectro solar, propôs uma hipótese meteorítica para a formação e evolução do Sol.

Só em 1904 uma solução documentada foi oferecida. Ernest Rutherford sugeriu que a produção do Sol poderia ser mantida por uma fonte interna de calor e sugeriu a decadência radioativa como a fonte. No entanto, seria Albert Einstein quem forneceria a pista essencial para a fonte da produção de energia do Sol com sua relação de equivalência massa-energia E = mc 2 . Em 1920, Sir Arthur Eddington propôs que as pressões e temperaturas no centro do Sol poderiam produzir uma reação de fusão nuclear que fundiu hidrogênio (prótons) em núcleos de hélio, resultando em uma produção de energia a partir da mudança líquida na massa. A preponderância do hidrogênio no Sol foi confirmada em 1925 por Cecilia Payne usando a teoria da ionização desenvolvida por Meghnad Saha . O conceito teórico de fusão foi desenvolvido na década de 1930 pelos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe . Hans Bethe calculou os detalhes das duas principais reações nucleares produtoras de energia que movem o sol. Em 1957, Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler e Fred Hoyle mostraram que a maioria dos elementos do universo foram sintetizados por reações nucleares dentro de estrelas, algumas como o sol.

Missões espaciais solares

O Sol emitindo uma grande tempestade geomagnética em 13h29, EST, 13 de março de 2012
Um trânsito lunar do Sol capturado durante a calibração das câmeras de imagem ultravioleta do STEREO B

Os primeiros satélites projetados para observação de longo prazo do Sol do espaço interplanetário foram os Pioneers 6, 7, 8 e 9 da NASA , que foram lançados entre 1959 e 1968. Essas sondas orbitavam o Sol a uma distância semelhante à da Terra e criavam o primeiras medições detalhadas do vento solar e do campo magnético solar. A Pioneer 9 operou por um período particularmente longo, transmitindo dados até maio de 1983.

Na década de 1970, duas espaçonaves Helios e o Skylab Apollo Telescope Mount forneceram aos cientistas novos dados significativos sobre o vento solar e a coroa solar. As sondas Helios 1 e 2 foram colaborações EUA-Alemanha que estudaram o vento solar de uma órbita carregando a espaçonave dentro da órbita de Mercúrio no periélio. A estação espacial Skylab, lançada pela NASA em 1973, incluía um módulo de observatório solar chamado Apollo Telescope Mount que era operado por astronautas residentes na estação. Skylab fez as primeiras observações resolvidas pelo tempo da região de transição solar e das emissões ultravioleta da coroa solar. As descobertas incluíram as primeiras observações de ejeções de massa coronal, então chamadas de "transientes coronais", e de orifícios coronais , agora conhecidos por estarem intimamente associados ao vento solar.

O buraco coronal no Sol forma um ponto de interrogação (22 de dezembro de 2017)

Em 1980, a Missão Máxima Solar foi lançada pela NASA. Esta espaçonave foi projetada para observar os raios gama, raios-X e radiação UV de erupções solares durante um período de alta atividade solar e luminosidade solar . Apenas alguns meses após o lançamento, no entanto, uma falha eletrônica fez com que a sonda entrasse em modo de espera e ela passou os três anos seguintes neste estado inativo. Em 1984 , a missão STS-41C do ônibus espacial Challenger recuperou o satélite e consertou sua eletrônica antes de colocá-lo novamente em órbita. A Solar Maximum Mission subsequentemente adquiriu milhares de imagens da coroa solar antes de reentrar na atmosfera da Terra em junho de 1989.

Lançado em 1991, o satélite japonês Yohkoh ( Sunbeam ) observou erupções solares em comprimentos de onda de raios-X. Os dados da missão permitiram que os cientistas identificassem vários tipos diferentes de flares e demonstraram que a corona longe das regiões de pico de atividade era muito mais dinâmica e ativa do que se supunha anteriormente. Yohkoh observou um ciclo solar inteiro, mas entrou em modo de espera quando um eclipse anular em 2001 fez com que ele perdesse seu bloqueio no sol. Foi destruído pela reentrada atmosférica em 2005.

Uma das missões solares mais importantes até hoje foi o Observatório Solar e Heliosférico , construído em conjunto pela Agência Espacial Europeia e a NASA e lançado em 2 de dezembro de 1995. Originalmente planejado para servir em uma missão de dois anos, uma extensão da missão até 2012 foi aprovada em outubro de 2009. Provou-se tão útil que uma missão subsequente, o Solar Dynamics Observatory (SDO), foi lançado em fevereiro de 2010. Situado no ponto Lagrangiano entre a Terra e o Sol (no qual a atração gravitacional de ambos é igual ), O SOHO forneceu uma visão constante do Sol em muitos comprimentos de onda desde o seu lançamento. Além de sua observação solar direta, o SOHO possibilitou a descoberta de um grande número de cometas , a maioria minúsculos cometas de pastoreio que incineram ao passarem pelo sol.

Uma proeminência solar entra em erupção em agosto de 2012, conforme capturado pelo SDO

Todos esses satélites observaram o Sol do plano da eclíptica e, portanto, apenas observaram suas regiões equatoriais em detalhes. A sonda Ulysses foi lançada em 1990 para estudar as regiões polares do Sol. Ele primeiro viajou para Júpiter, para "estilingue" em uma órbita que o levaria muito acima do plano da eclíptica. Uma vez que o Ulisses estava em sua órbita programada, ele começou a observar o vento solar e a força do campo magnético em altas latitudes solares, descobrindo que o vento solar de altas latitudes estava se movendo a cerca de 750 km / s, o que era mais lento do que o esperado, e que havia grandes ondas magnéticas emergindo de altas latitudes que espalharam os raios cósmicos galácticos.

Abundâncias elementares na fotosfera são bem conhecidas por estudos espectroscópicos , mas a composição do interior do Sol é menos compreendida. Uma missão de retorno de amostra de vento solar, Genesis , foi projetada para permitir que os astrônomos medissem diretamente a composição do material solar.

A missão Observatório Solar de Relações Terrestres (STEREO) foi lançada em outubro de 2006. Duas espaçonaves idênticas foram lançadas em órbitas que as fazem (respectivamente) avançar e cair gradualmente para trás da Terra. Isso permite imagens estereoscópicas do Sol e fenômenos solares, como ejeções de massa coronal.

A Parker Solar Probe foi lançada em 2018 a bordo de um foguete Delta IV Heavy e atingirá um perigeu de0,046 UA em 2025, tornando-o o satélite de órbita mais próximo feito pelo homem como a primeira espaçonave a voar baixo na corona solar.

A Organização de Pesquisa Espacial Indiana agendou o lançamento de umSatélite de 100 kg chamado Aditya para meados de 2020. Seu principal instrumento será um coronógrafo para estudar a dinâmica da coroa solar.

Observação e efeitos

Durante certas condições atmosféricas, o Sol se torna visível a olho nu e pode ser observado sem estresse aos olhos. Clique nesta foto para ver o ciclo completo de um pôr do sol , visto das planícies altas do Deserto de Mojave .
O Sol, visto da órbita baixa da Terra com vista para a Estação Espacial Internacional . Essa luz solar não é filtrada pela baixa atmosfera, que bloqueia grande parte do espectro solar.

O brilho do Sol pode causar dor ao olhá-lo a olho nu ; no entanto, fazê-lo por breves períodos não é perigoso para os olhos normais não dilatados. Olhar diretamente para o Sol ( observar o sol ) causa artefatos visuais de fosfeno e cegueira parcial temporária. Ele também fornece cerca de 4 miliwatts de luz solar para a retina, aquecendo-a levemente e potencialmente causando danos aos olhos que não podem responder adequadamente ao brilho. A exposição aos raios ultravioleta gradualmente amarelece a lente do olho ao longo dos anos, e acredita-se que contribua para a formação de cataratas , mas isso depende da exposição geral aos raios ultravioleta solares, e não se alguém olha diretamente para o sol. A visualização de longa duração do Sol a olho nu pode começar a causar lesões semelhantes a queimaduras solares induzidas por UV na retina após cerca de 100 segundos, particularmente sob condições em que a luz UV do Sol é intensa e bem focalizada; as condições são agravadas por olhos jovens ou novos implantes de lentes (que admitem mais raios ultravioleta do que olhos naturais envelhecidos), ângulos do sol próximos ao zênite e observação de locais em grandes altitudes.

Ver o Sol através de lentes de concentração de luz , como binóculos, pode resultar em danos permanentes à retina sem um filtro apropriado que bloqueie os raios ultravioleta e reduza substancialmente a luz solar. Ao usar um filtro atenuante para visualizar o Sol, o visualizador é alertado para usar um filtro projetado especificamente para esse uso. Alguns filtros improvisados ​​que passam os raios ultravioleta ou infravermelho podem realmente prejudicar o olho em altos níveis de brilho. As cunhas Herschel , também chamadas de Diagonais Solares, são eficazes e baratas para pequenos telescópios. A luz do sol destinada à ocular é refletida de uma superfície não prateada de um pedaço de vidro. Apenas uma fração muito pequena da luz incidente é refletida. O resto passa pelo vidro e sai do instrumento. Se o vidro quebrar por causa do calor, nenhuma luz será refletida, tornando o dispositivo à prova de falhas. Filtros simples feitos de vidro escurecido permitem que toda a intensidade da luz solar passe se eles quebrarem, colocando em risco a visão do observador. Binóculos não filtrados podem fornecer centenas de vezes mais energia do que a olho nu, podendo causar danos imediatos. Afirma-se que mesmo breves olhares para o Sol do meio-dia através de um telescópio não filtrado podem causar danos permanentes.

Eclipses solares parciais são perigosos de se ver porque a pupila do olho não está adaptada ao contraste visual incomumente alto: a pupila dilata de acordo com a quantidade total de luz no campo de visão, não pelo objeto mais brilhante no campo. Durante os eclipses parciais, a maior parte da luz solar é bloqueada pela Lua passando na frente do Sol, mas as partes descobertas da fotosfera têm o mesmo brilho superficial de um dia normal. Na escuridão geral, a pupila se expande de ~ 2 mm a ~ 6 mm, e cada célula retiniana exposta à imagem solar recebe até dez vezes mais luz do que receberia se olhasse o Sol não eclipsado. Isso pode danificar ou matar essas células, resultando em pequenos pontos cegos permanentes para o visualizador. O perigo é insidioso para observadores inexperientes e para crianças porque não há percepção da dor: não é imediatamente óbvio que a visão está sendo destruída.

Um amanhecer

Durante o nascer e o pôr do sol, a luz do sol é atenuada por causa do espalhamento de Rayleigh e espalhamento de Mie de uma passagem particularmente longa pela atmosfera da Terra, e o Sol às vezes é fraco o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou com segurança com ótica (desde que não haja risco de luz do sol brilhante aparecendo repentinamente através de um intervalo entre as nuvens). Condições nubladas, poeira atmosférica e alta umidade contribuem para essa atenuação atmosférica.

Um fenômeno óptico , conhecido como flash verde , às vezes pode ser visto logo após o pôr do sol ou antes do nascer do sol. O flash é causado pela luz do Sol logo abaixo do horizonte sendo inclinada (geralmente através de uma inversão de temperatura ) em direção ao observador. A luz de comprimentos de onda mais curtos (violeta, azul, verde) é mais curvada do que a de comprimentos de onda mais longos (amarelo, laranja, vermelho), mas a luz violeta e azul é mais espalhada , deixando a luz que é percebida como verde.

A luz ultravioleta do Sol tem propriedades anti - sépticas e pode ser usada para higienizar ferramentas e água. Também causa queimaduras solares e tem outros efeitos biológicos, como a produção de vitamina D e bronzeamento . É também a principal causa de câncer de pele . A luz ultravioleta é fortemente atenuada pela camada de ozônio da Terra , de modo que a quantidade de UV varia muito com a latitude e tem sido parcialmente responsável por muitas adaptações biológicas, incluindo variações na cor da pele humana em diferentes regiões da Terra.

Sistema planetário

Comparação do tamanho do Sol e seus planetas.

O Sol tem oito planetas conhecidos. Isso inclui quatro planetas terrestres ( Mercúrio , Vênus , Terra e Marte ), dois gigantes gasosos ( Júpiter e Saturno ) e dois gigantes de gelo ( Urano e Netuno ). O Sistema Solar também tem pelo menos cinco planetas anões , um cinturão de asteróides , vários cometas e um grande número de corpos gelados que estão além da órbita de Netuno.

Aspectos religiosos

A adoração do Sol era fundamental para civilizações como os antigos egípcios , os incas da América do Sul e os astecas do que hoje é o México . Em religiões como o hinduísmo , o Sol ainda é considerado um deus. Muitos monumentos antigos foram construídos com fenômenos solares em mente; por exemplo, megálitos de pedra marcam com precisão o solstício de verão ou inverno (alguns dos megálitos mais proeminentes estão localizados em Nabta Playa , Egito ; Mnajdra , Malta e em Stonehenge , Inglaterra ); Newgrange , um monte pré-histórico construído por humanos na Irlanda , foi projetado para detectar o solstício de inverno; a pirâmide de El Castillo em Chichén Itzá no México é projetado para sombras em forma de serpentes que escalam a pirâmide nas vernal e outonais equinócios .

Os egípcios retratavam o deus sendo carregado pelo céu em uma barca solar, acompanhado por deuses menores, e para os gregos, ele era Hélios, carregado por uma carruagem puxada por cavalos de fogo. Desde o reinado de Heliogábalo no final do Império Romano, o aniversário do Sol era um feriado celebrado como Sol Invictus (literalmente "Sol Invicto") logo após o solstício de inverno, que pode ter sido um antecedente ao Natal. Em relação às estrelas fixas , o Sol aparece a partir da Terra a girar uma vez por ano ao longo da eclíptica através do zodíaco , e os astrônomos tão gregos categorizados-lo como um dos sete planetas (gregos planetes , "andarilho"); a nomeação dos dias das semanas após os sete planetas data da era romana .

As divindades solares desempenham um papel importante em muitas religiões e mitologias mundiais. Os antigos sumérios acreditavam que o Sol era Utu , o deus da justiça e irmão gêmeo de Inanna , a Rainha do Céu , que foi identificada como o planeta Vênus. Mais tarde, Utu foi identificado com o deus semita oriental Shamash . Utu era considerado uma divindade auxiliar, que ajudava aqueles em perigo e, na iconografia , ele geralmente é retratado com uma longa barba e segurando uma serra, o que representava seu papel de dispensador de justiça.

Pelo menos desde a Quarta Dinastia do Antigo Egito, o Sol era adorado como o deus Rá , retratado como uma divindade com cabeça de falcão encimada pelo disco solar e rodeado por uma serpente. No período do Novo Império , o Sol foi identificado com o besouro de esterco , cuja bola esférica de esterco foi identificada com o sol. Na forma do disco solar Aton , o Sol teve um breve ressurgimento durante o Período de Amarna, quando novamente se tornou a divindade proeminente, senão única, para o Faraó Akhenaton .

Na religião proto-indo-européia , o Sol foi personificado como a deusa * Seh 2 ul . Os derivados desta deusa em línguas indo-europeias incluem o antigo nórdico Sól , o sânscrito Surya , o gaulês Sulis , o lituano Saulė e o eslavo Solntse . Na religião grega antiga , a divindade do sol era o deus masculino Hélios, que em tempos posteriores foi sincretizado com Apolo .

Na Bíblia , Malaquias 4: 2 menciona o "Sol da Justiça" (às vezes traduzido como o "Sol da Justiça"), que alguns cristãos interpretaram como uma referência ao Messias ( Cristo ). Na antiga cultura romana, o domingo era o dia do deus sol. Foi adotado como o dia de sábado por cristãos que não tinham ascendência judaica. O símbolo da luz era um artifício pagão adotado pelos cristãos, e talvez o mais importante que não vinha das tradições judaicas. No paganismo, o Sol era uma fonte de vida, dando calor e iluminação à humanidade. Era o centro de um culto popular entre os romanos, que se levantavam ao amanhecer para apanhar os primeiros raios de sol enquanto oravam. A celebração do solstício de inverno (que influenciou o Natal) fazia parte do culto romano ao Sol invicto ( Sol Invictus ). As igrejas cristãs foram construídas com uma orientação de forma que a congregação ficasse voltada para o nascer do sol no leste.

Tonatiuh , o deus asteca do sol, era geralmente representado segurando flechas e um escudo e estava intimamente associado à prática do sacrifício humano . A deusa do sol Amaterasu é a divindade mais importante na religião xintoísta e acredita-se que ela seja a ancestral direta de todos os imperadores japoneses .

Veja também

Notas

Referências

Leitura adicional

links externos