SolEl Sol s 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 tamb orbiten el Sol. Al ser l'estel ms prxim a la Terra (es troba a 150 milions de km) s tamb l'astre ms brillant del firmament. La seva presncia o absncia en el cel determina el dia i la nit, respectivament. L'energia radiada pel Sol s aprofitada pels ssers fotosinttics que constituxen la base de la cadena alimentria. Aix, s la principal font d'energia de la vida. Tamb aporta l'energia que mant en funcionament els processos climtics.s un estel de la seqncia principal, de classe espectral G2, que significa que s una mica ms gran i calent que un estel mitj. s una immensa bola de plasma formada majoritriament per hidrogen i heli. Radia una gran quantitat d'energia a l'espai mitjanant processos nuclears de fusi. Es va formar fa uns 4.500 milions d'anys, al mateix temps que el sistema solar, i arribar al final de la seva vida d'aqu a uns 5.000 milions d'anys ms. Arribat aquell moment, es convertir en una gegant vermella i desprs en una nana blanca.Malgrat que s un estel de mida mitjana, s l'nic que es resol a simple vista des de la Terra, amb un dimetre angular de 32' 35" minuts d'arc en el periheli i 31' 31" en l'afeli. El que dna un dimetre mitj de 32' 03". Per una estranya coincidncia, la combinaci de grandries i distncies del Sol i la Lluna sn tals que, vistos des de la Terra, tenen aproximadament la mateixa grandria aparent.CaracterstiquesEn el centre del Sol, la densitat s aproximadament 1,5 105 kg/m3, les reaccions termonuclears (fusi) converteixen l'hidrogen en heli. 3,9 1045 toms passen per reaccions nuclears cada segon. Aix allibera energia que fuig de la superfcie del Sol com a llum. s possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenades bombes d'hidrogen. En un futur podria esdevenir-se que la energia alliberada per la fusi nuclear en reactors de fusi sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producci d'electricitat.Tota la matria del Sol est en forma de plasma degut a la seva temperatura extrema. Aix, el Sol pot girar ms rpidament a l'equador que a latituds altes, ja que no s un slid. La rotaci diferencial (segons la latitud) del Sol causa que les lnies del camp magntic s'entortolliguin amb el temps, provocant la formaci de les dramtiques taques solars i protuberncies solars.La corona solar t 1011 toms/m3, i la fotosfera t 1023 toms/m3.Durant algun temps es va pensar que el nombre de neutrins produits a les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicci terica, un problema que es denomin problema dels neutrins solars. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins ms difcils de detectar en el cam de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir.Per a obtenir informaci ininterrompuda del Sol, l'Agncia Espacial Europea i la NASA van posar en rbita l'observatori SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de desembre de 1995.Naixement i mort del SolEl Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de nvols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors de estrelas. Grcies a la metalicitat de tal gas, del seu disc protoplanetari van sorgir, ms tard, els planetes, asteroides i cometes del sistema solar. En l'interior del Sol es produxen reaccions de fusi en les que els toms de hidrogen es transformen en heli produint-se l'energia que irradia la nostra estrela. Actualment, el Sol es troba en plena seqncia principal, fase en qu seguir uns 5.000 milions d'anys ms cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli siga molt menys abundant aquest es contraur i s'encendr la capa de hidrogen adjacent, per a no bastar per a retindre'l. Seguir compactant-se fins que la seva temperatura siga prou elevada com per a fusionar el 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, el seu temperatura efectiva disminuir, situant el seu llum en la regi roja del espectre. El Sol s'haur convertit en una gegant roja. El radi del Sol, per a llavors, ser tan gran que haur engolit a Mercuri, Venus i, possiblement, a la Terra. Durant la seva etapa com gegant roja (uns 1.000 milions d'anys) el Sol anir expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els ltims moments de la seva vida el vent solar s'intensificar i el Sol es desprendr de tot el seu embolcall, la qual, formar, amb el temps, una nebulosa planetria. El nucli i les seves regions ms prximes es comprimiran ms fins a formar un estat de la matria molt concentrat en el que les repulsions de tipus quntic entre els electrons extremadament prxims (degenerats) frenaran el collapse. Quedar llavors, com a romanent estellar, una nana blanca de carboni i oxigen que s'anir refredant gradualment.Estructura del SolCom tots els cossos amb suficient massa, el Sol posseeix una forma esfrica i a causa del seu lent moviment de rotaci, t tamb un lleu aplatament polar. Com en qualsevol gran cos esfric, totes les partcules que el constituxen tendeixen a caure cap al centre per la fora gravitacional, per no totes poden fer-ho perqu sn rebutjades per la fora de pressi de radiaci i la pressi del gas. Pel fet que estes forces es compensen, l'estrella ni es collapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. s l'anomenat equilibri hidrosttic. El Sol presenta una estructura en capes esfriques o en "capes de ceba". La frontera fsica i les diferncies qumiques entre les distintes capes sn difcils d'establir. S es pot no obstant establir una funci fsica que s diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'Astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactriament la majoria dels fenmens observats. Segons este model, el Sol est format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona i 7) vent solar.Nucli solarOcupa uns 139.000 km del radi solar, 1/5 del mateix, i s en esta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produx. La nostra estrela est constituda per un 81 % d'hidrogen, 18 % d'heli i l'1 % restant que es reparteix entre altres elements. En el seu centre es calcula que hi ha un 49 % de hidrogen, 49 % de heli i el 2 % restant en altres elements que serveixen com catalitzadors en les reaccions termonuclears.Cicle de fusi CNO(carboni-nitrogen-oxigen)El fsic austrac Fritz Houtermans i el astrnom angls Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) van unir els seus esforos per a veure si la producci d'energia en l'interior del Sol i en les estrelas es podia explicar per les transformacions nuclears que originen les temperatures extremadament altes del seu interior. Temperatures que sn de l'orde de 10 a 20 milions de graus. Aix, les reaccions de fusi sn les fonts d'energia del Sol i les estrelas. Va ser en 1938 quan Hans Albrecht Bethe (1906- ) a Estats Units i Carl Friedrich von Weizsker, a Alemanya, simultniament i independentment van trobar el fet notable que el grup de reaccions en qu intervenen carboni i nitrogen constituxen un cicle, que es repetix una vegada i una altra, mentres dura el hidrogen. A este grup de reaccions se les coneix com "cicle de Bethe o del carboni", que s equivalent a la fusi de quatre protons en un nucli de heli. En estes reaccions de fusi hi ha una prdua de massa, a s, el hidrogen consumit pesa ms que el heli produt. Eixa diferncia de massa es transforma en energia segons l'equaci de Einstein. E = mc2, on E s l'energia, m la massa i c la velocitat de la llum. Estes reaccions nuclears transformen el 0,7 % de la massa afectada en fotons, amb una longitud d'ona curtssima i per tant molt energtics i penetrants. El cicle ocorre en les etapes segents:1H1 + 6C12 7N13;7N13 6C13 + e+ + neutr;1H1 + 6C13 7N14;1H1 + 7N14 8O15;6O15 7N15 + e+ + neutr, i finalment1H1 + 7N15 6C12 + 2He4.Sumant totes les reaccions i cancellant els termes comuns, tenim4 1H1 2He4 + 2e+ + 2 neutrins + 26,7 MeV.L'energia neta alliberada en el procs s 26,7 MeV, o siga prop de 6,7 x 1014 Joules per kg de protons consumits. El carboni actua com a catalitzador, perqu al final del cicle es regenera.Cicle de fusi prot-protUna altra reacci de fusi que ocorre en el Sol i en les estrelles, s el cicle de Critchfiel o prot-prot. El 1938, Charles Critchfiel, un jove fsic alumne de George Gamow (1904-1968) a la Universitat de George Washington, va adonar-se que en el xoc entre dos protons molt rpids pot ocrrer que un dels protons perdi la seua crrega positiva i es convertisca en un neutr, que roman unit a l'altre prot, constituint un deuter, s a dir un nucli d'hidrogen pesat. La reacci s: 1H1 + 1H1 2H2 + e+ + neutr; 1H1 + 1H2 2He3; 2He3 + 2He3 2He4 + 2 1H1.ObservacionsEl primer cicle (CNO) es dna en estrelless ms calents i amb major massa que el Sol i la cadena prot-prot en les semblants al Sol. Quant al Sol, fins a l'any 1953 es va creure que la seua energia era produda exclusivament pel enllustre de Bethe, per s'ha demostrat en estos ltims anys que la calor solar procedix en un 99 % del cicle prot-prot.Arribar un dia en qu el Sol esgote tot l'hidrogen en la regi central al transformar-lo en heli, la pressi ser incapa de sostindre les capes superiors i la regi central tendir a contraure's gravitacionalment, calfant-se cada vegada ms les capes adjacents. L'excs d'energia produda far que les capes exteriors del Sol tendisquen a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertir en una estrella gegant roja. El dimetre del Sol pot arribar a arribar i sobrepassar al de l'rbita de la Terra amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'haur extingit. Quan la temperatura de la regi central abast aproximadament 100 milions de graus, comenar a produir-se la reacci del heli en carboni, fins que el primera s'esgote, amb la qual cosa es verificar el mateix procs que a l'esgotar-se el hidrogen. D'esta manera el nucli comenar a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una nana blanca i, ms tard, al refredar-se totalment, en una nana negra.Zona radiants la zona exterior al nucli en qu el transport de l'energia generada en l'interior es produx per radiaci cap al lmit exterior de la zona radiativa. Esta zona est composta de plasma, s a dir, grans quantitats de hidrogen i heli ionitzat. Com la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifria (6000 graus en la fotosfera), s ms fcil que un fot qualsevol es moga del centre a la perifria que no al revs. Es calcula que un fot qualsevol inverteix un mili d'anys, movent-se a la velocitat de la llum a arribar la superfcie i manifestar-se com a llum visible.Zona convectivaEsta regi s'estn per damunt de la zona radiant i en ella els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons sn absorbits amb facilitat tornant-se el material opac al transport de radiaci. Per tant el transport d'energia es realitza per convecci en la que la calor es transporta de manera no homognia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminuxen 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 convectivas. Aix a uns 200.000 quilmetres baix la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminuci de la temperatura; en conseqncia, absorbeix els fotons procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen aix seccions convectives de turbulncia, que les parcelles de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiaci i el gas calent cedeix la seva energia en forma de llum visible, refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anlisi de les oscillacions solars ha perms establir que esta zona s'estn fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscillacions solars constitux l'heliosismologia.FotosferaLa fotosfera s la zona des de la que s'emet prcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la superfcie solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grnuls brillants que es projecten sobre un fons mes fosc. A causa de l'agitaci de la nostra atmosfera, estos grnuls pareixen estar sempre en agitaci. Ja que el Sol s gass, la fotosfera s un poc transparent: pot ser observada fins una profunditat d'uns centenars de quilmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou ntid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, es nota fcilment que la brillantor del disc solar disminux cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe s conseqncia que el Sol s un cos gass amb una temperatura que disminux amb la distncia al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, ms calenta i per tant ms lluminosa. Per al mirar cap al limbe, la direcci visual de l'observador s quasi tangent a la vora del disc solar i est mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan ms fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes ms profundes en la base de la fotosfera; per esta ra, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera t uns 100 o 200 km de profunditat.El signe ms evident d'activitat en la fotosfera sn les taques solars.CromosferaLa cromosfera s la regi de l'"atmosfera" solar situada entre la fotosfera i la corona solar. s una capa relativament fina, de noms 2.000 km de gruix, que est dominada per un espectre de lnies d'absorci i emissi. El nom "cromosfera" ve del grec chromos que significa color, perqu la cromosfera s visible com un flash de color al principi i al final dels eclipsis totals de Sol.Corona solarLa corona solar s la part ms exterior de l'atmosfera solar. Mesura ms d'un mili de quilmetres i pot observar-se durant els eclipsis solars o utilitzant un dispositiu capa d'ocultar la llum del Sol i denominat corongraf. Fins a 1930 l'nica forma d'observar la corona era possible quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Grcies a la invenci, el 1930 d'un enginys dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats corongrafs, es va poder estudiar de forma ms accessible el fenomen de la corona solar.La densitat de la corona solar s un bili de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentres que la fotosfera t una temperatura aproximada de 6000C).La corona solar est composta per xicotetes partcules que eventualment sn llanades a l'espai per l'intens camp magntic solar produint el vent solar i, en fenmens d'ejecci intensos, tempestats elctriques en la Terra. Estos toms llanats, al xocar amb la part superior de la nostra atmosfera sn els causants de les aurores en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona sn deguts al camp magntic del Sol.Durant un eclipsi, el 1870, Charles Young observant l'espectre de llum de la corona va identificar un tra verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hiptesis que van circular en l'poca es va parlar d'un suposat element qumic desconegut que no estaria disponible en la Terra. En 1940 Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produdes per l'espectre de materials desconeguts sin d'toms altament ionitzats d'elements disponibles en la Terra com el ferro.Vent solarEl vent solar s un flux de partcules carregades (s a dir, plasma) que sorgeixen de la part superior de l'atmosfera solar i s'estenen per tot el sistema solar. Est format majoriatriament per protons i electrons d'alta energia (500 keV).La composici elemental del vent solar (en massa) s idntica a la de la corona: un 71-73% d'hidrogen ionitzat i un 25-27% d'heli ionitzat, la resta sn ions d'altres elements i electrons. Les partcules 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 matria cada segon en forma de vent solar.Les partcules de vent solar que sn atrapades en el camp magntic terrestre, mostren tendncia 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 geogrfics. Altres planetes que tenen camps magntics semblants als de la Terra tamb tenen les seves prpies aurores.El vent solar forma una "bombolla" enmig del medi interestellar (una molt baixa densitat d'toms d'hidrogen i heli que omple la galxia). El punt en qu la fora del vent solar no s prou important com per a desplaar el medi interestellar es coneix com heliopausa i es considera que s la "vora" ms exterior del sistema solar. La distncia fins a l'heliopausa no s coneguda amb precisi i probablement depn de la velocitat del vent solar i de la densitat local del medi interestellar, per se sap que est molt ms enll de l'rbita de Plut.Energia solarLa major part de l'energia utilitzada pels ssers vius procedeix del Sol, les plantes labsorbeixen directament i realitzen la fotosntesi, els herbvors absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'esta energia menjant les plantes, i els carnvors absorbeixen indirectament una quantitat ms xicoteta menjant als herbvors.La majoria de les fonts d'energia usades per l'home deriven indirectament del Sol. Els combustibles fssils preserven energia solar capturada fa milions d'anys per mitj de fotosntesi, l'energia hidroelctrica usa l'energia potencial d'aigua que es va condensar en altura desprs d'haver-se evaporat per la calor del Sol, etc.No obstant, l's directe de l'energia solar per a l'obtenci d'energia no est molt ests pel fet que els mecanismes actuals no sn prou eficaos.Precaucions necessries per a observar el SolNo mirar mai directament el Sol sense la deguda protecci, pot causar lesions i cremades greus en els ulls i incls la ceguera permanent.

Les ulleres de sol, filtres fets amb pellcula fotogrfica velada, polaritzadors, gelatines, CD's o vidres fumats NO ofereixen la suficient protecci als ulls.

Una bona protecci la proporcionen els filtres MYLAR o equivalents. Les ulleres utilitzades per a la soldadura a l'arc amb vidres de densitats 14 a 16, sn idnies per a aquest fi. Les mateixes precaucions han de tenir en compte si s'utilitzen aparells ptics. Els filtres han d'anar collocats en la part frontal i mai en l'ocular.

Precauci: mirar directament el Sol pot danyar la retina, i provoca ceguesa.SimbolismeEl sol s un smbol principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi mascul, com a la majoria del Mediterrani, o femen, com a l'sia, per exemple. Sol tenir relaci amb el gnere que t la paraula en cada llengua.Simbolitza la llum i el poder. En l'alqumia 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 allegoria de Jess, ja que "mor" i "ressucita" (es pon i surt cada dia per a l'ull hum), est al cel e irradia llum. Igualment, la data de Nadal estaria associat al solstici d'hivern. Les corones dels sants sovint tenen rajos com els del sol.En molts indrets va ser venerat com un du. A Egipte era Ra i va ser el primer culte monoteista. Al pante de la mitologia grega era Apollo. Tamb s una divinitat important a les cultures precolombines d'Amrica.

Dades observacionals

Distncia mitjana a la Terra149,6106 km (8 min 18,6 s a la velocitat de la llum)

Brillantor-26,74

Magnitud absoluta+4,83

Caracterstiques orbitals

Distncia mitjana al centre de la Via Lctia 2,51017 km26.000 anys-llum

Perode orbital galctic 2,26108 anys

Velocitat 217 km/s

Perode de rotaci sideral 25,38 dies (a l'equador) (25 d 9 h 7 min 13 s)

Caracterstiques fsiques

Dimetre (fotosfera) 1.392.000 km

Massa 1,98911030 kg

Volum 1,4121018 km3

Densitat mitjana 1.408 kg/m3

Temperatura Superficial: 5.780 KCorona: 5 MKNucli: 13,6 MK

Composici de la fotosfera (en massa)

Hidrogen 71%

Heli 27%

Altres elements 2%

Composici de la fotosfera (en n d'toms)

Hidrogen 90,965%

Heli 8,889%

Oxigen 774 ppm

Carboni 330 ppm

Ne 112 ppm

Nitrogen 102 ppm

Ferro 43 ppm

Magnesi 35 ppm

Silici 32 ppm

Sofre 15 ppm