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Para los artículos
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| Datos observados | |||||
| Mitad-grande eje de la órbita de la Tierra (1 ua) | 149 597 870 km | ||||
| Magnitude Aparente | −26,8 | ||||
| Magnitude Absoluta | 4,83 | ||||
| Característicos orbitales | |||||
| Distancia del centro de Vía Láctea | 2,50×1017 km (8 700 pc) | ||||
| Periodo galactique | 2,26×108 años | ||||
| Velocidad | 217 km/s | ||||
| Característicos físicos | |||||
| Diamètre Mediano | 1 392 000 km | ||||
| Aplatissement a los polos | 9×10-6 | ||||
| Superficie | 6,09×1012 km2 | ||||
| Volumen | 1,41×1018 km3 | ||||
| Masa (M☉) | 1,9891×1030 kg | ||||
| Masa volumique | Mediana | 1 408 kg⋅m-3 | |||
| al centro | 150 000 kg⋅m-3 | ||||
| Gravedad en la superficie | 273,95 m⋅s-2 | ||||
| Velocidad de liberación | 617,54 km/s | ||||
| Temperatura | al centro | 15,1 MK | |||
| a la superficie | 5800 K | ||||
| Corona[anota 1] | 5 MK | ||||
| Flujo energético | 3,826×1026 W | ||||
| Tipo spectral | G2 - V | ||||
| Rotación | |||||
| Inclinaison Del eje | /écliptique | 7,25º | |||
| /Plan Galaxia | 67,23º | ||||
| Velocidad, latitud 0 ° | 7 008,17 km⋅h-1 | ||||
| Periodo de rotación | Latitud 0 ° | 24 j | |||
| Latitud 30 ° | 28 j | ||||
| Latitud 60 ° | 30,5 j | ||||
| Latitud 75 ° | 31,5 j | ||||
| Mediana | 27,28 j | ||||
| Composición de la photosphère
(Porcentaje en masa) | |||||
| Hydrogène | 73,46 % | ||||
| Hélium | 24,85 % | ||||
| Oxígeno | 00,77 % | ||||
| Carbono | 00,29 % | ||||
| Hierro | 00,16 % | ||||
| Néon | 00,12 % | ||||
| Azote | 00,09 % | ||||
| Silicio | 00,07 % | ||||
| Magnésium | 00,05 % | ||||
| Soufre | 00,04 % | ||||
El Sol (Suelo latino, Helios o Ήλιος griego) es la estrella central del Sistema solar. En la clasificación astronomique, es una estrella de tipo enana amarilla, y compuesta de hydrogène (74% de la masa o 92,1% del volumen) y de hélium (24 % de la masa o 7,8 % del volumen)[1]. En torno a le gravitent la Tierra , 7 otros planetas, al menos 5 planetas enanas, de muy numerosos astéroïdes y comètes y una banda de polvo. El Sol representa a le solo 99,86% de la masa del sistema solar así constituido, Júpiter representando más de los dos tercios de todo el resto.
La energía solar transmitida por rayonnement, devuelve posible la vida sobre Tierra por aportación de calor y de luz , permitiendo la presencia de agua al estado líquido y la photosynthèse de los vegetales. La polarización natural de la luz solar, eventualmente réverbérée por la luna o por de las matériaux tales que el agua o las cuticules vegetales es utilizada por numerosas especies para orientarse en el espacio.
El rayonnement solar es también responsable de los climas y de la mayoría de los fenómenos meteorológicos observados sobre nuestro planeta.
La densidad térmica a la superficie de la Tierra es mediana a 99,97 % o 99,98 % de origen solar[anota 2]. Como para todos los demás cuerpos, estos flujos térmicos son continuellement emitido enel espacio, bajo forma de rayonnement infrarouge ; la Tierra que queda así en « equilibrio dinámico ».
El Sol formado parte de una galaxia constituida de materia interstellaire y de aproximadamente 234 millardos de estrellas (estimación 2009)[réf. Necesario] : Vía Láctea . Se ubica a 15 parsecs del plan équatorial del disco, y es distante de 8 500 parsecs (aproximadamente 26 000 años-luz) del centro galactique.
La mitadgrande eje de la órbita de la Tierra en torno al Sol (improprement llamada « distancia de la Tierra al Sol ») 149 597 870 km, es la definición original de launidad astronomique (ua). Falla 8 minutos (y una veintena de segundos) para que la luz del Sol llegue hasta la Tierra[2].
El símbolo astronomique y astrologique del Sol es un círculo con un punto en su centro : 
.
Sumario |
Origen y étymologie del término
Sol proviene del latín popular soliculus, derivado del latín clásico suelo, solis que designa el astro y la divinidad, pero también empleado por metáfora en poesía para « día, jornada » y por analogie a los sentidos de « lleno día », de « vida pública » y de « gran hombre » (ver el Rey Sol)[3]. Estos diferentes sentidos se encuentran en de numerosas périphrases que lo caracterizan : lo œél del cielo, el maestro de los astros, el alma del mundo, el señor de las estrellas, el padre del día, los hilos aîné de la naturaleza, el grande flambeau, etc.
Presentación general
(imagen torces « colores »).
→ La chromosphère y las protubérances son las fuentes esenciales, bien más calientes que « la superficie » (la photosphère) !
El Sol es una estrella enana amarilla que se compone de 74 % de hydrogène, de 24 % de hélium y de una fracción de elementos más pesados. El Sol es de tipo spectral G2–V. « G2 » significa que es más caliente (5 770 kelvins en superficie aproximadamente) y más brillante que la media, con un color amarillo que dispara el blanco. Su espectro encierra bandas de metales ionisés y neutres, así como de débiles bandas de hydrogène. El suffixe « V » (o « clase de luminosidad ») indica que evoluciona actualmente, como la mayoría de las estrellas, sobre la secuencia principal del diagramme de Hertzsprung-Russell : tira de su energía de reacciones de fusión nuclear que transforman, en su núcleo, el hydrogène hélium, y se encuentra en un estado de equilibrio hydrostatique, no que padece ni contracción, ni dilatación continua.
Hay en nuestra galaxia más de 100 millones de estrellas de tipo spectral idéntico, lo que hace del Sol una estrella bastante ordinaria, aunque sea de hecho más brillante que 85 % de las estrellas de la Galaxia, que están en mayoría de las enanas rojas[4].
El Sol gravite en torno al centro de Vía Láctea cuya es distante de aproximadamente 25 a 28 000 años-luz. Su periodo de revolución galactique es de aproximadamente 220 millones de años, y su velocidad de 217 km⋅s-1, equivalente a un año-luz todos los 1400 años (aproximadamente), y una unidad astronomique todos los 8 días[5].
En esta revolución galactique, el Sol, como los demás estrellas del disco, tiene un movimiento que oscila en torno al plan galactique : la órbita galactique solar presente de las ondulaciones sinusoïdales perpendiculaires a su plan de revolución. El Sol atravesaría este plan todos los 30 millones de años aproximadamente, por una parte después del otro sentido Norte-Sur galactique, después inversamente — y alejaría como máximo de 230 años-luz aproximadamente, todo que queda en el disco galactique. La masa del disco galactique atrae las estrellas que tendrían un plan de revolución diferente de aquel del disco galactique[anota 3].
El Sol gira igualmente sobre le-mismo, con un periodo de 27 días terrestres aproximadamente. En realidad, no siendo un objeto sólido, padece una rotación différentielle : gira más rápidamente alecuador (25 días) que en los polos (35 días). El Sol es igualmente en rotación en torno al barycentre del sistema solar, este último que se ubica a un poco más de un rayo solar del centro de la estrella (fuera de su superficie), debido a la masa de Júpiter (aproximadamente un milésimo de la masa solar).
Historia natural
El Sol es una estrella mayor de 4,6 millardos de años, sea a poco cerca de la mitad de su camino sobre la secuencia principal[6]. Se admite generalmente que se ha formado por efecto de las ondas de choque producido por una (o varias) supernova(e) sobre una nébuleuse cuya ella(s) étai()t misma tal vez salida(s).
En su estado actual, el cœur del Sol transforma en cada segundo más de 4 millones de toneladas de materia (de masa) en energía que es transmitida en las cortezas superiores del astro y emitida en el espacio bajo forma de rayonnement electromagnética (luz, rayonnement solar) y de flujo de partículas (viento solar).
que Dura los 7,6 millardos de años[7] a venir, el Sol apurará poco a poco sus reservas de hydrogène ; su brillance aumentará de aproximadamente 7 % por millardo de años, continuación en el aumento del ritmo de las reacciones de fusión por la lenta contracción del cœur.
Cuando será mayor además de 12 millardos de años, el equilibrio hydrostatique será roto. El núcleo se contraerá y se calentará fuertemente mientras las cortezas superficiales, dilatées por el flujo térmico creciente y así parcialmente liberadas del efecto gravitationnel, serán rechazadas progresivamente : el Sol se dilatera y se transformará gigante rojo. Al término de este proceso, el diamètre del Sol será aproximadamente 100 vez superior al actual ; sobresaldrá la órbita de Mercurio y de Venus . La Tierra , si subsiste todavía, no será más que un desierto calcinado.
Es durante esta fase de gonflement que su cœur en contracción llegará en los alrededores de 100 millones de kelvins, iniciando las reacciones de fusión de la hélium (ver : reacción triple-alpha). La cendre (de hélium) devendrá-mismo carburante, el cœur del Sol será lanzado en un segundo ciclo de fusión. Sin embargo este allumage será brutal (ver : flash del hélium), el réarrangement de las cortezas del Sol hará disminuir su diamètre hasta que él se stabilise a un tamaño de varias veces (hasta 10 veces) su tamaño actual, sea de aproximadamente 10 millones de km de diamètre. Habrá devenido una bajo-gigante.
Su cœur fusionará el hélium principalmente en carbono (y del carbono y del hélium en oxígeno), mientras que una corona externa del cœur fusionará el hydrogène hélium. La masa del Sol es insuficiente para que explota supernova. Aproximadamente 200 millones de años más tarde, cuando el cœur habrá transformado todo el hélium central en carbono y oxígeno, el núcleo se hundirá nuevamente sobre le-mismo mientras las cortezas superficiales serán rechazadas nuevamente : el Sol devendrá nuevamente una giganta roja, de al menos el tamaño de la órbita terrestre actual.
Finalmente, las cortezas externas serán éjectées en el espacio y darán nacimiento a una nébuleuse planetaria. Los restos del cœur interno de la estrella se hundirán para formar una enana blanca de un tamaño comparable a la Tierra, que podrá brillar todavía varios millardos de años al curso desquelles se enfriará lentamente antes de apagarse definitivamente, y devenir una enana negra.
Este guión es característico de las estrellas de floja a mediana masa[8],[9] ; de 0,5 a 4 M.
Estructura y funcionamiento
Aunque el Sol sea una estrella de tamaño mediano, representa a le solo cerca de 99,9 % de la masa del sistema solar. Su forma es casi perfectamente esférica, con un aplatissement a los polos estimados a nueve millionièmes[10], lo que significa que su diamètre polar es más pequeño que su diamètre équatorial de sólo diez kilómetros.
Contra los objetos telluriques, el Sol no ha de límite exterior bien definida : la densidad de sus gases cae de manera a poco cerca de exponentielle a medida que se se aleja de su centro. En cambio su estructura interna es bien definida, como descrita más bajo. El rayo del Sol es medido de su centro hasta la photosphère . La photosphère es la corteza debajo de la cual los gases son bastante condensés para ser opaques y más allá de la cual devienen transparentes. La photosphère es así la más con mucho gusto visible al œél desnudo. La mayor parte de la masa solar se concentra en 0,7 rayo del centro. La estructura interna del Sol no es por supuesto no observable directamente, y el Sol le-mismo que es radio-opaque, ningún instrumento visual no puede perforar su composición interna. Pero de la mismo modo que la sismologie ha permitido, por el estudio de las ondas producidas por los terremotos, de determinar la estructura interna de la Tierra, la héliosismologie utiliza las pulsaciones solares para medir y visualizar indirectamente la estructura interna del Sol. La simulación informática es utilizada igualmente como herramienta teórica para sonder las cortezas más profundas.
El cœur o núcleo
Se considera que el cœur del Sol se extiende del centro a aproximadamente 0,25 rayo solar. Su masa volumique es superior a 150 000 kg⋅m-3 (150 vez la densidad del agua sobre Tierra) y su temperatura aproxime los 15 millones de kelvins (lo que contrasta claramente con la temperatura de superficie del Sol, que avoisine los 5800 kelvins). Es en el cœur que se producen las reacciones thermonucléaires exothermiques (fusión nuclear) que transforman, en el caso del Sol, el hydrogène hélium (ver, para los detalles de estas reacciones, el artículo canal proton-proton).
Aproximadamente 3,4×1038 protons (noyaux de hydrogène) son convertidos hélium cada segundo, liberando la energía a razón de 4,26 millones de toneladas de materia « consumida » por segundo, produciendo 383 yottajoules (383×1024 joules) por segundo, sea el equivalente de la explosión de 91,5×1015 toneladas de TNT .
La tasa de fusión nuclear es proporcional a la densidad del núcleo, de manera que la fusión nuclear al seno del cœur es un proceso auto-régulé : todo ligero aumento de la tasa de fusión provoca un recalentamiento y una dilatación del cœur que reduce en regreso la tasa de fusión. Inversamente, toda disminución ligera de la tasa de fusión enfría y densifie el cœur, lo que hace volver el nivel de fusión a su punto de salida.
El cœur es la sola parte del Sol que produzca una cantidad notable de calor por fusión : el resto de la estrella tira de su calor únicamente de la energía que proviene. La totalidad de la energía que es producida tiene que atravesar numerosas cortezas sucesivas hasta la photosphère, antes de escaparse en el espacio bajo forma de rayonnement solar o de flujo de partículas.
Los fotones de elevada energía (rayos X y gamma ) liberados durante las reacciones de fusión ponen un tiempo considerable para alcanzar la superficie del Sol, ralentizados por la interacción con la materia y por el fenómeno permanente de absorción y de réémission a más baja energía en el abrigo solar. Se estima que el tiempo de tránsito de un fotón del cœur a la superficie se ubica entre 10 000 y 170 000 años[11]. Después de haber atravesado la corteza de convección y alcanzado la photosphère , los fotones se escapan en el espacio, gran parte bajo forma de luz visible. Cada rayo gamma producto al centro del Sol es transformado finalmente en varios millones de fotones luminosos que se escapan en el espacio. De los neutrinos son liberados igualmente por las reacciones de fusión, pero contra los fotones ellos interagissent poco con la materia y son pues liberados inmediatamente. que Cuelga años, el número de neutrinos producidos por el Sol era medido más débil de un tercio que el valor teórico : esto era el problema de los neutrinos solares, que ha sido recientemente resuelto ( 1998) gracias a una mejor comprensión del fenómeno de oscilación del neutrino.
La zona de radiación
La zona de radiación o zona radiative se ubica approximativement entre 0,25 y 0,7 rayo solar. La materia solar es sí caliente y sí denso que la transferencia del calor del centro hacia las cortezas más exteriores se hace por la sola radiación térmica. El hydrogène y el hélium ionisés emiten fotones que viajan sobre una corta distancia antes de ser réabsorbés por otras ions. En esta zona, no hay de convección térmica porque aunque la materia se enfríe que se aleja del cœur, el gradient térmico resto inferior al gradient térmico adiabático. La temperatura disminuye a 2 millones de kelvins.
La zona de convección
La zona de convección o zona convective se extiende 0,7 rayo solar del centro a la superficie visible del Sol. Es separada zona de radiación por una corteza épaisse de aproximadamente 3000 kilómetros, la tachocline , que según los estudios recientes podría ser el escaño de potentes campos magnéticos y gozaría un rol de entidad en la dynamo solar. En la zona de convección la materia ya no es ni bastante densa ni bastante caliente para evacuar el calor por radiación : es pues por convección, según un movimiento vertical, que el calor es conducida hacia la photosphère. La temperatura pasa de 2 millones a 5800 kelvins. La materia llegada en superficie, enfriada, sumerge nuevamente hasta la base de la zona de convección para recibir el calor de la parte superior de la zona de radiación, etc. Las gigantescas células de convección así formadas son responsables de los granulations solares observables a la superficie del astro. Los turbulences survenant en esta zona producen un efecto dynamo responsable de la polarité magnético norte-sur a la superficie del Sol.
La photosphère
La photosphère es una parte externa de la estrella que produce entre demás la luz visible. Es más o menos extendida : de menos de 0,1 % del rayo para las estrellas enanas, sea algunos centenares de kilómetros ; a algunas decenas de pourcent del rayo de la estrella para las más gigantes, lo que les daría un contorno flou contra el Sol a los bordes limpios.
La luz que es producida contiene todas las informaciones sobre la temperatura, la gravedad de superficie y la composición química de la estrella. Para el Sol, la photosphère tiene una espesura de aproximadamente 400 kilómetros. Su temperatura mediana es de 6 000 K. Permite definir la temperatura efectiva que para el Sol es de 5 781 K. Sobre la imagen de la photosphère solar se puede ver el assombrissement centra-borde que es una de las características de la photosphère. El análisis del espectro de la photosphère solar es muy rico en información particular sobre la composición química del Sol.
La atmósfera solar
Más allá de la photosphère la estructura del Sol es conocida generalmente bajo el nombre de Atmósfera solar. Comprende tres zonas principales : la chromosphère , la corona y la héliosphère. La chromosphère es separada de la photosphère por la zona de temperatura mínimo y de la corona por una zona de transición. El héliosphère se extiende hasta los confins del sistema solar donde ha limitado porla héliopause. Para una razón todavía mal dilucidada, la chromosphère y la corona son más caliente que la superficie del Sol. Aunque pueda ser estudiada detalladamente por los telescopios spectroscopiques, la atmósfera solar no es nunca también accesible que durante los éclipses totales de Sol.
La chromosphère
La zona de temperatura mínimo que separa la photosphère de la chromosphère ofrece una temperatura suficientemente baja (4000 kelvins) para que encuentra moléculas meras(monoxyde de carbono, agua), détectables por su espectro de absorción. La chromosphère propiamente dicha es épaisse de aproximadamente 2000 kilómetros. Su temperatura aumenta graduellement con la altitud, para alcanzar un máximo de 100 000 kelvin a su cumbre. Su espectro es dominado por bandas de emisión y de absorción. Su nombre, que viene de la raíz griega chroma (color), ha sido dado debido al flash rosa constante que deja entrever durante las éclipses totales de Sol.
La corona
La zona de transición entre la chromosphère y la corona es el escaño de una elevación rápida de temperatura, que puede aproximar 1 millón de kelvins. Esta elevación es ligada a una transición de fase durante la cual la hélium deviene totalmente ionisé por efecto de las muy elevadas temperaturas. La zona de transición no ha una altitud claramente definida. Grossièrement, Forma un halo surplombant la chromosphère bajo la apariencia de spicules y de filaments. Es el escaño de un movimiento caótico y permanente. Difícil a percibir desde la Tierra a pesar de la utilización de coronographes , es más fácilmente analizada por los instrumentos espaciales sensibles a los rayonnements ultraviolets extremos del espectro.
La corona solar ha compuesto a 73 % de hydrogène y a 25 % de hélium. Las temperaturas son orden del millón de gradas.
Bien más vasto que el Sol le-mismo, la corona solar ella-misma se extiende a marchar de la zona de transición y se évanouit progresivamente en el espacio, mezclada a la héliosphère por los vientos solares. La corona inferior, la más cercana de la superficie del Sol, tiene una densidad particulaire comprendida entre 1×1014 m−3 y 1×10 16 m−3, sea menos de un milliardième de la densidad particulaire de laatmósfera terrestre al nivel de la mar. Su temperatura, que puede alcanzar los 5 millones de kelvins, contrasta claramente con la temperatura de la photosphère. Aunque ninguna teoría no explica todavía completamente esta diferencia, una parte de este calor podría provenir proceso de reconnexion magnético.
El héliosphère
Debutando a aproximadamente 20 rayos solares (0,1 ua) del centro del Sol, el héliosphère se extiende hasta los confins del sistema solar. Se admite que debuta cuando el flujo de viento solar deviene más rápido que las ondas de Alfvén (el flujo es dicho entonces superalfvénique) : los turbulences y fuerzas dinámicas survenant más allá de esta frontera no han de influencia sobre la estructura de la corona solar, porque la información no puede desplazarse que a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar se desplaza luego continuo a través del héliosphère, dando al campo magnético solar la forma de una spirale de Parker hasta su encuentro con el héliopause, a más de 50 ua del Sol. En diciembre 2004, Viajar 1 ha devenido la primera sonda a superar la héliopause. Cada una de las dos sondas Viajar ha detectado de entidad niveles energéticos al enfoque de esta frontera[12].
La actividad solar
El campo magnético solar
El Sol es una estrella magnétiquement activa. Toda la materia solar que se encuentra bajo forma de gas y de plasma debido a las temperaturas extremadamente elevadas, el Sol pivota más rápidamente al ecuador (25 días aproximadamente para una vuelta) que a los polos (35 días para una vuelta). Esta rotación différentielle de las latitudes solares da al campo magnético solar una forma de spirale perpetua rotación, las líneas de campo que se encuentra emmêlées los unas a las demás durante el tiempo. Este enchevêtrement sería al menos en parte responsable del ciclo solar, fenómeno periódico que se extiende sobre 11,2 años mediana con una alternancia de minima y de maxima todos los once semestres aproximadamente. Al término de un ciclo de la actividad solar, la polarité del campo magnético se ha invertido por informe al finalizar el precedente : el ciclo magnético solar tiene pues un periodo doble (aproximadamente 22 años) de aquella del ciclo de actividad. Las manifestaciones los plus espectaculares en periodo de intensa actividad magnética son la aparición de manchas solares y de protubérances .
Las manchas solares
Los niveles de color describen la composante del campo magnético a lo largo de la línea de apuntada. Los rasgos blancos ilustran la composante del campo perpendiculaire a la línea de apuntada.
Imagen obtenida a marchar de observaciones del telescopio solar THEMIS[13] y tratada por BASS 2000[14].
Aunque todos los detalles sobre la genèse de las manchas solares no sean todavía dilucidados, ha sido demostrado (por la observación delefecto Zeeman) que son la resultante de una intensa actividad magnética al seno de la zona de convección. El campo magnético, que es salido, frena la convección y limita la aportación térmica en superficie a la photosphère, el plasma de la superficie se enfría y se contrae.
→ Las manchas solares son depresiones a la superficie solar.
Son así menos calientes de 1500 a 2000 kelvins que las regiones vecinas, lo que basta a explicar porqué ellas aparecemos, contrasta, bien más sombrías que el resto de la photosphère. No obstante si eran aisladas resto de la photosphère, las manchas solares, donde reina a pesar de todo una temperatura cercana de los 4 000 kelvins, pareceríamos 10 veces brillantes que la llena luna, sea más que un arco eléctrico. La sonda espacial SoHO ha permitido demostrar que las manchas solares responden a un mecanismo cercano de aquel de los ciclones sobre Tierra. Se distingue dos partes al seno de la mancha solar : la zona de sombra central (aproximadamente 4 000 kelvins) y la zona de penumbra periférica (aproximadamente 4 700 kelvins). El diamètre de las manchas solares las más pequeñas es habitualmente más de dos vez superior a aquel de la Tierra. En periodo de actividad, es a veces posible de observarlos al œél desnudo sobre el Sol que acuesta, con un amparo oculaire adaptada.
La vigilancia de las manchas solares es un excelente medio para controlar la actividad solar y prédire sus repercusiones terrestres. Una mancha solar tiene una duración de vida mediana de dos semanas. El astrónomo alemán Heinrich Schwabe, al XIXe siglo, fue el premier a mantener una cartographie méthodique de las manchas solares, lo que permitió evaluar su periodicidad. Los estudios ultérieures han fijado su periodo a 11,2 años, cada mitad-periodo que es caracterizada alternativamente por un máximo de actividad (donde las manchas se multiplican) y un mínimo de actividad. El último máximo de actividad ha sido grabado 2001, con un grupo de manchas particularmente marcado (imagen). El próximo mínimo de actividad es previsto para el primer semestre de 2007 [15].
Las erupciones solares
Efectos terrestres de la actividad solar
Los efectos terrestres de la actividad solar son múltiples, el plus espectacular es el fenómeno de los aurores polares (igualmente llamada aurore boréale en el hemisferio Norte y aurore australe en el hemisferio Sur).
La Tierra posee una magnétosphère que la protege vientos solares, pero cuando éstos son más intensos, ellos déforment la magnétosphère y de las partículas solares ionisées la atraviesan que siguen las líneas de campos. Estas partículas excitan o ionisent las partículas de la elevada atmósfera. El resultado de estas reacciones es la creación de nubes ionisés que reflejan las ondas cuya luz , lo que provoca la formación de las aurores polares.
Los vientos solares pueden igualmente perturbar los medios de comunicación y de navegación que utiliza satélites, en efecto, los satélites en baja altitud pueden ser deteriorados por la ionisation de la ionosphère.
El sistema solar
A le solo, el Sol representa 99,86 % de la masa total del sistema solar, los 0,14 % restos incluant los planetas (sobre todo Júpiter), cuya Tierra .
| Mercurio | 6 023 600 | Júpiter | 1 047 |
| Venus | 408 523 | Saturno | 3 498 |
| Tierra y Luna. | 328 900 | Urano | 22 869 |
| Marte | 3 098 710 | Neptuno | 19 314 |
El Sol y el Hombre
Historia de las teorías y de la observación
Lo filosofa griego Anaxagore estuvo uno de los premiers occidentales a proponer una teoría científica sobre el Sol, adelantando que se trataba de una masa incandescente más grande que Peloponeso y no el chariot de Hélios. Esta audacia le valió de ser aprisionado y condenado a muerte, incluso se fue más tarde liberado gracias a la intervención de Pericles .
Galileo y Kepler profundizaron sus trabajos.
Al XVIe siglo, Copernic emitió la teoría que la Tierra giraba en torno al Sol, reanudando por allí con la hipótesis formulada por Aristarque de Samos al tercer siglo antes Jesucristo. Al principio del XVIIe siglo Galileo inauguró la observación télescopique del Sol, observó las manchas solares, que se dudan que se ubicaban en la superficie del astro y que no se trataba de objetos que pasan entre el Sol y la Tierra[16]. Cerca de cientos años más tarde, Newton décomposa la luz solar en el medio de un prisma, revelando el espectro visible[17], mientras 1800 William Herschel descubrió los rayos infrarouges[18]. El XIXe siglo vive adelantadas considerables, particular en la propiedad de la observación spectroscopique del Sol bajo el impulso de Joseph von Fraunhofer, que observó las rayas de absorción del espectro solar, a las cuales dio su nombre.
La fuente de la energía solar fue la principal énigme de los primeros años de la era científica moderna. En un primer momento varias teorías fueron propuestas, pero ninguna no se avéra verdad satisfactoria. Lord Kelvin Propuso un modelo que sugiere que el Sol era un cuerpo líquido que se enfriaba graduellement radiante a marchar de una reserva de calor almacenado en su centro[19]. Kelvin Y Helmholtz intentaron de explicar la producción de energía solar por la teoría conocida bajo el nombre de mecanismo de Kelvin-Helmholtz. Desgraciadamente, la edad estimada del Sol según este mecanismo no excedía 20 millones de años, lo que era muy inferior a lo que dejaba suponer la géologie . 1890, Joseph Norman Lockyer, el découvreur del hélium, propuso una teoría météoritique sobre la formación y la evolución del Sol[20].
Hizo falta esperar 1904 y los trabajos de Ernest Rutherford para que finalmente una hipótesis plausible sea ofrecida. Rutherford Supuso que la energía era producida y mantenida por una fuente de calor interno y que la radioactividad era en la fuente de esta energía[21]. que Demuestra la relación entre la masa y la energía (E=mc2), Albert Einstein aportó un elemento esencial en la comprensión del generador de energía solar. 1920 Sir Arthur Eddington propuso la teoría según la cual el centro del Sol era el escaño de presiones y de temperaturas extremas, permitiendo de las reacciones de fusión nuclear que transformaban el hydrogène hélium, liberando de la energía proporcionalmente a una disminución de la masa[22]. La prépondérance de la hydrogène en el sol fue confirmada 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin. Este modelo teórico fue completado en los años 1930 por los trabajos de los astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe, que describieron detalladamente ambas principales reacciones nucleares productoras de energía al cœur del Sol[23],[24]. Para acabar 1957, un artículo titulado Síntesis de los Elementos en las Estrellas[25] aportó la demostración definitiva que la mayoría de los elementos encontrados enel Universo se han formado por efecto de reacciones nucleares al cœur de estrellas tales que el Sol.
Las misiones espaciales solares
Observó la corona solar y las manchas solares de 1984 a 1989 .
Los primeras sondas concebidas para observar el Sol desde el espacio interplanétaire fueron lanzadas por la NASA entre 1959 y 1968 : esto fueron las misiones Pioneer 5, 6, 7, 8 y 9 . En órbita en torno al Sol a una distancia similar a aquella de la órbita terrestre, permitieron las primeros análisis detalladas del viento solar y del campo magnético solar. Pioneer 9 quedó operativa particularmente mucho tiempo y envió informaciones hasta 1987[26].
En los años 1970, dos misiones aportaron en las científicas de las informaciones capitales sobre el viento solar y la corona solar. La sonda germano-americana Helios 1 estudió el viento solar desde la périhélie de una órbita más pequeña que aquella de Mercurio . La estación estadounidense Skylab, lanzada 1973, comportaba un módulo de observación solar bautizada Apollo Telescope Mount y mandado por los spationautes embarcados en la estación. Skylab Hizo los primeras observaciones de la zona de transición entre la chromosphère y la corona y de las emisiones ultraviolettes de la corona solar. La misión permitió igualmente las primeras observaciones de éjections de masa coronale y de agujeros coronaux, fenómenos cuyos se sabe hoy que son intimement ligados al viento solar.
1980 la NASA lanzó el satélite Solar Máximo Misión (más conocido bajo el nombre de SolarMax ), concebido para la observación de los rayos gamma, X y ultraviolets emitido por las erupciones solares en los periodos de fuerte actividad solar. Desgraciadamente algunos meses después de su lanzamiento, un dysfonctionnement electrónico ubicó el satélite en moda standby, y el aparato quedó inactif los tres años siguientes. 1984 sin embargo la misión STS-41-C del programa Space Shuttle Challenger interceptó el satélite y permitió una reparación y un relancement. SolarMax Pudo entonces realizar millares de observaciones de la corona solar y de las manchas solares hasta su destrucción en junio 1989[27].
El satélite japonés Yohkoh (Rayo de Sol), lanzado 1991, observó las erupciones solares en las longitudes de onda de los rayos X. Los datos informados por la misión permitieron en las científicas de identificar diferentes tipos de erupciones, y demostró que la corona más allá regiones de pics de actividad era bien más dinámica y activa que se lo había supuesto antes. Yohkoh Siguió un ciclo solar entero pero cayó panne como consecuencia de una éclipse annulaire de Sol el 14 de diciembre de 2001. Fue destruye regresando en la atmósfera en 2005[28].
Una de las más de entidad misiones solares a este día es la Solar and Heliospheric Observatory o SoHO, lanzada conjuntamente porla Agencia espacial europea y la NASA lo 2 de diciembre 1995. Prevista a la salida para dos años, la misión SoHO es siempre activa. Se es avérée sí eficiente que una misión de alargamiento bautizado Solar Dynamics Observatory es considerada para 2008. Localizada al punto de Lagrange entre la Tierra y el Sol (al cual la fuerza de atracción de estos dos cuerpos celestes es igual), SoHO envía permanentemente imágenes del Sol en diferentes longitudes de onda. Además de esta observación directa del Sol, SoHO ha permitido el descubrimiento de un gran número de comètes , principalmente de muy pequeñas comètes effleurant el Sol y détruites durante su pasaje, los comètes rasantes[29].
Todas las observaciones grabadas por estos satélites son tomadas desde el plan del écliptique. Consecuentemente, no han podido observar detalladamente que las solas regiones équatoriales del Sol. 1990 no obstante la sonda Ulysses ha sido lanzada para estudiar las regiones polares del Sol. Hizo primeramente expide hacia Júpiter y utilizó su asistencia gravitationnelle para separarse del plan del écliptique. Por suerte fue idéalement ubicada para observar, en julio 1994, la colisión entre la comète Shoemaker-Levy 9 y Júpiter. Una vez sobre la órbita prevista, Ulysses estudió el viento solar y la fuerza del campo magnético a latitudes solares elevadas, que descubren que el viento solar en los polos era más lento que previsto (750 km⋅s-1 aproximadamente) y que de de entidad ondas magnéticas emergían, participando en la dispersión de los rayos cosmiques[30].
La misión Genesis fue lanzada por la NASA 2001 con el fin de capturar parcelas de viento solar con el fin de obtener una medida directa de la composición de la materia solar. Fue deteriorada severamente durante su regreso sobre Tierra, el 10 de septiembre de 2004, pero una parte de las deducciones ha podido ser salvada y es actualmente en el transcurso de análisis.
La misión STEREO (Solar TErrestrial Relación Observatories) lanzada el 25 de octubre de 2005 por la NASA ha permitido para la primera vez la observación tridimensionnelle de nuestra estrella desde el espacio. Compuesta de dos satélites \
Observación del sol y peligros para el œél
Observación a la œél desnudo
Mirar el Sol al œél desnudo, incluso brièvement, puede ser doloroso y mismo peligroso para los ojos.
Un golpe de œél hacia el Sol entrena de los cécités parciales y temporales (manchas sombrías en la visión). Durante esta acción, aproximadamente 4 milliwatts de luz golpean la retina , la chauffant un poco, y eventualmente la détériorant. La cornée puede igualmente ser alcanzada.
La exposición general en la luz solar puede también ser un peligro. En efecto, al hilo de los años, la exposición en el UV jaunit el cristallin o reducido su transparencia y puede contribuir en la formación de cataractes .
Observación con un dispositivo óptico
Mirar el Sol a través de los dispositivos ópticos grossissants — por ejemplo de las gemelas, un téléobjectif, una lunette astronomique o un telescopio — dépourvus de filtro adaptado (filtro solar) es extremadamente peligroso y puede rápidamente provocar daños irreparables a la retina, al cristallin y a la cornée.
Con gemelas, aproximadamente 500 veces más de energía golpea la retina, lo que puede destruir las células rétinales prácticamente instantanément y entrainer una cécité permanente.
Un método para mirar sin peligro el Sol es de proyectar su imagen sobre una pantalla utilizando un telescopio con oculaire amovible (los demás tipos de telescopios pueden ser détériorés por este tratamiento).
Los filtros utilizados para observar el Sol tienen que ser fabricados especialmente para este uso. Ciertos filtros dejan pasar el UV o infrarouges , lo que puede herir lo œél. Los filtros tienen que ser ubicados sobre la lenteja del objetivo o la abertura, pero nunca sobre la oculaire porque sus propios filtros pueden romperse bajo la acción del calor.
Las películas fotográficas surexposés — y pues negros — no son suficientes para observar el Sol en toda seguridad porque dejan pasar demasiado de infrarouges. Es recomendado de utilizar de los lunettes especiales en Mylar, materia plástica negra que no deja pasar que una muy débil fracción de la luz.
Los éclipses
Los éclipses solares parciales son particularmente peligrosas porque la pupila se dilate en funciones de la luz global del campo de visión y no según el punto el plus brillante presente en el campo. que Dura una éclipse, la mayor parte de la luz es bloqueada por la Luna, pero las partes no escondidas de la photosphère son siempre también brillantes. En estas condiciones, la pupila se dilate para alcanzar 2 a 6 milímetros y cada célula expuesta al rayonnement solar recibe aproximadamente 10 vez más de luz que mirando el Sol sin éclipse ! Esto puede deteriorar o incluso matar estas células lo que crea pequeños puntos ciegos en la visión[31].
Los éclipses son todavía más peligrosas para los observadores inexpérimentés y los niños porque no hay percepción de dolor durante estas destrucciones de células. Los observadores pueden no darse cuenta que su visión es en tren de hacerse destruir.
Levantar y acostar del Sol
que Dura el amanecer y el aurore, el rayonnement solar es atenuado por la difusión de Rayleigh y la difusión de Miga debida a un plus largo pasaje enla atmósfera terrestre, hasta tal punto que el Sol puede ser observado al œél desnudo sin gran peligro. En cambio, hace falta evitar de mirarlo cuando su luz es atenuada por nubes o la brume, porque su luminosidad podría crecer muy rápidamente en cuanto saldría. Un tiempo brumeux, los polvos atmosphériques y la nébulosité son tanto factores que contribuyen a atenuar el rayonnement.
Mitos, leyendas y simbólica
El Sol es un símbolo muy potente para los hombres. Ocupa un lugar dominante en cada cultura.
De un modo general, es un principio masculino y activo. Sin embargo, ciertos pueblos nómadas de Asia Central lo consideraban como un principio femenino (la Madre sol) ; es también el caso de los Japoneses, para que el Sol es el kami Amaterasu, la gran diosa, sœur de Tsukuyomi , el kami de la Luna. Mismo en la lengua alemana, el Sol es femenino según su artículo (die Suena). En la mitología nórdica, las niñas de Mundilfari y Glaur son Suelo (diosa del Sol) y Máni (dios de la Luna), una idea que J. R. R. Tolkien Ha importado en su œuvre.
A menudo, el Sol representa el poder. Este astro da la vida y si el Sol venía a disparaitre, o aunque sus rayos no llegábamos más, la vida se apagaría sobre Tierra, de donde el símbolo de vida (donante de vida).
Enla Egipto antigua, Râ (o Rê ) es el dios Sol (era lo uno de los dioses los plus de entidad, incluso el plus de entidad) y Akhénaton hará su dios único bajo el nombre de Aton. En el Panthéon griego es Apollon, hilos de Zeus y de la titane Léto. Citemos también Hélios que es la personnification del Sol le-mismo. Los Aztèques lo llamaban Huitzilopochtli, dios del Sol y de la guerra, el maitre del mundo. Se no es asociado en un dios, de la gente lo han asociado suyos-mismos como el rey de Francia Louis XIV apodado el Rey-Sol (coronado de Dios). La familia impériale japonesa se targue de bajar de Amaterasu, diosa del Sol.
En alquimia, el símbolo del Sol y del oro es un círculo con un punto al centro : 
. Representa el interior con todo lo que gravite alrededor. astronomie como astrologie, el símbolo es el mismo.
Contra la apariencia la más a menudo positiva del Sol, puede también constituir un símbolo de la tortura y la dureza de la vida para el ser humano que es proie sin amparo, como por ejemplo en El Extranjero de Albert Camus.
Notas y referencias
- Notas
- ↑ Valor máximo.
- ↑ Los 0,02 % o 0,03 % restos provienen del calor salido de la Tierra ella-misma ; el conjunto de las actividades humanas (actuales) produzcan una potencia del orden de 0,01 % de aquella de la ensoleillement terrestre.
- ↑ Es una situación gravitationnelle muy diferente que aquella en curso en el sistema solar, donde la masa del Sol puede ser considerado ( primera aproximación) como la fuente única del campo gravitationnel.
- Referencias
() Este artículo es parcialmente o en totalidad salida del artículo en inglés titulado « Sun » (ver la lista de las autoras) (ver también la página de discusión).
- ↑ Sobre Youtube : euronews - space - El sol, sus ciclos, sus tareas y sus exploradores
- ↑ CEA - Jóvenes - Temas - La física - El Sol
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- ↑ () Ver sitio : space.com
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- ↑ () Ulysses — Ciencia — Primary Misión Results. NASA. Consultado el 22 de marzo de 2006.
- ↑ F. Espenak, « Eye Safety During Solar Eclipses — adapted from NASA RRPP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17 », NASA. Consultado el 22 de marzo de 2006
Ver también
Artículos connexes
- El símbolo ☼
- Arco-en-cielo
- Pie-de-viento
- Enana amarilla
- Acostar de sol
- Éclipse
- Energía solar
- Héliosismologie
- Meteorología del espacio
- Canal proton-proton
- 18 Scorpii, una estrella de la constelación de la Escorpión considerada como una casi-gemela del Sol.
- Sistema Solar
Vínculos externos
- (fr) Sol : los últimos secretos de nuestra estrella (audio), los podcasts de Cielo & Espacio radio, Jean-Paul Zahn
- () El Sol hoy en diferentes longitudes de onda (imágenes SoHO).
- () El Sol visto por los amateurs, bases de datos solares en imágenes.
- (fr)Astropixel.org : Numerosas fotografías de erupciones solares realizadas por un astrónomo aficionado
Portal del astronomie
mwl:Suelo
