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Sol

estrela central do Sistema Solar
Nota:Para outros significados, vejaSol (desambiguação).

OSol(dolatimsol, solis[12]) é aestrelacentral doSistema Solar.Todos os outros corpos do Sistema Solar, comoplanetas,planetas anões,asteroides,cometasepoeira,bem como todos ossatélitesassociados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% damassado Sistema Solar, o Sol possui uma massa 332 900 vezes maior do que a daTerra,e umvolume1 300 000 vezes maior do que o do nosso planeta.[13]A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões dequilômetrosou 1unidade astronômica(UA). Esta distância varia ao longo do ano, de um mínimo de 147,1 milhões de quilômetros (0,9833 UA), noperélio(ou periélio), a um máximo de 152,1 milhões de quilômetros (1,017 UA), noafélio(que ocorre em torno do dia4 de julho).[14]Aluz solardemora aproximadamente 8minutose 18segundospara chegar àTerra.Energiado Sol na forma de luz solar é armazenada emglicosepor organismos vivos através dafotossíntese,processo do qual, direta ou indiretamente, dependem todos os seres vivos que habitam nosso planeta.[15]A energia solar também é responsável pelosfenômenos meteorológicose oclimana Terra.[16]

O Sol☉
Dados observacionais
Distância média
daTerra 		1,496×1011m
8,317 min (499 sec), navelocidade da luz
Magnitude aparente(V) −26,74[1]
Magnitude absoluta 4,85[2]
Classificação estelar G2V
Metalicidade Z= 0,0177[3]
Diâmetro angular 31,6′ – 32,7′[4]
Adjetivo solar[5]
Característicasorbitais
Distância média
do centro daVia Láctea 		~2,5×1020m
26 000anos-luz
Período orbital galáctico (2,25–2,50) × 108anos
Velocidade ~2,20×105m/s
órbita em torno do centro da Galáxia
~2×104m/s
relativo à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar.
Características físicas
Diâmetro médio 1,392×109m[1]
109 ×Terra
Raioequatorial 6,963×108m[6][7]
109 × Terra[7]
Circunferência equatorial 4,379 × 109m[7]
109 × Terra[7]
Achatamento 9 × 10−6
Áreade superfície 6,0877 × 1012km2[7]
11 990 × Terra[7]
Volume 1,412 × 1018km3[7]
1 300 000 × Terra
Massa 1,9891 × 1030kg[1]
332 900 × Terra[7]
Densidademédia 1,408 × 103kg/m3[1][7][8]
Densidade por região[9] Núcleo: 1,5 ×105kg/m3
Base dafotosfera:2×10−4kg/m3
Base dacromosfera:5×10−6 kg/m3


Coroa solar:1×10−12 kg/m3

Gravidadena superfície equatorial 274,0 m/s2[1]
27,4g
28 × Terra[7]
Velocidade de escape
(da superfície) 		617,7 km/s[7]
55 × Terra[7]
Temperatura
da superfície (efetiva) 		5 778 K[1]
Temperatura
dacoroa solar 		~5×106K
Temperatura
do núcleo 		~15,7 × 106K[1]
Luminosidade(Lsol) 3,846 × 1026W[1]
~3,75×10 28lm
~98 lm/Weficiência
Intensidade(Isol) 2,009 × 107W·m−2·sr−1
Características de rotação
Obliquidade 7,25°[1]
(para aeclíptica)
67,23°
(para oplano galático)
Ascensão reta
do pólo norte[10] 		286,13°
19h 4min 30s
Declinação
do pólo norte 		+63,87°
63°52' N
Período derotaçãosideral
(na latitude 16°) 		25,38 dias[1]
25d 9h 7min 13s[10]
(no equador) 25,05 dias[1]
(nos pólos) 34,3 dias[1]
Velocidade de rotação
(no equador) 		7,189×103km/h[7]
Composiçãofotosféricapor massa[11]
Hidrogênio 73,46%
Hélio 24,85%
Oxigênio 0,77%
Carbono 0,29%
Ferro 0,16%
Enxofre 0,12%
Néon 0,12%
Nitrogênio 0,09%
Silício 0,07%
Magnésio 0,05%

É composto primariamente dehidrogênio(74% de sua massa, ou 92% de seu volume) ehélio(24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindoferro,níquel,oxigênio,silício,enxofre,magnésio,néon,cálcioecrômio.[17]Possui aclasse espectralde G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780K,o que lhe confere umacorbranca(apesar de ser visto comoamarelo,alaranjado ou avermelhado nocéuterrestre quando está próximo ao horizonte, o que se deve àdispersãodos raios naatmosfera);[18]OV(5 emnúmeros romanos) na classe espectral indica que o Sol, como a maioria das estrelas, faz parte dasequência principal.Isto significa que o astro gera suaenergiaatravés dafusãodenúcleosdehidrogêniopara a formação dehélio.Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 naVia Láctea.Considerado anteriormente uma estrela pequena, acredita-se atualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas daVia Láctea,sendo a maioria dessasanãs vermelhas.[19][20] O espectro do Sol contémlinhas espectraisde metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogênio muito fracas. Acoroa solarexpande-se continuamente no espaço, criando ovento solar,uma corrente departículas carregadasque estende-se até aheliopausa,a cerca de 100 UA do Sol. A bolha nomeio interestelarformada pelovento solar,aheliosfera,é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.[21][22]

O Sol orbita em torno do centro daVia Láctea,atravessando no momento aNuvem Interestelar Localde gás de alta temperatura, no interior doBraço de Órionda Via Láctea, entre os braços maioresPerseuseSagitário.Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio de até 17anos-luzdaTerra,o Sol é a quarta maior emmassa.[23]Diferentes valores demagnitude absolutaforam dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85,[24]e 4,81.[25]O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, movendo-se geralmente na direção deCygnuse completando uma órbita entre 225 a 250 milhões de anos (um ano galáctico). A estimativa mais recente e precisa da velocidade orbital do sol é da ordem de 251 km/s.[26][27]Visto que a Via Láctea move-se na direção da constelaçãoHidra,com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol relativa àradiação cósmica de fundo em micro-ondasé de 370 km/s, na direção da constelação daTaça.[28]

Estrutura solar

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Uma ilustração da estrutura do Sol:
Vídeo obtido pelaSolar Dynamics Observatoryde 24 horas de atividade em 25 de setembro de 2011

O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera deplasmaque se encontra emequilíbrio hidrostáticoentre as duasforçasprincipais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressãotermodinâmica,produzida pelas altastemperaturasinternas. No sentido do núcleo solar, atua aforça gravitacional.O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É umaesferaquase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,[29]o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km, consistindo assim no objeto mais esférico do Sistema Solar.[30][31]

Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus polos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, arotação aparente do Solé de 28 dias.[32]O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes.[33]O Sol é uma estrela dapopulação I,rico em elementos pesados.[nota 1][35]O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou maissupernovas.[36]Evidências incluem a abundância demetais pesados(tais comoouroeurânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas depopulação II.A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em umasupernovaantiga, ou via transmutação nuclear viacaptura de nêutronsdurante uma estrela de grande massa de segunda geração.[35]

O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro.[37]Mesmo assim, seu interior é bem definido. Oraiodo Sol é medido do centro solar até o limite dafotosfera.Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável aolho nu.[38]

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem asreações nuclearesque transformam a massa em energia através dafusão nuclear,a zona radiativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco àradiação electromagnética.Porém, da mesma maneira que asismologiautiliza ondas geradas porterremotospara revelar o interior da Terra, aheliosismologiautiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.[39]Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.[40]

Núcleo

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Ver artigo principal:Núcleo solar

Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares.[41]O centro do Sol possui umadensidadede até 150 g/cm³,[42][43]150 vezes a densidade daáguana Terra, e umatemperaturade cerca de 13 600 000K.Análises recentes da missãoSOHOindicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante dazona de radiação.[41]Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada porfusão nuclearviacadeia próton-próton,convertendohidrogênioemhélio.[44]Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém dociclo CNO.O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até afotosferaantes de escapar para o espaço como luz solar ouenergia cinéticade partículas.[45][46]

Produção de energia

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Ver artigo principal:Cadeia próton-prótonenucleossíntese estelar
Diagrama dacadeia próton-próton,o ciclo defusão nuclearque gera a maior parte da energia do Sol

A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada decadeia próton-próton:[47]

4¹H→ 2²H+ 2e++ 2νe(4,0 MeV+ 1,0 MeV)
2 ¹H + 2 ²H → 23He+ 2γ(5,5 MeV)
23He →4He+ 2 ¹H (12,9 MeV)

Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

4 ¹H →4He + 2 e++ 2 νe+ 2 γ (26,7 MeV)

O Sol possui cerca de 8,9 x 1056núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 1037vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 1038prótons (ou 6,2 x 1011kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo.[46]Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia,[48]e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 1026W),[46]ou 9,15 x 1010megatoneladas deTNTde energia por segundo, segundo a equação de massa-energiaE=mc²deAlbert Einstein.[49]

A densidade de potência é de cerca de 194 µW/kg de matéria,[50]e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior.[51]Em comparação, ocalorproduzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.[52]

Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente pouca energia, a uma taxa de 0,272 W/m³. Surpreendentemente, essa potência é muito inferior àquela gerada por umavelaacesa.[nota 2]O uso de plasma naTerracom parâmetros similares ao do núcleo solar é imprático, se não impossível: mesmo uma modesta usina de 1GWrequereria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas deplasma.

A taxa de fusão nuclear depende muito da densidade e da temperatura do núcleo: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas e a taxa de fusão. Com a diminuição da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, o que novamente aumentará a taxa de fusão fazendo repetir-se o ciclo.[54][55]

Os fótons de alta energia (raios gamas) gerados pela fusão nuclear são absorvidos por núcleos presentes no plasma solar e reemitidos novamente em uma direção aleatória, dessa vez com uma energia um pouco menor. Depois são novamente absorvidos e o ciclo se repete. Como consequência, a radiação gerada pela fusão nuclear no núcleo solar demora muito tempo para chegar à superfície. Estimativas do tempo de viagem variam entre 10 a 170 mil anos.[56]

Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam comoluz visível.Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço.Neutrinostambém são gerados por fusão nuclear no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria. A maior parte dos neutrinos produzidos acabam por escapar do Sol imediatamente. Por vários anos, medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol eram três vezes mais baixas do que o previsto. Este problema foi resolvido recentemente com a descoberta dos efeitos daoscilação de neutrinos.O Sol de fato produz o número de neutrinos previsto em teoria, mas detectores de neutrinos na Terra não detectavam dois terços deles porque os neutrinos mudavam desabor.[57]

Zona de radiação

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Ver artigo principal:Zona de radiação
Trânsito lunardo Sol capturado durante calibração das câmerasultravioletasdaSTEREO-B
Interior de estrelas similares ao Sol

Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência decalordo centro para fora viaradiação térmica.[51]Convecçãotérmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), ogradiente de temperaturaé menor do que ogradiente adiabático,não permitindo a ocorrência de convecção.[43]Calor é transmitido porradiação—íonsde hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons.[51]A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm³para 0,2 g/cm³) do interior para o exterior da zona de radiação.[51][58]

Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada detacoclina.Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grandetensão de cisalhamento— uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras.[59]A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do tacoclina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que umdínamo magnéticodentro desta camada gera ocampo magnéticosolar.[43]

Zona de convecção

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Ver artigo principal:Zona de convecção

A zona de convecção é a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200 000 km abaixo da superfície solar) até a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação — em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para 5 700 K, e a densidade, para 0,2 g/m³(cerca de 1/10 000 da densidade do ar ao nível do mar).[43]

As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma degrânulos solaresesupergranulação.Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de 1 000 km de diâmetro.

A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequenodínamo magnéticoque produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol.[43]As colunas térmicas sãocélulas de Bénard,e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.[60]

Fotosfera

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Ver artigo principal:Fotosfera
Imagem dosatélite artificialHinode,de 12 de janeiro de 2007, revelando a natureza filamentar do plasma conectando regiões de diferentes polaridades magnéticas
Atemperatura efetiva(a temperatura que um corpo negro do mesmo tamanho precisa ter para emitir a mesma potência) do Sol é de 5 777 K (5 502oC)

A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada sob a qual o Sol torna-se completamente opaco à luz visível.[61]Visto que as camadas superiores à fotosfera também não são opacas à luz visível, a fotosfera é região mais funda do sol que pode ser observada.[61]Nesta, e acima desta camada, luz visível é livre para propagar-se para o espaço, escapando do Sol totalmente. A mudança de opacidade acontece com a diminuição da abundância de íons de hidrogênio (H−), que absorvem luz visível facilmente.[61]A luz visível é produzida por eléctrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H−.[62][63]

Estima-se que a espessura da fotosfera meça algo entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar naatmosfera terrestre.Devido ao fato de que a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, fenômeno conhecido comoescurecimento de bordo.[61]O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5 775K(ou 5 502°C), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~1023m−3,aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre aonível do mar.[51][62][63]Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol umacorbranca,que aparenta seramarelanocéuterrestre devido à dispersão da luz naatmosfera terrestre,mais acentuada nos comprimentos de ondaazul.A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre.[18]

Durante os primeiros estudos doespectro ópticoda fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868,Norman Lockyerhipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "hélio",em referência ao Deus gregoHélio.O Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde.[64]A camada externa do sol é carregada com finos fios magnéticos carregados com plasma de milhões de graus.[65]

Atmosfera

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Durante umeclipse total do Sol,a coroa Solar pode ser vista a olho nu
Temperatura(linha contínua) edensidade(linha tracejada) daatmosferasolar a partir da base dafotosfera

As camadas superiores à fotosfera são chamadas coletivamente deatmosferasolar. Estas camadas podem ser vistas comtelescópiosoperando em todo oespectro eletromagnéticodorádio,passando desde aluz visívelaté osraios gamas.São compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima" (cromosfera), aregião de transição solar(coroa solar) e aheliosfera.[61]A heliosfera, que pode ser considerado a região exterior tênue da atmosfera solar, estende-se além da órbita dePlutão,até aheliopausa,onde forma umaonda de choquecom omeio interestelar.A cromosfera e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol.[61]Não se sabe com exatidão porque isto acontece; evidências indicam queondas de Alfvénpodem ter energia suficiente para aquecer a coroa.[66]

A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4 100 K.[61]Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples comomonóxido de carbonoeágua,estas que podem ser detectadas por seus espectros de absorção.[67]

Acima da camada de temperatura mínima localiza-se acromosfera,camada que possui cerca de 2 000 km de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção.[61]O nome desta camada provém dogrego"chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como umflashcolorido no início e fim de umeclipse total do Sol.[51]A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até 20 000 K no topo.[61]No topo da cromosfera,héliotorna-se parcialmenteionizado.[68]

Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200 km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de 20 000 K para níveis próximos a 1 000 000 K.[69]O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma.[68]A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo dehaloem torno de características da cromosfera, tais comoespículasefilamentos solares,possuindo uma moção constante e caótica.[51]A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremoultravioletado espectro eletromagnético.[70]

Acoroa solaré a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando ovento solar,que preenche todo o interior do Sistema Solar.[71]A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 1015–1016m−3na base, diminuindo com a altitude.[68][nota 3]A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de kelvins. A temperatura nas regiões mais quentes alcança 8 a 20 milhões de Kelvins.[69]Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas dafísica solar.[72]Porém, sabe-se que parte do calor provém dereconexão magnética.[69][71]

Diagrama mostrando a estrutura daheliosfera

Aheliosfera,que é a cavidade em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde ovento solartorna-se "superalfvénico" — isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade dasondas de Alfvén.[73]Turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar aheliopausa,a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que ocampo magnético solaradquira um formato de espiral.[71]Em dezembro de 2004, asonda espacialVoyager 1passou por uma região de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondasVoyagersregistraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limite.[74]

Composição química

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O Sol é composto primariamente doselementos químicoshidrogênioehélio;estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera.[75]Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente demetaisna astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Oselementos químicosmais abundantes sãooxigênio(compondo cerca de 1% da massa do Sol),carbono(0,3%),néon(0,2%), eferro(0,2%).[76]

O Sol herdou sua composição química domeio interestelardo qual foi formado: o hidrogênio e o hélio foram produzidos nanucleossíntese do Big Bang,enquanto que os metais foram produzidos pornucleossíntese estelarem gerações de estrelas que completaram suaevolução estelar,e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol.[76]A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial.[77]Porém, desde que o Sol foi formado, o hélio e osmetaispresentes nas camadas externas gradualmente afundaram em direção ao centro. Portanto, a fotosfera presentemente contém um pouco menos de hélio e apenas 84% dos metais que o Solprotoestrelartinha; este era composto de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa.[75]

Fusão nuclear no núcleo do Sol modificou a composição química do interior solar. Atualmente, o núcleo do Sol é composto em 60% por hélio, com a abundância de metais não modificados. Visto que o interior do Sol é radiativo e não convectivo, o hélio e outros produtos gerados pela fusão nuclear não subiram para camadas superiores.[76]

As abundâncias dos metais descritas acima são tipicamente medidas utilizandoespectroscopiada fotosfera do Sol, e de medidas da abundância destes metais emmeteoritosque nunca foram aquecidos a temperaturas acima doponto de fusão.[78]Acredita-se que estes meteoritos retenham a composição do Sol protoestelar, e portanto, não sejam afetados pelo afundamento dos elementos mais pesados.

Elementos ionizados do grupo 8

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Durante a década de 1970, extensiva pesquisa foi realizada sobre as abundâncias dos elementos dogrupo 8no Sol.[79][80]Apesar disso, a determinação da abundância de certos elementos tais comocobaltoemanganêsfora difícil até 1978 por causa de suas estruturas hiper-finas.[79]

Aforça vibracionalde todos os elementos ionizados do grupo 8 foi produzida pela primeira vez durante a década de 1960,[81]e melhorias nas forças de oscilamento foram produzidas em 1976.[82]Em 1978, as abundâncias de elementos ionizados do grupo 8 foram produzidas.[79]

Relação entre massa fracionada do Sol e dos planetas

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Vários autores consideraram a existência de uma relação de massa fracionada entre as composiçõesisotópicasdosgases nobresdo Sol e dos planetas,[83]tais comonéonexénon.[84]Acreditava-se que todo o Sol possuía a mesma composição da atmosfera solar, ao menos até 1983.[85]

Em 1983, uma nova teoria argumentando que o fracionamento do Sol é o que causa a relação entre as composições isotópicas dos gases nobres dos planetas e do vento solar.[85]

Campo magnético

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Ver artigo principal:Campo magnético estelar
Acorrente heliosférica difusaestende-se até as regiões exteriores do Sistema Solar, e resulta da influência docampo magnéticodo Sol em rotação noplasmanomeio interplanetário.[86]

O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um fortecampo magnético,cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo-se em direção aproximadamente a cada 11 anos, em torno do máximo solar.[87]O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente deatividade solar.Estes incluem asmanchas solaresna superfície do Sol, aserupções solarese as variações no vento solar.[88]Efeitos da atividade solar naTerraincluemaurorasem médias a altas latitudes, a disrupção de comunicação derádioepotência elétrica.Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel naformação e evolução do Sistema Solar.A atividade solar constantemente muda a estrutura daionosferaterrestre.[89]

Toda a matéria no Sol está presente na forma degáseplasma,devido à sua alta temperatura. Isto torna possívelrotação diferencial,com o Sol girando mais rápido no seu equador (onde o período de rotação é de 25 dias) do que em latitudes mais altas (com o período de rotação solar sendo de 35 dias nos pólos solares). A rotação diferencial do Sol faz com que aslinhas do campomagnético entortem com o tempo, provocando a erupção deanéis coronaisem sua superfície, a formação demanchas solarese deproeminências solares,viareconexão magnética.Este entortamento gera odínamo solare ociclo solarde atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos.[90][91]

O campo magnético solar estende-se bem além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando ocampo magnético interplanetário.[71]Visto que o plasma pode se mover apenas nas linhas do campo magnético, as linhas do campo magnético interplanetário inicialmente esticam-se radialmente do Sol. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe pois campos acima e abaixo do equador solar possuempolaridadesdiferentes. Esta camada é chamada decorrente heliosférica difusa.[71]À medida que a distância do Sol aumenta, a rotação solar entorta as linhas do campo magnético e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a umaespiral de Arquimedes,chamada deespiral de Parker.[71]O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400Tna fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terrestre, o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é 100 vezes maior, com cerca de 5 T.[92]

Ciclo solar

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Manchas solares

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Um vídeo de váriasejeções de massa coronalemagosto de 2010
Ver artigo principal:Mancha solar

Quando o Sol é observado com os filtros apropriados, as características mais imediatamente visíveis são geralmente suasmanchas,áreas bem definidas na superfície solar que aparentam ser mais escuras do que a região ao seu redor pelo fato de possuírem temperaturas mais baixas. Manchas solares são regiões de intensa atividade magnética ondeconvecçãoé inibida por fortes campos magnéticos, reduzindo transporte de energia do interior quente do Sol, fazendo que estas regiões possuam uma temperatura mais baixa do que ao redor. O campo magnético gera intenso aquecimento da coroa solar, formando regiões ativas que são as fontes deerupções solareseejeção de massa coronal.As maiores manchas solares podem possuir dezenas de quilômetros de diâmetro.[93]

Variação dociclo solarnos últimos 30 anos
Número demanchas solaresobservadas nos últimos 250 anos, mostrando os ciclos solares, cada uma com aproximadamente 11 anos de duração

O número de manchas solares visíveis no Sol não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos chamado deciclo solar.No início do ciclo solar (no chamado período de atividade mínima), poucas manchas são visíveis, e por vezes nenhuma é vista. Estas que aparecem estão em altas latitudes solares. À medida que o ciclo solar continua, o número de manchas aumenta, e as manchas movem-se em direção ao equador solar, um fenômeno descrito pelalei de Spörer.Manchas solares geralmente ocorrem em pares, de polaridades opostas. A polaridade magnética dos pares alternam-se a cada ciclo solar (relativo à posição do par), tendo um pólo magnético norte em um ciclo e sul no próximo (e vice-versa na outra mancha).[94]

O ciclo solar possui grande influência nameteorologia do espaço,e influencia significantemente oclimana Terra, visto que a luminosidade solar está diretamente relacionada à atividade magnética do Sol. Quando o Sol está no período de atividade mínima, costuma-se registrar temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra. Por outro lado, temperaturas médias mais altas do que o normal estãocorrelacionadascom ciclos solares mais longos que o geral. Noséculo XVII,o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. AEuropaexperienciou temperaturas muito baixas durante este século, fenômeno que foi denominadomínimo de MaunderouPequena Idade do Gelo.[95]Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise deanéis de árvores,também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.[96]

Estudos deheliosismologiaexecutados a partir desondas espaciaispermitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções.[97]A cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética daTerrae da oscilação datemperaturadoplasmaionosfériconaestratosferada atmosfera terrestre.

Possível ciclo a longo termo

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Uma teoria recente argumenta que instabilidades magnéticas existentes no núcleo do Sol causariam flutuações com períodos de 41 000 ou 100 000 anos. Isto poderia explicar melhor asidades do gelodo que osciclos de Milankovitch.[98][99]

Evolução

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Ver artigo principal:Formação e evolução do Sistema Solareevolução estelar

O Sol formou-se cerca de 4,57 bilhões (4,567 mil milhões) de anos atrás quando umanuvem molecularentrou em colapso.[100]Evolução estelaré medida em duas maneiras: através da presente idade dasequência principaldo Sol, que é determinada através demodelagens computacionaisde evolução estelar; enucleocosmocronologia.[101]A idade medida através destes procedimentos está de acordo com aidade radiométricado material mais antigo encontrado no Sistema Solar, que possui 4,567 bilhões (4,567 mil milhões) de anos.[102][103]

O Sol está aproximadamente na metade dasequência principal,período onde o qual fusão nuclear fusiona hidrogênio em hélio. A cada segundo, mais de 4 milhões de toneladas de matéria são convertidas em energia dentro do centro solar, produzindoneutrinoseradiação solar.Nesta velocidade, o Sol converteu cerca de 100 massas terrestres de massa em energia, desde sua formação até o presente. O Sol ficará na sequência principal por cerca de 10 bilhões (10 mil milhões) de anos.[104]

Em cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de anos, o hidrogênio no núcleo solar esgotará. Quando isto ocorrer, o Sol entrará em contração devido à sua própria gravidade, elevando a temperatura do núcleo solar até 100 milhões de kelvins, suficiente para iniciar afusão nuclear do hélio,produzindocarbono,entrando na fase doramo gigante assimptótico.[35]

Ciclo de vida do Sol

O destino da Terra é precário. Como umagigante vermelha,o Sol terá um raio máximo maior de 250 UA, maior do que a órbita atual da Terra.[105]Porém, quando o Sol tornar-se uma gigante vermelha, a estrela terá perdido cerca de 30% de sua massa atual, devido à massa perdida novento solar,com os planetas afastando-se gradualmente do Sol, à medida que o Sol perde massa. Este fator por si mesmo provavelmente seria o suficiente para permitir que a Terra não fosse engolida pelo Sol, visto que a Terra afastar-se-ia o suficiente da estrela, mas pesquisas recentes mostram que a Terra será engolida pelo Sol devido àforças de maré.[105][106]

Mesmo que a Terra não seja incinerada pelo Sol, aáguado planeta evaporará, e a maior parte de sua atmosfera escapará para o espaço. De fato, o Sol gradualmente torna-se mais brilhante com o passar do tempo, mesmo na sequência principal (10% a cada 1 000 000 000 anos), com sua temperatura de superfície gradualmente aumentando com o tempo. O Sol foi no passado menos brilhante, sendo que no início possuía 75% da luminosidade atual, uma possível razão pela qualvidaem terra firme somente existiu nos últimos 1 000 000 000 anos. Em outros 1 000 000 000 anos, o aumento da temperatura fará com que a superfície da Terra torne-se quente demais para possibilitar a existência de água líquida, e portanto, impossibilitará vida na Terra em sua forma atual.[105][107]

A fusão de hélio sustentará o Sol por cerca de 100 milhões de anos, quando então o hélio no núcleo solar esgotará. O Sol não possui massa o suficiente para convertercarbono em oxigênio,e portanto, não explodirá como umasupernova.Ao invés disso, após o término da fusão de hélio, intensas pulsações térmicas farão com que o Sol ejete suas camadas exteriores, formando umanebulosa planetária.O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como umaanã brancacom metade da massa atual (com o diâmetro da Terra) por bilhões (mil milhões) de anos. Este cenário de evolução estelar é típico de estrelas de massa moderada e baixa.[108][109]

Luz solar

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Ver artigo principal:Luz solar

Aluz solaré a principal fonte deenergiadaTerra.Aconstante solaré a quantidade depotênciaque o Sol deposita por unidade de área diretamente exposta paraluz solar.A constante solar é igual a aproximadamente 1 368 W/m² a 1 UA do Sol, ou seja, na ou próxima à órbita da Terra,[110]sendo que o planeta recebe por segundo 50 000 000GW.[nota 4]Porém, aluz solarna superfície daTerraéatenuadapelaatmosfera terrestre,diminuindo a potência por unidade de área recebida na superfície para aproximadamente 1 000 W/m² nozênite,em um céu claro.[112] Aenergia solarpode ser coletada através de uma variedade de processos sintéticos e naturais.

A luz solar é indispensável para a manutenção devidana Terra, sendo responsável pela manutenção deáguano estadolíquido,condição indispensável para permitir vida como se conhece, e, através defotossínteseem certos organismos (utilizandoáguaedióxido de carbono), produz ooxigênio(O2) necessário para a manutenção da vida nos organismos dependentes deste elemento e compostos orgânicos mais complexos (comoglucose) que são utilizados por tais organismos, bem como outros que alimentam-se dos primeiros. A energia solar também pode ser capturada através decélulas solarespara a produção deeletricidadeou efetuar outras tarefas úteis (comoaquecimento). Mesmocombustíveis fósseis,tais como opetróleo,foram produzidos via luz solar — a energia existente nestes combustíveis foi originalmente convertida de energia solar via fotossíntese, em um passado distante.[113]

Geometria de umeclipse solartotal

Eclipses do Sol

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Ver artigo principal:Eclipse solar

Umeclipse solarocorre quando aLuapassa na frente do Sol e daTerra,cobrindo parcialmente ou totalmente o Sol. Estes eventos podem ocorrer apenas durante aLua nova,onde o Sol e a Lua estão emconjunção,como visto da Terra. Entre dois a cinco eclipses solares ocorrem por ano na Terra, com o número de eclipses totais do Sol variando entre zero e dois.[114]Eclipses totais do Sol são raras em uma localização qualquer na Terra devido que cada eclipse total existe apenas em um estreito corredor na área relativamente pequena dapenumbrada Lua.

Sistema planetário

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Ver artigo principal:Sistema Solar
Representação artística do Sistema Solar, tamanho não em escala

O Sol, como várias outras estrelas, possui seu própriosistema planetário,que é o Sistema Solar, constituído de todos oscorpos celestesque orbitam em torno do Sol devido à atração gravitacional solar. Estes corpos estão divididos em três categorias principais:planetas,planetas anõesecorpos menores,bem como seus respectivossatélites.[115]

Oito planetas orbitam em torno do Sol:Mercúrio,Vênus,Terra,Marte,Júpiter,Saturno,UranoeNeptuno.Os planetas podem ser classificados comosólidosougasosos,ou, mais especificamente, de acordo com suas características físico-químicas, com os planetas mais próximos do Sol sendo sólidos e densos, mas de relativa pouca massa, e os planetas mais afastados sendo gasosos massivos de baixa densidade.[115]

Plutãofoi considerado desde sua descoberta em 1930 até 2006 como o nono planeta do Sistema Solar. Em 2006, aUnião Astronômica Internacionalcriou a classificação de planeta anão. Presentemente, o Sistema Solar possui cinco planetas anões: Plutão,Eris,Haumea,Makemake,eCeres.[116]Todos sãoplutoides,[117]com exceção de Ceres, localizado nocinturão de asteroides.O número de planetas anões poderá crescer nos próximos anos na medida em que novos plutoides são descobertos.[118]

Os corpos menores pertencem a vários grupos de objetos. Entre Marte e Júpiter localiza-se ocinturão de asteroides,comasteroides troianosnas órbitas deJúpitereNeptuno.Além da órbita de Neptuno localiza-se ocinturão de Kuiper.Entre 20 a 100 mil UA do Sol localiza-se aNuvem de Oort,hipotetizada como a fonte decometasdo Sistema Solar.[119]

A massa de todos estes objetos constituem em conjunto apenas uma pequena porção da massa total do Sistema Solar (0,14%), com o Sol concentrando a maior parte da massa total do Sistema Solar (99,86%).[120]O espaço entre corpos celestes dentro do Sistema Solar não é vazio, sendo preenchido porplasmaproveniente dovento solar,bem como poeira, gás epartículas elementares,que constituem omeio interplanetário.[115]

Movimento e localização dentro da Via Láctea

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Localização do Sol naVia Láctea

O Sol localiza-se próximo ao limite anterior doBraço de ÓrionnaNuvem Interestelar LocalouCinturão de Gould,a uma distância hipotetizada de 7,5 a 8,5 kpc (25 a 28 mil anos-luz) docentrodaVia Láctea,[121][122][123][124]dentro daBolha Local,um espaço degásquente rarefeito, possivelmente produzido por remanescentes dasupernovaGeminga.[125]A distância entre o braço local e o próximo braço, oBraço de Perseus,é de cerca de 6,5 mil anos-luz.[126]O Sol, e portanto, o Sistema Solar, encontra-se nazona habitávelda galáxia.

Oápice solaré a direção do Sol em sua órbita na Via Láctea. A direção geral da moção solar aponta para a estrelaVega,próxima à constelaçãoHércules,a um ângulo de cerca de 60 graus para a direção docentro galáctico.Para um observador emAlpha Centauri,o sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constelaçãoCassiopéia.[127]

Acredita-se que a órbita do Sol em torno do centro da Via Láctea sejaelíptica,com a adição de perturbações devido aos braços espirais galácticos e de distribuição não uniforme de massa na galáxia. Além disso, o Sol oscila para cima e para baixo, relativo ao plano galáctico, cerca de 2,7 vezes por órbita. Isto é similar ao funcionamento de umoscilador harmônico simplessem força dearrasto.Cientistas afirmaram que os eventos de passagem do Sistema Solar nos braços espirais de maior densidade muitas vezes coincidem com eventos deextinção em massana Terra, possivelmente devido a um aumento deeventos de impactocausado por distúrbios gravitacionais de estrelas próximas.[128]O Sistema Solar completa uma órbita em torno do centro da Via Láctea (umano galáctico) a cada 225-250 milhões de anos,[129]com o Sol tendo completado entre 20 e 25 órbitas desde a suaformação.Avelocidade orbitaldo Sistema Solar em torno do centro da galáxia é de cerca de 251 km/s.[26]Nessa velocidade, o Sol toma cerca de 1,4 mil anos para percorrer umano-luz,ou oito dias para percorrer 8UA.[130]

A moção do Sol relativa aobaricentrodo Sistema Solar é complicada por perturbações dos planetas. A cada séculos, essa moção alterna entreretrógradaeprógrada.[131]

Problemas teóricos

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Problema do neutrino solar

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Número de neutrinos predito em teoria (em amarelo) e observados (em azul), em 2000
Ver artigo principal:Problema dos neutrinos solares

Por muitos anos o número deneutrinos elétronsolares detectado na Terra era de um terço a metade do número predito nomodelo solar padrão.Essa anomalia foi chamada deproblema dos neutrinos solares.Teorias que foram propostas para resolver o problema tentaram ou reduzir a temperatura do interior solar para explicar os números menores, ou argumentaram que neutrinos elétron podemoscilar— mudar desabor— durante a jornada do núcleo solar para a Terra, para os neutrinos tau e múon, ambos indetectáveis com a tecnologia da época.[132]Vários observatórios de neutrinos foram construídos na década de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares o mais precisamente possível, tais como oObservatório de Neutrinos de SudburyeKamiokande.[133]Dados destes observatórios eventualmente levaram à descoberta de que neutrinos possuem uma pequenamassa,e que oscilam, mudando de sabor.[134][57]Além disso, em 2001, o Observatório de Neutrinos de Sudbury conseguiu detectar diretamente todos os três tipos de neutrino, e descobriu que a emissão solar de neutrinos é aproximadamente a mesma predita no Modelo Solar Padrão, embora dependendo da energia dos neutrinos, neutrinos elétron podem chegar a compor apenas um terço do número total.[133][135]Essa proporção é similar ao predito peloefeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein,que descreve a oscilação de neutrinos em matéria. Como consequência, o problema do neutrino solar é considerado resolvido.[133]

Problema do aquecimento coronal

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Imagem deanel coronal,tomado pelaTRACE
Ver artigo principal:Coroa solar

Sabe-se que afotosfera,a superfície visível do Sol, possui uma temperatura de cerca de 6 000 K. Acima da fotosfera, porém, nacoroa solar,as temperaturas aumentam para 1 a 2 milhões K.[69]A alta temperatura da coroa solar indica que esta região é aquecida por um outro mecanismo além decondução térmicada fotosfera.[71]

Acredita-se que a energia necessária para aquecer a coroa solar é fornecida pela moção turbulenta na zona de convecção sob a fotosfera, e dois mecanismos primários foram propostos para explicar este aquecimento.[69]O primeiro mecanismo é aquecimentoondular,onde o qual ondassonoras,gravitacionaisou magnetohidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção.[69]Estas ondas locomovem-se para a superfície, e dissipam na coroa, depositando sua energia no gás ambiente na forma de calor.[136]O outro mecanismo é aquecimentomagnético,onde o qual energia magnética é estocada continuamente pela moção fotosférica, e solta através dereconexão magnética,primariamente através de grandeserupções solares,embora erupções solares de menor tamanho mais comuns do que grandes erupções, embora a energia total hipotetizada solta por microerupções (erupções de tamanho muito menor) seja significantemente menor do que a energia total solta por erupções solares tradicionais — também contribuam para o aquecimento dacoroa solar.[137]

Não se sabe mecanismos de aquecimento ondular são efetivamente responsáveis pelo aquecimento da coroa solar. Análises mostram que todos os tipos de ondas excetoondas de Alfvéndissipam-se antes de chegar na coroa solar.[138]Além disso, ondas de Alfvén não dissipam-se com facilidade na coroa solar. Consequentemente, pesquisas sobre o problema do aquecimento da coroa solar estão centralizadas sobre mecanismos magnéticos de aquecimento.[69]

Paradoxo do jovem Sol fraco

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Moção dobaricentrodo Sistema Solar, relativo ao Sol
Ver artigo principal:Paradoxo do jovem Sol fraco

Modelos teóricos do desenvolvimento do Sol sugerem que, entre 3,8 a 2,5 bilhões de anos atrás, durante oarqueano,o Sol possuía apenas 75% do brilho atual. Com essa potência, aenergia solarrecebida pela Terra não seria suficiente para sustentaráguano estadolíquidoe, portanto,vidanão poderia ter se desenvolvido durante esse período.[nota 5][140]Porém, estudos geológicos mostram que a temperatura terrestre tem permanecido estável desde o término de sua formação e que, de fato, a Terra era mais quente após ter completado sua formação do que no presente. O consenso entre cientistas é que a antiga atmosfera terrestre possuía quantidades maiores degases do efeito estufa(tais comodióxido de carbono,metanoe/ouamônia) do que atualmente, tornando possível estocar calor suficiente para compensar pela menor quantidade deenergia solarrecebida pelo planeta.[141]

Outras anomalias

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O Sol está atualmente comportando-se inesperadamente em várias maneiras:[142][143]

  • O Sol está no meio de um período de atividade mínima do ciclo solar, muito mais longo, e com uma percentagem de dias onde o Sol não possui nenhuma mancha solar, do que o esperado; desdemaiode 2008, várias predições foram feitas indicando o aumento iminente da atividade solar, todas elasrefutadas.
  • O brilho atual do Sol é menor do que o usual durante o período de atividade mínima do ciclo solar.
  • Nas últimas duas décadas, a velocidade dovento solarcaiu 3%, sua temperatura caiu 13%, e sua densidade, 20%.
  • O campo magnético do Sol possui apenas metade da força registrada no último período de atividade mínima do ciclo solar, em 1987. Como resultado, aheliosfera,que preenche o Sistema Solar, diminuiu de tamanho, resultando no aumento daradiação cósmicaatingindo a Terra e a sua atmosfera.

História de observação

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Na antiguidade

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Acredita-se que ocarro solar de Trundholmseja uma escultura ilustrando um importante aspecto damitologia nórdica

O conhecimento mais fundamental da humanidade sobre o Sol é esta como um disco luminoso nocéu,cuja presença acima dohorizontecria odia,e sua ausência cria anoite.Várias culturaspre-históricaseantigasacreditavam que o Sol era umadeidade solar,ou outro fenômenosobrenatural.A veneração do Sol foi um aspecto central de civilizações como osIncasdaAmérica do Sule osAztecasno atualMéxico.Vários monumentos antigos foram construídos com fenômenos solares em mente; por exemplo,monumentos megalíticospodem ser encontrados emNabta Plaia(noEgito), emMnajdra(emMalta) e emStonehenge(noReino Unido).Newgrange,um monte pré-histórico construído naIrlanda,foi construído para detectar osolstíciode inverno; apirâmidedeTemplo de Kukulcán,emChichén Itzá(noMéxico), foi desenhada para lançarsombrascom o formato deserpentessubindo a pirâmide, nosequinóciosdeprimaveraeoutono.

Durante a era doImpério Romano,oaniversáriodo Sol era umferiadocelebrado comoSol Invicto( "Sol não-conquistado" ), logo após o solstício de inverno; pode ter sido um antecedente doNatal.Com respeito aestrelas fixas,o Sol, relativo à Terra, aparenta girar uma vez por ano em torno daeclíptica,pelozodíaco,fazendo com queastrônomosgregosconsiderassem o Sol como um dos seteplanetas(dogregoplanetes,que significa "perambulador" ), etimologia explicando o nome dos setedias da semanaem váriosidiomas.[144][145][146]

Desenvolvimento do conhecimento científico

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Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicaçãocientíficaoufilosóficado Sol foi o antigofilósofogregoAnaxágoras de Clazômenas,que chegou à conclusão de que o Sol era uma bola enorme de metal em chamas maior do que até oPeloponeso,e não abigadeHélio.[147]Por ensinar estaheresia,Anaxágorasfoi preso pelas autoridades locais econdenado à morte,tendo, no entanto, sido solto através da intervenção dePéricles.Eratóstenes,noséculo III a.C.,estimou que a distância entre o Sol e aTerrade "estádiosdemiríades400 e 80 000 ", cuja tradução é ambígua, visto que pode significar 4,08 milhões de estádios (755 mil km) ou 804 milhões de estádios (148 a 153 milhões de km); o último valor possui apenas uma pequena percentagem de diferença com o valor aceitado atualmente. Noséculo I a.C.,Ptolomeuestimou a distância entre o Sol e a Terra como 1 210 vezes oraio terrestre.[148]

Contribuições árabes medievaisincluem a descoberta de que a direção daexcentricidade orbitaldo Sol está em constante mudança (o equivalente do movimento da Terra ao longo de uma órbitaelípticana astronomia moderna), porAlbatenius,[149]eIbn Yunus,que recordou mais de 10 000 entradas sobre a posição do Sol utilizando um grandeastrolábio.[150]

O Sol representado em uma edição de 1550 deLiber astronomiae,deGuido Bonatti

Acredita-se que a primeira teoriaheliocêntrica,na qual o Sol é o centro em torno do qual os planetas orbitam, foi proposta pela primeira vez porAristarco de Samos.Vários astrónomosbabilônicos,indianose árabes posteriormente também propuseram teorias heliocêntricas, na antiguidade e naera medieval.Essa teoria foi revivida noséculo XVIporNicolau Copérnico.No início doséculo XVII,a invenção dotelescópiopermitiu observações detalhadas das manchas solares porThomas Harriot,Galileu Galileie outros astrônomos. Galileu realizou uma das primeiras observações ocidentais de manchas solares, teorizando que tais eram características na superfície solar ao invés de pequenos objetos passando entre a Terra e o Sol.[151]Manchas solares, porém, já haviam sido observadas desde adinastia Han,comastrônomos chinesesmantendo documentos escritos destas observações por séculos.

Em 1672,Giovanni CassinieJean Richerdeterminaram a distância entre a Terra eMartee, com os novos dados, foram capazes de calcular a distância entre a Terra e o Sol.Isaac Newtonobservou a luz solar utilizando umprisma,mostrando que a luz solar é feita de váriascores[152]e, em 1800,William Herscheldescobriu a radiaçãoinfravermelhatambém utilizando um prisma exposto à luz solar. A descoberta foi realizada após Hershel ter notado os novos raios, localizados além da parte vermelha da luz visível do espectro solar.[153]Durante oséculo XIX,estudos de espectroscopia avançaram significantemente eJoseph von Fraunhoferfez as primeiras observações delinhas de absorçãono espectro solar - devido à sua descoberta, as linhas de absorção mais fortes do espectro são comumente chamadas delinhas de Fraunhofer.Uma observação detalhada do espectro solar revela um número de cores desaparecidas, que aparecem como bandas pretas.[154]Ainda não se sabem as causas de algumas destas bandas pretas.[154]

A fonte de energia do Sol foi um significante mistério durante os primeiros anos da era científica moderna. Uma sugestão feita porLord Kelvindescreveu o Sol como um corpo celestelíquido,em resfriamento gradual, cuja energia emitida seria proveniente de uma fonte interna de calor.[155]Kelvin eHermann von Helmholtzentão propuseram omecanismo de Kelvin-Helmholtzcomo sendo essa fonte de calor. Porém, a idade estimada do Sol, utilizando este mecanismo, foi de apenas 20 milhões de anos, bem menos do que a idade estimada do Sistema Solar, de no mínimo 300 milhões de anos, na época.[nota 6][155]Em 1890,Joseph Lockyer,que descobriuhéliono espectro solar, propôs uma hipótese meteorítica para explicar a formação e evolução do Sol,[156]na qual o calor do Sol era mantido pormeteoros.[157]

Foi somente em 1904 que uma solução substanciada foi proposta.Ernest Rutherfordsugeriudesintegração radioativano interior do Sol como a fonte de energia solar.[158]Porém, foiAlbert Einsteinque forneceu a pista essencial da fonte de energia solar, através da equaçãoE= mc².[159]Em 1920,Arthur Eddingtonpropôs que apressãoe atemperaturado núcleo solar poderiam produzir uma reação defusão nuclear,em que átomos de hidrogênio (prótons) são fundidos entre si formando núcleos de hélio, resultando na produção deenergia,e da perda de massa solar.[160]A preponderância de hidrogênio no Sol foi confirmada em 1925 porCecilia Payne-Gaposchkin.O conceito teórico de fusão foi desenvolvido na década de 1930 pelosastrofísicosSubrahmanyan ChandrasekhareHans Bethe,sendo o último o primeiro cientista a calcular em detalhes as duas reações nucleares primárias que alimentam o Sol.[161][162]

Em 1957, umensaiodesemináriofoi publicado porMargaret Burbidge,chamado de "Síntese dos Elementos nas Estrelas",[163]demonstrando que a maior parte doselementos químicosnouniversofoisintetizadapor reações nucleares dentro de estrelas, como o Sol.

Missões espaciais solares

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ALuapassando na frente do Sol, vista pelaSTEREO-Bem 25 de fevereiro de 2007. Por causa do fato de que o satélite artificial possui umaórbita heliocêntrica,seguindo a Terra, e estando significantemente mais longe da última do que a Lua, esta aparece menor do que o Sol na imagem.[164]

Os primeirossatélitesdesignados para observar o Sol foram asPioneer5,6,7,8e9,que foram lançadas entre 1959 e 1968. Essas sondas orbitaram o Sol a uma distância similar à daTerra,e fizeram os primeiros estudos detalhados dovento solare docampo magnético solar.A Pioneer 9 em especial operou por um longo tempo, transmitindo informações até 1987.[165]

Na década de 1970, asHélio,sondas espaciais,e oApollo Telescope MountdaSkylab,obtiveram novas informações significantes sobre o vento solar e acoroa solar.O programa Hélio foi realizado em conjunto entre osEstados Unidose aAlemanha,que estudaram o vento solar utilizando órbitas com osperélioslocalizados dentro da órbita deMercúrio.[166]A estação Skylab, lançado pelaNASAem 1973, incluiu um módulo solarobservatório,oApollo Telescope Mount,que era operado por astronautas residindo dentro da estação.[70]A Skylab fez as primeiras observações da região de transição solar e das emissõesultravioletasda coroa solar.[70]Descobertas dos dois programas incluíram as primeiras observações deejeção de massa coronal,nomeados então de "transientes coronais", e deburacos coronais,dos quais sabe-se que estão bastante relacionados com o vento solar.[166]

Em 1980, aSolar Maximum Missionfoi lançada pelaNASA.Estesatélite artificialfoi projetada para observarraio gama,raios Xe raiosultravioletadas erupções solares durante um período de alta atividade solar e luminosidade solar. Porém, apenas alguns meses depois do lançamento, uma falha eletrônica fez com que a espaçonave entrasse emstandby,permanecendo três anos neste estado inativo. Em 1984, a missãoSTS-41-Cdoônibus espacialChallengerrecuperou o satélite, reparando os sistemas eletrônicos da última, e lançando-a em órbita novamente. Subsequentemente, a Solar Maximum Mission tomou milhares de imagens da coroa solar, antes de ser destruída em suareentradanaatmosfera terrestre,que ocorreu em junho de 1989.[167]

Lançado em 1991, o satélite artificialjaponêsYohkoh( "Raio de Sol" ) observou erupções solares no comprimento de onda raio X. Data obtida pelo satélite permitiram que cientistas identificassem vários tipos diferentes de erupções, e também demonstraram que as camadas da coroa solar além das regiões de atividade máxima eram muito mais dinâmicas e ativas do que o previsto. A Yohkoh observou um ciclo solar completo, mas entrou em standby mode quando umeclipse solarem 2001 fez com que o satélite perdesse sua mira no Sol. Foi destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre em 2005. O satéliteHinode,foi lançado em 2006, continuará com os estudos tomados pela Yohkoh.[168]

Em 31 deagosto de 2012material que estava pairando acoroa solarentra emerupçãoem direção ao espaço e forma uma longaproeminência solar

Uma das missões solares mais importantes foi a sondaSolar and Heliospheric Observatory(SOHO), construída em conjunto pelaAgência Espacial Europeiae pelaNASA,e lançada em 2 de dezembro de 1995.[70]Inicialmente planejada como uma missão de dois anos de duração, a sonda provou ser tão útil nos estudos do Sol que ainda está em operação. Localizada noponto de Lagrangeentre a Terra e o Sol (sendo o ponto de Lagrange a região onde a atração gravitacional da Terra e do Sol é exatamente igual), a SOHO forneceu uma vista constante do Sol em vários comprimentos de ondas desde o seu lançamento.[70]Além de observar diretamente o Sol, a SOHO permitiu a descoberta de um grande número decometas,a maior parte dos quais são pequenoscometas rasantesque evaporam em sua aproximação do Sol.[169]

Todas essas espaçonaves observaram o Sol no plano daeclípticae, consequentemente, apenas as regiões equatoriais foram exploradas em detalhes por estas espaçonaves. A sondaUlyssesfoi lançada em 1990 para estudar as regiões polares do Sol, utilizando uma órbita significantemente inclinada em relação à eclíptica. Para atingir tal órbita, a Ulysses viajou atéJúpiter,utilizando o planeta como umacatapulta gravitacionalpara alcançar a órbita necessária. Como a sondaGalileu,a Ulysses estava bem localizada para estudo o impacto do cometaShoemaker-Levy 9em Júpiter, em 1994. Quando a Ulysses alcançou a órbita planejada, a sonda iniciou os estudos do vento solar e da força do campo magnético em altas altitudes solares, descobrindo que o vento solar em altas latitudes era cerca de 750 km/s mais lento que o esperado, e que grandes ondas magnéticas emergiam em altas latitudes solares, com essas ondas espalhandoraios cósmicosgalácticos.[170]Sua última comunicação com a Terra foi realizada em 30 de junho de 2009.

Imagem inédita da superfície do Sol feita peloSolar Dynamics Observatoryem abril de 2010

As abundâncias de elementos na fotosfera do Sol são bem conhecidas graças a estudos espectroscópicos, mas a composição do interior do Sol é menos definida. A sonda espacialGênesefoi uma sonda designada para coletar parcelas do vento solar, retornando o material coletado à Terra e, portanto, permitir que astrônomos estudassem diretamente a composição do material solar. Embora a Genesis tenha coletado material do vento solar com sucesso, em seu retorno à Terra, durante a reentrada atmosférica, opára-quedasda espaçonave não abriu, com a sonda impactando o solo terrestre em alta velocidade. A sonda foi severamente danificada, mas algumas amostras foram recuperadas, estando presentemente analisados por cientistas.[171]

As duas espaçonaves do programaSolar Terrestrial Relations Observatory(STEREO) foram lançadas emoutubrode 2006. As espaçonaves idênticas foram lançadas em órbitas heliocêntricas, com a sonda A à frente da Terra no seu caminho orbital, e o satélite B, atrás da Terra, com ambas as sondas afastando da Terra (e entre si) nestas direções opostas. Tais órbitas permitem a observaçãoestereoscópicado Sol e de fenômenos solares comoejeções de massa coronais.[172][173]

Em 21 de abril de 2010, a NASA divulgou imagens inéditas da superfície do astro, enviadas pela sondaSolar Dynamics Observatory,lançada em fevereiro de 2010 e equipada com câmeras de alta definição eultravioletade última geração. A missão da SDO durará cinco anos e os cientistas acreditam que ela mudará completamente o entendimento que se tem hoje da estrela.[174][175]

Em agosto de 2018 a NASA lançou aParker Solar Probe,equipamento que tem como objetivo fazer observações e coletar dados do interior da coroa solar.[176]

Observação e efeitos em Terra

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O Sol é muito brilhante, e olhar diretamente para o Sol aolho nupor curtos períodos de tempo pode serdolorido,mas não é particularmente perigoso paraolhossaudáveis e não-dilatados.[177][178]Além de dor, olhar diretamente para o Sol causafosfenosecegueiratemporária. Aretinarecebe 4mWquando o Sol é diretamente observado a olho nu, levemente aquecendo-a, e podendolesionarolhos que não respondem apropriadamente ao brilho excessivo.[179][180]Radiaçãoultravioletagradualmente faz com que as lentes dos olhos tornem-se amarelas com o tempo, e acredita-se que essa radiação contribua para a formação decataratas,mas em ambos os casos isto é relacionado com exposição geral ao Sol e não com a ação de olhar diretamente ao Sol.[nota 7][181]Observações a olho nu do Sol de longa duração podem causar lesões na retina induzidas por raios ultravioleta, similares àqueimaduras solaresapós 100 segundos de exposição direta, particularmente quando raios ultravioleta do Sol são intensos e bem focalizados.[182][183]Pessoas com até 25 anos de idade, novos implantes de lentes (que permitem a entrada de mais raios ultravioleta dentro dos olhos do que lentes naturais envelhecidas), Sol em ângulos próximo aozénite,e observações feitas em altaaltitude,são todos fatores que aumentam a susceptibilidade de lesões em observações diretas a olho nu.

Halocom parélio

Observar o Sol utilizando instrumentos ópticos que concentram luz, tais comobinóculosetelescópios,é uma atividade bastante perigosa sem um filtro bloqueador de radiação ultravioleta e que diminui significantemente o brilho solar. Umfiltro de densidade neutrapode não filtrar raios ultravioleta e, portanto, observações com esses filtros são ainda perigosas. Filtros atenuantes para a observação solar devem ser feitos especificamente para este uso: alguns filtros improvisados não filtram raios ultravioleta ouinfravermelhos,esses podendo machucar os olhos em alto brilho.[184]Binóculos sem filtros podem aumentar em 500 vezes a quantidade de energia solar recebida pela retina, matando células dessetecidode forma quase instantânea; apesar da potência por unidade de área da imagem na retina ser a mesma, o calor não pode dissipar rápido o possível devido ao tamanho maior da imagem. Mesmo rápidas observações com binóculos sem filtros nomeio-diapodem causar cegueira permanente.[185]

A observação direta deeclipses solaresparciais são perigosas porque aspupilasdos olhos não estão adaptadas ao grande contraste de brilho: a pupila dilata de acordo com a quantidade de luz total no campo de visão, não de acordo com o objeto mais brilhante no campo de visão. Durante eclipses parciais, a maior parte da luz solar é bloqueada pelaLua,passando à frente do Sol, mas as partes da fotosfera não cobertas pela Lua possuem o mesmo brilho de superfície do que durante um dia normal. A observação direta do Sol nessas circunstâncias aumenta o diâmetro da pupila de 2mmpara 6 mm, e nesse caso cada célula da retina exposta à luz solar recebe cerca de 10 vezes mais luz do que a observação do Sol em um dia normal, podendo lesionar ou matar essas células, resultando em manchas de cegueira permanente no campo de visão.[186]O perigo não é imediatamente percebido por observadores inexperientes ecriançasdevido à ausência dedor,com os observadores não notando de imediato que sua visão está sendo destruída. Os mesmos princípios aplicam-se para eclipses totais do Sol, com exceção da fase de totalidade, embora esta fase seja de curta duração, e observação direta nesta fase deve ser realizada com cuidado.

Vista a partir da superfície terrestre donascer do Sol

Durante onascer do Sole opôr-do-sol,a luz do Sol é atenuada devido àdispersão de Rayleighe àdispersão de Mie,através de uma passagem particularmente longa na atmosfera terrestre,[187]e condições atmosféricas tais comoneblina,altas quantidades depóna atmosfera e altaumidadeatmosférica também podem diminuir o brilho do Sol em pleno dia. Nestes períodos, a intensidade do Sol pode diminuir o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou sem perigo utilizando instrumentos ópticos (desde que não haja risco de uma repentina mudança nas condições atmosféricas, tal como o Sol aparecendo de repente entre um espaço entrenuvens).[188]

Um rarofenômeno ópticoque pode ocorrer logo após o nascer do Sol, ou antes do pôr-do-sol, que é conhecido comobrilho verde.O brilho é causado pela luz do Sol, esse estando um pouco abaixo dohorizonte,sendorefracionadaem direção ao observador, geralmente através deinversão térmica.A refração de luz de comprimento de ondas menores (violeta,azuleverde) é maior do que aquela que ocorre em luz de comprimento de ondas maiores (amarelo,laranjaevermelho). As luzes violeta e azul dispersam-se mais do que a luz verde, fazendo com que a luz observada seja vista como verde.[189]

A luz ultravioleta do Sol possui propriedadesanti-sépticas,e pode ser utilizada nosaneamentode objetos eágua.Raios ultravioleta possuem um papel importante na produção devitamina Dnocorpo humano,embora em excesso causemqueimaduras solares.[190]A luz ultravioleta é fortemente atenuada pelacamada de ozônio,e portanto a quantidade de luz ultravioleta varia bastante com alatitude,sendo parcialmente responsável por várias adaptações biológicas emseres vivos,incluindo variações dacor da pelehumana em várias regiões da Terra.[191]

O Sol na cultura humana

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Ver artigo principal:Sol na cultura humana
Disco dedicado aoSol Invicto

Como outros fenômenos naturais, o Sol foi um objeto de veneração em váriasculturasao longo da história dahumanidade,sendo a origem da palavradomingoem váriosidiomas.A origem da palavra "Sol" nosidiomas românicoseanglo-saxônicasprovém doprotoindo-europeu,um antigo ancestral dos atuaisidiomas indo-europeus,sendo utilizada há pelo menos cerca de três milênios, não possuindo nenhum significado cultural, sendo utilizada apenas para descrever a fonte de luz do céu durante o dia.[192]"Sol" é o nome moderno da estrela em vários idiomas além do português, tais comoespanhol,catalão,galego.[193]AmoedadoPeru,osol novo,foi assim chamada em homenagem ao Sol (em castelhano), bem como seus antecessores, oInti(emquechua,além de ser o Deus solar da civilizaçãoInca) e osol antigo.Empersa,"sol" significa "ano solar".

O Sol não possui um nome oficial, de acordo com aUnião Astronômica Internacional,o órgão responsável pela nomeação de corpos celestes.[194]Por exemplo, Sol eminglêspode ser"Sun"ou"Sol".Embora essa última forma seja aceita em inglês, não é comumente utilizada. O adjetivo do Sol é "solar".[5]

Noleste da Ásia,o Sol é escrito pelocaractereNgày (mandarimrìoujaponêsnichi) ou thái dương, nochinês tradicionale japonês; ou thái dương, nochinês simplificado(pinyintài yángou japonêstaiyō). Emvietnamita,esses caracteres são pronunciadosnhậtedương,respectivamente, enquanto que a palavra vietnmanita nativamặt trờisignifica "face do céus". ALuae o Sol são associados com oyin-yang,onde a Lua representa "yin" e o Sol representa "yang", representando opostos dinâmicos.[195]

Ver também

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Notas

  1. ↑Na astronomia, "elementos pesados", ou "metais", referem-se a todos os elementos químicos com exceção dohidrogênioe dohélio.[34]
  2. ↑A potência de uma vela acesa típica é de 10 a 100 W.[53]
  3. ↑A atmosfera terrestre no nível do mar possui uma densidade de partículas de 2 x 1025m−3.
  4. ↑1 GW equivale à produção de uma grandeusina termoelétricaouusina nuclear.[111]
  5. ↑A primeira evidência sólida de vida na Terra data de 3,4 bilhões (3,4 mil milhões) de anos atrás.[139]
  6. ↑Na época, noséculo XIX,datando antes da descoberta dadatação radiométrica,não havia evidências científicas indicando que a Terra era muito mais antiga do que cientistas da época acreditavam, possuindo na verdade cerca de 4,5 bilhões (4,5 mil milhões) de anos.
  7. ↑Apesar de que exposição ambiental para radiação ultravioleta contribua para o envelhecimento acelerado das camadas exteriores dos olhos e na formação de cataratas, a preocupação com observações impróprias deeclipses solaresé a formação de cegueira de eclipses, ou queimaduras da retina.

Referências

  1. ↑abcdefghijklWilliams, D.R. (2004).«Sun Fact Sheet».NASA.Consultado em 23 de junho de 2009
  2. ↑«The One Hundred Nearest Star Systems».Research Consortium on Nearby Stars.Georgia, EUA:GSU.17 de setembro de 2007.Consultado em 6 de novembro de 2007
  3. ↑Montalban, J.; Miglio, A.; Noels, A.; Grevesse, N.; Di Mauro, M.P. (2004). «Solar model with CNO revised abundances».arXiv:astro-ph/0408055[astro-ph]
  4. ↑«Eclipse 99: Frequently Asked Questions».NASA
  5. ↑ab«Solar no Dicionário Priberam».Consultado em 11 de outubro de 2008
  6. ↑http://g1.globo /ciencia-e-saude/noticia/2012/03/estudo-de-brasileiro-recalcula-o-tamanho-do-sol-com-mais-precisao.html
  7. ↑abcdefghijklm«Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures».NASA.Cópia arquivada em 2 de janeiro de 2008
  8. ↑Elert, G. (ed.).«The Physics Factbook»
  9. ↑«Principles of Spectroscopy».Astronomy Departement.University of Michigan.2007
  10. ↑abSeidelmann; et al. (2000).«Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000».Consultado em 22 de março de 2006
  11. ↑«The Sun's Vital Statistics».Stanford Solar Center.Consultado em 29 de julho de 2008,citandoEddy, J. (1979).A New Sun: The Solar Results From Skylab.[S.l.]:NASA.p. 37. NASA SP-402
  12. ↑«Sol».iDicionário Aulete.Consultado em 14 de abril de 2010.Arquivado dooriginalem 6 de Julho de 2011
  13. ↑Woolfson, M. (2000). «The origin and evolution of the solar system».Astronomy & Geophysics.41.1.12 páginas.ISSN1366-8781.doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x
  14. ↑«Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000-2020».U.S. Naval Observatory (USNO). 31 de janeiro de 2008.Consultado em 17 de julho de 2009
  15. ↑Simon, A. (2001).The real science behind the X-files: microbes, meteorites, and mutants.[S.l.]:Simon & Schuster.pp. 25–27.ISBN0684856182
  16. ↑«(S-1) Sunlight and the Earth».Consultado em 17 de dezembro de 2009
  17. ↑Basu, S.; Antia, H.M. (2008). «Helioseismology and Solar Abundances».Physics Reports.457(5–6): 217.doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.Arxiv
  18. ↑ab«Why is the sky blue?».Science Made Simple. 1997.Consultado em 24 de setembro de 2008
  19. ↑Than, K. (2006).«Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single».Space.Consultado em 1 de agosto de 2007
  20. ↑Lada, C.J. (2006). «Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single».Astrophysical Journal.640(1): L63–L66.Bibcode:2006ApJ...640L..63L.doi:10.1086/503158
  21. ↑«A Star with two North Poles, April 22, 2003, Science @ NASA»
  22. ↑Riley, Pete; Linker, J. A.; Mikić, Z., "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations",(2002)Journal of Geophysical Research(Space Physics), Volume 107, Issue A7, pp. SSH 8-1, CiteID 1136, DOI 10.1029/2001JA000299. (Full textArquivado em14 de agosto de 2009, noWayback Machine.)
  23. ↑Laughlin, G., F.; Graves, G.J. M. (2004). «Red Dwarfs and the End of the Main Sequence».RevMexAA.22:46–49
  24. ↑«Stellar parameters».Space Science Reviews.43(3–4): 244–250. 1986.doi:10.1007/BF00190626
  25. ↑Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998).«Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O - M stars».Astronomy and Astrophysics.333:231–250
  26. ↑abCroswell, K. (2008).«Milky Way keeps tight grip on its neighbor».New Scientist(2669): 8.Consultado em 9 de outubro de 2009.Arquivado dooriginalem 17 de setembro de 2008
  27. ↑Kerr, F.J.; Lynden-Bell, D. (1986).«Review of galactic constants»(PDF).Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.221:1023–1038.Bibcode:1986MNRAS.221.1023K
  28. ↑Kogut, A.; et al. (1993). «Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps».Astrophysical Journal.419:1.Bibcode:1993ApJ...419....1K.doi:10.1086/173453
  29. ↑Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000).«The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface»(PDF).Astronomy and Astrophysics.355:365–374.Bibcode:2000A&A...355..365G
  30. ↑«Estudo mostra que o Sol é esfera mais perfeita da natureza».apolo11.Consultado em 30 de junho de 2021
  31. ↑BessaSoares (9 de fevereiro de 2011).«O Sol é uma esfera perfeita».MaisTecnologia.Consultado em 30 de junho de 2021
  32. ↑Phillips, 1995, pp. 78–79
  33. ↑Schutz, Bernard F. (2003).Gravity from the ground up.[S.l.]:Cambridge University Press.pp. 98–99.ISBN9780521455060
  34. ↑«Metallicity».Consultado em 29 de outubro de 2009
  35. ↑abcZeilik, M.A.; Gregory, S.A. (1998).Introductory Astronomy & Astrophysics4th ed. [S.l.]:Saunders College Publishing.p. 322.ISBN0030062284
  36. ↑Falk, S.W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S.H. (1977).«Are supernovae sources of presolar grains?».Nature.270:700–701.doi:10.1038/270700a0
  37. ↑Zirker, 2002, p. 11
  38. ↑Phillips, 1995, p. 73
  39. ↑Phillips, 1995, pp. 58–67
  40. ↑«Sun's Deep Interior Revealed by New Computer Model».Consultado em 21 de dezembro de 2009.Arquivado dooriginalem 3 de novembro de 2009
  41. ↑abGarcía, R.; et al. (2007). «Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core».Science.316(5831): 1591–1593.PMID17478682.doi:10.1126/science.1140598
  42. ↑Basu; et al. (2009).«Fresh insights on the structure of the solar core».Astrophysical Journal.699(699). 1403 páginas.doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.Consultado em 10 de julho de 2009
  43. ↑abcde«NASA/Marshall Solar Physics».Solarscience.msfc.nasa.gov. 18 de janeiro de 2007.Consultado em 11 de julho de 2009
  44. ↑Broggini, Carlo (26–28 de junho de 2003).«Nuclear Processes at Solar Energy»(PDF).Consultado em 24 de setembro de 2009
  45. ↑Zirker, 2002, pp. 15–34
  46. ↑abcPhillips, 1995, pp. 47-53
  47. ↑G. Wallerstein; I. Iben Jr.; P. Parker; A. M. Boesgaard; G. M. Hale; A. E. Champagne;, C. A. Barnes; F. KM-dppeler; V. V. Smith; R. D. Hoffman; F. X. Timmes; C. Sneden; R. N. Boyd; B. S. Meyer; D. L. Lambert (1999).«Synthesis of the elements in stars: forty years of progress»(PDF).Reviews of Modern Physics.69(4): 995–1084.Consultado em 4 de agosto de 2006.Arquivado dooriginal(PDF)em 28 de setembro de 2006
  48. ↑p. 102,The physical universe: an introduction to astronomy,Frank H. Shu, University Science Books, 1982,ISBN 0-935702-05-9.
  49. ↑John N. Bahcall (29 de junho de 2000). Nobel Foundation, ed.«How the Sun Shines».Consultado em 30 de agosto de 2006
  50. ↑Pickering, Kevin T.; Owen, Lewis A. (1997).An introduction to global environmental issues.[S.l.]: Routledge. p. 60.ISBN9780415140980
  51. ↑abcdefg«Nasa – Sun».Nasa.gov. 29 de novembro de 2007.Consultado em 11 de julho de 2009
  52. ↑Hitchcock, R. Timothy; Patterson, Patterson (1995).Radio-Frequency and ELF Electromagnetic Energies: A Handbook for Health Professionals.[S.l.]: John Wiley and Sons. p. 218.ISBN9780471284543
  53. ↑Hamins, Anthony; Bundy, Mathew (2005).«Characterization of Candle Flames»(pdf).Journal of Fire Protection Engeneering.15:265–285.doi:10.1177/1042391505053163
  54. ↑Haubold, H.J.; Mathai, A.M. (18 de maio de 1994).«Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment»(PDF).Consultado em 24 de setembro de 2009
  55. ↑Myers, Steven T. (18 de fevereiro de 1999).«Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium».Consultado em 15 de julho de 2009
  56. ↑«Ancient Sunlight».NASA.Technology Through Time(50). 2007.Consultado em 24 de junho de 2009
  57. ↑abSchlattl, H. (2001). «Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem».Physical Review D.64(1): 013009.doi:10.1103/PhysRevD.64.013009
  58. ↑«Sun».Consultado em 2 de outubro de 2009
  59. ↑Andrew M. Soward, ed. (2005). «The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo».Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002.Boca Raton: CRC Press. pp. 193–235.ISBN9780849333552
  60. ↑Mullan, D.J (2000). «Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona». In: Page, D., Hirsch, J.G.From the Sun to the Great Attractor.[S.l.]:Springer.p. 22.ISBN9783540410645
  61. ↑abcdefghiAbhyankar, K.D. (1977).«A Survey of the Solar Atmospheric Models».Bull. Astr. Soc. India.5:40–44
  62. ↑abGibson, E.G. (1973).The Quiet Sun.[S.l.]:NASA.B0006C7RS0
  63. ↑abShu, F.H. (1991).The Physics of Astrophysics.1.[S.l.]:University Science Books.ISBN0935702644
  64. ↑Parnel, C.«Discovery of Helium».University of St Andrews.Consultado em 22 de março de 2006
  65. ↑«Magnetic threads around 500 km in width found on the Sun»(em inglês). 12 de abril de 2020
  66. ↑«Alfvén Wave Model of Coronal Heating».Consultado em 21 de dezembro de 2009[ligação inativa]
  67. ↑Solanki, S.K.W.; Ayres, T. (1994).«New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere».Science.263:64–66.doi:10.1126/science.263.5143.64
  68. ↑abcHansteen, V.H.; Leer, E. (1997).«The role of helium in the outer solar atmosphere».The Astrophysical Journal.482:498–509.doi:10.1086/304111
  69. ↑abcdefgErdèlyi, R.; Ballai, I. (2007).«Heating of the solar and stellar coronae: a review».Astron. Nachr.328:726–733.doi:10.1002/asna.200710803[ligação inativa]
  70. ↑abcdeDwivedi, Bhola N. (2006).«Our ultraviolet Sun»(pdf).Current Science.91(5): 587–595.ISSN0011-3891
  71. ↑abcdefgRussell, C.T. (2001). «Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial». In: Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L.Space Weather (Geophysical Monograph)(pdf).[S.l.]:American Geophysical Union.pp. 73–88.ISBN978-0875909844
  72. ↑De Pontieu, B.; et al. (2007).«Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind».Science.318(5856): 1574–77.PMID18063784.doi:10.1126/science.1151747
  73. ↑A.G, Emslie; J.A., Miller (2003).«Particle Acceleration».In: Dwivedi, B.N.Dynamic Sun.[S.l.]:Cambridge University Press.p. 275.ISBN9780521810579
  74. ↑«The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass».European Space Agency.2005.Consultado em 22 de março de 2006
  75. ↑ab
  76. ↑abcHansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004).Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution2nd ed. [S.l.]:Springer.p. 19–20.ISBN0387200894
  77. ↑Aller, L.H. (1968).«The chemical composition of the Sun and the solar system»(PDF).Proceedings of the Astronomical Society of Australia.1:133.Bibcode:1968PASAu...1..133A
  78. ↑«A method to derive the absolute composition of the Sun, the solar system, and the stars».Consultado em 21 de dezembro de 2009
  79. ↑abcBiemont, E. (1978). «Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.184:683–694.Bibcode:1978MNRAS.184..683B
  80. ↑Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.
  81. ↑Corliss and Bozman (1962 citado em Biemont 1978) and Warner (1967 citado em Biemont 1978)
  82. ↑Smith (1976 citado em 1978)
  83. ↑Signer and Suess 1963; Manuel 1967; Marti 1969; Kuroda and Manuel 1970; Srinivasan and Manuel 1971, all cited in Manuel and Hwaung 1983
  84. ↑Kuroda and Manuel 1970 citado em Manuel e Hwaung 1983:7
  85. ↑abManuel, O.K.; Hwaung, G. (1983).«Solar abundances of the elements»(PDF).Meteoritics.18(3): 209.Bibcode:1983Metic..18..209M
  86. ↑«The Mean Magnetic Field of the Sun».Wilcox Solar Observatory.2006.Consultado em 1 de agosto de 2007
  87. ↑Zirker, 2002, pp. 119-120
  88. ↑Zirker, Jack B. (2002).Journey from the Center of the Sun.[S.l.]:Princeton University Press.pp. 120–127.ISBN9780691057811
  89. ↑Phillips, Kenneth J. H. (1995).Guide to the Sun.[S.l.]:Cambridge University Press.pp. 14–15, 34–38.ISBN9780521397889
  90. ↑«CNN - Sci-Tech - Space - Sun flips magnetic field - February 16, 2001».Archives.cnn.Consultado em 11 de julho de 2009
  91. ↑«The Sun Does a Flip».Science.nasa.gov. 15 de fevereiro de 2001.Consultado em 11 de julho de 2009.Arquivado dooriginalem 12 de maio de 2009
  92. ↑Wang, Y.-M.; Sheeley, N.R. (2003).«Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum».The Astrophysical Journal.591:1248–56.doi:10.1086/375449
  93. ↑«The Largest Sunspot in Ten Years».Goddard Space Flight Center (GSFC). 30 de março de 2001.Consultado em 10 de julho de 2009.Arquivado dooriginalem 23 de agosto de 2007
  94. ↑«NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle».PhysOrg (Science/Physics News). 4 de janeiro de 2008.Consultado em 10 de julho de 2009
  95. ↑Lean, J.; Skumanich, A.; White, O. (1992). «Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum».Geophysical Research Letters.19(15): 1591–1594.doi:10.1029/92GL01578
  96. ↑Mackay, R.M.; Khalil, M.A.K (2000). «Greenhouse gases and global warming». In: S.N. Singh.Trace Gas Emissions and Plants.[S.l.]: Springer. pp. 1–28.ISBN9780792365457.Consultado em 19 de julho de 2009
  97. ↑«Vibrations on the Sun may 'shake' the Earth».Consultado em 21 de dezembro de 2009
  98. ↑Ehrlich, R. (2007). «Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change».Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics.69(7): 759.doi:10.1016/j.jastp.2007.01.005.Arxiv
  99. ↑Clark, S. (2007).«Sun's fickle heart may leave us cold».New Scientist.193(2588): 12.doi:10.1016/S0262-4079(07)60196-1
  100. ↑Zirker, 2002, pp. 7-8
  101. ↑Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). «The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS».Astronomy and Astrophysics.390:1115–1118.doi:10.1051/0004-6361:20020749.Arxiv
  102. ↑Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). «Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions.».Science.297(5587): 1678–1683.PMID12215641.doi:10.1126/science.1073950
  103. ↑Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005). «Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites».Nature.436:1127–1131.doi:10.1038/nature03882
  104. ↑Goldsmith, D.; Owen, T. (2001).The search for life in the universe.[S.l.]:University Science Books.p. 96.ISBN9781891389160
  105. ↑abcSchröder, K.-P.; Smith, R.C. (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.386(1): 155.doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.Arxiv
  106. ↑Palmer, J. (2008).«Hope dims that Earth will survive Sun's death».New Scientist.Consultado em 24 de março de 2008
  107. ↑Carrington, D. (2000).«Date set for desert Earth».BBC News.Consultado em 31 de março de 2007
  108. ↑Pogge, R.W. (1997).«The Once and Future Sun».New Vistas in Astronomy.Ohio State University(Department of Astronomy).Consultado em 7 de dezembro de 2005
  109. ↑Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A.I.; Kraemer, K.E. (1993).«Our Sun. III. Present and Future».Astrophysical Journal.418:457.doi:10.1086/173407
  110. ↑«Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present».Consultado em 5 de outubro de 2005.Arquivado dooriginalem 22 de agosto de 2011
  111. ↑«Le energie rinnovabili nel 2005»(PDF).Consultado em 24 de julho de 2008.Arquivado dooriginal(PDF)em 15 de maio de 2006
  112. ↑El-Sharkawi, Mohamed A. (2005).Electric energy.[S.l.]: CRC Press. pp. 87–88.ISBN9780849330780
  113. ↑Phillips, 1995, pp. 319-321
  114. ↑Littmann, Mark; Fred Espenak; Ken Willcox (2008).Totality: Eclipses of the Sun.[S.l.]: Oxford University Press. pp. 18–19.ISBN0199532095
  115. ↑abc«An Overview of the Solar System».Consultado em 15 de fevereiro de 2007
  116. ↑«Dwarf Planets and their Systems».Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN).U.S. Geological Survey. 7 de novembro de 2008.Consultado em 13 de julho de 2008
  117. ↑«Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto».Paris:International Astronomical Union(News Release - IAU0804). 11 de junho de 2008.Consultado em 11 de junho de 2008.Arquivado dooriginalem 13 de junho de 2008
  118. ↑Tancredi & Favre.«Which are the dwarfs in the Solar system?»(PDF).Asteroids, Comets, Meteors.Consultado em 20 de setembro de 2008
  119. ↑Alessandro Morbidelli (9 de dezembro de 2005).«Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs»(PDF).arxiv.Consultado em 5 de dezembro de 2009
  120. ↑M Woolfson (2000). «The origin and evolution of the solar system».Astronomy & Geophysics.41.1.12 páginas.doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x
  121. ↑Reid, M.J. (1993). «The distance to the center of the Galaxy».Annual Review of Astronomy and Astrophysics.31:345–372.Bibcode:1993ARA&A..31..345R.doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021
  122. ↑Eisenhauer, F.; et al. (2003). «A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center».Astrophysical Journal.597(2): L121–L124.Bibcode:2003ApJ...597L.121E.doi:10.1086/380188
  123. ↑Horrobin, M.; et al. (2004).«First results from SPIFFI. I: The Galactic Center»(PDF).Astronomische Nachrichten.325(2): 120–123.doi:10.1002/asna.200310181.Consultado em 9 de Outubro de 2009.Arquivado dooriginal(PDF)em 21 de Junho de 2007
  124. ↑Eisenhauer, F.; et al. (2005). «SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month».Astrophysical Journal.628(1): 246–259.Bibcode:2005ApJ...628..246E.doi:10.1086/430667
  125. ↑Gehrels, Neil; Chen, Wan (25 de fevereiro de 1993).«The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble».Nature.361:706–707.doi:10.1038/361704a0.Consultado em 24 de setembro de 2009
  126. ↑English, J. (2000).«Exposing the Stuff Between the Stars».Hubble News Desk.Consultado em 10 de maio de 2007
  127. ↑Beletsky, Y. (2007).«The Milky Way Near the Southern Cross».Astronomy Picture of the Day.NASA.Consultado em 26 de maio de 2009
  128. ↑Gillman, M.; Erenler, H. (2008).«The galactic cycle of extinction».International Journal of Astrobiology.386:155.doi:10.1017/S1473550408004047
  129. ↑Leong, S. (2002).«Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)».The Physics Factbook.Consultado em 10 de maio de 2007
  130. ↑Garlick, M.A. (2002).The Story of the Solar System.[S.l.]:Cambridge University Press.p. 46.ISBN0521803365
  131. ↑«Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity, J. Javaraiah, 2005»
  132. ↑Haxton, W.C. (1995).«The Solar Neutrino Problem»(PDF).Annual Review of Astronomy and Astrophysics.33:459–504.Bibcode:1995ARA&A..33..459H.doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002331
  133. ↑abcMacDonald, A.B. (2004).«Solar neutrinos».New Journal of Physics.6(1). 121 páginas.doi:10.1088/1367-2630/6/1/121
  134. ↑Ahmad, QR; et al. (25 de julho de 2001).«Measurement of the Rate of νe + d p + p + e-Interactions Produced by8B Solar Neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory».American Physical Society.Physical Review Letters.87(7). 071301 páginas.doi:10.1103/PhysRevLett.87.071301.PACS26.65.+t, 14.60.Pq, 95.85.Ry.Consultado em 4 de junho de 2008
  135. ↑«Sudbury Neutrino Observatory First Scientific Results».3 de julho de 2001.Consultado em 4 de junho de 2008
  136. ↑Alfvén, H. (1947).«Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona»(PDF).Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.107(2): 211.Bibcode:1947MNRAS.107..211A
  137. ↑Parker, E.N. (1988).«Nanoflares and the solar X-ray corona»(PDF).Astrophysical Journal.330(1): 474.Bibcode:1988ApJ...330..474P.doi:10.1086/166485
  138. ↑Sturrock, P.A.; Uchida, Y. (1981).«Coronal heating by stochastic magnetic pumping»(PDF).Astrophysical Journal.246(1): 331.Bibcode:1981ApJ...246..331S.doi:10.1086/158926
  139. ↑Brasier, M.; McLoughlin, N.; Green, O. (Junho de 2006).«A fresh look at the fossil evidence for early Archaean cellular life»(PDF).Philosophical Transactions of the Royal Society: Biology.361(1470): 887–902.doi:10.1098/rstb.2006.1835.Consultado em 30 de agosto de 2008
  140. ↑Schopf, J. (2006). «Fossil evidence of Archaean life».Philosophical Transactions of the Royal Society of London: B Biological Sciences.361(1470): 869–85.PMID16754604.doi:10.1098/rstb.2006.1834
  141. ↑Kasting, J.F.; Ackerman, T.P. (1986). «Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere».Science.234(4782): 1383–1385.PMID11539665.doi:10.1126/science.11539665
  142. ↑Robert Zimmerman, "What's Wrong with Our Sun?",Sky and TelescopeAugust 2009
  143. ↑«Título ainda não informado (favor adicionar)».Arquivado dooriginalem 3 de Abril de 2010
  144. ↑«planet, n.».Oxford English Dictionary. 2007.Consultado em 7 de fevereiro de 2008Note: select the Etymology tab
  145. ↑Goldstein, Bernard R. (1997).«Saving the phenomena: the background to Ptolemy's planetary theory».Cambridge (UK).Journal for the History of Astronomy.28(1): 1–12.Consultado em 6 de fevereiro de 2008
  146. ↑Ptolemy; Toomer, G. J. (1998).Ptolemy's Almagest.[S.l.]: Princeton University Press.ISBN9780691002606
  147. ↑Sider, D. (1973).«Anaxagoras on the Size of the Sun».Classical Philology.68(2): 128–129.doi:10.1086/365951
  148. ↑Goldstein, B.R. (1967). «The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses».Transactions of the American Philosophical Society.57(4): 9–12.doi:10.2307/1006040
  149. ↑A short History of scientific ideas to 1900,C. Singer, Oxford University Press, 1959, p. 151.
  150. ↑The Arabian Science, C. Ronan, pp. 201–244 inThe Cambridge Illustrated History of the World's Science,Cambridge University Press, 1983; at pp. 213–214.
  151. ↑«Galileo Galilei (1564–1642)».BBC.Consultado em 22 de março de 2006
  152. ↑«Sir Isaac Newton (1643–1727)».BBC.Consultado em 22 de março de 2006
  153. ↑«Herschel Discovers Infrared Light».Cool Cosmos.Consultado em 22 de março de 2006.Arquivado dooriginalem 25 de fevereiro de 2012
  154. ↑ab«APOD: 2007 June 24 - All the Colors of the Sun».Consultado em 21 de dezembro de 2009
  155. ↑abThomson, W. (1862).«On the Age of the Sun's Heat».Macmillan's Magazine.5:388–393
  156. ↑Lockyer, J.N. (1890).The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems.[S.l.]:Macmillan and Co.ISBN978-1371190576
  157. ↑Hector MacPerson (2008).A Century's Progress in Astronomy.[S.l.: s.n.]
  158. ↑Darden, L. (1998).«The Nature of Scientific Inquiry»
  159. ↑Hawking, S. W.(2001).The Universe in a Nutshell.[S.l.]: Bantam Books.ISBN0-55-380202-X
  160. ↑«Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington».Space Science.European Space Agency.2005.Consultado em 1 de agosto de 2007
  161. ↑Bethe, H. (1938). «On the Formation of Deuterons by Proton Combination».Physical Review.54(10): 862–862.doi:10.1103/PhysRev.54.862.2
  162. ↑Bethe, H. (1939). «Energy Production in Stars».Physical Review.55(1): 434–456.doi:10.1103/PhysRev.55.434
  163. ↑Burbidge, E.M.; Burbidge, G.R.; Fowler, W.A.; Hoyle, F. (1957). «Synthesis of the Elements in Stars».Reviews of Modern Physics.29(4): 547–650.Bibcode:1957RvMP...29..547B.doi:10.1103/RevModPhys.29.547
  164. ↑Phillips, T. (2007).«Stereo Eclipse».Science@NASA.NASA.Consultado em 19 de junho de 2008.Arquivado dooriginalem 10 de junho de 2008
  165. ↑Wade, M. (2008).«Pioneer 6-7-8-9-E».Encyclopedia Astronautica.Consultado em 22 de março de 2006
  166. ↑abBurlaga, L.F. (2001). «Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results».Planetary and Space Science.49:1619–27.doi:10.1016/S0032-0633(01)00098-8
  167. ↑«SPARTAN 201-3: The Corona».1998.Consultado em 19 de dezembro de 2009.Arquivado dooriginalem 5 de abril de 2006
  168. ↑«Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere».Japan Aerospace Exploration Agency.2005.Consultado em 22 de março de 2006
  169. ↑«Sungrazing Comets».LASCO(US Naval Research Laboratory).Consultado em 19 de março de 2009
  170. ↑«Ulysses: Primary Mission Results».NASA.2005.Consultado em 22 de março de 2006.Arquivado dooriginalem 6 de janeiro de 2006
  171. ↑Calaway, M.J. (2009). «Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1».Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B.267(7): 1101.doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132
  172. ↑«STEREO Spacecraft & Instruments».NASA Missions.8 de março de 2006.Consultado em 30 de maio de 2006
  173. ↑Howard R. A.; Moses J. D.; Socker D. G.; Dere K. P.; Cook J. W. (2002). «Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)».Solar Variabilit and Solar Physics Missions Advances in Space Research.29(12): 2017–2026
  174. ↑CNN:NASA unveils new images of the sun
  175. ↑NASA's New Eye on the Sun Delivers Stunning First Images
  176. ↑JHUAPL.«Parker Solar Probe Launches on Historic Journey to Touch the Sun».Parker Solar Probe(em inglês).Consultado em 10 de janeiro de 2019
  177. ↑White; et al. (1971). «Chorioretinal temperature increases from solar observation».Bulletin of Mathematical Biophysics.33(1): 1.doi:10.1007/BF02476660
  178. ↑Tso, M.O.M.; La Piana, F.G. (1975). «The Human Fovea After Sungazing».Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology.79:OP788.PMID1209815
  179. ↑Hope-Ross, M.W. (1993). «Ultrastructural findings in solar retinopathy».Eye.7:29.PMID8325420
  180. ↑Schatz, H.; Mendelblatt, F. (1973). «Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD».British Journal of Ophthalmology.57(4): 270.PMID8325420.doi:10.1136/bjo.57.4.270
  181. ↑Chou, B.R. (2005).«Eye Safety During Solar Eclipses».Consultado em 9 de Outubro de 2009.Arquivado dooriginalem 16 de Julho de 2012
  182. ↑Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Sliney, D.H. (1976). «Retinal sensitivity to damage from short wavelength light».Nature.260:153.doi:10.1038/260153a0
  183. ↑Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Ruffolo, J.J. Jr.; Guerry, D. III, (1980). «Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear». In: Williams, T.P.; Baker, B.N.The Effects of Constant Light on Visual Processes.[S.l.]:Plenum Press.pp. 319–346.ISBN0306403285
  184. ↑Kardos, T. (2003).Earth science.[S.l.]:J.W. Walch.p. 87.ISBN9780825145001
  185. ↑Marsh, J.C.D. (1982).«Observing the Sun in Safety»(PDF).Journal of the British Astronomical Association.92(6): 257.Bibcode:1982JBAA...92..257M
  186. ↑Espenak, F. (2005).«Eye Safety During Solar Eclipses».NASA.Consultado em 22 de março de 2006.Arquivado dooriginalem 16 de julho de 2012
  187. ↑Magnor, Marcus, Jorg; Seidel, Hans-Peter (2005).«Physically based Simulation of Twilight Phenomena»(PDF).ACM Transactions on Graphics (TOG).24(4): 1353–1373.doi:10.1145/1095878.1095884.Consultado em 9 de Outubro de 2009.Arquivado dooriginal(pdf)em 17 de Maio de 2011
  188. ↑I.G. Piggin (1972).«Diurnal asymmetries in global radiation».Springer.Theoretical and Applied Climatology.20(1): 41–48.doi:10.1007/BF02243313.Consultado em 19 de julho de 2009
  189. ↑«The Green Flash».BBC.Consultado em 10 de agosto de 2008
  190. ↑«Sunshine Vitamin – Secrets to Keep the Common Colds»(em inglês). Health in Europe.Consultado em 11 de julho de 2019
  191. ↑Barsh, G.S. (2003). «What Controls Variation in Human Skin Color?».PLoS Biology.1:e7.doi:10.1371/journal.pbio.0000027
  192. ↑«Astronomy Names».Consultado em 9 de outubro de 2009
  193. ↑«Total Solar Eclipse in Other Languages».mreclipse.Consultado em 17 de julho de 2009
  194. ↑«Astronomy - Question on Earth's Sun & Moon names».allexperts.Consultado em 21 de julho de 2009.Arquivado dooriginalem 11 de junho de 2008
  195. ↑Osgood, Charles E. "From Yang and Yin to and or but." Language 49.2 (1973): 380–412. JSTOR. 16 Nov. 2008 <http:// jstor.org/search>.

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