Sol

Según la clasificación espectral, el Sol pertenece al tipo G2V ( enana amarilla ). La densidad media del Sol es de 1,4 g/cm³ (1,4 veces la del agua). La temperatura efectiva de la superficie del Sol es 5780 Kelvin [4] . Por lo tanto, el Sol brilla con una luz casi blanca, pero la luz directa del Sol cerca de la superficie de nuestro planeta adquiere un cierto tinte amarillo debido a una mayor dispersión y absorción de la parte del espectro de longitud de onda corta por parte de la atmósfera terrestre (en un cielo despejado, junto con la luz azul dispersa del cielo, la luz del sol vuelve a dar una iluminación blanca).

La radiación solar sustenta la vida en la Tierra (la luz es necesaria para las etapas iniciales de la fotosíntesis ), determina el clima . La luminosidad del Sol (la cantidad total de energía liberada por el Sol en un segundo) L ⊙ = 3.827⋅10 26 W.

El Sol se compone de hidrógeno (contenido de masa de hidrógeno X ≈ 73 % ), helio (contenido de masa Y ≈ 25 % [8] ) y otros elementos con una concentración más baja (a continuación, todos los elementos más pesados que el helio en este contexto se denominan metales, como es costumbre en astrofísica); su contenido de masa total Z ≈ 2% [8] . Los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, en orden decreciente de abundancia, son el oxígeno , el carbono , el neón , el nitrógeno , el hierro , el magnesio , el silicio , el azufre , el argón , el aluminio , el níquel , el sodio y el calcio . Hay 98.000 átomos de helio , 851 átomos de oxígeno, 398 átomos de carbono, 123 átomos de neón , 100 átomos de nitrógeno, 47 átomos de hierro, 38 átomos de magnesio, 35 átomos de silicio, 16 átomos de azufre, 4 átomos de argón, 3 átomos de aluminio por 1 millón de átomos de hidrógeno . , 2 átomos de níquel, sodio y calcio, así como una pequeña cantidad de otros elementos [9] .

La masa del Sol M ⊙ = (1,98847 ± 0,00007)⋅10 30 kg [10] , es el 99,866 % de la masa total de todo el sistema solar [4] .

El espectro solar contiene líneas de metales ionizados y neutros , así como hidrógeno y helio. En nuestra Galaxia ( Vía Láctea ) hay de 200 a 400 mil millones de estrellas [11] [12] . Al mismo tiempo, el 85% de las estrellas de nuestra galaxia son estrellas menos brillantes que el Sol (principalmente enanas rojas ). Como todas las estrellas de la secuencia principal , el Sol genera energía por fusión de helio a partir de hidrógeno. En el caso del Sol, más del 99% de la energía se libera a través del ciclo protón-protón , mientras que para las estrellas de secuencia principal más masivas, el ciclo CNO es la forma predominante de fusión del helio .

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra. La distancia media del Sol a la Tierra - 149,6 millones de km [1] - es aproximadamente igual a una unidad astronómica , y el diámetro angular aparente cuando se observa desde la Tierra , como el de la Luna , es de poco más de medio grado ( 31-32 minutos ). El Sol se encuentra a una distancia de unos 26.000 años luz del centro de la Vía Láctea y gira a su alrededor en una órbita de caja , dando una vuelta cada 225-250 millones de años [ 13] . La velocidad orbital del Sol es de 217 km / s , por lo que pasa un año luz en aproximadamente 1400 años terrestres , y una unidad astronómica , en 8 días terrestres [14] .

En la actualidad, el Sol está ubicado en el borde interior del brazo de Orión de nuestra Galaxia , entre el brazo de Perseo y el brazo de Sagitario , y se está moviendo a través de la Nube Interestelar Local - un área de alta densidad ubicada en un nivel más bajo. Densidad Burbuja local : una zona de gas interestelar de alta temperatura disperso . De las estrellas pertenecientes a los 50 sistemas estelares más cercanos dentro de los 17 años luz actualmente conocidos, el Sol es la cuarta estrella más brillante (su magnitud absoluta es de +4,83 m ) .

Información general

El sol pertenece al primer tipo de población estelar . Una de las teorías más difundidas sobre el origen del sistema solar sugiere que su formación fue causada por las explosiones de una o más supernovas [15] . Esta suposición se basa, en particular, en el hecho de que la materia del sistema solar contiene una proporción anómalamente grande de oro y uranio , lo que podría ser el resultado de reacciones endotérmicas causadas por esta explosión, o la transformación nuclear de elementos por absorción de neutrones por la sustancia de una estrella masiva de segunda generación.

La radiación solar es la principal fuente de energía en la Tierra . Su poder se caracteriza por la constante solar : el poder de la radiación que pasa a través de un área de unidad de área, perpendicular a los rayos del sol y ubicada a una distancia de una unidad astronómica del Sol (es decir, en la órbita de la Tierra) fuera del la atmósfera terrestre . Esta constante es de aproximadamente 1,37 kW/m² .

Al atravesar la atmósfera terrestre , la radiación solar pierde aproximadamente 370 W/m² de energía, y solo 1000 W/m² llegan a la superficie terrestre (en tiempo despejado y cuando el Sol está en su cenit ). Esta energía puede ser utilizada en diversos procesos naturales y artificiales. Entonces, las plantas , usándolo a través de la fotosíntesis , sintetizan compuestos orgánicos con la liberación de oxígeno . El calentamiento directo de los rayos del sol o la conversión de energía mediante células fotovoltaicas se pueden utilizar para generar electricidad ( plantas de energía solar ) o realizar otros trabajos útiles. En un pasado lejano, la energía almacenada en el petróleo y otros combustibles fósiles también se obtenía a través de la fotosíntesis .

La radiación ultravioleta del Sol tiene propiedades antisépticas , lo que permite su uso para desinfectar el agua y diversos objetos. También provoca quemaduras solares y tiene otros efectos biológicos , como estimular la producción de vitamina D en el organismo. El impacto de la parte ultravioleta del espectro solar se ve muy atenuado por la capa de ozono en la atmósfera terrestre, por lo que la intensidad de la radiación ultravioleta en la superficie terrestre varía mucho con la latitud . El ángulo en el que el Sol está sobre el horizonte al mediodía afecta muchos tipos de adaptación biológica , por ejemplo, el color de la piel humana en diferentes regiones del globo depende de él [16] .

La trayectoria del Sol observada desde la Tierra a través de la esfera celeste varía a lo largo del año . La trayectoria que describe durante el año el punto ocupado por el Sol en el cielo en un momento determinado se denomina analema y tiene la forma del número 8, alargado en el eje norte-sur. La variación más notable en la posición aparente del Sol en el cielo es su oscilación norte - sur con una amplitud de 47° (causada por una inclinación de 23,5° del plano de la eclíptica al plano del ecuador celeste ). También hay otro componente de esta variación, dirigido a lo largo del eje este - oeste y causado por un aumento en la velocidad del movimiento orbital de la Tierra a medida que se acerca al perihelio y una disminución a medida que se acerca al afelio . El primero de estos movimientos (norte-sur) es el causante del cambio de estaciones .

La Tierra pasa por el punto de afelio a principios de julio y se aleja del Sol a una distancia de 152 millones de km, y por el punto de perihelio a principios de enero y se acerca al Sol a una distancia de 147 millones de km [17] . El diámetro aparente del Sol entre estas dos fechas cambia en un 3% [18] . Dado que la diferencia de distancia es de unos 5 millones de km, la Tierra recibe un 7% menos de calor en el afelio. Por lo tanto, los inviernos en el hemisferio norte son un poco más cálidos que en el sur y los veranos son un poco más frescos.

El Sol es una estrella magnéticamente activa. Tiene un fuerte campo magnético que cambia con el tiempo y cambia de dirección aproximadamente cada 11 años durante el máximo solar . Las variaciones en el campo magnético del Sol provocan una variedad de efectos, la totalidad de los cuales se denomina actividad solar e incluye fenómenos tales como manchas solares , erupciones solares, variaciones del viento solar , etc., y en la Tierra provoca auroras en latitudes altas y medias y tormentas geomagnéticas , que afectan negativamente el funcionamiento de las comunicaciones , medios de transmisión de electricidad , y también afecta negativamente a los organismos vivos (provocan dolores de cabeza y problemas de salud en las personas sensibles a las tormentas magnéticas) [19] [20] . Se supone que la actividad solar desempeñó un papel importante en la formación y el desarrollo del sistema solar. También afecta la estructura de la atmósfera terrestre.

Ciclo vital

El Sol es una estrella joven de tercera generación ( población I) con un alto contenido en metales, es decir, se formó a partir de restos de estrellas de la primera y segunda generación (poblaciones III y II, respectivamente).

La edad actual del Sol (más precisamente, el tiempo de su existencia en la secuencia principal ), estimada utilizando modelos informáticos de evolución estelar , es de aproximadamente 4.500 millones de años [21] .

Se cree [21] que el Sol se formó hace unos 4.500 millones de años, cuando la rápida compresión bajo la acción de las fuerzas gravitatorias de una nube de hidrógeno molecular (también, posiblemente, nubes de una mezcla de hidrógeno molecular y átomos de otros compuestos químicos elementos) llevó a la formación de una estrella en nuestra región de la Galaxia población estelar como T Tauro .

Una estrella de la misma masa que el Sol debería haber existido en la secuencia principal durante un total de unos 10.000 millones de años. Así, ahora el Sol está aproximadamente en la mitad de su ciclo de vida [22] . En la etapa actual , se están produciendo reacciones termonucleares en el núcleo solar , convirtiendo el hidrógeno en helio . Cada segundo en el núcleo del Sol, alrededor de 4 millones de toneladas de materia se convierten en energía radiante , lo que da como resultado la generación de radiación solar y una corriente de neutrinos solares .

A medida que el Sol agota gradualmente su combustible de hidrógeno , se vuelve más caliente y su luminosidad aumenta lenta pero constantemente. Para la edad de 5600 millones de años, dentro de 1100 millones de años, nuestra luz del día será un 11 % más brillante de lo que es ahora [23] .

Ya durante este período, incluso antes de la etapa de gigante roja , es posible la desaparición o un cambio radical de la vida en la Tierra debido a un aumento en la temperatura de la superficie del planeta provocado por un aumento en el brillo del Sol y el efecto invernadero. efecto inducido por el vapor de agua [24] [25] [26] [27] . En ese momento, el Sol habrá alcanzado su temperatura superficial máxima (5800 K) durante todo su tiempo evolutivo en el pasado y el futuro hasta la fase de enana blanca ; en las próximas etapas, la temperatura de la fotosfera será más baja. A pesar de la terminación de la vida en su sentido moderno, la vida en el planeta puede permanecer en las profundidades de los mares y océanos [28] .

Para la edad de 8 mil millones de años (dentro de 3,5 mil millones de años a partir de ahora), el brillo del Sol aumentará en un 40% [23] . En ese momento, las condiciones en la Tierra probablemente serán similares a las condiciones actuales en Venus : el agua de la superficie del planeta desaparecerá por completo y se evaporará en el espacio. Lo más probable es que esto conduzca a la destrucción final de todas las formas de vida terrestre [28] . A medida que se quema el combustible de hidrógeno en el núcleo solar, su capa exterior se expandirá y el núcleo se encogerá y calentará.

Cuando el Sol alcance la edad de 10.900 millones de años (6.400 millones de años a partir de ahora), el hidrógeno en el núcleo se agotará y el helio formado a partir de él, que aún es incapaz de combustión termonuclear en estas condiciones, comenzará a encogerse y condensarse debido al cese de lo que antes lo soportaba "sobre el peso" del flujo de energía del centro. La quema de hidrógeno continuará en la delgada capa exterior del núcleo. En esta etapa, el radio del Sol alcanzará 1,59 R ⊙ y la luminosidad será 2,21 veces mayor que la actual. Durante los próximos 700 millones de años, el Sol se expandirá con relativa rapidez (hasta 2,3 R ⊙ ), manteniendo una luminosidad casi constante, y su temperatura descenderá de 5500 K a 4900 K [28] . Al final de esta fase, habiendo alcanzado la edad de 11.600 millones de años (dentro de 7.000 millones de años), el Sol se convertirá en un subgigante [28] .

Aproximadamente en 7,6-7,8 [29] [28] mil millones de años, a la edad de 12,2 mil millones de años, el núcleo del Sol se calentará tanto que comenzará el proceso de quemar hidrógeno en la capa circundante [29] . Esto supondrá una rápida expansión de las capas exteriores de la estrella, por lo que el Sol abandonará la secuencia principal , en la que ha estado casi desde el momento de su nacimiento, y se convertirá en una gigante roja , desplazándose hacia la parte superior de la gigante roja . rama del diagrama de Hertzsprung-Russell [29] . En esta fase, el radio del Sol aumentará 256 veces con respecto al actual [29] . La expansión de la estrella dará lugar a un fuerte aumento de su luminosidad (por un factor de 2700) y el enfriamiento de la superficie a 2650 K [29] . Aparentemente, las capas externas en expansión del Sol alcanzarán la órbita moderna de la Tierra en este momento. Al mismo tiempo, los estudios muestran que incluso antes de este momento, debido a un aumento en el viento solar debido a un aumento múltiple en el área de la superficie, el Sol perderá más del 28% [28] de su masa, y esto conducirá al hecho de que la Tierra se desplazará a una órbita más alejada del Sol, evitando así la absorción por las capas exteriores del plasma solar [30] [26] . Aunque los estudios en 2008 muestran que es probable que la Tierra sea absorbida por el Sol debido a la desaceleración de la rotación del Sol y las subsiguientes interacciones de las mareas con su capa exterior [29] , lo que conducirá al acercamiento de la órbita de la Tierra de regreso al Sol. . Incluso si la Tierra evita ser absorbida por el Sol, toda el agua que contiene se convertirá en un estado gaseoso y su atmósfera será arrancada por el viento solar más fuerte [31] .

Esta fase de la existencia del Sol durará unos 10 millones de años. Cuando la temperatura en el núcleo alcance los 100 millones K, se producirá un destello de helio y comenzará una reacción termonuclear para sintetizar carbono y oxígeno a partir del helio [28] . El Sol, que recibió una nueva fuente de energía, disminuirá de tamaño a 9,5 R ⊙ [28] . Después de 100-110 millones de años, cuando se agoten las reservas de helio, se repetirá la rápida expansión de las capas exteriores de la estrella, y volverá a convertirse en una gigante roja [28] . Este período de la existencia del Sol estará acompañado de poderosas erupciones, en ocasiones su luminosidad superará el nivel actual en 5200 veces [28] [32] . Esto se debe al hecho de que los residuos de helio previamente no afectados entrarán en una reacción termonuclear [32] . En este estado, el Sol existirá durante unos 20 millones de años [28] .

La masa del Sol es insuficiente para que su evolución acabe en una explosión de supernova . Después de que el Sol pase la fase de gigante roja, las pulsaciones térmicas harán que su capa exterior se rompa y se forme una nebulosa planetaria a partir de ella . En el centro de esta nebulosa quedará una enana blanca formada a partir del núcleo del Sol , un objeto muy caliente y denso, comparable en tamaño al planeta Tierra [28] . Inicialmente, esta enana blanca tendrá una temperatura superficial de 120 000 K [28] y una luminosidad de 3500 [28] solares, pero durante muchos millones y miles de millones de años se enfriará y se desvanecerá. Este ciclo de vida se considera típico de las estrellas de masa baja y media.

Estructura

La estructura interna del Sol.

núcleo solar

La parte central del Sol con un radio de aproximadamente 150-175 mil km (es decir, el 20-25% del radio del Sol), en la que tienen lugar las reacciones termonucleares, se denomina núcleo solar [33] . La densidad de la materia en el núcleo es de aproximadamente 150 000 kg/m³ [34] (150 veces mayor que la densidad del agua y ~6,6 veces mayor que la densidad del metal más denso de la Tierra, el osmio ), y la temperatura en el centro de el núcleo tiene más de 14 millones de K. El análisis de los datos llevado a cabo por la misión SOHO mostró que en el núcleo la velocidad de rotación del Sol alrededor de su eje es mucho mayor que en la superficie [33] [35] . En el núcleo tiene lugar una reacción termonuclear protón-protón , como resultado de la cual se forma helio-4 a partir de cuatro protones [36] . Al mismo tiempo, 4,26 millones de toneladas de materia se convierten en radiación cada segundo, pero este valor es insignificante en comparación con la masa del Sol: 2⋅10 27 toneladas. La energía liberada por las diferentes zonas del núcleo depende de su distancia al centro del Sol. En el mismo centro alcanza, según estimaciones teóricas, 276,5 W/m³ [37] . Por lo tanto, el volumen de una persona (0,05 m³) representa la liberación de calor de 285 Kcal/día (1192 kJ/día), que es un orden de magnitud menor que la liberación de calor específico de una persona viva y despierta. La liberación de calor específico de todo el volumen del Sol es dos órdenes de magnitud menor. Gracias a una liberación de energía específica tan modesta, las reservas de "combustible" (hidrógeno) son suficientes para soportar una reacción termonuclear durante varios miles de millones de años.

El núcleo es el único lugar del Sol en el que se obtiene energía y calor a partir de una reacción termonuclear, el resto de la estrella se calienta con esta energía. Toda la energía del núcleo pasa secuencialmente a través de las capas, hasta la fotosfera , desde donde se emite en forma de luz solar y energía cinética [38] [39] .

Zona de transferencia radiante

Por encima del núcleo, a distancias de alrededor de 0,2-0,25 a 0,7 del radio solar desde su centro, hay una zona de transferencia radiativa. En esta zona, la transferencia de energía se produce principalmente a través de la emisión y absorción de fotones . En este caso, la dirección de cada fotón específico emitido por la capa de plasma no depende de ninguna manera de qué fotones fueron absorbidos por el plasma, por lo que puede penetrar en la siguiente capa de plasma en la zona radiante o regresar a la inferior. capas. Debido a esto, el intervalo de tiempo durante el cual un fotón reemitido repetidamente (originado originalmente en el núcleo) llega a la zona convectiva , según los modelos modernos del Sol, puede estar en el rango de 10 mil a 170 mil años (a veces el la cifra de millones de años se considera demasiado alta) [40 ] .

La diferencia de temperatura en esta zona varía de 2 millones de K en la superficie a 7 millones de K en la profundidad [41] . Al mismo tiempo, no existen movimientos macroscópicos de convección en esta zona, lo que indica que el gradiente de temperatura adiabático en ella es mayor que el gradiente de equilibrio radial [42] . En comparación, en las enanas rojas, la presión no puede evitar la mezcla de materia y la zona de convección comienza inmediatamente desde el núcleo. La densidad de la materia en esta zona varía de 0,2 (en la superficie) a 20 (en profundidad) g/cm³ [41] .

zona convectiva del sol

Más cerca de la superficie del Sol, la temperatura y la densidad de la materia ya no son suficientes para la transferencia completa de energía por reirradiación. Se produce una mezcla en vórtice del plasma y la transferencia de energía a la superficie (fotosfera) se lleva a cabo principalmente por los movimientos de la propia sustancia. Por un lado, la sustancia de la fotosfera, enfriándose en la superficie, se sumerge profundamente en la zona convectiva. Por otro lado, la materia en la parte inferior recibe radiación de la zona de transferencia de rayos y se eleva hacia arriba, procediendo ambos procesos a una velocidad considerable. Este método de transferencia de energía se denomina convección , y la capa subsuperficial del Sol de aproximadamente 200.000 km de espesor, donde se produce, se denomina zona convectiva. A medida que nos acercamos a la superficie , la temperatura cae a un promedio de 5800 K y la densidad del gas a menos de 1/1000 de la densidad del aire de la Tierra [41] .

Según los datos modernos, el papel de la zona convectiva en la física de los procesos solares es excepcionalmente grande, ya que en ella se originan diversos movimientos de la materia solar. Las térmicas en la zona convectiva generan gránulos (que son esencialmente la parte superior de las térmicas) y supergranulación en la superficie . La velocidad del flujo promedia 1–2 km/s , y sus valores máximos alcanzan los 6 km/s . La vida útil de un gránulo es de 10 a 15 minutos, que es comparable en tiempo al período durante el cual el gas puede rodear el gránulo una vez. En consecuencia, las térmicas en la zona convectiva se encuentran en condiciones muy diferentes a las que favorecen la formación de células de Benard [43] . Además, los movimientos en esta zona provocan el efecto de una dínamo magnética y, en consecuencia, generan un campo magnético que tiene una estructura compleja [41] .

Atmósfera del sol

Fotosfera

La fotosfera (la capa que emite luz) forma la superficie visible del Sol. Su espesor corresponde a un espesor óptico de aproximadamente 2/3 unidades [44] . En términos absolutos, la fotosfera alcanza un espesor, según diversas estimaciones, de 100 [45] a 400 km [1] . La mayor parte de la radiación óptica (visible) del Sol proviene de la fotosfera, mientras que la radiación de las capas más profundas ya no nos llega. La temperatura disminuye de 6600 K a 4400 K a medida que se acerca al borde exterior de la fotosfera [1] . La temperatura efectiva de la fotosfera en su conjunto es 5772 K [1] . Se puede calcular según la ley de Stefan-Boltzmann , según la cual la potencia de radiación de un cuerpo completamente negro es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura corporal. El hidrógeno en tales condiciones permanece casi completamente en un estado neutral. La fotosfera forma la superficie visible del Sol, que determina el tamaño del Sol, la distancia al Sol, etc. Dado que el gas en la fotosfera está relativamente enrarecido, su velocidad de rotación es mucho menor que la velocidad de rotación de los cuerpos sólidos [ 45] . Al mismo tiempo, el gas en las regiones ecuatoriales y polares se mueve de manera desigual: en el ecuador hace una revolución en 24 días, en los polos, en 30 días [45] .

Atmósfera

La cromosfera (del otro griego χρῶμα - color, σφαῖρα - bola, esfera) es la capa exterior del Sol con un espesor de unos 2000 km , que rodea la fotosfera [46] . El origen del nombre de esta parte de la atmósfera solar está asociado a su color rojizo, provocado por el hecho de que la línea roja de emisión de hidrógeno H-alfa de la serie de Balmer domina en el espectro visible de la cromosfera . El límite superior de la cromosfera no tiene una superficie lisa pronunciada, se producen constantemente eyecciones calientes, llamadas espículas . El número de espículas observadas simultáneamente promedia 60-70 mil [47] Por eso, a fines del siglo XIX, el astrónomo italiano Secchi , observando la cromosfera a través de un telescopio , la comparó con praderas en llamas . La temperatura de la cromosfera aumenta con la altura de 4000 a 20000 K (el rango de temperatura por encima de 10000 K es relativamente pequeño) [46] .

La densidad de la cromosfera es baja, por lo que el brillo es insuficiente para la observación en condiciones normales. Pero durante un eclipse solar total , cuando la Luna cubre la fotosfera brillante, la cromosfera ubicada arriba se vuelve visible y brilla en rojo. También se puede observar en cualquier momento utilizando filtros ópticos especiales de banda estrecha. Además de la línea H-alfa ya mencionada con una longitud de onda de 656,3 nm , el filtro también se puede sintonizar en las líneas Ca II K (393,4 nm) y Ca II H (396,8 nm).

Las principales estructuras cromosféricas que son visibles en estas líneas [48] :

cuadrícula cromosférica que cubre toda la superficie del Sol y que consta de líneas que rodean las células de supergranulación de hasta 30 000 km de diámetro;
flóculos - formaciones parecidas a nubes ligeras, más a menudo confinadas a áreas con fuertes campos magnéticos - regiones activas, a menudo rodean manchas solares ;
fibras y filamentos (fibrillas): líneas oscuras de varios anchos y largos, como flóculos, a menudo se encuentran en áreas activas.

Corona

La corona es la última capa exterior del sol. La corona se compone principalmente de protuberancias y erupciones energéticas, erupciones y erupciones de varios cientos de miles e incluso más de un millón de kilómetros en el espacio, formando el viento solar. La temperatura coronal media oscila entre 1 y 2 millones de K , y la máxima, en algunas zonas, entre 8 y 20 millones de K [49] . A pesar de una temperatura tan alta, es visible a simple vista solo durante un eclipse solar total , ya que la densidad de materia en la corona es baja y, por lo tanto, su brillo también es bajo. El calentamiento inusualmente intenso de esta capa aparentemente es causado por el efecto de la reconexión magnética [49] [50] y la acción de las ondas de choque (ver Problema de calentamiento coronal ). La forma de la corona cambia según la fase del ciclo de actividad solar: durante los períodos de máxima actividad, tiene una forma redondeada y, como mínimo, se alarga a lo largo del ecuador solar. Dado que la temperatura de la corona es muy alta, irradia intensamente en los rangos ultravioleta y de rayos X. Estas radiaciones no atraviesan la atmósfera terrestre, pero recientemente ha sido posible estudiarlas utilizando naves espaciales . La radiación en diferentes regiones de la corona ocurre de manera desigual. Hay regiones cálidas activas y tranquilas, así como agujeros coronales con una temperatura relativamente baja de 600 000 K, de los cuales emergen líneas de campo magnético hacia el espacio. Esta configuración magnética ("abierta") permite que las partículas dejen el Sol sin obstáculos, por lo que el viento solar se emite principalmente desde los agujeros coronales.

El espectro visible de la corona solar consta de tres componentes diferentes, llamados componentes L, K y F (o, respectivamente, L-corona, K-corona y F-corona; otro nombre para el componente L es el E-corona [51] El componente K es el espectro continuo de la corona Contra su fondo, el componente L de emisión es visible hasta una altura de 9 a 10' desde el borde visible del Sol . espectro de la fotosfera Constituye el componente F de la corona solar. A una altura de 20', el componente F domina el espectro de la corona. La altura de 9-10' se toma como el límite que separa la corona interior de la exterior. 1. La radiación del Sol con una longitud de onda de menos de 20 nm proviene completamente de la corona [51] Esto significa que, por ejemplo, en imágenes generalizadas del Sol en longitudes de onda de 17,1 nm (171 Å ), 19,3 nm (193 Å) , 19,5 nm (195 Å), solo la corona solar es visible con sus elementos, mientras que la cromosfera y la fotosfera no son visibles . Los polos negro y sur del Sol, así como otros que aparecen temporalmente en su superficie visible, prácticamente no emiten rayos X.

viento soleado

Desde la parte exterior de la corona solar , el viento solar fluye hacia afuera , una corriente de partículas ionizadas (principalmente protones, electrones y partículas α), que se propagan con una disminución gradual de su densidad hacia los límites de la heliosfera . El viento solar se divide en dos componentes: el viento solar lento y el viento solar rápido. El lento viento solar tiene una velocidad de unos 400 km/s y una temperatura de 1,4-1,6⋅10 6 K y se parece mucho a la corona en composición. El rápido viento solar tiene una velocidad de alrededor de 750 km/s , una temperatura de 8⋅10 5 K, y es similar en composición a la sustancia de la fotosfera [52] . El viento solar lento es dos veces más denso y menos constante que el rápido. El viento solar lento tiene una estructura más compleja con regiones de turbulencia [53] .

En promedio, el Sol irradia con el viento unas 1,3⋅10 36 partículas por segundo [53] [54] . En consecuencia, la pérdida total de masa del Sol (para este tipo de radiación) es de 2–3⋅10 −14 masas solares por año [55] . La pérdida durante 150 millones de años es equivalente a la masa de la tierra [56] . Muchos fenómenos naturales en la Tierra están asociados con perturbaciones en el viento solar, incluidas las tormentas geomagnéticas y las auroras .

Las primeras mediciones directas de las características del viento solar fueron realizadas en enero de 1959 por la estación soviética " Luna-1 " [57] . Las observaciones se llevaron a cabo utilizando un contador de centelleo y un detector de ionización de gas [58] . Tres años después, científicos estadounidenses realizaron las mismas mediciones utilizando la estación Mariner-2 [59] . A fines de la década de 1990, utilizando el espectrómetro coronal ultravioleta (UVCS) a bordo del satélite SOHO , se realizaron observaciones de las áreas de ocurrencia de viento solar rápido en los polos solares.

Los campos magnéticos del sol.

Origen y tipos de campos magnéticos solares

Dado que el plasma solar tiene una conductividad eléctrica suficientemente alta , en él pueden producirse corrientes eléctricas y, en consecuencia, campos magnéticos . Los campos magnéticos observados directamente en la fotosfera solar se suelen dividir en dos tipos, de acuerdo con su escala.

Un campo magnético a gran escala ( general o global ) con dimensiones características comparables al tamaño del Sol tiene una intensidad media a nivel de la fotosfera del orden de varios gauss . En el mínimo del ciclo de actividad solar, tiene una estructura aproximadamente dipolar , mientras que la intensidad de campo en los polos del Sol es máxima. Luego, a medida que se acerca el máximo del ciclo de actividad solar, las intensidades de campo en los polos disminuyen gradualmente y, uno o dos años después del máximo del ciclo, se vuelven iguales a cero (la llamada “inversión de polaridad del campo magnético solar”). campo"). En esta fase, el campo magnético general del Sol no desaparece por completo, pero su estructura no es dipolar, sino cuadripolar . Después de eso, la intensidad del dipolo solar aumenta nuevamente, pero al mismo tiempo tiene una polaridad diferente. Por lo tanto, el ciclo completo de cambios en el campo magnético general del Sol, teniendo en cuenta el cambio de signo, es igual al doble de la duración del ciclo de actividad solar de 11 años, aproximadamente 22 años ("Ley de Hale").

Los campos de mediana y pequeña escala ( locales ) del Sol se caracterizan por intensidades de campo significativamente más altas y menos regularidad. Los campos magnéticos más poderosos (hasta varios miles de gauss) se observan en grupos de manchas solares en el máximo del ciclo solar . En este caso, una situación típica es cuando el campo magnético de las manchas en la parte occidental ("cabeza") de un grupo dado, incluida la mancha más grande (el llamado "líder del grupo"), coincide con la polaridad del total campo magnético en el polo correspondiente del Sol ("polaridad p"), y en la parte oriental ("cola") es opuesto a él ("polaridad f"). Así, los campos magnéticos de las manchas tienen, por regla general, una estructura bipolar o multipolar. En la fotosfera, también se observan regiones unipolares del campo magnético que, a diferencia de los grupos de manchas solares, se ubican más cerca de los polos y tienen una intensidad de campo magnético significativamente menor (varios gauss), pero un área y un tiempo de vida mayores (hasta varios gauss). revoluciones del Sol).

Según las ideas modernas, compartidas por la mayoría de los investigadores, el campo magnético del Sol se genera en la parte inferior de la zona convectiva utilizando el mecanismo de una dínamo convectiva hidromagnética , y luego flota en la fotosfera bajo la influencia de la flotabilidad magnética . El mismo mecanismo explica la ciclicidad de 22 años del campo magnético solar.

También hay algunos indicios [60] de la presencia de un campo magnético primario (es decir, originado en el Sol) o al menos de muy larga duración debajo del fondo de la zona convectiva - en la zona radiativa y el núcleo del Sol.

Actividad solar y ciclo solar.

El conjunto de fenómenos causados por la generación de fuertes campos magnéticos en el Sol se denomina actividad solar. Estos campos aparecen en la fotosfera como manchas solares y provocan fenómenos como las erupciones solares , la generación de corrientes de partículas aceleradas, cambios en los niveles de radiación electromagnética del Sol en varios rangos, eyecciones de masa coronal , perturbaciones del viento solar , variaciones en la radiación cósmica galáctica. flujos de rayos ( efecto Forbush ), etc.

Las variaciones en la actividad geomagnética (incluidas las tormentas magnéticas ) también están asociadas a la actividad solar, que son el resultado de perturbaciones del medio interplanetario que llega a la Tierra, provocadas, a su vez, por fenómenos activos en el Sol.

Uno de los indicadores más comunes del nivel de actividad solar es el número de Wolf asociado con el número de manchas solares en el hemisferio visible del Sol. El nivel general de actividad solar varía con un período característico de aproximadamente 11 años (el llamado "ciclo de actividad solar" o "ciclo de once años"). Este período se mantiene de manera incorrecta y en el siglo XX estaba más cerca de los 10 años, y en los últimos 300 años ha variado entre 7 y 17 años. Es costumbre asignar números sucesivos a los ciclos de actividad solar, a partir del primer ciclo elegido condicionalmente, cuyo máximo fue en 1761. En el año 2000 se observó el máximo del ciclo 23 de actividad solar .

También hay variaciones en la actividad solar de mayor duración. Así, en la segunda mitad del siglo XVII, la actividad solar y, en particular, su ciclo de once años se vieron muy debilitados ( mínimo de Maunder ). En la misma época en Europa, se produjo un descenso de las temperaturas medias anuales (la llamada Pequeña Edad de Hielo ), que puede estar provocado por el impacto de la actividad solar en el clima de la Tierra . También existe el punto de vista de que el calentamiento global es causado en cierta medida por un aumento en el nivel global de actividad solar en la segunda mitad del siglo XX . Sin embargo, los mecanismos de tal influencia aún no están lo suficientemente claros.

El grupo más grande de manchas solares registrado ocurrió en abril de 1947 en el hemisferio sur del Sol. Su longitud máxima fue de 300.000 km, su anchura máxima fue de 145.000 km, y su área máxima superó las 6.000 millonésimas del área hemisférica (msh) del Sol [61] , que es unas 36 veces la superficie de la Tierra . El grupo era fácilmente visible a simple vista en las horas previas al atardecer. Según el catálogo del Observatorio Pulkovo , este grupo (N° 87 para 1947) pasó por el hemisferio del Sol visible desde la Tierra del 31 de marzo al 14 de abril de 1947, su área máxima fue de 6761 mdp, y el área máxima de la mancha más grande del grupo fue 5055 mdp; el número de lugares en el grupo llegó a 172 [62] .

El sol como estrella variable

Dado que la actividad magnética del Sol está sujeta a cambios periódicos, y junto con esto, su luminosidad (o ciclicidad solar ) también cambia, puede considerarse como una estrella variable . En los años de máxima actividad , el Sol es más brillante que en los años de mínima. La amplitud de los cambios en la constante solar alcanza el 0,1% (en términos absolutos, esto es 1 W/m² , mientras que el valor medio de la constante solar es 1361,5 W/m² ) [63] .

Además, algunos investigadores clasifican al Sol como una clase de estrellas variables de baja actividad como BY Draconis . La superficie de tales estrellas está cubierta de manchas (hasta el 30% del área total) y, debido a la rotación de las estrellas, se observan cambios en su brillo. Para el Sol, tal variabilidad es muy débil [64] [65] .

sistema planetario

Una gran cantidad de cuerpos celestes más pequeños giran alrededor del Sol, a saber:

Ocho planetas principales ( Mercurio , Venus , Tierra , Marte , Júpiter , Saturno , Urano , Neptuno ) y sus satélites .
Muchos asteroides y planetas enanos , que se agrupan en el cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper .
cometas _

Los más distantes de estos cuerpos se eliminan a distancias del orden de 100 UA. es decir, del sol. La composición del sistema solar también incluye la hipotética nube de Oort , que debería estar situada unas 1000 veces más lejos. Todos los objetos del sistema solar se formaron al mismo tiempo que el Sol, a partir de la misma nube de gas y polvo.

sol y tierra

El rango espectral de la radiación electromagnética del Sol es muy amplio - desde las ondas de radio [66] hasta los rayos X - sin embargo, su máxima intensidad recae en la luz visible (parte amarillo-verde del espectro ).

Para las personas, los animales y las plantas, la luz solar es muy importante. En una proporción importante de ellos, la luz provoca un cambio en el ritmo circadiano . Así, según algunos estudios, una persona se ve afectada por la luz con una intensidad de más de 1000 lux [67] , y su color importa [68] . En aquellas áreas de la Tierra que reciben poca luz solar en promedio por año, como la tundra , se establecen bajas temperaturas (hasta -35 °C en invierno), una corta temporada de crecimiento de las plantas, baja biodiversidad y vegetación atrofiada [69] .

Las hojas verdes de las plantas contienen el pigmento verde clorofila . Este pigmento sirve como trampa para la energía luminosa durante la fotosíntesis , un ciclo complejo de reacciones que sintetizan sustancias orgánicas a partir de dióxido de carbono y agua utilizando energía luminosa. Uno de los productos de la fotosíntesis es el oxígeno [70] . Así, la fotosíntesis brinda la posibilidad de la existencia de vida en la Tierra. Los animales existen comiendo plantas, que acumulan la energía del Sol en forma de energía de compuestos químicos, y respirando el oxígeno que liberan [71] .

La superficie de la tierra y las capas inferiores de aire , la troposfera , donde se forman las nubes y ocurren otros fenómenos meteorológicos, reciben energía directamente del sol. La principal afluencia de energía al sistema atmósfera-Tierra la proporciona la radiación solar en el rango espectral de 0,1 a 4 micras. En este caso, en el rango de 0,3 μm a 1,5–2 μm, la atmósfera terrestre es casi completamente transparente a la radiación solar. En la región ultravioleta del espectro (para ondas inferiores a 0,3 μm), la radiación es absorbida principalmente por la capa de ozono situada a altitudes de 20-60 km. Los rayos X y la radiación gamma prácticamente no llegan a la superficie terrestre [72] . La densidad de potencia de la radiación solar a una distancia de 1 unidad astronómica fuera de la atmósfera terrestre es de unos 1367 W/m² ( constante solar ). Según los datos de 2000-2004 [73] , promediados en el tiempo y sobre la superficie terrestre, este flujo es de 341 W / m² [74] [75 ] o 1,74⋅10 ( aproximadamente 2,21⋅109 veces más).

Además, una corriente de partículas ionizadas (principalmente plasma de helio-hidrógeno) penetra en la atmósfera terrestre, fluyendo desde la corona solar a una velocidad de 300-1200 km/s hacia el espacio circundante ( viento solar ). En muchas áreas cercanas a los polos del planeta, esto da como resultado auroras ("luces del norte"). Además, muchos otros fenómenos naturales están asociados con el viento solar, en particular, las tormentas magnéticas [76] . Las tormentas magnéticas, a su vez, pueden afectar a los organismos terrestres. La rama de la biofísica que estudia tales influencias se llama heliobiología .

También es importante para los organismos vivos la radiación del Sol en el rango ultravioleta . Así, bajo la acción de la radiación ultravioleta, se forma la vital vitamina D [77] . Con su deficiencia, surge una enfermedad grave: el raquitismo [78] . Debido a la falta de rayos ultravioleta, la ingesta normal de calcio puede verse alterada, como resultado de lo cual aumenta la fragilidad de los vasos sanguíneos pequeños y aumenta la permeabilidad de los tejidos. Sin embargo, la exposición prolongada a la radiación ultravioleta contribuye al desarrollo de melanoma , varios tipos de cáncer de piel , acelera el envejecimiento y la aparición de arrugas. La Tierra está protegida del exceso de radiación por la capa de ozono , sin la cual, como se cree, la vida no podría salir de los océanos [79] .

eclipses solares

Los eclipses solares ya se mencionan en fuentes antiguas [80] . Sin embargo, la mayor cantidad de descripciones fechadas se encuentra en las crónicas y anales medievales de Europa occidental. Por ejemplo, Maximino de Trier menciona un eclipse solar , quien registró que en "538 el 16 de febrero, desde la primera hasta la tercera hora hubo un eclipse solar" [81] .

Este fenómeno ocurre debido al hecho de que la Luna cierra (eclipsa) al Sol total o parcialmente de un observador en la Tierra. Un eclipse solar solo es posible en lunas nuevas , cuando el lado de la Luna que mira hacia la Tierra no está iluminado y la Luna en sí no es visible. Los eclipses son posibles solo si la luna nueva ocurre cerca de uno de los dos nodos lunares (el punto de intersección de las órbitas visibles de la Luna y el Sol), a no más de unos 12 grados de uno de ellos. De acuerdo con la clasificación astronómica, si un eclipse al menos en algún lugar de la superficie de la Tierra se puede observar como total, se le llama total [82] . Si el eclipse solo se puede observar como un eclipse parcial (esto sucede cuando el cono de la sombra de la luna pasa cerca de la superficie de la tierra, pero no la toca), el eclipse se clasifica como parcial. Cuando un observador está a la sombra de la luna, observa un eclipse solar total. Cuando está en la región de penumbra , puede observar un eclipse solar parcial. Además de los eclipses solares totales y parciales, existen los eclipses anulares . Visualmente, durante un eclipse anular, la Luna pasa sobre el disco del Sol, pero resulta ser más pequeño que el Sol en diámetro y no puede ocultarlo por completo. Este fenómeno es causado por un cambio en las dimensiones angulares de la Luna en el cielo debido a la elipticidad de su órbita [83] [84] .

En la Tierra pueden ocurrir de 2 a 5 eclipses solares por año, de los cuales no más de dos son totales o anulares [85] [86] . En promedio, 237 eclipses solares ocurren en cien años, de los cuales 160 son parciales, 63 son totales y 14 son anulares [87] . En un punto determinado de la superficie terrestre, los eclipses en la fase mayor ocurren muy raramente, y los eclipses solares totales son aún más raros. Así, en el territorio de Moscú desde el siglo XI al XVIII se pudieron observar 159 eclipses solares con fase superior a 0,5, de los cuales sólo 3 fueron totales (11/08/1124, 20/03/1140 y 07/06 /1415) [88] . Otro eclipse solar total ocurrió el 19 de agosto de 1887. Se pudo observar un eclipse anular en Moscú el 26 de abril de 1827. Un eclipse muy fuerte con una fase de 0,96 ocurrió el 9 de julio de 1945. El próximo eclipse solar total se espera en Moscú el 16 de octubre de 2126.

Los eclipses solares totales permiten observar la corona y las inmediaciones del Sol, lo que es extremadamente difícil en condiciones normales (aunque desde 1996 los astrónomos han podido observar constantemente las inmediaciones de nuestra estrella gracias al trabajo del satélite SOHO ( Observatorio solar y heliosférico en inglés - observatorio solar y heliosférico)). El científico francés Pierre Jansen durante un eclipse solar total en India el 18 de agosto de 1868 estudió por primera vez la cromosfera del Sol y obtuvo el espectro de un nuevo elemento químico . Este elemento recibió su nombre del Sol: helio [89] . En 1882 , el 17 de mayo , durante un eclipse solar, observadores de Egipto vieron un cometa volando cerca del Sol [90] .

Sol y otras estrellas

Nombre	Distancia, años luz
Próxima Centauri	4,2421±0,0016
α Centauro A	4,3650 ± 0,0068
α Centauro B	4,3650 ± 0,0068
estrella de barnard	5,9630 ± 0,0109
Lumán 16	6,588±0,062
SABIO 0855–0714	7,27 ± 0,13
Lobo 359	7,7825 ± 0,0390
Lalanda 21185	8,2905±0,0148
Sirio A	8,5828 ± 0,0289
sirio b	8,5828 ± 0,0289

Estrellas más cercanas al Sol

Las tres estrellas más cercanas al Sol se encuentran a una distancia de unos 4,3 años luz (unas 270 mil UA). Forman el sistema estelar Alpha Centauri y se mueven en trayectorias complejas una alrededor de la otra. De momento, el más cercano es Proxima Centauri .

gemelos del sol

En la actualidad, se conocen varios "gemelos" del Sol, que son análogos casi completos de nuestra estrella en términos de masa , luminosidad , temperatura (±50 K), metalicidad (±12%), edad (±1 mil millones de años), etc. [91 ] , entre los cuales:

movimiento del sol

El sol, junto con el sistema solar, realiza un complejo movimiento relativo a otros cuerpos del universo.

En relación con las estrellas más cercanas, se mueve a una velocidad de aproximadamente 20 km / s hacia un punto que tiene coordenadas ecuatoriales α \u003d 270 °, δ \u003d 30 ° (en la constelación de Hércules ).

Sin embargo, esta velocidad es mucho menor que la velocidad del Sol con respecto al centro de la Galaxia . Junto con la zona de rotación síncrona (corotación) de la Galaxia , el Sol gira en una órbita elíptica alrededor de su centro, realizando una revolución en 225-250 millones de años. En este caso, la velocidad lineal es de 220-240 km/s [92] . Su dirección es relativamente lenta, pero cambiante (cambiará al contrario en medio período, unos 125 millones de años). Actualmente, este vector se dirige hacia la constelación Cygnus . Además de moverse alrededor del centro de la galaxia, el Sol también oscila en relación con el plano de la galaxia, atravesándolo cada 30 a 35 millones de años (según otros cálculos, cada 20 a 25 millones de años) y terminando en el norte o en el hemisferio sur galáctico. Estar en la zona de corotación maximiza el intervalo entre el paso de los brazos espirales por el Sol [93] .

Además, el Sol, junto con toda la Galaxia, se mueve en relación con el centro del Grupo Local de galaxias [94] .

En 1969, el componente dipolo [95] se identificó por primera vez en el fondo cósmico de microondas : su temperatura resultó no ser la misma en todo el cielo. En la dirección de la constelación de Leo , era un 0,1% superior a la media y un 0,1% inferior en la opuesta [96] . Esto es consecuencia del efecto Doppler , que se produce cuando el Sol se desplaza con respecto al fondo de fondo a una velocidad aproximada de 370 km/s hacia la constelación de Leo. Este movimiento consiste en el movimiento del Sol relativo al centro de la Galaxia, el movimiento de la Galaxia relativo al centro de masa del Grupo Local y el movimiento propio del Grupo Local. La velocidad de este último, según datos modernos, es de 627±22 km/s y se dirige hacia el punto de coordenadas galácticas , [97] [98] (este punto se encuentra en la constelación de Hidra [99] ). $l=276\pm 3^{\circ }$ $b=30\pm 3^{\circ }$

En su camino alrededor del centro de la Galaxia, el Sol se está moviendo actualmente a través de una región de gas caliente enrarecido conocida como Burbuja Local y a través de la Nube Interestelar Local ubicada en esta región , que es expulsada de una región de formación estelar llamada Asociación Escorpio-Centauro . El sol se ha estado moviendo a través de la región de la Burbuja Local durante los últimos 5 o incluso 10 millones de años, ingresó a la Nube Interestelar Local hace entre 44 y 150 mil años y se espera que permanezca dentro de ella por otros 10-12 mil años [100 ] [101] .

Investigación solar

Primeras observaciones del Sol

Desde los primeros tiempos, la humanidad ha notado el importante papel del Sol: un disco brillante en el cielo, que transporta luz y calor.

En muchas culturas prehistóricas y antiguas , el Sol era venerado como una deidad. El culto al Sol ocupó un lugar importante en las religiones de las civilizaciones de Egipto , los Incas y los Aztecas . Muchos monumentos antiguos están conectados con el Sol: por ejemplo, los megalitos marcan con precisión la posición del solsticio de verano (uno de los megalitos más grandes de este tipo se encuentra en Nabta Playa ( Egipto ) y Stonehenge ( Gran Bretaña )), las pirámides en Chichén Itzá ( México ) están construidos de tal manera que la sombra de la Tierra se desliza sobre la pirámide en los días de los equinoccios de primavera y otoño , y así sucesivamente. Los antiguos astrónomos griegos , al observar el aparente movimiento anual del Sol a lo largo de la eclíptica , consideraban al Sol como uno de los siete planetas (del otro griego ἀστὴρ πλανήτης - una estrella errante). En algunos idiomas, el sol, junto con los planetas, se dedica al día de la semana .

Desarrollo de la comprensión científica moderna.

Uno de los primeros en intentar observar el Sol desde un punto de vista científico fue el filósofo griego Anaxágoras . Dijo que el Sol no es el carro de Helios , como enseñaba la mitología griega , sino un gigante, “más grande en tamaño que el Peloponeso ”, una bola de metal al rojo vivo. Por esta enseñanza herética, fue encarcelado, condenado a muerte y liberado solo gracias a la intervención de Pericles .

La idea de que el Sol es el centro alrededor del cual giran los planetas fue expresada por Aristarco de Samos y los antiguos científicos indios (ver Sistema heliocéntrico del mundo ). Esta teoría fue revivida por Copérnico en el siglo XVI .

Aristarco de Samos fue el primero en tratar de calcular la distancia de la Tierra al Sol , midiendo el ángulo entre el Sol y la Luna en la fase del primer o último cuarto y determinando del triángulo rectángulo correspondiente la relación de la distancia de la Tierra a la Luna a la distancia de la Tierra al Sol [102] . Según Aristarco, la distancia al Sol es 18 veces la distancia a la Luna. De hecho, la distancia al Sol es 394 veces la distancia a la Luna. Pero la distancia a la Luna en la antigüedad fue determinada con mucha precisión por Hiparco, y utilizó un método diferente propuesto por Aristarco de Samos [102] .

Los astrónomos chinos han observado las manchas solares durante siglos desde la dinastía Han . Las manchas se trazaron por primera vez en 1128 en la crónica de Juan de Worcester [103] . A partir de 1610 comienza la era de la investigación instrumental del Sol. La invención del telescopio y su variedad especial para observar el Sol, el helioscopio , permitió a Galileo , Thomas Harriot , Christoph Scheiner y otros científicos considerar las manchas solares. Galileo, aparentemente, fue el primero entre los investigadores en reconocer las manchas como parte de la estructura solar, en contraste con Scheiner, quien las consideraba como planetas que pasaban frente al Sol. Esta suposición permitió a Galileo descubrir la rotación del Sol y calcular su período. Más de una década de controversia entre Galileo y Scheiner se dedicó a la prioridad del descubrimiento de las manchas y su naturaleza, sin embargo, lo más probable es que la primera observación y la primera publicación no pertenezcan a ninguno de ellos [104] .

La primera estimación más o menos aceptable de la distancia de la Tierra al Sol por el método del paralaje fue obtenida por Giovanni Domenico Cassini y Jean Richet . En 1672 , cuando Marte estaba en gran oposición a la Tierra, midieron la posición de Marte al mismo tiempo en París y en Cayena , el centro administrativo de la Guayana Francesa. El paralaje observado fue de 24″. Con base en los resultados de estas observaciones, se encontró la distancia de la Tierra a Marte, que luego se volvió a calcular en la distancia de la Tierra al Sol: 140 millones de km.

A principios del siglo XIX, el padre Pietro Angelo Secchi ( el italiano Pietro Angelo Secchi ), el principal astrónomo del Vaticano, inició una rama de la investigación en ciencia astronómica como la espectroscopia , descomponiendo la luz solar en los colores que la componen. Quedó claro que la composición de las estrellas podía estudiarse de esta manera, y Fraunhofer descubrió líneas de absorción en el espectro del Sol. Gracias a la espectroscopia se descubrió un nuevo elemento en la composición del Sol, al que se denominó helio en honor al antiguo dios sol griego Helios.

Durante mucho tiempo, las fuentes de energía solar permanecieron incomprensibles. En 1848, Robert Mayer presentó la hipótesis del meteorito , según la cual el Sol se calienta por el bombardeo de meteoritos. Sin embargo, con tal cantidad de meteoritos, la Tierra también estaría muy caliente; además, los estratos geológicos terrestres estarían compuestos principalmente por meteoritos; finalmente, la masa del Sol tuvo que aumentar, y esto habría afectado el movimiento de los planetas [105] . Por lo tanto, en la segunda mitad del siglo XIX, muchos investigadores consideraron la teoría más plausible desarrollada por Helmholtz ( 1853 ) y Lord Kelvin [106] , quienes sugirieron que el Sol se calienta debido a una lenta contracción gravitatoria (“ mecanismo de Kelvin-Helmholtz ” ). Los cálculos basados en este mecanismo estimaron la edad máxima del Sol en 20 millones de años, y el tiempo después del cual el Sol se extinguirá en no más de 15 millones [105] . Sin embargo, esta hipótesis fue contradicha por los datos geológicos sobre la edad de las rocas , que indicaban números mucho mayores. Por ejemplo, Charles Darwin señaló que la erosión de los depósitos vendianos duró al menos 300 Ma [107] . Sin embargo, la enciclopedia de Brockhaus y Efron considera el modelo gravitacional como el único admisible [105] .

Solo en el siglo XX se encontró una solución correcta a este problema. Inicialmente , Rutherford planteó la hipótesis de que la fuente de energía interna del Sol es la desintegración radiactiva [108] . En 1920, Arthur Eddington sugirió que la presión y la temperatura en el interior del Sol son tan altas que allí puede tener lugar una reacción termonuclear , en la que los núcleos de hidrógeno ( protones ) se fusionan en un núcleo de helio-4 . Dado que la masa de este último es menor que la suma de las masas de cuatro protones libres, parte de la masa en esta reacción se convierte en energía fotónica [109] . El predominio del hidrógeno en la composición del Sol fue confirmado en 1925 por Cecilia Payne . La teoría de la fusión nuclear fue desarrollada en la década de 1930 por los astrofísicos Subramanyan Chandrasekhar y Hans Bethe . Bethe calculó en detalle las dos principales reacciones termonucleares que son las fuentes de la energía del Sol [110] [111] . Finalmente, en 1957, apareció el trabajo de Margaret Burbidge "Síntesis de elementos en las estrellas" [112] , en el que se demostró que la mayoría de los elementos del Universo surgieron como resultado de la nucleosíntesis que se estaba produciendo en las estrellas .

En 1905, George Ellery Hale en el Observatorio Mount Wilson instaló el primer telescopio solar en un pequeño observatorio construido y comenzó a buscar una respuesta al origen de las manchas solares descubiertas por Galileo. George Hale descubrió que las manchas solares son causadas por el campo magnético porque hace que la temperatura de la superficie baje. Es el campo magnético en la superficie del Sol lo que causa los vientos solares, la erupción del plasma de la corona solar a cientos de miles de kilómetros en el espacio.

En enero de 2020, el Telescopio de la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. tomó las imágenes del Sol más precisas de la historia. Muestran claramente las "células" a lo largo de las cuales se mueve el plasma [113] .

Exploración espacial del Sol

La atmósfera de la Tierra impide el paso de muchos tipos de radiación electromagnética desde el espacio. Además, incluso en la parte visible del espectro, para la cual la atmósfera es bastante transparente, las imágenes de los objetos espaciales pueden verse distorsionadas por sus fluctuaciones, por lo que es mejor observar estos objetos a gran altura (en observatorios de alta montaña , utilizando instrumentos elevados a la alta atmósfera, etc.) o incluso desde el espacio. Esto también es cierto para las observaciones solares. Si necesita obtener una imagen muy clara del Sol, investigar su radiación ultravioleta o de rayos X , medir con precisión la constante solar , luego se realizan observaciones y estudios desde globos , cohetes , satélites y estaciones espaciales .

De hecho, las primeras observaciones extraatmosféricas del Sol fueron realizadas por el segundo satélite artificial de la Tierra, el Sputnik 2 , en 1957. Las observaciones se llevaron a cabo en varios rangos espectrales de 1 a 120 Å , separadas mediante filtros orgánicos y metálicos [114] . La detección experimental del viento solar se llevó a cabo en 1959 con la ayuda de trampas de iones de las naves espaciales Luna-1 y Luna-2 , cuyos experimentos fueron dirigidos por Konstantin Gringauz [115] [116] [117] .

Otras naves espaciales que exploraron el viento solar fueron los satélites Pioneer 5-9 de la NASA, lanzados entre 1960 y 1968 . Estos satélites rodearon el Sol cerca de la órbita de la Tierra y realizaron mediciones detalladas de los parámetros del viento solar.

En la década de 1970, los satélites Helios-I y Helios-II ( del inglés Helios ) se lanzaron como parte de un proyecto conjunto entre Estados Unidos y Alemania . Se encontraban en una órbita heliocéntrica , cuyo perihelio se encontraba dentro de la órbita de Mercurio , a unos 40 millones de kilómetros del Sol. Estos dispositivos ayudaron a obtener nuevos datos sobre el viento solar.

En 1973 entró en funcionamiento el observatorio solar espacial Apollo Telescope Mount (inglés) en la estación espacial estadounidense Skylab . Con la ayuda de este observatorio, se realizaron las primeras observaciones de la región de transición solar y la radiación ultravioleta de la corona solar en modo dinámico. También descubrió eyecciones de masa coronal y agujeros coronales , que ahora se sabe que están estrechamente relacionados con el viento solar.

En 1980, la NASA lanzó la sonda espacial Solar Maximum Mission (SolarMax) a la órbita terrestre , que fue diseñada para observar la radiación ultravioleta , rayos X y gamma de las erupciones solares durante un período de alta actividad solar. Sin embargo, solo unos meses después del lanzamiento, una falla electrónica hizo que la sonda entrara en modo pasivo.

En 1984, la misión espacial STS-41C en el transbordador Challenger reparó el mal funcionamiento de la sonda y la volvió a poner en órbita. A partir de entonces, antes de su entrada en la atmósfera en junio de 1989 , la nave espacial tomó miles de imágenes de la corona solar [118] . Sus mediciones también ayudaron a descubrir que el poder de la radiación total del Sol durante un año y medio de observaciones cambió solo en un 0,01%.

El satélite japonés " Yohkoh " (ようこう yo:ko:, "sol") , lanzado en 1991 , realizó observaciones de la radiación solar en el rango de los rayos X. Los datos que obtuvo ayudaron a los científicos a identificar varios tipos diferentes de erupciones solares y demostraron que la corona, incluso lejos de las áreas de máxima actividad, es mucho más dinámica de lo que comúnmente se creía. Yoko funcionó durante un ciclo solar completo y entró en modo pasivo durante el eclipse solar de 2001 , cuando perdió su alineación con el Sol. En 2005, el satélite entró en la atmósfera y fue destruido [119] .

Muy importante para la investigación solar es el programa SOHO ( SOlar and Heliospheric Observatory ), organizado conjuntamente por la Agencia Espacial Europea y la NASA . Lanzada el 2 de diciembre de 1995, en lugar de los dos años planificados, la nave espacial SOHO ha estado operando durante más de diez años (a partir de 2009). Resultó ser tan útil que el 11 de febrero de 2010 se lanzó la siguiente nave espacial similar SDO ( Observatorio de Dinámica Solar ) [120] . SOHO está ubicado en el punto de Lagrange entre la Tierra y el Sol y ha estado transmitiendo imágenes del Sol a la Tierra en varias longitudes de onda desde su lanzamiento. Además de su tarea principal, el estudio del Sol, SOHO estudió una gran cantidad de cometas , en su mayoría muy pequeños, que se evaporan a medida que se acercan al Sol [121] .

Todos estos satélites observaban el Sol desde el plano de la eclíptica y por tanto podían estudiar en detalle sólo las regiones alejadas de sus polos. En 1990, se lanzó la sonda espacial Ulysses para estudiar las regiones polares del Sol. Primero realizó una asistencia de gravedad cerca de Júpiter para salir del plano de la eclíptica. Por una feliz coincidencia, también logró observar la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 . Después de entrar en la órbita planificada, comenzó a observar el viento solar y la fuerza del campo magnético en heliolatitudes altas. Resultó que el viento solar en estas latitudes tiene una velocidad de unos 750 km/s , que es menos de lo esperado, y que hay grandes campos magnéticos en estas latitudes que dispersan los rayos cósmicos galácticos [122] .

La composición de la fotosfera solar ha sido bien estudiada utilizando métodos espectroscópicos , pero hay muchos menos datos sobre la proporción de elementos en las capas profundas del Sol. Con el fin de obtener datos directos sobre la composición del Sol, se lanzó la sonda espacial Génesis . Regresó a la Tierra en 2004 , pero resultó dañado al aterrizar debido a un mal funcionamiento de uno de los sensores de aceleración y, como resultado, un paracaídas no se abrió. A pesar de los graves daños, el módulo de reentrada entregó varias muestras de viento solar utilizables a la Tierra.

El 22 de septiembre de 2006, el Observatorio Solar Hinode (Solar-B) fue lanzado a la órbita terrestre . El observatorio fue creado en el Instituto Japonés ISAS, donde se desarrolló el Observatorio Yohkoh (Solar-A), y está equipado con tres instrumentos: SOT - un telescopio óptico solar, XRT - un telescopio de rayos X y EIS - un espectrómetro de imágenes ultravioleta . La tarea principal de Hinode es estudiar los procesos activos en la corona solar y establecer su conexión con la estructura y dinámica del campo magnético solar [123] .

En octubre de 2006 se inauguró el observatorio solar STEREO . Consiste en dos naves espaciales idénticas en órbitas tales que una de ellas se queda constantemente atrás de la Tierra y la otra la alcanza. Esto permite obtener imágenes estereoscópicas del Sol y de fenómenos solares como las eyecciones de masa coronal .

En enero de 2009, se lanzó el satélite ruso " Koronas-Photon " con el complejo de telescopios espaciales " Tesis " [124] . El observatorio incluye varios telescopios y espectroheliógrafos ultravioleta, así como un coronógrafo de campo amplio que Monitoreoopera en la línea de helio ionizado HeII 304 A. perturbaciones geomagnéticas .

El 11 de febrero de 2010, Estados Unidos puso en órbita geoestacionaria un nuevo observatorio solar SDO (Solar Dynamic Observatory) [125] .

Observaciones solares y peligros visuales

Para la observación efectiva del Sol, existen los llamados telescopios solares especiales , que están instalados en muchos observatorios del mundo. Las observaciones del Sol tienen la particularidad de que el brillo del Sol es alto y, en consecuencia, la luminosidad de los telescopios solares puede ser pequeña. Es mucho más importante obtener una escala de imagen lo más grande posible , y para lograr este objetivo, los telescopios solares tienen distancias focales muy grandes (metros y decenas de metros). No es fácil rotar una estructura de este tipo, pero no es necesario. La posición del Sol en el cielo está limitada por un cinturón relativamente estrecho, su ancho máximo es de 46 grados. Por lo tanto, la luz del sol se dirige con la ayuda de espejos a un telescopio instalado permanentemente y luego se proyecta en una pantalla o se ve usando filtros oscurecidos.

El sol está lejos de ser la estrella más poderosa que existe, pero está relativamente cerca de la Tierra y, por lo tanto, brilla muy intensamente para nosotros: 400 000 veces más brillante que la luna llena . Debido a esto, es extremadamente peligroso mirar el Sol diurno a simple vista, y es absolutamente imposible mirar a través de binoculares o un telescopio sin un filtro de luz especial ; esto puede causar daños irreversibles a la visión (quemaduras de la retina y córnea, destrucción de bastones , conos y ceguera a la luz ) [ 126] [127] . Las observaciones del Sol a simple vista sin dañar la visión solo son posibles al amanecer o al atardecer (entonces el brillo del Sol se debilita varios miles de veces), o durante el día con el uso de filtros . Para las observaciones de aficionados con binoculares o un telescopio , también debe utilizar un filtro de luz de oscurecimiento colocado delante de la lente . Sin embargo, es mejor usar otro método: proyectar la imagen solar a través de un telescopio en una pantalla blanca. Incluso con un pequeño telescopio de aficionado, se pueden estudiar las manchas solares y, con buen tiempo, ver granulación y destellos en la superficie del Sol. Sin embargo, en este caso, existe el riesgo de dañar el propio telescopio, por lo que debe leer las instrucciones del telescopio antes de utilizar este método. En particular, los telescopios reflectores y catadióptricos corren el riesgo de sufrir daños con este método de observación del Sol. Además, en ningún caso ningún telescopio puede mirar a través de él directamente al Sol sin un filtro de luz especial, y al proyectar una imagen en una pantalla, no se recomienda mantenerla durante mucho tiempo, sin interrupciones, dirigida al Sol. [128] .

Problemas teóricos

El problema de los neutrinos solares

Las reacciones nucleares que tienen lugar en el núcleo del Sol conducen a la producción de una gran cantidad de neutrinos electrónicos . Al mismo tiempo, las mediciones del flujo de neutrinos en la Tierra , que se han realizado constantemente desde finales de la década de 1960, mostraron que el número de neutrinos electrónicos solares registrados es aproximadamente dos o tres veces menor que el previsto por el modelo solar estándar que describe los procesos en la Tierra. Sol. Esta discrepancia entre el experimento y la teoría se ha denominado el "problema del neutrino solar" y ha sido uno de los misterios de la física solar durante más de 30 años. La situación se complica por el hecho de que los neutrinos interactúan extremadamente débilmente con la materia, y la creación de un detector de neutrinos que sea capaz de medir con precisión el flujo de neutrinos, incluso de una potencia tal como la que proviene del Sol, es una tarea técnicamente difícil y costosa (ver Neutrino astronomía ).

Se han propuesto dos formas principales de resolver el problema de los neutrinos solares. Primero, fue posible modificar el modelo del Sol de tal manera que se redujera la actividad termonuclear esperada (y, por tanto, la temperatura ) en su núcleo y, en consecuencia, el flujo de neutrinos emitidos por el Sol. En segundo lugar, se podría suponer que algunos de los neutrinos electrónicos emitidos por el núcleo del Sol, al moverse hacia la Tierra, se convierten en neutrinos de otras generaciones (neutrinos muón y tau) que no son detectados por los detectores convencionales [129] . Hoy está claro que lo más probable es que la segunda forma sea la correcta.

Para que se produzca la transición de un tipo de neutrino a otro -es decir, las llamadas oscilaciones de neutrino-, el neutrino debe tener una masa distinta de cero . Ahora se ha establecido que este es de hecho el caso [130] . En 2001, los tres tipos de neutrinos solares fueron detectados directamente en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury y se demostró que su flujo total era consistente con el Modelo Solar Estándar. En este caso, solo alrededor de un tercio de los neutrinos que llegan a la Tierra resultan ser electrónicos. Este número es consistente con la teoría que predice la transición de neutrinos electrónicos a neutrinos de otra generación tanto en el vacío (en realidad " oscilaciones de neutrinos ") como en la materia solar (" efecto Mikheev-Smirnov-Wolfenstein "). Así, en la actualidad, el problema de los neutrinos solares parece estar resuelto.

Problema de calentamiento de corona

Por encima de la superficie visible del Sol (la fotosfera ), que tiene una temperatura de unos 6000 K , se encuentra la corona solar con una temperatura de más de 1.000.000 K. Se puede demostrar que el flujo directo de calor de la fotosfera es insuficiente para llevar a una temperatura tan alta de la corona.

Se supone que la energía para calentar la corona es suministrada por movimientos turbulentos de la zona convectiva subfotosférica. En este caso, se han propuesto dos mecanismos para la transferencia de energía a la corona. En primer lugar, se trata de calentamiento por ondas: las ondas sonoras y magnetohidrodinámicas generadas en la zona convectiva turbulenta se propagan hacia la corona y se disipan allí, mientras que su energía se convierte en energía térmica del plasma coronal. Un mecanismo alternativo es el calentamiento magnético, en el que la energía magnética generada continuamente por los movimientos fotosféricos se libera reconectando el campo magnético en forma de grandes erupciones solares o un gran número de pequeñas erupciones [131] .

En la actualidad, no está claro qué tipo de ondas proporcionan un mecanismo eficiente para calentar la corona. Se puede demostrar que todas las ondas, excepto las ondas magnetohidrodinámicas de Alfven , se dispersan o se reflejan antes de llegar a la corona [132] , mientras que la disipación de las ondas de Alfvén en la corona se ve obstaculizada. Por lo tanto, los investigadores modernos se han centrado en el mecanismo de calentamiento con la ayuda de las erupciones solares. Uno de los posibles candidatos para fuentes de calentamiento coronal son las erupciones de pequeña escala que ocurren continuamente [133] , aunque aún no se ha logrado una claridad final sobre este tema.

El sol en la cultura mundial

En la religión y la mitología

Como muchos otros fenómenos naturales, a lo largo de la historia de la civilización humana en muchas culturas , el Sol ha sido objeto de culto. El culto al Sol existía en el Antiguo Egipto , donde la deidad solar era Ra [134] . Entre los griegos, el dios del Sol era Helios [135] , quien, según la leyenda, viajaba diariamente por el cielo en su carroza . En el antiguo panteón pagano ruso había dos deidades solares: Khors (el sol personificado real) y Dazhdbog . Además, el ciclo festivo y ritual anual de los eslavos , como otros pueblos, estaba estrechamente relacionado con el ciclo solar anual, y sus momentos clave ( solsticios ) estaban personificados por personajes como Kolyada ( Ovsen ) y Kupala .

La mayoría de los pueblos tenían una deidad solar masculina (por ejemplo, en inglés, el pronombre personal "él" se usa para el Sol), pero en la mitología escandinava , el Sol (Sul) es una deidad femenina.

En el este de Asia , en particular, en Vietnam , el Sol se denota con el símbolo 日 (chino pinyin rì), aunque también hay otro símbolo: 太阳 (tai yang). En estas palabras nativas vietnamitas , las palabras nhật y thái dương indican que en el este de Asia, la Luna y el Sol se consideraban dos opuestos: yin y yang . Tanto los vietnamitas como los chinos en la antigüedad las consideraban las dos fuerzas naturales principales, y se consideraba que la Luna estaba asociada con el yin y el Sol con el yang [136] .

en lo oculto

En Cabalá , el Sol está asociado con el sephirah Tipheret (Véase también la serie Caldea ) [137] . En astrología , se correlaciona con el espíritu, la conciencia, así como con las fuerzas vitales del cuerpo [138] . En astrología, a cada persona se le asigna un signo del zodiaco de acuerdo con la posición condicional del Sol entre las constelaciones del zodiaco en su cumpleaños.

En los idiomas del mundo

En muchos idiomas indoeuropeos, el Sol se denota con una palabra que tiene la raíz sol . Así, la palabra sol significa "Sol" en latín y en los modernos portugués , español , islandés , danés , noruego , sueco , catalán y gallego . En inglés, la palabra Sol también se usa a veces (principalmente en un contexto científico) para referirse al Sol, pero el significado principal de esta palabra es el nombre de un dios romano [139] [140] . En persa, sol significa "año solar". De la misma raíz proviene la palabra rusa antigua s'lntse , el sol ruso moderno , así como las palabras correspondientes en muchas otras lenguas eslavas .

En honor al Sol, se nombra a la moneda del estado del Perú ( nuevo sol ), antiguamente llamado inti (el llamado dios sol de los incas , que ocupaba un lugar clave en su astronomía y mitología ), que significa sol . en quechua

Leyendas urbanas sobre el sol

En 2002 y años posteriores, los medios informaron que en 6 años el Sol explotará (es decir, se convertirá en una supernova ) [141] . La fuente de información fue el " astrofísico holandés Dr. Piers van der Meer, experto de la Agencia Espacial Europea " . De hecho, la ESA no tiene un miembro del personal con ese nombre [142] . Además, la astrofísica con ese nombre no existe en absoluto. El combustible de hidrógeno será suficiente para el Sol durante varios miles de millones de años. Después de este tiempo, el Sol se calentará a altas temperaturas (aunque no inmediatamente, este proceso llevará decenas o cientos de millones de años), pero no se convertirá en una supernova . El sol, en principio, no puede convertirse en una supernova debido a una masa insuficiente.

El informe original se publicó en el Weekly World News , un periódico notorio por su propensión a publicar información dudosa [143] .

ver también

Ericsson Globe - "El Sol" en el Sistema Solar Sueco
energía solar

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sistema solar

Estrella central y planetas	Sol Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno
planetas enanos	Ceres Plutón haumea hacerhacer eris Candidatos sedna orco Quaoar pistola-pistola 2002 MS 4
Satélites grandes	Ganímedes Titanio Calisto y sobre Luna Europa Tritón titania ñandú Oberón japeto Caronte ariel umbriel dione Tetis Encelado miranda Proteo mimas Nereida
Satélites / anillos	Tierra / ∅ Marte Júpiter / ∅ Saturno / ∅ Urano / ∅ Neptuno / ∅ Plutón / ∅ haumea hacerhacer eris Candidatos orca quawara
Primeros asteroides descubiertos	(1) Ceres (2) Palas (3) junio (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Írida (8) flores (9) Métis (10) higiene (11) Partenopo
Cuerpos pequeños	meteoroides asteroides / sus satélites cercano a la Tierra cinturón principal troyano centauros transneptuniano Cinturón de Kuiper plutino cubewano disco disperso damocloides cometas nube de Oort
objetos artificiales	satélites artificiales de la tierra nave espacial interplanetaria
Objetos hipotéticos	Volcán y vulcanoides satélite de mercurio satélites de venus otros satelites de la tierra contra-tierra Planeta Nueve , Tyche , Planeta X y otros planetas transneptunianos Justicia Antiguos planetas: Theia , Phaeton o Planet V Quinto gigante gaseoso
Lista de objetos del Sistema Solar Objetos astronómicos

Sol
Estructura	Núcleo Zona de transferencia radiante tacoclina zona convectiva
Atmósfera	Fotosfera Atmósfera corona solar
Estructura extendida	heliosfera Hoja de corriente heliosférica límite de onda de choque manto heliosferico heliopausa onda de choque de proa
Fenómenos relacionados con el sol	Eclipse solar Actividad solar manchas solares erupciones solares Eventos de Miyake eyecciones de masa coronal ciclo solar Variaciones en la radiación solar Número de lobo Lista de ciclos de actividad solar Mínimo de Maunder Radiación solar agujeros coronales Bucles coronales antorchas Gránulos flóculos Prominencias y fibras Espículas supergranulación viento soleado Onda de Morton Efecto Evershed
Temas relacionados	sistema solar Evolución estelar rotación del sol dínamo solar tormenta geomagnética Oscurecimiento hacia el borde
Clase espectral : G2

Exploración espacial del Sol
trabajadores	AS DSCOVR VIENTO GGS Hinode (SOLAR-B) IRIS PICARDA RESSI SOHO SDO SOLAR orbitador solar ESTÉREO parker Xihe
Terminado	pionero-5 Pionero-6, -7, -8 y -9 Sondas Helios ISEE 1-3 Proba-2 solarmax RASTRO Ulises Yohkoh Observatorio Solar en Órbita una 2 3 cuatro 5 6 7 ocho Génesis CORONAS-I CORONAS-F Koronas-Fotón Pronóstico Tipo de aparato "DS-U3"
Planificado	Aditya-L1 (2020) PROBA-3 (2020) Interheliosonda (después de 2026) solar-c
Cancelado	pionero h Centinelas solares

atmósferas
Atmósferas de estrellas	Sol
atmósferas planetarias	Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno
Atmósferas de los satélites	Luna dione y sobre Europa Ganímedes Calisto Encelado Titanio ñandú Tritón
planetas enanos	Ceres Plutón hacerhacer
exoplanetas	osiris Kepler-7b
ver también	sistema solar planetología cometas