Back Амра Abkhazian Mata uroe ACE Тыгъэ ADY Son Afrikaans Sonne ALS ፀሐይ Amharic Cidal AMI Sol AN Sunne ANG Ura ANN

Sol

 Nota: Para outros significados, veja Sol (desambiguação).
O Sol ☉
Dados observacionais
Distância média
da Terra 		1,496×1011 m
8,317 min (499 sec), na velocidade 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]
Características orbitais
Distância média
do centro da Via Láctea 		~2,5×1020 m
26 000 anos-luz
Período orbital galáctico (2,25–2,50) × 108 anos
Velocidade ~2,20×105 m/s
órbita em torno do centro da Galáxia
~2×104 m/s
relativo à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar.
Características físicas
Diâmetro médio 1,392×109 m[1]
109 × Terra
Raio equatorial 6,963×108 m[6][7]
109 × Terra[7]
Circunferência equatorial 4,379 × 109 m[7]
109 × Terra[7]
Achatamento 9 × 10−6
Área de superfície 6,0877 × 1012 km2[7]
11 990 × Terra[7]
Volume 1,412 × 1018 km3 [7]
1 300 000 × Terra
Massa 1,9891 × 1030 kg[1]
332 900 × Terra[7]
Densidade média 1,408 × 103 kg/m3[1][7][8]
Densidade por região[9] Núcleo: 1,5 ×10 5 kg/m3
Base da fotosfera: 2×10−4 kg/m3
Base da cromosfera: 5×10−6 kg/m3


Coroa solar: 1×10−12 kg/m3

Gravidade na superfície equatorial 274,0 m/s2 [1]
27,4 g
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
da coroa solar 		~5×106 K
Temperatura
do núcleo 		~15,7 × 106 K[1]
Luminosidade (Lsol) 3,846 × 1026 W [1]
~3,75×10 28 lm
~98 lm/W eficiência
Intensidade (Isol) 2,009 × 107 W·m−2·sr−1
Características de rotação
Obliquidade 7,25° [1]
(para a eclíptica)
67,23°
(para o plano galático)
Ascensão reta
do pólo norte[10] 		286,13°
19h 4min 30s
Declinação
do pólo norte 		+63,87°
63°52' N
Período de rotação sideral
(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) 		7,189×103 km/h[7]
Composição fotosférica por 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%

O Sol (do latim sol, solis[12]) é a estrela central do Sistema Solar. Todos os outros corpos do Sistema Solar, como planetas, planetas anões, asteroides, cometas e poeira, bem como todos os satélites associados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, o Sol possui uma massa 332 900 vezes maior do que a da Terra, e um volume 1 300 000 vezes maior do que o do nosso planeta.[13] A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros ou 1 unidade astronômica (UA). Esta distância varia ao longo do ano, de um mínimo de 147,1 milhões de quilômetros (0,9833 UA), no perélio (ou periélio), a um máximo de 152,1 milhões de quilômetros (1,017 UA), no afélio (que ocorre em torno do dia 4 de julho).[14] A luz solar demora aproximadamente 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra. Energia do Sol na forma de luz solar é armazenada em glicose por organismos vivos através da fotossíntese, processo do qual, direta ou indiretamente, dependem todos os seres vivos que habitam nosso planeta.[15] A energia solar também é responsável pelos fenômenos meteorológicos e o clima na Terra.[16]

É composto primariamente de hidrogênio (74% de sua massa, ou 92% de seu volume) e hélio (24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindo ferro, níquel, oxigênio, silício, enxofre, magnésio, néon, cálcio e crômio.[17] Possui a classe espectral de G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780 K, o que lhe confere uma cor branca (apesar de ser visto como amarelo, alaranjado ou avermelhado no céu terrestre quando está próximo ao horizonte, o que se deve à dispersão dos raios na atmosfera);[18] O V (5 em números romanos) na classe espectral indica que o Sol, como a maioria das estrelas, faz parte da sequência principal. Isto significa que o astro gera sua energia através da fusão de núcleos de hidrogênio para a formação de hélio. Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 na Via Láctea. Considerado anteriormente uma estrela pequena, acredita-se atualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas da Via Láctea, sendo a maioria dessas anãs vermelhas.[19][20] O espectro do Sol contém linhas espectrais de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogênio muito fracas. A coroa solar expande-se continuamente no espaço, criando o vento solar, uma corrente de partículas carregadas que estende-se até a heliopausa, a cerca de 100 UA do Sol. A bolha no meio interestelar formada pelo vento solar, a heliosfera, é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.[21][22]

O Sol orbita em torno do centro da Via Láctea, atravessando no momento a Nuvem Interestelar Local de gás de alta temperatura, no interior do Braço de Órion da Via Láctea, entre os braços maiores Perseus e Sagitário. Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio de até 17 anos-luz da Terra, o Sol é a quarta maior em massa.[23] Diferentes valores de magnitude absoluta foram 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 de Cygnus e 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 constelação Hidra, com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol relativa à radiação cósmica de fundo em micro-ondas é de 370 km/s, na direção da constelação da Taça.[28]

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l Williams, 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/0408055Acessível livremente [astro-ph] 
  4. ↑ «Eclipse 99: Frequently Asked Questions». NASA 
  5. ↑ «Solar no Dicionário Priberam». Consultado em 11 de outubro de 2008 
  6. ↑ http://g1.globo.com/ciencia-e-saude/noticia/2012/03/estudo-de-brasileiro-recalcula-o-tamanho-do-sol-com-mais-precisao.html
  7. ↑ a b c d e f g h i j k l m «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. ↑ a b Seidelmann; 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 , citando Eddy, 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 do original em 6 de Julho de 2011 
  13. ↑ Woolfson, M. (2000). «The origin and evolution of the solar system». Astronomy & Geophysics. 41. 1.12 páginas. ISSN 1366-8781. 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. ISBN 0684856182 
  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. ↑ «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.com. 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 text Arquivado em 14 de agosto de 2009, no Wayback 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. ↑ Croswell, K. (2008). «Milky Way keeps tight grip on its neighbor». New Scientist (2669): 8. Consultado em 9 de outubro de 2009. Arquivado do original em 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 

Developed by StudentB