Revision 77205 of "Sol" on ptwikiversity

{{Ver desambiguação}}
{{Sol (estrela)}}
O '''Sol''' (do [[latim]] ''sol,  solis''<ref>{{citar web|url=http://aulete.uol.com.br/site.php?mdl=aulete_digital&op=loadVerbete&pesquisa=1&palavra=Sol|titulo=Sol|autor=|data=|publicado=[[Dicionário Contemporâneo da Língua Portuguesa#Versão on-line|iDicionário Aulete]]|acessodata=14 de abril de 2010}}</ref>) é a [[estrela]] central do [[Sistema Solar]]. Todos os outros corpos do Sistema Solar, como [[planeta]]s, [[planeta anão|planetas anões]], [[asteroide]]s, [[cometa]]s e [[poeira interestelar|poeira]], bem como todos os [[Satélite natural|satélites]] associados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% da [[massa]] do Sistema Solar, o Sol possui uma massa {{fmtn|332900}} vezes maior que a da [[Terra]], e um [[volume]] {{fmtn|1300000}} vezes maior que o do nosso planeta.<ref>{{cite journal
 |first = M.
 | last = Woolfson
 | title = The origin and evolution of the solar system
 | doi = 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x
 | year = 2000
 | journal = Astronomy & Geophysics
 | volume = 41
 | pages = 1.12}}</ref>

A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões de [[quilômetro]]s, ou 1 [[unidade astronômica]] (UA). Na verdade, esta distância varia com o 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]], em torno de [[4 de julho]].<ref name="USNO">{{cite web
 |date=31-01-2008
 |title=Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000-2020
 |publisher=U.S. Naval Observatory (USNO)
 |url=http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php
 |accessdate=17-07-2009}}</ref> A [[luz solar]] demora aproximadamente 8 [[minuto]]s e 18 [[segundo]]s 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.<ref name=Simon2001>
{{Cite book
 |last=Simon |first=A.
 |title=The real science behind the X-files : microbes, meteorites, and mutants
 |url=http://books.google.com/books?id=1gXImRmz7u8C&pg=PA26&dq=bacteria+that+live+with+out+the+sun&lr=&ei=HiJ4SYWlC4LeyASZ-Y2xBg#PPA25,M1
 |pages=25–27
 |publisher=[[Simon & Schuster]]
 |year=2001
 |isbn=0684856182
}}</ref> A energia do Sol também é responsável pelos [[tempo (clima)|fenômenos meteorológicos]] e o [[clima]] na Terra.<ref name=cmtwth >{{cite web|url=http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Sun1lite.htm|title=(S-1) Sunlight and the Earth|accessdate=17-12-2009}}</ref>

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]].<ref name=basu2008>
{{cite journal
 |last=Basu |first=S.
 |last2=Antia |first2=H.M.
 |title=Helioseismology and Solar Abundances
 |journal=[[Physics Reports]]
 |volume=457 |issue=5–6 |page=217
 |year=2008
 |doi=10.1016/j.physrep.2007.12.002
 |id={{arxiv|0711.4590}}
}}</ref><span id="why_the_sun_is_yellow"></span>

Possui a [[classificação estelar|classe espectral]] de G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente {{fmtn|5780|[[Kelvin|K]]}}, o que lhe confere uma [[cor]] [[branco|branca]] (apesar de ser visto como [[amarelo]] no [[céu]] terrestre, o que se deve à [[Dispersão (física)|dispersão]] dos raios na [[atmosfera terrestre|atmosfera]]);<ref name=bluesky>
{{cite web
 |url=http://www.sciencemadesimple.com/sky_blue.html
 |title=Why is the sky blue?
 |publisher=Science Made Simple
 |year=1997
 |accessdate=24-09-2008
}}</ref> 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 nuclear|fusão]] de [[núcleos atômicos|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]].<ref>{{cite news
 |last=Than |first=K.
 |title=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single
 |publisher=[[Space.com]]
 |year=2006
 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html
 |accessdate=01-08-2007
 }}</ref><ref>{{cite journal
 |last=Lada |first=C.J.
 |title=Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=640 |issue=1 |pages=L63–L66
 |year=2006
 |doi=10.1086/503158
 |bibcode=2006ApJ...640L..63L
}}</ref>
O espectro do Sol contém [[linha espectral|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 [[plasma|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]].<ref>{{Citar web |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm |título=A Star with two North Poles, April 22, 2003, Science @ NASA |língua= |autor= |obra= |data= |acessodata=}}</ref><ref>Riley, Pete; Linker, J. A.; Mikić, Z., "[https://archive.is/20120524184639/adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107g.SSH8R 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. ([http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf Full text])</ref>

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 [[Braço de Perseus|Perseus]] e [[Braço de Sagitário|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]].<ref>{{cite journal
 | journal = RevMexAA
 | volume = 22
 | pages = 46–49
 | year = 2004
 | first = F.
 | last = Adams
 | coauthors = Laughlin, G.; Graves, G.J. M.
 | title = Red Dwarfs and the End of the Main Sequence}}</ref> Diferentes valores de [[magnitude absoluta]] foram dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85,<ref>{{cite journal
 | title= Stellar parameters
 | journal = Space Science Reviews
 | volume = 43
 | issue = 3–4
 | year = 1986
 | doi = 10.1007/BF00190626
 | page = 244–250}}</ref> e 4,81.<ref>{{cite journal
 | title= Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O - M stars
 | journal = Astronomy and Astrophysics
 | volume = 333
 | issue =
 | year = 1998
 | url = http://adsabs.harvard.edu/full/1998A&A...333..231B
 | page = 231–250
 | last = Bessell | first = M. S.
 | coauthors = Castelli, F.; Plez, B.}}</ref> 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&nbsp;km/s.<ref name="space.newscientist.com">
{{cite journal
 |last=Croswell |first=K.
 |title=Milky Way keeps tight grip on its neighbor
 |url=http://space.newscientist.com/article/mg19926693.900-milky-way-keeps-tight-grip-on-its-neighbour.html
 |journal=[[New Scientist]]
 |issue=2669 |page=8
 |year=2008
}}</ref><ref name="Kerr">{{cite journal
 |last=Kerr |first=F.J.
 |last2=Lynden-Bell |first2=D.
 |title=Review of galactic constants
 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=221 |pages=1023–1038
 |year=1986
 |doi =
 |bibcode=1986MNRAS.221.1023K
}}</ref>

Visto que a Via Láctea move-se na direção da constelação [[Hydra|Hidra]], com uma velocidade de 550&nbsp;km/s, a velocidade do Sol relativa à [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas]] é de 370&nbsp;km/s, na direção da constelação [[Crater]].<ref>{{cite journal
 |last=Kogut |first=A. |coauthors=et al.
 |title=Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=419 |page=1
 |year=1993
 |doi=10.1086/173453
 |bibcode=1993ApJ...419....1K
}}</ref>

== Estrutura solar ==
[[Ficheiro:Sun diagram.svg|thumb|esquerda|Uma ilustração da estrutura do Sol:<br /> 1. [[Núcleo solar|Núcleo]]<br />
2. [[Zona de radiação]]<br />
3. [[Zona de convecção]]<br />
4. [[Fotosfera]]<br />
5. [[Cromosfera]]<br />
6. [[Coroa solar|Coroa]]<br />
7. [[Mancha solar]]<br />
8. Grânulos<br />
9. [[Proeminência solar]]
]]

O Sol, tal como outras [[estrela]]s, é uma esfera de [[plasma]] que se encontra em [[equilíbrio hidrostático]] entre as duas [[força]]s principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão [[termodinâmica]], produzida pelas altas [[temperatura]]s internas. No sentido do núcleo solar, atua a [[gravidade|força gravitacional]]. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do [[Sistema Solar]]. É uma [[esfera]] quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,<ref name="Godier">
{{cite journal
 |last=Godier |first=S. |last2=Rozelot |first2=J.-P.
 |title=The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface
 |url=http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf
 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=355 |pages=365–374
 |year=2000
 |doi =
 |bibcode=2000A&A...355..365G
}}</ref> o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10&nbsp;km. 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 pólos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias.<ref name=Phillips1995-78>Phillips, 1995, pp. 78–79</ref> 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.<ref name=Schutz2003>{{cite book|last=Schutz|first=Bernard F.|title=Gravity from the ground up|year=2003|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521455060|pages=98–99}}</ref> O Sol é uma estrela da [[população I]], rico em elementos pesados.{{#tag:ref|Na astronomia, "elementos pesados", ou "metais", referem-se a todos os elementos químicos com exceção do [[hidrogênio]] e do [[hélio]].<ref>{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/metallicity.html|title=Metallicity|accessdate=29-10-2009}}</ref>|group=nota}}<ref name=zeilik /> O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais [[supernova]]s.<ref name="Falk">
{{cite journal
 |last=Falk |first=S.W. |last2=Lattmer |first2=J.M. |last3=Margolis |first3=S.H.
 |title=Are supernovae sources of presolar grains?
 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html
 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=270 |pages=700–701
 |year=1977
 |doi=10.1038/270700a0
}}</ref> Evidências incluem a abundância de [[metais pesados]] (tais como [[ouro]] e [[urânio]]) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de [[população II]]. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em uma [[supernova]] antiga, ou via transmutação nuclear via [[captura neutrônica|captura de nêutrons]] durante uma estrela de grande massa de segunda geração.<ref name=zeilik />

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.<ref name=Zirker2002-11>Zirker, 2002, p. 11</ref> Mesmo assim, seu interior é bem definido. O [[raio]] do Sol é medido do centro solar até o limite da [[fotosfera]]. 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 a [[olho nu]].<ref name=Phillips1995-73>Phillips, 1995, p. 73</ref>

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem as [[reações nucleares]] que transformam a massa em energia através da [[fusão 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 à [[radiação electromagnética]]. Porém, da mesma maneira que a [[sismologia]] utiliza ondas geradas por [[terremotos]] para revelar o interior da Terra, a [[heliosismologia]] utiliza ondas de pressão ([[infravermelho]]) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.<ref name=Phillips1995-58>Phillips, 1995, pp. 58–67</ref> Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.<ref>{{cite web|url=http://www.ucar.edu/news/releases/2007/solarmodel.shtml|title=Sun's Deep Interior Revealed by New Computer Model|accessdate=21/12/2009}}</ref>

=== Núcleo ===
{{Artigo principal|[[Núcleo solar]]}}

Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares.<ref name="Garcia2007">
{{cite journal
 |last=García |first=R.
 |coauthors=et al.
 |title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core
 |journal=[[Science]]
 |volume=316 |issue=5831 |pages=1591–1593
 |year=2007
 |pmid=17478682
 |doi=10.1126/science.1140598
}}</ref> O centro do Sol possui uma [[densidade]] de até 150 g/cm³,<ref name="Basu">
{{cite journal
 |author=Basu et al.
 |title=Fresh insights on the structure of the solar core
 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...699.1403B
 |work=Astrophysical Journal
 |issue=699
 |year=2009
 |accessdate=10-07-2009
 |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403
 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=699
 |pages=1403
}}</ref><ref name=NASA1>{{cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |title=NASA/Marshall Solar Physics |publisher=Solarscience.msfc.nasa.gov |date=18-01-2007 |accessdate=11-07-2009}}</ref> 150 vezes a densidade da [[água]] na Terra, e uma [[temperatura]] de cerca de {{fmtn|13600000|[[Kelvin|K]]}}. Análises recentes da missão [[SOHO (sonda espacial)|SOHO]] indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da [[zona de radiação]].<ref name="Garcia2007"/> Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por [[fusão nuclear]] via [[cadeia próton-próton]], convertendo [[hidrogênio]] em [[hélio]].<ref>{{cite journal |last=Broggini|first=Carlo|year=2003|month=June|day=26-28|title=Nuclear Processes at Solar Energy|url=http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0308/0308537v1.pdf|format=PDF|accessdate=24-09-2009}}</ref> Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do [[ciclo 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 a [[fotosfera]] antes de escapar para o espaço como luz solar ou [[energia cinética]] de partículas.<ref name=Zirker2002-15>Zirker, 2002, pp. 15–34</ref><ref name=Phillips1995-47>Phillips, 1995, pp. 47-53</ref>

==== Produção de energia ====
{{Artigos principais|[[Cadeia próton-próton]] e [[nucleossíntese estelar]]}}

[[Ficheiro:FusionintheSun.png|thumb|left|Diagrama da [[cadeia próton-próton]], o ciclo de [[fusão nuclear]] que gera a maior parte da energia do Sol.]]

A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada de [[cadeia próton-próton]]:<ref>{{cite journal | author = G. Wallerstein|coauthor= 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 | title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress | journal=Reviews of Modern Physics | year=1999 | volume=69 | number=4 | pages=995–1084 | url=http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf | format=pdf | accessdate=04-08-2006}}</ref>

:4 [[próton|¹H]] → 2 [[deutério|²H]] + 2 [[posítron|e<sup>+</sup>]] + 2 [[neutrino|ν<sub>e</sub>]] (4,0 M[[eléctron-volt|eV]] + 1,0 MeV)
:2 ¹H + 2 ²H → 2 [[hélio-3|<sup>3</sup>He]] + 2 [[raio gama|γ]] (5,5 MeV)
:2 <sup>3</sup>He → [[hélio-4|<sup>4</sup>He]] + 2 ¹H (12,9 MeV)

Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

:4 ¹H → <sup>4</sup>He + 2 e<sup>+</sup> + 2 ν<sub>e</sub> + 2 γ (26,7 MeV)

O Sol possui cerca de 8,9 x 10<sup>56</sup> núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 10<sup>37</sup> vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 10<sup>38</sup> prótons (ou 6,2 x 10<sup>11</sup> kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo.<ref name=Phillips1995-47/> Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia,<ref>p. 102, ''The physical universe: an introduction to astronomy'', Frank H. Shu, University Science Books, 1982, ISBN 0-935702-05-9.</ref> e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 10<sup>26</sup> W),<ref name=Phillips1995-47/> ou 9,15 x 10<sup>10</sup> megatoneladas de [[TNT]] de energia por segundo, segundo a equação de massa-energia [[E=mc²]] de [[Albert Einstein]].<ref>{{cite web|author = John N. Bahcall|date = [[29 de junho]] de [[2000]]|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html|title=How the Sun Shines|editor=Nobel Foundation|accessdate=30-08-2006}}</ref>

A densidade de potência é de cerca de 194&nbsp;µW/kg de matéria,<ref name=Pickering1997>{{cite book|last=Pickering|first=Kevin T.|coauthors=Owen, Lewis A.|title=An introduction to global environmental issues|publisher=Routledge|year=1997|isbn=9780415140980|page=60}}</ref> e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior.<ref name="autogenerated1">{{cite web|url=http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |title=Nasa – Sun |publisher=Nasa.gov |date=29-11-2007 |accessdate=11-07-2009}}</ref> Em comparação, o [[calor]] produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.<ref name=Hitchcock1995>{{cite book|last=Hitchcock|first=R. Timothy|coauthors=Patterson, Patterson|title=Radio-Frequency and ELF Electromagnetic Energies: A Handbook for Health Professionals|publisher=John Wiley and Sons|year=1995|isbn=9780471284543|page=218}}</ref>

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 uma [[vela]] acesa.{{#tag:ref|A potência de uma vela acesa típica é de 10 a 100 W.<ref name=Hamins2005>{{cite journal|last=Hamins|first=Anthony|coauthors=Bundy, Mathew|title=Characterization of Candle Flames|year=2005|journal=Journal of Fire Protection Engeneering|volume=15|pages=265–285|doi=10.1177/1042391505053163|url=http://fire.nist.gov/bfrlpubs/fire05/PDF/f05141.pdf|format=pdf}}</ref>|group=nota}} O uso de plasma na [[Terra]] com parâmetros similares ao do núcleo solar é imprático, se não impossível: mesmo uma modesta usina de 1 [[watt|GW]] requereria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas de [[plasma]].

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 o diminuimento 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.<ref>{{cite journal |last1=Haubold |first1=H.J.|last2=Mathai|first2=A.M.|year=1994|month=May|day=18|title=Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment|url=http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/9405/9405040v1.pdf|format=PDF|accessdate=24-09-2009}}</ref><ref>{{cite web|last=Myers|first=Steven T.|title=Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium|date=1999-02-18|accessdate=15 July 2009|url=http://www.aoc.nrao.edu/~smyers/courses/astro12/L11.html}}</ref>

Os fótons de alta energia ([[raio gama|raios gamas]]) gerados pela fusão nuclear são absorvidos por núcleos presentes no plasma solar e re-emitidos 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.<ref name="NASA">
{{cite journal
 |author=[[NASA]]
 |title=Ancient Sunlight
 |url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php
 |work=Technology Through Time
 |issue=50
 |year=2007
 |accessdate=24-06-2009
}}</ref>

Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam como [[luz visível]]. Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço. [[Neutrino]]s também 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 da [[oscilação 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 de [[sabor (física)|sabor]].<ref name="Schlattl">
{{cite journal
 |last=Schlattl |first=H.
 |title=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem
 |journal=[[Physical Review D]]
 |volume=64 |issue=1 |page=013009
 |year=2001
 |doi=10.1103/PhysRevD.64.013009
}}</ref>

=== Zona de radiação ===
{{Artigo principal|[[Zona de radiação]]}}

[[Ficheiro:Moon transit of sun large.ogg|thumb|left|[[Trânsito astronômico|Trânsito lunar]] do Sol capturado durante calibração das câmeras [[ultravioleta]]s da [[STEREO-B]].]]
[[Ficheiro:Sun parts big.jpg|thumb|left|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 de [[calor]] do centro para fora via [[radiação térmica]].<ref name="autogenerated1"/>[[Convecção]] térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de {{fmtn|7000000|K}} para {{fmtn|2000000|K}}), o [[gradiente de temperatura]] é menor do que o [[gradiente adiabático]], não permitindo a ocorrência de convecção.<ref name=NASA1/> Calor é transmitido por [[radiação]] — [[íon]]s de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons.<ref name="autogenerated1"/> A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm<sup>³</sup> para 0,2 g/cm<sup>³</sup>) do interior para o exterior da zona de radiação.<ref name="autogenerated1"/><ref>{{cite web|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008SoPh..251..101M|title=Sun|accessdate=02-10-2009}}</ref>

Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de [[tacoclina]]. 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 grande [[tensão de cisalhamento]] — uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras.<ref>{{cite book | url = http://books.google.de/books?hl=de&lr=&id=PLNwoJ6qFoEC&oi=fnd&pg=PA193 | isbn = 9780849333552 | pages = 193–235 | chapter = The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo | author = ed. by Andrew M. Soward ... | year = 2005 | publisher = CRC Press | location = Boca Raton | title = Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002 }}</ref> 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 um [[dínamo solar|dínamo magnético]] dentro desta camada gera o [[campo magnético]] solar.<ref name=NASA1/>

=== Zona de convecção ===
{{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 ({{fmtn|200000|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 {{fmtn|5700|K}}, e a densidade, para 0,2&nbsp;g/m<sup>³</sup> (cerca de 1/10&nbsp;000 da densidade do ar ao nível do mar).<ref name=NASA1/>

As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma de [[grânulo solar|grânulos solares]] e [[supergranulação]]. Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de {{fmtn|1000|km}} de diâmetro.

A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno [[dínamo|dínamo magnético]] que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol.<ref name=NASA1/> As colunas térmicas são [[célula de Bénard|células de Bénard]], e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.<ref>{{cite book
 |last=Mullan |first=D.J
 |editor=Page, D., Hirsch, J.G.
 |chapter=Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona
 |title=From the Sun to the Great Attractor
 |url=http://books.google.de/books?id=rk5fxs55_OkC&pg=PA22
 |page=22
 |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]
 |year=2000
 |isbn=9783540410645
}}</ref>

=== Fotosfera ===
{{Artigo principal|[[Fotosfera]]}}
[[Ficheiro:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|thumb|right|Imagem do [[satélite artificial]] [[Hinode]], de [[12 de janeiro]] de [[2007]], revelando a natureza filamentar do plasma conectando regiões de diferentes polaridades magnéticas.]]
[[Ficheiro:EffectiveTemperature 300dpi e.png|thumb|A [[temperatura efetiva]] (a temperatura que um corpo negro do mesmo tamanho precisa ter para emitir a mesma potência) do Sol é de {{fmtn|5777|K}} ({{fmtn|5502|[[Grau Celsius|<sup>o</sup>C]]}}).]]

A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada sob a qual o Sol torna-se completamente opaco à luz visível.<ref name=Abhyankar1977/> 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.<ref name=Abhyankar1977/> 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<sup>−</sup>), que absorvem luz visível facilmente.<ref name=Abhyankar1977/> A luz visível é produzida por eléctrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H<sup>−</sup>.<ref name="Gibson">
{{cite book
 |last=Gibson |first=E.G.
 |title=The Quiet Sun
 |publisher=[[NASA]]
 |year=1973
 |isbn =
 |id=B0006C7RS0
}}</ref><ref name="Shu">
{{cite book
 |last=Shu |first=F.H.
 |title=The Physics of Astrophysics
 |publisher=[[University Science Books]]
 |volume=1
 |year=1991
 |isbn=0935702644
}}</ref>

Estima-se que a espessura da fotosfera meça algo entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar na [[atmosfera 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 como [[escurecimento de bordo]].<ref name=Abhyankar1977/> O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de {{fmtn|5775|[[Kelvin|K]]}} (ou {{fmtn|5502|[[Grau Celsius|°C]]}}), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~10<sup>23</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup>, aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre ao [[nível do mar]].<ref name="autogenerated1"/><ref name="Gibson"/><ref name="Shu"/> Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma [[cor]] [[branco|branca]], que aparenta ser [[amarelo|amarela]] no [[céu]] terrestre devido à dispersão da luz na [[atmosfera terrestre]], mais acentuada nos comprimentos de onda [[azul]]. A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre.<ref name=bluesky />

Durante os primeiros estudos do [[espectro óptico]] da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em [[1868]], [[Norman Lockyer]] hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "[[hélio]]", em referência ao Deus grego [[Hélio (mitologia)|Hélio]]. O Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde.<ref name="Lockyer">
{{cite web
 |last=Parnel |first=C.
 |title=Discovery of Helium
 |url=http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html
 |publisher=[[University of St Andrews]]
 |accessdate=22-03-2006
}}</ref>

=== Atmosfera ===
[[Ficheiro:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|thumb|left|Durante um [[eclipse solar|eclipse total do Sol]], a coroa Solar pode ser vista a olho nu.]]
[[Ficheiro:Sun Atmosphere Temperature and Density SkyLab.jpg|thumb|left|[[Temperatura]] (linha contínua) e [[densidade]] (linha tracejada) da [[atmosfera]] solar a partir da base da [[fotosfera]].]]

As camadas superiores à fotosfera são chamadas coletivamente de [[atmosfera]] solar. Estas camadas podem ser vistas com [[telescópio]]s operando em todo o [[espectro eletromagnético]] do [[Ondas de rádio|rádio]], passando desde a [[luz visível]] até os [[raio gama|raios gamas]]. São compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima" ([[cromosfera]]), a [[região de transição solar]] ([[coroa solar]]) e a [[heliosfera]].<ref name=Abhyankar1977/> A heliosfera, que pode ser considerado a região exterior tênue da atmosfera solar, estende-se além da órbita de [[Plutão (planeta)|Plutão]], até a [[heliopausa]], onde forma uma [[onda de choque]] com o [[meio interestelar]]. A cromosfera e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol.<ref name=Abhyankar1977/> Não se sabe com exatidão porque isto acontece; evidências indicam que [[ondas de Alfvén]] podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.<ref>{{cite web|url=http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-4357/601/1/L107|title=Alfvén Wave Model of Coronal Heating|accessdate=21/12/2009}}</ref>

A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada {{fmtn|500|km}} acima da fotosfera, que possui uma temperatura de {{fmtn|4100|K}}.<ref name=Abhyankar1977>{{cite journal|last=Abhyankar|first=K.D.|title=A Survey of the Solar Atmospheric Models|year=1977|journal=Bull. Astr. Soc. India|volume=5|pages=40–44|url=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510}}</ref> Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples como [[monóxido de carbono]] e [[água]], estas que podem ser detectadas por seus espectros de absorção.<ref name=Solanki1994>{{cite journal|last=Solanki|first=S.K.|coauthors=, W. and Ayres, T.|title=New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere |year=1994|journal=Science|volume=263|pages=64–66|doi=10.1126/science.263.5143.64|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/263/5143/64}}</ref>

Acima da camada de temperatura mínima localiza-se a [[cromosfera]], camada que possui cerca de {{fmtn|2000|km}} de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção.<ref name=Abhyankar1977/> O nome desta camada provém do [[língua grega|grego]] "chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como um [[flash]] colorido no início e fim de um [[eclipse solar|eclipse total do Sol]].<ref name="autogenerated1"/> A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até {{fmtn|20000|K}} no topo.<ref name=Abhyankar1977/> No topo da cromosfera, [[hélio]] torna-se parcialmente [[ionização|ionizado]].<ref name=Hansteen1997>{{cite journal|last=Hansteen|first=V.H.|coauthors=Leer, E.|title=The role of helium in the outer solar atmosphere|year=1997|journal=The Astrophysical Journal|volume=482|pages=498–509|doi=10.1086/304111|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..498H}}</ref>

Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200&nbsp;km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de {{fmtn|20000|K}} para níveis próximos a {{fmtn|1000000|K}}.<ref name=Erdelyi2007/> O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma.<ref name=Hansteen1997/> A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo de [[halo (fenómeno óptico)|halo]] em torno de características da cromosfera, tais como [[espícula (astronomia)|espículas]] e [[filamento solar|filamentos solares]], possuindo uma moção constante e caótica.<ref name="autogenerated1"/> A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo [[ultravioleta]] do espectro eletromagnético.<ref name=Dwivedi2006>{{cite journal|last=Dwivedi|first=Bhola N.|title=Our ultraviolet Sun|year=2006|journal=Current Science|volume=91|issue=5|pages=587–595|issn=0011-3891|url=http://www.ias.ac.in/currsci/sep102006/587.pdf|format=pdf}}</ref>

A [[coroa solar]] é 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 o [[vento solar]], que preenche todo o interior do [[Sistema Solar]].<ref name=Russell2001/> A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 10<sup>15</sup>–10<sup>16</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup> na base, diminuindo com a altitude.<ref name=Hansteen1997/>{{#tag:ref|A atmosfera terrestre no nível do mar possui uma densidade de partículas de 2 x 10<sup>25</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup>.|group=nota}} 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.<ref name=Erdelyi2007/> Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da [[física solar]].<ref>{{cite journal
 |last=De Pontieu |first=B.
 |coauthors=et al.
 |title=Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind
 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/318/5856/1574
 |journal=[[Science]]
 |volume=318 |issue=5856 |pages=1574–77
 |year=2007
 |doi=10.1126/science.1151747
 |pmid=18063784
 }}</ref> Porém, sabe-se que parte do calor provém de [[reconexão magnética]].<ref name=Erdelyi2007/><ref name=Russell2001>{{cite book|last=Russell|first=C.T.|title=Space Weather (Geophysical Monograph)|year=2001|publisher=[[American Geophysical Union]]|chapter=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial|editors=Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L.|isbn=978-0875909844|pages=73–88|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf|format=pdf}}</ref>

[[Ficheiro:Heliosphere drawing.gif|right|thumb|Diagrama mostrando a estrutura da [[heliosfera]].]]

A [[heliosfera]], 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 o [[vento solar]] torna-se "superalfvénico" — isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade das [[ondas de Alfvén]].<ref>{{cite book
 |first=Emslie |last=A.G |first2=Miller |last2=J.A.
 |chapter=Particle Acceleration
 |chapterurl=http://books.google.de/books?id=W_oZYFplXX0C&pg=PA275
 |editor=Dwivedi, B.N.
 |title=Dynamic Sun
 |page=275
 |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |year=2003
 |isbn=9780521810579
}}</ref> 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 a [[heliopausa]], a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que o [[campo magnético solar]] adquira um formato de espiral.<ref name=Russell2001/> Em [[dezembro]] de [[2004]], a [[sonda espacial]] [[Voyager 1]] passou por uma região de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas [[programa Voyager|Voyagers]] registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limite.<ref>{{cite web
 |url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394
 |title=The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass
 |year=2005
 |publisher=[[European Space Agency]]
 |accessdate=22-03-2006
}}</ref>

== Composição química ==
O Sol é composto primariamente dos [[elementos químicos]] [[hidrogênio]] e [[hélio]]; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera.<ref name=lodders>
* {{cite journal
 |last=Lodders |first=K.
 |title= Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=591 |issue=2 |page=1220
 |year=2003
 |doi=10.1086/375492
}}
* {{cite journal
 |last=Lodders |first=K.
 |title=Abundances and Condensation Temperatures of the Elements
 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/metsoc2003/pdf/5272.pdf
 |journal=[[Meteoritics and Planetary Science]]
 |volume=38 |issue=suppl. |page=5272
 |year=2003
 |bibcode=2003M&PSA..38.5272L
}}</ref> Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente de ''[[metalicidade|metais]]'' na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os [[elementos químicos]] mais abundantes são [[oxigênio]] (compondo cerca de 1% da massa do Sol), [[carbono]] (0,3%), [[néon]] (0,2%), e [[ferro]] (0,2%).<ref name=hkt2004>
{{cite book
 |last=Hansen |first=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V.
 |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution
 |page=19–20
 |edition=2nd
 |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]
 |year=2004
 |isbn=0387200894
}}</ref>

O Sol herdou sua composição química do [[meio interestelar]] do qual foi formado: o hidrogênio e o hélio foram produzidos na [[nucleossíntese do Big Bang]], enquanto que os metais foram produzidos por [[nucleossíntese estelar]] em gerações de estrelas que completaram sua [[evolução estelar]], e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol.<ref name=hkt2004 /> A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial.<ref name="aller1968">
{{cite journal
 |last=Aller |first=L.H.
 |title=The chemical composition of the Sun and the solar system
 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1968PASAu...1..133A&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 |journal=[[Proceedings of the Astronomical Society of Australia]]
 |volume=1 |page=133
 |year=1968
 |bibcode=1968PASAu...1..133A
}}</ref> Porém, desde que o Sol foi formado, o hélio e os [[metalicidade|metais]] presentes 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 Sol [[protoestrela]]r tinha; este era composto de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa.<ref name=lodders/>

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.<ref name=hkt2004 />

As abundâncias dos metais descritas acima são tipicamente medidas utilizando [[espectroscopia]] da fotosfera do Sol, e de medidas da abundância destes metais em [[meteorito]]s que nunca foram aquecidos a temperaturas acima do [[ponto de fusão]].<ref>{{cite web|url=http://.inist.fr/?aModele=afficheN&cpsidt=18470658|title=A method to derive the absolute composition of the Sun, the solar system, and the stars|accessdate=21/12/2009}}</ref> 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 ===
Durante a [[década de 1970]], extensiva pesquisa foi realizada sobre as abundâncias dos elementos do [[grupo 08 (química)|grupo 8]] no Sol.<ref name="biemont1978">
{{cite journal
 |last=Biemont |first=E.
 |year=1978
 |title=Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=184 |pages=683–694
 |bibcode=1978MNRAS.184..683B
}}</ref><ref>Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.</ref> Apesar disso, a determinação da abundância de certos elementos tais como [[cobalto]] e [[manganês]] fora difícil até [[1978]] por causa de suas estruturas hiper-finas.<ref name="biemont1978"/>

A [[força vibracional]] de todos os elementos ionizados do grupo 8 foi produzida pela primeira vez durante a [[década de 1960]],<ref>Corliss and Bozman (1962 citado em Biemont 1978) and Warner (1967 citado em Biemont 1978)</ref> e melhorias nas forças de oscilamento foram produzidas em [[1976]].<ref>Smith (1976 citado em 1978)</ref> Em 1978, as abundâncias de elementos ionizados do grupo 8 foram produzidas.<ref name="biemont1978"/>

=== Relação entre massa fracionada do Sol e dos planetas ===
Vários autores consideraram a existência de uma relação de massa fracionada entre as composições [[isótopo|isotópicas]] dos [[gás nobre|gases nobres]] do Sol e dos planetas,<ref>Signer and Suess 1963; Manuel 1967; Marti 1969; Kuroda and Manuel 1970;
Srinivasan and Manuel 1971, all cited in Manuel and Hwaung 1983</ref> tais como [[néon]] e [[xénon]].<ref>Kuroda and Manuel 1970 citado em Manuel e Hwaung 1983:7</ref> Acreditava-se que todo o Sol possuía a mesma composição da atmosfera solar, ao menos até [[1983]].<ref name="manuel1983">
{{cite journal
 |last=Manuel |first=O.K. |last2=Hwaung |first2=G.
 |title=Solar abundances of the elements
 |year=1983
 |journal=[[Meteoritics]]
 |volume=18 |issue=3 |page=209
 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1983Metic..18..209M&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 |bibcode=1983Metic..18..209M
}}</ref>

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.<ref name="manuel1983"/>

== Campo magnético ==
{{Artigo principal|[[Campo magnético estelar]]}}
[[Ficheiro:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|left|A [[corrente heliosférica difusa]] estende-se até as regiões exteriores do [[Sistema Solar]], e resulta da influência do [[campo magnético]] do Sol em rotação no [[plasma]] no [[meio interplanetário]].<ref>
{{cite web
 |url=http://wso.stanford.edu/#MeanField
 |title=The Mean Magnetic Field of the Sun
 |publisher=[[Wilcox Solar Observatory]]
 |year=2006
 |accessdate=01-08-2007
}}</ref> ]]

O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um forte [[campo 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.<ref name=Zirker2002-119>Zirker, 2002, pp. 119-120</ref> O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente de [[atividade solar]]. Estes incluem as [[manchas solares]] na superfície do Sol, as [[erupções solares]] e as variações no vento solar.<ref name=Zirker2002>{{cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=2002|publisher=[[Princeton University Press]]|isbn=9780691057811|pages=120–127}}</ref> Efeitos da atividade solar na [[Terra]] incluem [[aurora polar|auroras]] em médias a altas latitudes, a disrupção de comunicação de [[Ondas de rádio|rádio]] e [[potência elétrica]]. Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel na [[formação e evolução do Sistema Solar]]. A atividade solar constantemente muda a estrutura da [[ionosfera]] terrestre.<ref name=Phillips1995>{{cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521397889|pages=14–15, 34-38}}</ref>

Toda a matéria no Sol está presente na forma de [[gás]] e [[plasma]], devido à sua alta temperatura. Isto torna possível [[rotação 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 as [[linha de campo|linhas do campo]] magnético entortem com o tempo, provocando a erupção de [[anéis coronais]] em sua superfície, a formação de [[manchas solares]] e de [[proeminências solares]], via [[reconexão magnética]]. Este entortamento gera o [[dínamo solar]] e o [[ciclo solar]] de atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos.<ref>{{cite web|url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html |title=CNN.com - Sci-Tech - Space - Sun flips magnetic field - February 16, 2001 |publisher=Archives.cnn.com |date= |accessdate=11-07-2009}}</ref><ref>{{cite web|url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |title=The Sun Does a Flip |publisher=Science.nasa.gov |date=15-02-2001 |accessdate=2009-07-11}}</ref>

O campo magnético solar estende-se bem além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando o [[campo magnético interplanetário]].<ref name=Russell2001/> 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 possuem [[polaridade]]s diferentes. Esta camada é chamada de [[corrente heliosférica difusa]].<ref name=Russell2001/> 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 uma [[espiral de Arquimedes]], chamada de [[espiral de Parker]].<ref name=Russell2001/> O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400 [[tesla (unidade)|T]] na 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.<ref name=Wang2003>{{cite journal|last=Wang|first=Y.-M.|coauthors=Sheeley, N.R.|title=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum|year=2003|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|pages=1248–56|doi=10.1086/375449|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1248W}}</ref>

== Ciclo solar ==


=== Manchas solares ===
{{Artigo principal|[[Mancha solar]]}}

Quando o Sol é observado com os filtros apropriados, as características mais imediatamente visíveis são geralmente suas [[mancha solar|manchas]], 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 onde [[convecção]] é 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 de [[erupção solar|erupções solares]] e [[ejeção de massa coronal]]. As maiores manchas solares podem possuir dezenas de quilômetros de diâmetro.<ref name="Sunspot2001">{{cite web
 |date=30-03-2001
 |title=The Largest Sunspot in Ten Years
 |publisher=Goddard Space Flight Center (GSFC)
 |url=http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/solarexp/sunspot.htm
 |accessdate=10-07-2009}}</ref>

[[Ficheiro:Solar-cycle-data.png|thumb|left|Variação do [[ciclo solar]] nos últimos 30 anos.]]
[[Ficheiro:Sunspot-number.png|thumb|left|Número de [[mancha solar|manchas solares]] observadas 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 de [[ciclo 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 pela [[lei 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).<ref name="solarcycle">{{cite web
 |date=04-01-2008
 |title=NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle
 |publisher=PhysOrg (Science/Physics News)
 |url=http://www.physorg.com/news119271347.html
 |accessdate=10-07-2009}}</ref>

O ciclo solar possui grande influência na [[meteorologia do espaço]], e influencia significantemente o [[clima]] na 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 estão [[correlação|correlacionadas]] com ciclos solares mais longos que o geral. No [[século XVII]], o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. A [[Europa]] experenciou temperaturas muito baixas durante este século, fenômeno que foi denominado [[mínimo de Maunder]] ou [[Pequena Idade do Gelo]].<ref name="Lean">
{{cite journal
 |last=Lean |first=J. |last2=Skumanich |first2=A. |last3=White |first3=O.
 |title=Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum
 |journal=[[Geophysical Research Letters]]
 |volume=19 |issue=15 |pages=1591–1594
 |year=1992
 |doi=10.1029/92GL01578
}}</ref> Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise de [[dendrocronologia|anéis de árvores]], também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.<ref>{{cite book|title=Trace Gas Emissions and Plants|editor= S.N. Singh|publisher=Springer|chapter=Greenhouse gases and global warming|authors=Mackay, R.M.; Khalil, M.A.K |year=2000|pages=1–28|url= http://books.google.co.uk/books?hl=en&lr=&id=tQBS3bAX8fUC&oi=fnd&pg=PA1&dq=solar+minimum+dendochronology&ots=EwgrkY19RE&sig=9i7mliSqz2W7baK117IR4qJgalE|accessdate=19-07-2009|isbn=9780792365457}}</ref>

Estudos de [[heliosismologia]] executados a partir de [[sonda espacial|sondas espaciais]] permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções.<ref>{{cite web|url=http://www.newscientist.com/article/dn12520|title=Vibrations on the Sun may 'shake' the Earth |accessdate=21/12/2009}}</ref> 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 da [[Terra]] e da oscilação da [[temperatura]] do [[plasma]] [[ionosfera|ionosférico]] na [[estratosfera]] da atmosfera terrestre.

=== Possível ciclo a longo termo ===
Uma teoria recente argumenta que instabilidades magnéticas existentes no núcleo do Sol causariam flutuações com períodos de {{fmtn|41000}} ou {{fmtn|100000}} anos. Isto poderia explicar melhor as [[idade do gelo|idades do gelo]] do que os [[ciclo de Milankovitch|ciclos de Milankovitch]].<ref>{{cite journal
 |last=Ehrlich |first=R.
 |title=Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change
 |journal=[[Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics]]
 |volume=69 |issue=7 |page=759
 |year=2007
 |doi=10.1016/j.jastp.2007.01.005
 |id={{arxiv|astro-ph/0701117}}
}}</ref><ref>{{cite journal
 |last=Clark |first=S.
 |title=Sun's fickle heart may leave us cold
 |url=http://environment.newscientist.com/channel/earth/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html
 |journal=[[New Scientist]]
 |issue=2588 |page=12
 |year=2007
 |doi=10.1016/S0262-4079(07)60196-1
 |volume=193
}}</ref>

== Evolução ==
{{Artigos principais|[[Formação e evolução do Sistema Solar]] e [[evolução estelar]]}}

O Sol formou-se cerca de 4,57 bilhões (4,567 mil milhões) de anos atrás quando uma [[nuvem molecular]] entrou em colapso.<ref name=Zirker2002-7>Zirker, 2002, pp. 7-8</ref> [[Evolução estelar]] é medida em duas maneiras: através da presente idade da [[sequência principal]] do Sol, que é determinada através de [[modelagem computacional|modelagens computacionais]] de evolução estelar; e [[nucleocosmocronologia]].<ref name="Bonanno">{{cite journal
 |last=Bonanno |first=A. |last2=Schlattl |first2=H. |last3=Paternò |first3=L.
 |title=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS
 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=390 |pages=1115–1118
 |year= 2008
 |doi=10.1051/0004-6361:20020749
 |id={{arxiv|astro-ph/0204331}}
}}</ref> A idade medida através destes procedimentos está de acordo com a [[datação radiométrica|idade radiométrica]] do material mais antigo encontrado no Sistema Solar, que possui 4,567 bilhões (4,567 mil milhões) de anos.<ref>{{cite journal
 |last=Amelin |first=Y. |last2=Krot |first2=A. |last3=Hutcheon |first3=I.
 |last4=Ulyanov |first4=A.
 |title=Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions.
 |journal=[[Science]]
 |volume=297 |issue=5587 |pages=1678–1683
 |year=2002
 |doi=10.1126/science.1073950
 |pmid=12215641
}}</ref><ref name="nature436">
{{cite journal
 |last=Baker |first=J. |last2=Bizzarro |first2=M. |last3=Wittig |first3=N.
 |last4=Connelly |first4=J. |last5=Haack |first5=H.
 |title=Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites
 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=436 | pages=1127–1131
 |year=2005
 |doi=10.1038/nature03882
}}</ref>

O Sol está aproximadamente na metade da [[sequência 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, produzindo [[neutrino]]s e [[radiação 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.<ref>{{cite book
 |last=Goldsmith |first=D. |last2=Owen |first2=T.
 |title=The search for life in the universe
 |url=http://books.google.de/books?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96
 |page=96
 |publisher=[[University Science Books]]
 |year=2001
 |isbn=9781891389160
}}</ref>

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 a [[fusão nuclear do hélio]], produzindo [[carbono]], entrando na fase do [[ramo gigante assimptótico]].<ref name=zeilik>
{{cite book
 |last=Zeilik |first=M.A.
 |last2=Gregory |first2=S.A.
 |title=Introductory Astronomy & Astrophysics
 |edition=4th
 |page=322
 |publisher=[[Saunders College Publishing]]
 |year=1998
 |isbn=0030062284
}}</ref>

[[Ficheiro:Ciclo de vida do sol.PNG|thumb|centro|700px|Ciclo de vida do Sol.]]

O destino da Terra é precário. Como uma [[gigante vermelha]], o Sol terá um raio máximo maior de 250 UA, maior do que a órbita atual da Terra.<ref name=Schroeder /> Porém, quando o Sol tornar-se uma gigante vermelha, a estrela terá perdido cerca de 30% de sua massa atual, devido à massa perdida no [[vento 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 à [[força de maré|forças de maré]].<ref name=Schroeder>
{{cite journal
 |last=Schröder |first=K.-P. |last2=Smith |first2=R.C.
 |title=Distant future of the Sun and Earth revisited
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=386 |issue=1 |page=155
 |year=2008
 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x
 |id={{arxiv|0801.4031}}
}}</ref><ref>{{cite news
 |last=Palmer |first=J.
 |title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 |url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
 |work=[[New Scientist]]
 |year=2008
 |accessdate=24-03-2008
}}</ref>

Mesmo que a Terra não seja incinerada pelo Sol, a [[água]] do 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 {{fmtn|1000000000}} 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 qual [[vida]] em terra firme somente existiu nos últimos {{fmtn|1000000000}} anos. Em outros {{fmtn|1000000000}} 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.<ref name=Schroeder /><ref>{{cite news
 |first=D. |last=Carrington
 |title=Date set for desert Earth
 |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm
 |publisher=[[BBC News]]
 |year=2000
 |accessdate=31-03-2007
}}</ref>

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 converter [[fusão nuclear do carbono|carbono em oxigênio]], e portanto, não explodirá como uma [[supernova]]. Ao invés disso, após o término da fusão de hélio, intensas pulsações térmicas farão com que o Sol ejete suas camadas exteriores, formando uma [[nebulosa planetária]]. O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como uma [[anã branca]] com 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.<ref name="future-sun">
{{cite web
 |last=Pogge |first=R.W.
 |title=The Once and Future Sun
 |url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html
 |publisher=[[Ohio State University]] (Department of Astronomy)
 |year=1997
 |work=[http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy]
 |accessdate=07-12-2005
}}</ref><ref name="Sackmann">
{{cite journal
 |last=Sackmann |first=I.-J. |last2=Boothroyd |first2=A.I. |last3=Kraemer |first3=K.E.
 |title=Our Sun. III. Present and Future
 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=418|page=457
 |year=1993
 |doi=10.1086/173407
}}</ref>

== Luz solar ==
{{Artigo principal|Luz solar}}

[[Ficheiro:Geometry of a Total Solar Eclipse.svg|thumb|Geometria de um [[eclipse solar]] total.]]

A [[luz solar]] é a principal fonte de [[energia]] da [[Terra]]. A [[constante solar]] é a quantidade de [[potência]] que o Sol deposita por unidade de área diretamente exposta para [[luz solar]]. A constante solar é igual a aproximadamente {{fmtn|1368|W/m²}} a 1&nbsp;UA do Sol, ou seja, na ou próxima à órbita da Terra,<ref name=TSI>{{cite web |title=Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present |url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant | accessdate = 05-10-2005}}</ref> sendo que o planeta recebe por segundo {{fmtn|50000000|[[watt|GW]]}}.{{#tag:ref|1&nbsp;GW equivale à produção de uma grande [[usina termoelétrica]] ou [[usina nuclear]].<ref>{{cite web|url=http://www.miniwatt.it/mwarchivio/mwb2006/0602_Energ_REN21.pdf|title=Le energie rinnovabili nel 2005|accessdate=24-07-2008}}</ref>|group=nota}} Porém, a [[luz solar]] na superfície da [[Terra]] é [[atenuação|atenuada]] pela [[atmosfera terrestre]], diminuindo a potência por unidade de área recebida na superfície para aproximadamente {{fmtn|1000|W/m²}} no [[zênite]], em um céu claro.<ref name=El-Sharkawi2005>{{cite book|last=El-Sharkawi|first=Mohamed A.|title=Electric energy|year=2005|publisher=CRC Press|isbn=9780849330780|pages=87–88}}</ref>
A [[energia solar]] pode ser coletada através de uma variedade de processos sintéticos e naturais.

A luz solar é indispensável para a manutenção de [[vida]] na Terra, sendo responsável pela manutenção de [[água]] no estado [[líquido]], condição indispensável para permitir vida como se conhece, e, através de [[fotossíntese]] em certos organismos (utilizando [[água]] e [[dióxido de carbono]]), produz o [[oxigênio]] (O<sub>2</sub>) necessário para a manutenção da vida nos organismos dependentes deste elemento e compostos orgânicos mais complexos (como [[glucose]]) que são utilizados por tais organismos, bem como outros que alimentam-se dos primeiros. A energia solar também pode ser capturada através de [[célula solar|células solares]], para a produção de [[eletricidade]] ou efetuar outras tarefas úteis (como [[aquecimento]]). Mesmo [[combustível fóssil|combustíveis fósseis]] tais como [[petróleo]] foram produzidos via luz solar — a energia existente nestes combustíveis foi originalmente convertida de energia solar via fotossíntese, em um passado distante.<ref name=Phillips1995-319>Phillips, 1995, pp. 319-321</ref>

=== Eclipses do Sol ===
{{Artigo principal|Eclipse solar}}

Um [[eclipse solar]] ocorre quando a [[Lua]] passa na frente do Sol e da [[Terra]], cobrindo parcialmente ou totalmente o Sol. Estes eventos podem ocorrer apenas durante a [[Lua nova]], onde o Sol e a Lua estão em [[conjunção]], 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.<ref>{{cite book
 | last = Littmann
 | first = Mark
 | coauthors = Fred Espenak, Ken Willcox
 | title = Totality: Eclipses of the Sun
 | publisher = Oxford University Press
 | date = 2008
 | pages = 18–19
 | isbn = 0199532095
}}</ref> 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 da [[penumbra]] da Lua.

== Sistema planetário ==
{{Artigo principal|[[Sistema Solar]]}}

[[Ficheiro:Solar sys.jpg|thumb|esquerda|250px|Representação artística do Sistema Solar, tamanho não em escala.]]

O Sol, como várias outras [[estrela]]s, possui seu próprio [[sistema planetário]], que é o [[Sistema Solar]], constituído de todos os [[corpo celeste|corpos celestes]] que orbitam em torno do Sol devido à atração gravitacional solar. Estes corpos estão divididos em três categorias principais: [[planeta]]s, [[planeta anão|planetas anões]] e [[corpo menor do sistema solar|corpos menores]], bem como seus respectivos [[Satélite natural|satélites]].<ref name="sis.solare">{{cite web|url=http://www.nineplanets.org/overview.html|title=An Overview of the Solar System |accessdate=15-02-2007}}</ref>

Oito planetas orbitam em torno do Sol: [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]], [[Vênus (planeta)|Vênus]], [[Terra]], [[Marte (planeta)|Marte]], [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], [[Saturno (planeta)|Saturno]], [[Urano (planeta)|Urano]] e [[Neptuno (planeta)|Neptuno]]. Os planetas podem ser classificados como [[planeta sólido|sólidos]] ou [[planeta gasoso|gasosos]], 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.<ref name="sis.solare"/>

[[Plutão (planeta)|Plutão]] foi considerado desde sua descoberta em [[1930]] até [[2006]] como o nono planeta do Sistema Solar. Em 2006, a [[União Astronômica Internacional]] criou a classificação de planeta anão. Presentemente, o Sistema Solar possui cinco planetas anões: Plutão, [[Éris (planeta anão)|Eris]], [[Haumea]], [[Makemake]], e [[Ceres (planeta anão)|Ceres]].<ref>{{cite web|date=07-11-2008|title=Dwarf Planets and their Systems|work= Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) |url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html#DwarfPlanets| accessdate=13-07-2008 | publisher= U.S. Geological Survey }}</ref> Todos são [[plutoide]]s,<ref>{{cite web
 |date=June 11, 2008, Paris
 |title=Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto
 |publisher=[[International Astronomical Union]] (News Release - IAU0804)
 |url=http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0804
 |accessdate=11-06-2008}}</ref> com exceção de Ceres, localizado no [[cinturão de asteroides]]. O número de planetas anões poderá crescer nos próximos anos na medida em que novos plutoides são descobertos.<ref>{{citeweb|author=Tancredi & Favre|title=Which are the dwarfs in the Solar system?|publisher=Asteroids, Comets, Meteors|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/acm2008/pdf/8261.pdf |accessdate=20-09-2008}}</ref>

Os corpos menores pertencem a vários grupos de objetos. Entre Marte e Júpiter localiza-se o [[cinturão de asteroides]], com [[troiano (astronomia)|asteroides troianos]] nas órbitas de [[asteroides troianos de Júpiter|Júpiter]] e [[asteroides troianos de Neptuno|Neptuno]]. Além da órbita de Neptuno localiza-se o [[cinturão de Kuiper]]. Entre 20 a 100 mil UA do Sol localiza-se a [[Nuvem de Oort]], hipotetizada como a fonte de [[cometa]]s do Sistema Solar.<ref>{{cite web
 |title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs
 |author=Alessandro Morbidelli
 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0512256
 |year=2006 |accessdate=05-12-2009
 |date=02-03-2008 |format=PDF |publisher=arxiv}}</ref>

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%).<ref>{{cite journal |author=M Woolfson |title=The origin and evolution of the solar system |doi= 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x |year=2000 |journal=Astronomy & Geophysics |volume=41 |pages=1.12}}</ref> O espaço entre corpos celestes dentro do Sistema Solar não é vazio, sendo preenchido por [[plasma]] proveniente do [[vento solar]], bem como poeira, gás e [[partícula elementar|partículas elementares]], que constituem o [[meio interplanetário]].<ref name="sis.solare"/>

== Movimento e localização dentro da Via Láctea ==
[[Ficheiro:Milky Way Arms.svg|right|thumb|Localização do Sol na [[Via Láctea]].]]

O Sol localiza-se próximo ao limite anterior do [[Braço de Órion]] na [[Nuvem Interestelar Local]] ou [[Cinturão de Gould]], a uma distância hipotetizada de 7,5 a 8,5 kpc (25 a 28 mil anos-luz) do [[Centro da Via Láctea|centro]] da [[Via Láctea]],<ref name="distance1">
{{cite journal
 |last=Reid | first=M.J.
 |title=The distance to the center of the Galaxy
 |journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]
 |year=1993
 |volume=31 |pages=345–372
 |doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.002021
 |bibcode=1993ARA&A..31..345R
}}</ref><ref name="distance2">
{{cite journal
 |last=Eisenhauer |first=F.
 |coauthors=et al.
 |title=A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=597 |issue=2 |pages=L121–L124
 |year=2003
 |doi=10.1086/380188
 |bibcode=2003ApJ...597L.121E
}}</ref><ref name="distance3">
{{cite journal
 |last=Horrobin |first=M.
 |coauthors=et al.
 |title=First results from SPIFFI. I: The Galactic Center
 |url=http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf
 |journal=[[Astronomische Nachrichten]]
 |volume=325 |issue=2 |pages=120–123
 |year=2004
 |doi=10.1002/asna.200310181
}}</ref><ref name="eisenhaueretal2005">
{{cite journal
 |last=Eisenhauer |first=F.
 |coauthors=et al.
 |title=SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume = 628 |issue=1 |pages=246–259
 |year=2005
 |doi=10.1086/430667
 |bibcode=2005ApJ...628..246E
}}</ref> dentro da [[Bolha Local]], um espaço de [[gás]] quente rarefeito, possivelmente produzido por remanescentes da [[supernova]] [[Geminga]].<ref>{{cite journal |last1=Gehrels|first1=Neil|last2=Chen|first2=Wan|year=1993|month=fevereiro|day=25|title=The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble|journal=Nature|volume=361|pages=706–707|doi=10.1038/361704a0|url=http://www.nature.com/nature/journal/v361/n6414/abs/361706a0.html|accessdate=24-09-2009}}</ref> A distância entre o braço local e o próximo braço, o [[Braço de Perseus]], é de cerca de 6,5 mil anos-luz.<ref name="fn9">
{{cite web
 |last=English |first=J.
 |title=Exposing the Stuff Between the Stars
 |url = http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html
 |publisher=Hubble News Desk
 |year=2000
 |accessdate = 10-05-2007
}}</ref> O Sol, e portanto, o Sistema Solar, encontra-se na [[zona habitável]] da galáxia.

O [[ápice solar]] é a direção do Sol em sua órbita na Via Láctea. A direção geral da moção solar aponta para a estrela [[Vega (estrela)|Vega]], próxima à constelação [[Hércules (constelação)|Hércules]], a um ângulo de cerca de 60 graus para a direção do [[centro galáctico]]. Para um observador em [[Alpha Centauri]], o sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constelação [[Cassiopéia (constelação)|Cassiopéia]].<ref>{{cite web
 |last=Beletsky |first=Y.
 |title=The Milky Way Near the Southern Cross
 |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap070517.html
 |work=[[Astronomy Picture of the Day]]
 |publisher=[[NASA]]
 |year=2007
 |accessdate=26-05-2009
}}</ref>

Acredita-se que a órbita do Sol em torno do centro da Via Láctea seja [[elipse|elíptica]], 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 um [[oscilador harmônico simples]] sem força de [[arrasto]]. Cientistas afirmaram que os eventos de passagem do Sistema Solar nos braços espirais de maior densidade muitas vezes coincide com eventos de [[extinção em massa]] na Terra, possivelmente devido a um aumento de [[evento de impacto|eventos de impacto]] causado por distúrbios gravitacionais de estrelas próximas.<ref name="extinction">
{{cite journal
 |last=Gillman |first=M.
 |last2=Erenler |first2=H.
 |title=The galactic cycle of extinction
 |url=http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?aid=1804088
 |journal=[[International Journal of Astrobiology]]
 |volume=386 |issue= |page=155
 |year=2008
 |doi=10.1017/S1473550408004047
}}</ref> O Sistema Solar completa uma órbita em torno do centro da Via Láctea (um [[ano galáctico]]) a cada 225-250 milhões de anos.<ref name="fn10">
{{cite web
 |last=Leong |first=S.
 |title=Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)
 |url=http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml
 |work=The Physics Factbook
 |year=2002
 |accessdate=10-05-2007
}}</ref> com o Sol tendo completado entre 20 e 25 órbitas desde sua [[formação e evolução do Sistema Solar|formação]]. A [[velocidade orbital]] do Sistema Solar em torno do centro da galáxia é de cerca de 251&nbsp;km/s.<ref name="space.newscientist.com"/> Nesta velocidade, o Sol toma cerca de 1,4 mil anos para percorrer um [[ano-luz]], ou oito dias para percorrer 8 [[unidade astronômica|UA]].<ref>{{cite book
 |last=Garlick |first=M.A.
 |title=The Story of the Solar System
 |page=46
 |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |year=2002
 |isbn=0521803365
}}</ref>

A moção do Sol relativo ao [[baricentro]] do Sistema Solar é complicado por perturbações dos planetas. A cada séculos, esta moção alterna entre [[retrógrado]] e [[prógrado]].<ref>{{Citar web |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507269 |título=Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity, J. Javaraiah, 2005 |língua= |autor= |obra= |data= |acessodata=}}</ref>

== Problemas teóricos ==
=== Problema do neutrino solar ===
[[Ficheiro:Kép1.png|left|thumb|Número de neutrinos predito em teoria (em amarelo) e observados (em azul), em [[2000]].]]
{{Artigo principal|[[Problema dos neutrinos solares]]}}

Por muitos anos o número de [[neutrino|neutrinos elétron]] solares detectado na Terra era um terço a metade do número predito no [[modelo solar padrão]]. Esta anomalia foi chamada de [[problema 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 podem [[oscilação de neutrinos|oscilar]] — mudar de [[sabor (física)|sabor]] — durante a jornada do núcleo solar para a Terra, para os neutrinos tau e múon, ambos indectetáveis com a tecnologia da época.<ref name="Haxton">
{{cite journal
 |last=Haxton |first=W.C.
 |title=The Solar Neutrino Problem
 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 |journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=33 |pages=459–504
 |year=1995
 |doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.002331
 |bibcode=1995ARA&A..33..459H
}}</ref> Vários observatórios de neutrinos foram construídos na [[década de 1980]] para medir o fluxo de neutrinos solares o mais precisamente possível, tais como o [[Observatório de Neutrinos de Sudbury]] e [[Kamiokande]].<ref name=McDonald2004/> Dados destes observatórios eventualmente levaram à descoberta de que neutrinos possuem uma pequena [[massa]], e que oscilam, mudando de sabor.<ref>{{cite journal |last= Ahmad|first= QR|authorlink= |coauthors= et al.|date= 2001-07-25|title= Measurement of the Rate of νe + d p + p + e<sup>-</sup> Interactions Produced by <sup>8</sup>B Solar Neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory|journal= [[Physical Review Letters]]|volume= 87|issue= 7|publisher= [[American Physical Society]]|pages= 071301|doi= 10.1103/PhysRevLett.87.071301|id= [[Physics and Astronomy Classification Scheme|PACS]] 26.65.+t, 14.60.Pq, 95.85.Ry|url= http://link.aps.org/abstract/PRL/v87/e071301|accessdate= 04-06-2008}}</ref><ref name="Schlattl" /> 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.<ref name=McDonald2004/><ref>{{cite web |url= http://www.sno.phy.queensu.ca/sno/first_results/|title= Sudbury Neutrino Observatory First Scientific Results|accessdate=04-06-2008|date=03-07-2001|work= |publisher=}}</ref> Esta proporção é similar ao predito pelo [[efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein]], que descreve a oscilação de neutrinos em matéria. Como consequência, o problema do neutrino solar é considerado resolvido.<ref name=McDonald2004>{{cite journal|last=MacDonald|first=A.B.|title=Solar neutrinos|year=2004|journal=New Journal of Physics|volume=6|issue=1|pages=121|doi=10.1088/1367-2630/6/1/121|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004NJPh....6..121M}}</ref>

=== Problema do aquecimento coronal ===
[[Ficheiro:Traceimage.jpg|thumb|right|Imagem de [[anel coronal]], tomado pela [[TRACE]].]]
{{Artigo principal|[[Coroa solar]]}}

Sabe-se que a [[fotosfera]], a superfície visível do Sol, possui uma temperatura de cerca de {{fmtn|6000|K}}. Acima da fotosfera, porém, na [[coroa solar]], as temperaturas aumentam para 1 a 2 milhões K.<ref name=Erdelyi2007/> A alta temperatura da coroa solar indica que esta região é aquecida por um outro mecanismo além de [[condução térmica]] da fotosfera.<ref name=Russell2001/>

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.<ref name=Erdelyi2007/> O primeiro mecanismo é aquecimento [[onda|ondular]], onde o qual ondas [[som|sonoras]], [[onda gravitacional|gravitacionais]] ou magnetohidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção.<ref name=Erdelyi2007/> Estas ondas locomovem-se para a superfície, e dissipam na coroa, depositando sua energia no gás ambiente na forma de calor.<ref name="Alfven">
{{cite journal
 |last=Alfvén |first=H.
 |title=Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona
 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1947MNRAS.107..211A&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=107 |issue=2 |page=211
 |year=1947
 |doi =
 |bibcode=1947MNRAS.107..211A
}}</ref> O outro mecanismo é aquecimento [[campo magnético|magnético]], onde o qual energia magnética é estocada continuamente pela moção fotosférica, e solta através de [[reconexão magnética]], primariamente através de grandes [[erupção solar|erupções 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 da [[coroa solar]].<ref name="Parker2">
{{cite journal
 |last=Parker |first=E.N.
 |title=Nanoflares and the solar X-ray corona
 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ...330..474P&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=330 |issue=1 |page=474
 |year=1988
 |doi=10.1086/166485
 |bibcode=1988ApJ...330..474P
}}</ref>

Não se sabe mecanismos de aquecimento ondular são efetivamente responsáveis pelo aquecimento da coroa solar. Análises mostram que todos os tipos de ondas exceto [[onda de Alfvén|ondas de Alfvén]] dissipam-se antes de chegar na coroa solar.<ref name="Sturrock">
{{cite journal
 |last=Sturrock |first=P.A. |last2=Uchida |first2=Y.
 |title=Coronal heating by stochastic magnetic pumping
 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1981ApJ...246..331S&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=246 |issue=1 |page=331
 |year=1981
 |doi=10.1086/158926
 |bibcode=1981ApJ...246..331S
}}</ref> 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.<ref name=Erdelyi2007>{{cite journal|last=Erdèlyi|first=R.|coauthors=Ballai, I.|title=Heating of the solar and stellar coronae: a review|year=2007|journal=Astron. Nachr.|volume=328|pages=726–733|doi=10.1002/asna.200710803|url=http://www3.interscience.wiley.com/journal/116320594/abstract}}</ref>

=== Paradoxo do jovem Sol fraco ===
[[Ficheiro:Solar system barycenter.svg|thumb|left|Moção do [[baricentro]] do [[Sistema Solar]], relativo ao Sol.]]
{{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 o [[arqueano]], o Sol possuía apenas 75% do brilho atual. Com esta potência, a [[energia solar]] recebida pela Terra não seria suficiente para sustentar [[água]] no estado [[líquido]], e portanto, [[vida]] não poderia ter desenvolvido-se durante este período.{{#tag:ref|A primeira evidência sólida de vida na Terra data de 3,4 bilhões (3,4 mil milhões) de anos atrás.<ref>{{cite journal
 |author=Brasier, M., McLoughlin, N., Green, O. and Wacey, D. | month=June | year=2006
 |title=A fresh look at the fossil evidence for early Archaean cellular life
 |journal=Philosophical Transactions of the Royal Society: Biology | volume=361 | issue=1470
 |pages=887–902 | doi=10.1098/rstb.2006.1835
 |url=http://physwww.mcmaster.ca/~higgsp/3D03/BrasierArchaeanFossils.pdf | accessdate=30-08-2008
|format=PDF
}}</ref>|group=nota}}<ref>{{cite journal |author=Schopf, J. |title=Fossil evidence of Archaean life |journal=Philosophical Transactions of the Royal Society of London: B Biological Sciences |volume=361 |issue=1470 |pages=869–85 |year=2006 |pmid=16754604 |doi=10.1098/rstb.2006.1834
}}</ref> 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 de [[gases do efeito estufa]] (tais como [[dióxido de carbono]], [[metano]] e/ou [[amônia]]) do que atualmente, tornando possível estocar calor suficiente para compensar pela menor quantidade de [[energia solar]] recebida pelo planeta.<ref name="Kasting">
{{cite journal
 |last=Kasting |first=J.F.
 |last2=Ackerman |first2=T.P.
 |title=Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere
 |journal=[[Science]]
 |volume=234 |issue=4782 |pages=1383–1385
 |year=1986
 |doi=10.1126/science.11539665
 |pmid=11539665
}}</ref>

=== Outras anomalias ===
O Sol está atualmente comportando-se inesperadamente em várias maneiras:<ref>Robert Zimmerman, "What's Wrong with Our Sun?", ''Sky and Telescope'' August 2009</ref><ref>{{Citar web |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2009/01apr_deepsolarminimum.htm |título=Título ainda não informado (favor adicionar) |língua= |autor= |obra= |data= |acessodata=}}</ref>

* 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; desde [[maio]] de [[2008]], várias predições foram feitas indicando o aumento iminente da atividade solar, todas elas [[refutação|refutadas]].
* 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 do [[vento solar]] caiu 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, a [[heliosfera]], que preenche o [[Sistema Solar]], diminuiu de tamanho, resultando no aumento da [[raio cósmico|radiação cósmica]] atingindo a Terra e sua atmosfera.

== História de observação ==
=== Na antiguidade ===
[[Ficheiro:Solvogn.jpg|thumb|right|Acredita-se que o [[carro solar de Trundholm]] seja uma escultura ilustrando um importante aspecto da [[mitologia nórdica]].]]

O conhecimento mais fundamental da humanidade sobre o Sol é esta como um disco luminoso no [[céu]], cuja presença acima do [[horizonte]] cria o [[dia]], e sua ausência cria a [[noite]]. Várias culturas [[pré-história|pre-históricas]] e [[Idade Antiga|antigas]] acreditavam que o Sol era uma [[deidade solar]], ou outro fenômeno [[supernatural]]. O veneramento do Sol foi um aspecto central de civilizações como os [[Incas]] da [[América do Sul]] e os [[Aztecas]] no atual [[México]]. Vários monumentos antigos foram construídos com fenômenos solares em mente; por exemplo, [[monumento megalítico|monumentos megalíticos]] podem ser encontrados em [[Nabta Playa]] (no [[Egito]]), em [[Mnajdra]] (em [[Malta]]) e em [[Stonehenge]] (no [[Reino Unido]]). [[Newgrange]], um monte pre-histórico construído na [[Irlanda]], foi construído para detectar o [[solstício]] de inverno; a [[pirâmide]] de [[Templo de Kukulcán]], em [[Chichén Itzá]] (no [[México]]), foi desenhada para lançar [[sombra]]s com o formato de [[serpente]]s subindo a pirâmide, nos [[equinócio]]s de [[primavera]] e [[outono]].

Durante a era do [[Império Romano]], o [[aniversário]] do Sol era um [[feriado]] celebrado como [[Sol Invictus]] ("Sol não-conquistado"), logo após o solstício de inverno, pode ter sido um antecedente do [[Natal]]. Com respeito a [[estrela fixa|estrelas fixas]], o Sol, relativo à Terra, aparenta girar uma vez por ano em torno da [[eclíptica]], pelo [[zodíaco]], fazendo com que [[astrônomo]]s [[Antiga Grécia|gregos]] considerassem o Sol como um dos sete [[planeta]]s (do [[língua grega|grego]] ''planetes'', que significa "perambulador"), etimologia explicando o nome dos sete [[dias da semana]] em vários [[idioma]]s.<ref name=oed>{{citeweb| url= http://dictionary.oed.com/cgi/entry/50180718?query_type=word&queryword=planet | publisher = Oxford English Dictionary| title = planet, n.| accessdate=07-02-2008 | month=Dezembro | year=2007}} ''Note: select the Etymology tab ''</ref><ref name=almagest>{{cite journal|first=Bernard R.|last=Goldstein|title=Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory| journal=Journal for the History of Astronomy | volume=28 | issue=1 | year=1997 | pages=1–12 | location=Cambridge (UK) |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997JHA....28....1G|accessdate=06-02-2008}}</ref><ref>{{cite book|title=Ptolemy's Almagest|author= Ptolemy|coauthors=Toomer, G. J.|publisher=Princeton University Press|year=1998|isbn=9780691002606}}</ref>

=== Desenvolvimento do conhecimento científico ===
Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicação [[ciência|científica]] ou [[filosofia|filosófica]] do Sol foi o antigo [[filósofo]] grego [[Anaxágoras de Clazômenas]], que chegou à conclusão que o Sol era uma bola enorme de metal em chamas maior do que até o [[Peloponeso]], e não a [[biga]] de [[Hélio (mitologia)|Hélio]].<ref>{{cite journal
 |last=Sider |first=D.
 |title=Anaxagoras on the Size of the Sun
 |url=http://www.jstor.org/stable/269068
 |journal=[[Classical Philology]]
 |volume=68 |issue=2 |pages=128–129
 |year=1973
 |doi=10.1086/365951
}}</ref> Por ensinar esta [[heresia]], [[Anaxágoras]] foi preso pelas autoridades locais e [[pena de morte|condenado à morte]], tendo, no entanto, sido solto através da intervenção de [[Péricles]]. [[Eratóstenes]], no [[século III a.C.]], estimou que a distância entre o Sol e a [[Terra]] de "[[estádio (unidade)|estádios]] de [[miríade]]s 400 e 80&nbsp;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. No [[século I a.C.]], [[Ptolomeu]] estimou a distância entre o Sol e a Terra como {{fmtn|1210}} vezes o [[raio terrestre]].<ref>{{cite journal
 |last=Goldstein |first=B.R.
 |title=The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses
 |journal=[[Transactions of the American Philosophical Society]]
 |volume=57 |issue=4 |page=9–12
 |year=1967
 |doi=10.2307/1006040
}}</ref>

[[Astronomia islâmica|Contribuições árabes medievais]] incluem a descoberta de que a direção da [[excentricidade orbital]] do Sol está em constante mudança (o equivalente do movimento da Terra ao longo de uma órbita [[elipse|elíptica]] na astronomia moderna), por [[Albatenius]],<ref>''A short History of scientific ideas to 1900'', C. Singer, Oxford University Press, 1959, p. 151.</ref> e [[Ibn Yunus]] recordou mais de {{fmtn|10000}} entradas sobre a posição do Sol utilizando um grande [[astrolábio]].<ref>The Arabian Science, C. Ronan, pp. 201–244 in ''The Cambridge Illustrated History of the World's Science'', Cambridge University Press, 1983; at pp. 213–214.</ref>

Acredita-se que a primeira teoria [[heliocentrismo|heliocêntrica]], onde o Sol é o centro em torno do qual os planetas orbitam, foi proposta pela primeira vez por [[Aristarco de Samos]]. Vários astrónomos [[astronomia babilônica|babilônicos]], [[astronomia indiana|indianos]] e árabes posteriormente também propuseram teorias heliocêntricas, na antiguidade e na [[era medieval]]. Esta teoria foi revivida no [[século XVI]] por [[Nicolau Copérnico]]. No início do [[século XVII]], a invenção do [[telescópio]] permitiu observações detalhadas das manchas solares por [[Thomas Harriot]], [[Galileu Galilei]], e 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.<ref>{{cite web
 |title=Galileo Galilei (1564–1642)
 |url=http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml
 |publisher=[[BBC]]
 |accessdate=22-03-2006
}}</ref> Manchas solares, porém, já haviam sido observadas desde a [[dinastia Han]], com [[astronomia chinesa|astrônomos chineses]] mantendo documentos escritos destas observações por séculos.

Em [[1672]], [[Giovanni Cassini]] e [[Jean Richer]] determinaram a distância entre a Terra e [[Marte (planeta)|Marte]] e, com os novos dados, foram capazes de calcular a distância entre a Terra e o Sol. [[Isaac Newton]] observou a luz solar utilizando um [[prisma]], mostrando que a luz solar é feita de várias [[cor]]es,<ref>{{cite web
 |title=Sir Isaac Newton (1643–1727)
 |url=http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml
 |publisher=[[BBC]]
 |accessdate=22-03-2006
}}</ref> e em [[1800]], [[William Herschel]] descobriu a radiação [[infravermelha]], também 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.<ref>{{cite web
 |title=Herschel Discovers Infrared Light
 |url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html
 |publisher=Cool Cosmos
 |accessdate=22-03-2006
}}</ref> Durante o [[século XIX]], estudos de espectroscopia avançaram significantemente e [[Joseph von Fraunhofer]] fez as primeiras observações de [[raia espectral|linhas de absorção]] no espectro solar - devido à sua descoberta, as linhas de absorção mais fortes do espectro são comumente chamadas de ''[[linhas de Fraunhofer]]''. Uma observação detalhada do espectro solar revela um número de cores desaparecidas, que aparecem como bandas pretas.<ref name=miscol>{{cite web|url=http://apod.nasa.gov/apod/ap070624.html|title=APOD: 2007 June 24 - All the Colors of the Sun|accessdate=21/12/2009}}</ref> Ainda não se sabe as causas de algumas destas bandas pretas.<ref name=miscol />

A fonte de energia do Sol foi um significante mistério durante os primeiros anos da era científica moderna. Uma sugestão feita por [[Lord Kelvin]] descreveu o Sol como um corpo celeste [[líquido]], em resfriamento gradual, cuja energia emitida seria proveniente de uma fonte interna de calor.<ref name=kelvin>
{{cite journal
 |last=Thomson |first=W.
 |title=On the Age of the Sun's Heat
 |url=http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html
 |journal=[[Macmillan's Magazine]]
 |year=1862
 |volume=5 |pages=388–393
 |doi =
}}</ref> Kelvin e [[Hermann von Helmholtz]] então propuseram o [[mecanismo de Kelvin-Helmholtz]] como sendo esta 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.<ref group="nota" name="Idade da Terra">Na época, no [[século XIX]], datando antes da descoberta da [[datação 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.</ref><ref name=kelvin /> Em [[1890]], [[Joseph Lockyer]], que descobriu [[hélio]] no espectro solar, propôs uma hipótese meteorítica para explicar a formação e evolução do Sol,<ref>{{cite book
 |last=Lockyer |first=J.N.
 |title=The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems
 |publisher=[[Macmillan and Co.|Macmillan and Co]]
 |year=1890
 |doi =
 |bibcode=1890QB981.L78.....
}}</ref> onde o calor do Sol era mantido por [[meteoro]]s.<ref>{{cite book|book=A Century's Progress in Astronomy|author=Hector MacPerson|year=2008}}</ref>

Foi somente em [[1904]] que uma solução substanciada foi proposta. [[Ernest Rutherford]] sugeriu [[desintegração radioativa]] no interior do Sol como a fonte de energia solar.<ref>{{cite web
 |last=Darden |first=L.
 |title=The Nature of Scientific Inquiry
 |url=http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/
 |year=1998
}}</ref> Porém, foi [[Albert Einstein]] que forneceu a pista essencial da fonte de energia solar, através da equação [[equivalência massa-energia|E = mc²]].<ref>{{Cite book |last = Hawking |first = S. W. |author-link = Stephen Hawking |year = 2001 |title = The Universe in a Nutshell |publisher = Bantam Books |isbn = 0-55-380202-X}}</ref> Em [[1920]], [[Arthur Eddington]] propôs que a [[pressão]] e a [[temperatura]] do núcleo solar poderia produzir uma reação de [[fusão nuclear]], onde átomos de hidrogênio (prótons) são fundidos entre si formando núcleos de hélio, resultando na produção de [[energia]], e da perda de massa solar.<ref>{{cite web
 |title=Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington
 |url=http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html
 |work=Space Science
 |publisher=[[European Space Agency]]
 |year=2005
 |accessdate=01-08-2007
}}</ref> A preoponderância de hidrogênio no Sol foi confirmada em [[1925]] por [[Cecilia Payne-Gaposchkin]]. O conceito teórico de fusão foi desenvolvido na [[década de 1930]] pelos [[astrofísica|astrofísicos]] [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] e [[Hans Bethe]], sendo o último o primeiro cientista a calcular em detalhes as duas reações nucleares primárias que alimentam o Sol.<ref name="Bethe">
{{cite journal
 |last=Bethe |first=H.
 |title=On the Formation of Deuterons by Proton Combination
 |journal=[[Physical Review]]
 |volume=54 |issue=10 |pages=862–862
 |year=1938
 |doi=10.1103/PhysRev.54.862.2
}}</ref><ref name="Bethe2">
{{cite journal
 |last=Bethe |first=H.
 |title=Energy Production in Stars
 |journal=[[Physical Review]]
 |volume=55 |issue=1 |pages=434–456
 |year=1939
 |doi=10.1103/PhysRev.55.434
}}</ref>

Em [[1957]], um [[ensaio]] de [[seminário]] foi publicado por [[Margaret Burbidge]], chamado de "Síntese dos Elementos nas Estrelas",<ref>{{cite journal
 |first=E.M. |last=Burbidge |first2=G.R. |last2=Burbidge |first3=W.A. |last3=Fowler
 |first4=F. |last4=Hoyle
 |title=Synthesis of the Elements in Stars
 |journal=[[Reviews of Modern Physics]]
 |volume=29 |issue=4 |pages=547–650
 |year=1957
 |doi=10.1103/RevModPhys.29.547
 |bibcode=1957RvMP...29..547B
}}</ref> demonstrando que a maior parte dos [[elementos químicos]] no [[universo]] foi [[nucleossíntese|sintetizado]] por reações nucleares dentro de estrelas, como o Sol.

=== Missões espaciais solares ===
[[Ficheiro:STEREO-B solar eclipse.jpg|thumb|left|A [[Lua]] passando na frente do Sol, vista pela [[STEREO-B]] em [[25 de fevereiro]] de [[2007]]. Por causa do fato de que o satélite artificial possui uma [[órbita heliocêntrica]], seguindo a Terra, e estando significantemente mais longe da última do que a Lua, esta aparece menor do que o Sol na imagem.<ref>
{{cite web
 |last=Phillips |first=T.
 |title=Stereo Eclipse
 |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2007/12mar_stereoeclipse.htm
 |work=Science@NASA
 |publisher=[[NASA]]
 |year=2007
 |accessdate=19-06-2008
}}</ref>]]

Os primeiros [[satélites]] designados para observar o Sol foram as [[Programa Pioneer|Pioneer]] [[Pioneer 5|5]], [[Pioneer 6|6]], [[Pioneer 7|7]], [[Pioneer 8|8]] e [[Pioneer 9|9]], que foram lançadas entre [[1959]] e [[1968]]. Estas sondas orbitaram o Sol a uma distância similar à da [[Terra]], e fizeram os primeiros estudos detalhados do [[vento solar]] e do [[campo magnético solar]]. A Pioneer 9 em especial operou por um longo tempo, transmitindo informações até [[1987]].<ref>{{cite web
 |last=Wade |first=M.
 |title=Pioneer 6-7-8-9-E
 |url=http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm
 |year=2008
 |publisher=[[Encyclopedia Astronautica]]
 |accessdate=22-03-2006
}}</ref>

Na [[década de 1970]], as [[Programa Hélios|Hélio]], [[sonda espacial|sondas espaciais]], e o [[Apollo Telescope Mount]] da [[Skylab]], obtiveram novas informações significantes sobre o vento solar e a [[coroa solar]]. O programa Hélio foi realizado em conjunto entre os [[Estados Unidos]] e a [[Alemanha]], que estudaram o vento solar utilizando órbitas com os [[perélio]]s localizados dentro da órbita de [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]].<ref name=Burlaga2001/> A estação Skylab, lançado pela [[NASA]] em [[1973]], incluiu um módulo solar [[observatório]], o [[Apollo Telescope Mount]], que era operado por astronautas residindo dentro da estação.<ref name=Dwivedi2006/> A Skylab fez as primeiras observações da região de transição solar e das emissões [[ultravioleta]]s da coroa solar.<ref name=Dwivedi2006/> Descobertas dos dois programas incluíram as primeiras observações de [[ejeção de massa coronal]], nomeados então de "transientes coronais", e de [[buraco coronal|buracos coronais]], dos quais sabe-se que estão bastante relacionados com o vento solar.<ref name=Burlaga2001>{{cite journal|last=Burlaga|first=L.F.|title=Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results|year=2001|journal=Planetary and Space Science|volume=49|pages=1619–27|doi=10.1016/S0032-0633(01)00098-8|url=}}</ref>

Em [[1980]], a [[Solar Maximum Mission]] foi lançada pela [[NASA]]. Este [[satélite artificial]] foi projetada para observar [[raios gama|raio gama]], [[raios X]] e raios [[ultravioleta]] das 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 em [[standby]], permanecendo três anos neste estado inativo. Em [[1984]], a missão [[STS-41-C]] do [[ônibus espacial]] [[Challenger (ônibus espacial)|Challenger]] recuperou 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 sua [[reentrada atmosférica|reentrada]] na [[atmosfera terrestre]], que ocorreu em [[junho]] de [[1989]].<ref>{{cite web
 |title=SPARTAN 201-3: The Corona
 |url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html
 |year=1998
 |accessdate=19-12-2009
}}</ref>



Lançado em [[1991]], o satélite artificial [[Japão|japonês]] [[Yohkoh]] ("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 um [[eclipse solar]] em [[2001]] fez com que o satélite perdesse sua mira no Sol. Foi destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre em [[2005]]. O satélite [[Hinode]], foi lançado em [[2006]], continuará com os estudos tomados pela Yohkoh.<ref>{{cite web
 |title=Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere
 |url=http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html
 |publisher=[[Japan Aerospace Exploration Agency]]
 |year=2005
 |accessdate=22-03-2006
}}</ref>

Uma das missões solares mais importantes foi a sonda [[SOHO (sonda espacial)|Solar and Heliospheric Observatory]] (SOHO), construída em conjunto pela [[Agência Espacial Europeia]] e pela [[NASA]], e lançada em [[2 de dezembro]] de [[1995]].<ref name=Dwivedi2006/> Inicialmente planejada como uma missão de dois anos de duração, a sonda provou ser tão útil nos estudos do Sol que ainda está presentemente em operação. Localizada no [[ponto de Lagrange]] entre 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 seu lançamento.<ref name=Dwivedi2006/> Além de observar diretamente o Sol, a SOHO permitiu a descoberta de um grande número de [[cometa]]s, a maior parte dos quais são pequenos [[cometa rasante|cometas rasantes]] que evaporam em sua aproximação do Sol.<ref>{{cite web
 |title=Sungrazing Comets
 |url=http://sungrazer.nrl.navy.mil/
 |publisher=[[LASCO]] ([[US Naval Research Laboratory]])
 |accessdate=19-03-2009
}}</ref> 

Todas estas espaçonaves observaram o Sol no plano da [[eclíptica]], e consequentemente, apenas as regiões equatoriais foram exploradas em detalhes por estas espaçonaves. A sonda [[Ulysses (sonda espacial)|Ulysses]] foi lançada em [[1990]] para estudar as regiões polares do Sol, utilizando uma órbita significantemente inclinada em relação à eclípica. Para atingir tal órbita, a Ulysses viajou até [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], utilizando o planeta como uma [[gravidade assistida|catapulta gravitacional]] para alcançar a órbita necessária. Como a sonda [[Galileu (sonda espacial)|Galileu]], a Ulysses estava bem localizada para estudo o impacto do cometa [[Shoemaker-Levy 9]] em 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 veendo solar em altas latitudes era cerca de 750&nbsp;km/s mais devagar do que o esperado, e que grandes ondas magnéticas emergiam em altas latitudes solares, com estas ondas espalhando [[raio cósmico|raios cósmicos]] galácticos.<ref>{{cite web
 |author=[[Jet Propulsion Laboratory|JPL]]/[[California Institute of Technology|CALTECH]]
 |title=Ulysses: Primary Mission Results
 |url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html
 |publisher=[[NASA]]
 |year=2005
 |accessdate=22-03-2006
}}</ref> Sua última comunicação com a Terra foi realizada em [[30 de junho]] de [[2009]].

[[Ficheiro:446667main1 sdo-fulldisk-670.jpg|thumb|left|Imagem inédita da superfície do Sol feita pelo [[Solar Dynamics Observatory]] em 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 espacial [[Genesis (sonda espacial)|Gênese]] foi uma sonda espacial designada para coletar sonda espacial, 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, o [[pára-quedas]] da 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.<ref>{{cite journal
 |last=Calaway |first=M.J.
 |title=Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1
 |journal=[[Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B]]
 |volume=267 |issue=7 |page=1101
 |year=2009
 |doi=10.1016/j.nimb.2009.01.132
}}</ref>

As duas espaçonaves do programa [[STEREO|Solar Terrestrial Relations Observatory]] (STEREO) foram lançadas em [[outubro]] de [[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 observação [[estereoscopia|estereoscópica]] do Sol e de fenômenos solares como [[ejeção de massa coronal|ejeções de massa coronais]].<ref name=inst>{{cite web | date = March 8, 2006 | url = http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html | title = STEREO Spacecraft & Instruments | work = NASA Missions | accessdate = May 30, 2006 }}</ref><ref>{{cite journal| title= Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)|author= Howard R. A., Moses J. D., Socker D. G., Dere K. P., Cook J. W.|journal= Solar Variabilit and Solar Physics Missions Advances in Space Research|volume= 29|issue= 12|pages=2017–2026|year= 2002 }}</ref>

Em [[21 de abril]] de 2010, a NASA divulgou imagens inéditas da superfície do astro, enviadas pela sonda [[Solar Dynamics Observatory]], lançada em fevereiro de 2010 e equipada com câmeras de alta definição e [[ultravioleta]] de 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.<ref>[http://edition.cnn.com/2010/TECH/04/21/gallery.solar.imagery/index.html?hpt=C1 CNN:NASA unveils new images of the sun]</ref><ref>[http://www.nasa.gov/ NASA's New Eye on the Sun Delivers Stunning First Images]</ref>

== Observação e efeitos em Terra ==
[[Ficheiro:The sun1.jpg|thumb|right|Imagem do Sol através de uma [[lente fotográfica]] da superfície da Terra.]]

O Sol é muito brilhante, e olhar diretamente para o Sol a [[olho nu]] por curtos períodos de tempo pode ser [[dor|dolorido]], mas não é particularmente perigoso para [[olho]]s saudáveis e não-dilatados.<ref>{{cite journal
 |author=White et al.
 |title=Chorioretinal temperature increases from solar observation
 |journal=[[Bulletin of Mathematical Biophysics]]
 |volume=33 |issue=1 |page=1
 |year=1971
 |doi=10.1007/BF02476660
}}</ref><ref>{{cite journal
 |first=M.O.M. |last=Tso |first2=F.G. |last2=La Piana
 |title=The Human Fovea After Sungazing
 |journal=[[Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology]]
 |year=1975
 |volume=79 |pages=OP788
 |pmid=1209815
}}</ref> Além de dor, olhar diretamente para o Sol causa [[fosfeno]]s e [[cegueira]] temporária. A [[retina]] recebe 4 [[watt|mW]] quando o Sol é diretamente observado a olho nu, levemente aquecendo-na, e podendo [[lesão|lesionar]] olhos que não respondem apropriadamente ao brilho excessivo.<ref>{{cite journal
 |last=Hope-Ross |first=M.W.
 |title=Ultrastructural findings in solar retinopathy
 |journal=[[Eye (revista científica)|Eye]]
 |volume=7 |page=29
 |year=1993
 |doi =
 |pmid=8325420
}}</ref><ref>{{cite journal
 |title=Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD
 |last=Schatz |first=H. |last2=Mendelblatt |first2=F.
 |journal=[[British Journal of Ophthalmology]]
 |volume=57 |issue=4 |page=270
 |year=1973
 |doi=10.1136/bjo.57.4.270
 |pmid=8325420
}}</ref> Radiação [[ultravioleta]] gradualmente faz com que as lentes dos olhos tornem-se amarelas com o tempo, e acredita-se que esta radiação contribua na formação de [[cataratas]], mas em ambos os casos, isto é relacionado com exposição geral ao Sol, e não com a ação de olhar diretamente ao Sol.<ref group="nota" name="observação">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 de [[eclipse solar|eclipses solares]] é a formação de cegueira de eclipses, ou queimaduras da retina.</ref><ref>{{cite web
 |last=Chou |first=B.R.
 |title=Eye Safety During Solar Eclipses
 |url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety2.html
 |year=2005
|archiveurl=https://archive.is/9wHA|archivedate=2012-07-16}}</ref> Observações a olho nu do Sol de longa duração pode causar lesões na retina, induzidas por raios ultravioleta, similares à [[queimadura solar|queimaduras solares]], após 100 segundos de exposição direta, particularmente quando raios ultravioleta do Sol são intensos e bem focalizados.<ref>{{cite journal
 |first=W.T. Jr. |last=Ham |first2=H.A. |last2=Mueller |first3=D.H. |last3=Sliney
 |journal=[[Nature]]
 |title=Retinal sensitivity to damage from short wavelength light
 |volume=260 |page=153
 |year=1976
 |doi=10.1038/260153a0
}}</ref><ref>{{cite book
 |first=W.T. Jr. |last=Ham |first2=H.A. |last2=Mueller |first3=J.J. Jr. |last3=Ruffolo
 |first4=D. III, |last4=Guerry
 |chapter=Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear
 |title=The Effects of Constant Light on Visual Processes
 |editor=Williams, T.P.; Baker, B.N.
 |publisher=[[Plenum Press]]
 |pages=319–346
 |year=1980
 |isbn=0306403285
}}</ref> 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 ao [[zénite]], e observações feitas em alta [[altitude]], são todos fatores que aumentam a suceptibilidade de lesões em observações diretas a olho nu.

Observar o Sol utilizando instrumentos ópticos que concentram luz, tais como [[binóculo]]s e [[telescópio]]s, é uma atividade bastante perigosa sem um filtro bloqueador de radiação ultravioleta e que diminui significantemente o brilho solar. Um [[filtro de densidade neutra]] pode não filtrar raios ultravioleta e portanto, observações com estes filtros é ainda perigoso. Filtros atenuantes para observação solar devem ser feitas especificamente para este uso: alguns filtros improvisados não filtram raios ultravioleta ou [[infravermelho]], estes podendo machucar os olhos em alto brilho.<ref>{{cite book
 |first=T. |last=Kardos
 |title=Earth science
 |url=http://books.google.de/books?id=xI6EDV_PRr4C&pg=PT102
 |page=87
 |publisher= [[J.W. Walch]]
 |year=2003
 |isbn=9780825145001
}}</ref> Binóculos sem filtros podem aumentar em 500 vezes a quantidade de energia solar recebida pela retina, matando células deste [[tecido]] de 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 no [[meio-dia]] podem causar cegueira permanente.<ref name="Marsh">
{{cite journal
 |last=Marsh |first=J.C.D.
 |title=Observing the Sun in Safety
 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982JBAA...92..257M&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 |journal=[[Journal of the British Astronomical Association]]
 |volume=92 |issue=6 |page=257
 |year=1982
 |bibcode=1982JBAA...92..257M
}}</ref>

A observação direta de [[Eclipse solar|eclipses solares]] parciais são perigosos por causa de que a [[pupila]] dos olhos não estão adaptados 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 pela [[Lua]] 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. Neste caso, observação direta do Sol nestas circumstâncias aumenta o diâmetro da pupila de 2&nbsp;[[milímetro|mm]] para 6&nbsp;mm, e neste caso, cada célula da retina exposto à luz solar recebe cerca de 10 vezes mais luz do que observação do Sol em um dia normal, podendo lesionar ou matar estas células, resultando em manchas de cegueira permanente no campo de visão.<ref name="Espenak">
{{cite web
 |last=Espenak |first=F.
 |title=Eye Safety During Solar Eclipses
 |url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety.html
 |publisher=[[NASA]]
 |year=2005
 |accessdate=22-03-2006
|archiveurl=https://archive.is/F2Jd|archivedate=2012-07-16}}</ref> O perigo não é imediatamente percebido por observadores inexperientes e [[criança]]s, devido à ausência de [[dor]], 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.

Durante o [[nascer do Sol]] e o [[pôr-do-sol]], a luz do Sol é atenuada devido à [[dispersão de Rayleigh]] e à [[dispersão de Mie]], através de uma passagem particularmente longa na atmosfera terrestre,<ref name=Haber2005>{{cite journal|last=Haber|first=Jorg|coauthors=Magnor, Marcus; Seidel, Hans-Peter|title=Physically based Simulation of Twilight Phenomena|year=2005|journal=ACM Transactions on Graphics (TOG)|volume=24|issue=4|pages=1353–1373|doi=10.1145/1095878.1095884|url=http://www.mpi-inf.mpg.de/~magnor/publications/tog05.pdf|format=pdf}}</ref> e condições atmosféricas tais como [[neblina]], altas quantidades de [[pó]] na atmosfera e alta [[umidade]] atmosférica, 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 entre [[nuvem|nuvens]]).<ref>{{cite journal|title=Diurnal asymmetries in global radiation|author=I.G. Piggin|journal=Springer|year=1972|journal=Theoretical and Applied Climatology|volume=20|number=1|doi=10.1007/BF02243313|pages=41–48|url=http://www.springerlink.com/content/yk122g1g34254774/|accessdate=19-07-2009}}</ref>

Um raro [[fenômeno óptico]] que pode ocorrer logo após o nascer do Sol, ou antes do pôr-do-sol, que é conhecido como [[brilho verde]]. O brilho é causado pela luz do Sol, este estando um pouco abaixo do [[horizonte]], sendo [[refração|refracionada]] em direção ao observador, geralmente, através de [[inversão térmica]]. A refração de luz de comprimento de ondas menores ([[Violeta (cor)|violeta]], [[azul]] e [[verde]]) é maior do que aquela que ocorre em luz de comprimento de ondas maiores ([[amarelo]], [[Laranja (cor)|laranja]] e [[vermelho]]). A luz violeta e azul dispersam-se mais do que a luz verde, fazendo com que a luz observada seja visto como verde.<ref>{{cite web
 |title=The Green Flash
 |url=http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml
 |publisher=[[BBC]]
 |accessdate=10-08-2008
|archiveurl=http://web.archive.org/web/20050316042520/http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml|archivedate=2005-03-16}}</ref>

Luz ultravioleta do Sol possui propriedades [[antiséptico|anti-sépticas]], e pode ser utilizado no [[saneamento]] de objetos e [[água]]. Raios ultravioleta possuem um papel importante na produção de [[vitamina D]] no [[corpo humano]], embora em excesso cause [[queimadura solar|queimaduras solares]]. A luz ultravioleta é fortemente atenuada pela [[camada de ozônio]], e portanto, a quantidade de luz ultravioleta varia bastante com a [[latitude]], sendo parcialmente responsável por várias adaptações biológicas em [[ser vivo|seres vivos]], incluindo variações da [[cor da pele]] humana em várias regiões da Terra.<ref>{{cite journal
 |last=Barsh |first=G.S.
 |title=What Controls Variation in Human Skin Color?
 |journal=[[PLoS Biology]]
 |volume=1 |page=e7
 |year=2003
 |doi=10.1371/journal.pbio.0000027
}}</ref>

== O Sol na cultura humana ==
{{Artigo principal|[[Sol na cultura humana]]}}

[[Ficheiro:Disc Sol BM GR1899.12-1.2.jpg|left|thumb|Disco dedicado ao [[Sol Invictus]].]]

Como outros fenômenos naturais, o Sol foi um objeto de veneração em várias [[cultura]]s ao longo da história da [[humanidade]], sendo a origem da palavra [[domingo]] em vários [[idioma]]s. A origem da palavra "Sol" nos [[idiomas românicos]] e [[língua inglesa antiga|anglo-saxônicas]] provém do [[língua protoindo-europeia|protoindo-europeu]], um antigo ancestral dos atuais [[línguas indo-europeias|idiomas indo-europeus]], sendo utilizado 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.<ref>{{cite web|url=http://www.astro.uu.nl/~strous/AA/en/antwoorden/namen.html|title=Astronomy Names|accessdate=09-10-2009}}</ref> "Sol" é o nome moderno da estrela em vários idiomas além do português, tais como [[língua castelhana|espanhol]], [[língua catalã|catalão]], [[língua galega|galego]].<ref>{{cite web|title= Total Solar Eclipse in Other Languages|publisher=mreclipse.com|url=http://www.mreclipse.com/Special/SElanguage.html|accessdate=17-07-2009}}</ref> A [[moeda]] do [[Peru]], o [[sol novo]], foi assim chamada em homenagem ao Sol {{es}}, bem como seus antecessores, o [[Inti]] (em [[quechua]], além de ser o Deus solar da civilização [[Inca]]) e o [[sol (moeda)|sol antigo]]. Em [[língua persa|persa]], "sol" significa "[[ano solar]]".

O Sol não possui um nome oficial, de acordo com a [[União Astronômica Internacional]], o órgão responsável pela nomeação de corpos celestes.<ref>{{cite web|title=Astronomy - Question on Earth's Sun & Moon names|publisher=allexperts.com|url=http://en.allexperts.com/q/Astronomy-1360/Question-Earth-Sun-Moon.htm|accessdate=21-07-2009}}</ref> Por exemplo, Sol em [[língua inglesa|inglês]] pode ser ''"Sun"'' ou ''"Sol"''. Embora essa última forma seja aceita em inglês, não é comumente utilizada. O adjetivo do Sol é "solar".<ref name=adjetivo>{{cite web|url=http://www.priberam.pt/DLPO/default.aspx?pal=solar|title=Solar no Dicionário Priberam|accessdate=11-10-2008}}</ref>

No [[Leste da Ásia]], o Sol é representado pelo símbolo 日 ([[língua chinesa|chinês]] [[pinyin]] ''rì'', ou [[língua japonesa|japonês]] ''nichi'') ou 太陽, no [[chinês tradicional]] e japonês; ou 太阳, no [[chinês simplificado]] (pinyin ''tài yáng'' ou japonês ''taiyō''). Em [[língua vietnamita|vietnamita]], estes símbolos [[caligrafia chinesa|chineses]] são descritos como ''nhật'' e ''dương'', respectivamente, enquanto que a palavra vietnmanita nativa ''mặt trời'' significa "face do céus". A [[Lua]] e o Sol são associados com o [[yin-yang]], onde a Lua representa "yin" e o Sol representa "yang", representando opostos dinâmicos.<ref>Osgood, Charles E. "From Yang and Yin to and or but." Language 49.2 (1973): 380–412 . JSTOR. 16 Nov. 2008 <http://www.jstor.org/search>.</ref>

== {{Ver também}} ==
{{Portal-Sistema Solar}}
* [[Classificação estelar]]
* [[Eclipse solar]]
* [[Eclíptica]]
* [[Energia solar]]
* [[Anexo:Lista das estrelas mais brilhantes|Lista das estrelas mais brilhantes]]
* [[Ponto antissolar]]
* [[Sistema Solar]]

{{Notas}}

{{Referências|col=3}}

== Leia mais ==
* {{cite journal |last=Thompson |first=M.J. |year=2004 |title=Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior |journal=[[Astronomy and Geophysics]] |volume=45 |issue=4 |page=21-25 |doi=}}

== {{Ligações externas}} ==
{{Wikipédia audível|Pt Sol intro.ogg|25-02-2013}}
{{correlatos
|commons = Sun
|commonscat = Sun
|wikiquote = Sol
|wikidictionary = Sol }}
* {{Link|en|2=http://sohowww.nascom.nasa.gov/ |3=Sonda SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) da NASA.}}
* {{Link|en|2=http://www.nso.edu |3=National Solar Observatory.}}
* {{Link|en|2=http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-30-the-sun-spots-and-all/ |3=Astronomy Cast: o Sol.}}
* {{Link|en|2=http://www.boston.com/bigpicture/2008/10/the_sun.html |3=Galeria de imagens espetaculares do Sol de várias instituições, do The Boston Globe.}}
* {{Link|en|2=http://www.acrim.com |3=Observações de satélite da luminosidade solar.}}
* {{Link|en|http://www.suntrek.org Sun|Trek, um website educacional sobre o Sol.}}
* {{Link|en|2=http://www.solarphysics.kva.se/ |3=SST, o Telescópio Solar Sueco de 1-metro.}}
* {{Link|en|2=http://alienworlds.glam.ac.uk/sunStructure.html |3=Animação da estrutura do Sol da Universidade de Glamorgan.}}

{{Estrela}}
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