+Soleu 320px<font color="white"> Donadas d'observacion Distància mejanade la Tèrra 149,6·106 km(8 min 18,6 sa la velocitat de la lutz) Luminositat -26,74 Magnitud absoluda +4,83 Caracteristicas orbitalas Distància mejanadel centre de la Via Lactèa 2,5·1017 km annadas-lutz Periòde orbital galactic 2,26·108 annadas Velocitat 217 km/s Periòde de rotacion siderala 25,38 d (a l'eqüator)(25 d 9 h 7 min 13 s) Caracteristicas fisicas Diamètre (fotosfèra) km Massa 1,9891·1030 kg Volum 1,412·1018 km3 Densitat mejana 1408 kg/m3 Temperatura Superficiala: 5780 KCorona: 5 MKNuclèu: 13,6 MK Composicion de la fotosfèra (en massa) Idrogèn 71% Èli 27% Autres elements 2% Composicion de la fotosfèra (en nombre d'atòms) Idrogèn 90,965% Èli 8,889% Oxigèn 774 ppm Carbòni 330 ppmNeon 112 ppmAzòt 102 ppm Fèrre 43 ppmMagnèsi 35 ppmSilici 32 ppmSofre 15 ppm
Lo Soleu (var. Solelh, Sorelh, Solei) o Sol (var. Só) es una estela situada au centre dau Sistèma Solar. La Tèrra e totei leis autrei planetas dau Sistèma Solar viran a l'entorn dau Soleu.
Caracteristicas fisicas
Lo Soleu es una estèla dau tipe G que representa 99,8632% de la massa totala dau Sistèma Solar. Sa forma es quasi una esfèra amb una diamètre mejan egau a Williams, D. R. (2004). "Sun Fact Sheet". NASA. . Es fach de plasma. Son interior es pas dirèctament visible per leis ondas electromagneticas. Dins aquò, coma ambé leis ondas sismicas, lei scientifics utilizan leis ondas de pression emesas per lo Soleu per estudiar son estructura intèrnaPhillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 58–67. ISBN 978-0-521-39788-9..
Lo Soleu a pas de limits clarament definits coma per lei planetas telluricas. D'efèct, la densitat dau plasma demenís exponencialament dempuei lo centre fins a agantar un ponch ont la concentracion e la temperatura son tròp feblas per emetre de lutzZirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. p. 11. ISBN 978-0-691-05781-1.. Aquelei ponchs forman la fotosfèra qu'es considerada coma lo limit dau SoleuPhillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9..
Composicion
Lo Soleu es principalament compausat d'idrogèn e d'èli que representan 74,9% e 23,8% de sa massa totala au nivèu de la fotosfèraLodders, K. (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". Astrophysical Journal 591 (2): 1220. doi:10.1086/375492. Lodders, K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science 38 (suppl.): 5272. Bibcode: 2003M&PSA..38.5272L. . Leis autreis elements, 2% de la massa, son dichs « metaus » per leis astronòms. Lo pus frequent es l'oxigèn (1%) puei lo carbòni (0,3%), lo neon (0,2%) e lo fèrre (0,2%)Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. 19–20. ISBN 0-387-20089-4.. Aquela composicion es considerada coma representativa de la composicion generala dau Soleu. L'idrogèn e l'èli foguèron creats per la nucleosintèsi entraïnada per lo Big Bang e lei metaus per la nucleosintèsi se debanant dins d'estèlas ancianas e disparegudasHansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. 77–78. ISBN 0-387-20089-4..
Aquela composicion foguèt pas totjorn identica. D'efèct, d'elements de la fotosfèra son probablament dispersats au luench per lo vent solar. Ansin, d'èli e 16% dei metaus aurián dispareguts a respèct dau proto-Soleu. Ansin, la composicion de la fotosfèra iniciala seriá estada 71,1% d'idrogèn, 27,4% d'èli e 1,5% de metaus. De mai, coma lei zonas interioras dau Soleu son radiativas, lo percentatge dei partidas pròchas dau centre aurián de quantitats importantas d'èli en causa dei fenomèns de fusion nucleara. Aqueu percentatge seriá egau a 60% amb una concentracion de metaus identicaHansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. § 9.2.3. ISBN 0-387-20089-4..
Estructura intèrna
L'estructura intèrna dau Soleu tèn tres zonas principalas dichas nuclèu, zona radiativa e zona convectiva. Lo nuclèu es la region ont se debana lo fenomèn de fusion nucleara e donc la produccion d'energia. Enviroutant aquela region, la zona radiativa tèn una densitat de plasma sufisenta per transmetre la cauda dau nuclèu per raionament termic. Aquela proprietat dispareis dins la zona convectiva. Lo transferiment termic es adonc realizat per de movements de conveccion.
Nuclèu
Lo nuclèu solar se situa entre lo centre de l'estèla e un rai estimat a 0,2-0,25 rai solar. Sa densitat es quasi egala a 150 e sa temperatura a García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science 316 (5831): 1591–1593. doi:10.1126/science.1140598. Basu et al.; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal 699 (699): 1403. doi:10.1088/0004-637X "NASA/Marshall Solar Physics". Solarscience.msfc.nasa.gov.. Es la region onte se debana la fusion nucleara, e donc 99% de la produccion d'energia solara, per lo mecanisme dich cadena proton-proton. Entraïna la produccion d'èli à partir d'idrogènBroggini, Carlo (26–28 June 2003). Nuclear Processes at Solar Energy. au taus de 9,2.1037 còps per segondaPhillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.. L'energia producha es donc egala a 3,846×1026 W/s o 9,192 megatonas de TNT per segonda.
La produccion d'energia varia segon la distància au centre. Vèrs lo centre, seriá egala a 276,5 W.m-3 B. Stromgrew (1965) reprinted in D. Clayton Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. New York: McGraw-Hill, 1968.. Aquela densitat d'energia es pus similara au metabolisme d'un reptil qu'a una explosion nucleara. Lo maximum de produccion d'energia dins lo Soleu es egau au desgatjament causat per un mecanisme coma lo compostatge. Ansin, lo flux d'energia fòrça important produch per lo Soleu es mai causat per la talha de l'estèla que per una energia volumica auta.
Zona radiativa
La zona radiativa es situada entre 0,25 e 0,7 rais solars a respèct dau centre dau Soleu. I a ges de movements de conveccion dins aquela zona car la densitat de matèria es sufisenta per permetre un transferiment de calor per raionament. La temperatura varia de a e la densitat de 20 a 0,2. Lo raionament es realizat per d'emissions de fotons dempuei leis ions idrogèn e èli vèrs d'autreis ions.
Zona convectiva
Lo jaç exterior dau Soleu es la zona convectiva situada entre 0,7 e 1,0 rai solar. Dins aquela region, lo raionament pòu pas se perseguir car la densitat dei plasmas es plus sufisenta. La temperatura tomba de a e la massa volumica de a . Ansin, lei transferiments termics son assegurats per de movements de conveccion dichs colomnas termicas. Aquelei colomnas termicas son de cellulas de Bénard. An una forma exagonala qu'influéncia l'aspèct de la superficia solaraMullan, D.J (2000). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". In Page, D., Hirsch, J.G.. From the Sun to the Great Attractor. Springer. p. 22. ISBN 978-3-540-41064-5. .
Fotosfèra
La fotosfèra es la superficia visibla dau Soleu. Es lo jaç onte lo Soleu vèn opac a la lutz visiblaAbhyankar, K.D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bull. Astr. Soc. India 5: 40–44. . Delà, la lutz visbla pòu se propagar librament e son energia quitar lo Soleu. La rason d'aqueu cambiament es la diminucion de la concentration d'ions H– qu'absorbisson facilament lei radiacions compausant la lutz visibla. A l'invèrs, aquelei radiacions son produchas per la reaccion entre d'electrons e d'atòms d'idrogèn que produson d'ions H–Gibson, E.G. (1973). The Quiet Sun. NASA. ASIN B0006C7RS0 Shu, F.H. (1991). The Physics of Astrophysics. 1. University Science Books. ISBN 0-935702-64-4.. L'espessor de la fotosfèra varia entre quauquei desenaus e quauquei centenaus de quilomètres. Sa temperatura es estimada a aperaquí en utilizant lo modèl dau còrs negre.
Atmosfèra
thumb|Durant un eclipsi totau, lo corona solara vèn visibla pendant quauquei minutas coma en 1994.
Lei zonas situadas au dessús de la fotosfèra son consideradas coma l'atmosfèra solara. Aquela atmosfèra, visibla dins leis espèctres visibles, radio o gamma, tèn cinc regions principalas : lo minimum de temperatura. la cromosfèra. la region de transicion. la corona. l'eliosfèra. Lo region dicha minimum de temperatura tèn la temperatura solara mens auta. Es situada vèrs au dessús de la fotosfèra amb una valor egala a . Es sufisent per permetre l'existéncia de moleculas d'aiga o de monoxid de carbòni detectadas per lor espèctres d'absorcionSolanki, S.K.; , W. and Ayres, T. (1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science 263 (5143): 64–66. doi:10.1126/science.263.5143.64 PMID 17748350..
La cromosfèra, la region de transicion e la corona an de temperaturas pus autas que la superficia solara. Pasmens, maugrat d'ipotèsis coma l'influéncia d'ondas d'Alfvén per la coronaDe Pontieu, B.; et al. (2007). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science 318 (5856): 1574–77. doi:10.1126/science.1151747. PMID 18063784., l'explicacion d'aquelei fenomèns es pas coneguda a l'ora d'ara. La cromosfèra es una zona situada après lo minimum de temperatura que tèn una espessor egala a . Es caracterizada per d'espèctres d'emission e d'absorcion de linhas. Son nom vèn dau fach que la cromosfèra apareis coma un lamp acolorit durant lo començament e la fin d'eclipsis. La temperatura i aumenta gradualament ambé l'altitud per montar a . L'èli es donc parcialament ionizat dins lei partidas superioras de la cromosfèraHansteen, V.H.; Leer, E. (1997). "The role of helium in the outer solar atmosphere". The Astrophysical Journal 482: 498–509. doi:10.1086/304111.
La region de transicion es un pichon jaç d'una espessor de 200 km caracterizat per una aumentacion fòrça de la temperatura de a Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astron. Nachr. 328: 726–733. doi:10.1002/asna.200710803. . Aquela aumentacion es facilitada per l'ionizacion complèta deis atòms d'èli. D'efèct, en causa d'aquela ionizacion, lo refrejament dei plasmas demenís. Aquela zona a pas una altitud constanta. Forma puslèu de nívols o de filaments facilament visibles per leis aparelhs d'observacions ultravioletas dei sondas espacialasDwivedi, Bhola N. (2006). "Our ultraviolet Sun" (pdf). Current Science 91 (5): 587–595. ISSN 0011-3891. .
La corona es la partida exteriora de l'atmosfèra solara e son volum es pus important que lo Soleu. De mai, son expansion entraïna la formacion dau vent solar qu'escoba tot lo Sistèma SolarRussell, C.T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". In Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L. (pdf). Space Weather (Geophysical Monograph). American Geophysical Union. pp. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. . Sa temperatura mejana es entre e mai pòu montar a 8-. Dins lei regions bassas de la corona, la quantitat de particulas es environ 1015-. Enfin, l'eliosfèra es la cavitat creada a l'entorn dau Soleu per lo vent solar. Se situa entre 20 rais solars e lei frontieras dau Sistèma Solar fins a l'eliopausaA.G, Emslie; J.A., Miller (2003). "Particle Acceleration". In Dwivedi, B.N.. Dynamic Sun. Cambridge University Press. p. 275. ISBN 978-0-521-81057-9. . Un frònt de tuert existís adonc entre lo vent solar e lei particulas dau mitan interestellar.
Camp magnetic
thumb|Espirala de Parker e representacion dau camp magnetic solar.