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Sol

El Sol es la estrella que se encuentra en el centro del Sistema Solar . Es una esfera masiva, casi perfecta, de plasma caliente , calentada hasta la incandescencia por reacciones de fusión nuclear en su núcleo, irradiando la energía desde su superficie principalmente como luz visible y radiación infrarroja con un 10% en energías ultravioleta . Es, con mucho, la fuente de energía más importante para la vida en la Tierra . El Sol ha sido objeto de veneración en muchas culturas. Ha sido un tema central para la investigación astronómica desde la antigüedad .

El Sol orbita el centro galáctico a una distancia de 24.000 a 28.000 años luz . Desde la Tierra, esunidad astronómica (1,496 × 10 8  km ) o aproximadamente a 8 minutos luz de distancia. Su diámetro es de aproximadamente1.391.400 kilómetros (El Sol tiene una masa de aproximadamente 1.490.000 km2 , es decir, 109 veces la de la Tierra. Su masa es aproximadamente 330.000 veces la de la Tierra, lo que representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar. Aproximadamente tres cuartas partes de la masa del Sol consisten en hidrógeno (~73%); el resto es principalmente helio (~25%), con cantidades mucho más pequeñas de elementos más pesados, incluidos oxígeno , carbono , neón y hierro .

El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V), llamada informalmente enana amarilla , aunque su luz es en realidad blanca. Se formó hace aproximadamente 4.600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular . La mayor parte de esta materia se reunió en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el Sistema Solar . La masa central se volvió tan caliente y densa que finalmente inició la fusión nuclear en su núcleo . Cada segundo, el núcleo del Sol fusiona alrededor de 600 mil millones de kilogramos (kg) de hidrógeno en helio y convierte 4 mil millones de kg de materia en energía .

Dentro de unos 4.000 a 7.000 millones de años, cuando la fusión de hidrógeno en el núcleo del Sol disminuya hasta el punto en que el Sol ya no esté en equilibrio hidrostático , su núcleo experimentará un marcado aumento de densidad y temperatura que hará que sus capas externas se expandan, transformando finalmente al Sol en una gigante roja . Este proceso hará que el Sol sea lo suficientemente grande como para hacer que la Tierra sea inhabitable aproximadamente cinco mil millones de años a partir de ahora. Después de la fase de gigante roja, los modelos sugieren que el Sol se desprenderá de sus capas externas y se convertirá en un tipo denso de estrella en enfriamiento (una enana blanca ), y ya no producirá energía por fusión, pero seguirá brillando y emitiendo calor de su fusión anterior durante quizás billones de años. Después de eso, se teoriza que se convertirá en una enana negra superdensa , emitiendo energía insignificante.

Etimología

La palabra inglesa sun se desarrolló a partir del inglés antiguo sunne . Aparecen cognados en otras lenguas germánicas , entre ellas el frisón occidental sinne , el holandés zon , el bajo alemán Sünn , el alemán estándar Sonne , el bávaro Sunna , el nórdico antiguo sunna y el gótico sunnō . Todas estas palabras provienen del protogermánico * sunnōn . [17] [18] Esto está relacionado en última instancia con la palabra para sol en otras ramas de la familia de lenguas indoeuropeas , aunque en la mayoría de los casos se encuentra una raíz nominativa con una l , en lugar de la raíz genitiva en n , como por ejemplo en el latín sōl , el griego antiguo ἥλιος ( hēlios ), el galés haul y el checo slunce , así como (con *l > r ) el sánscrito स्वर् ( svár ) y el persa خور ( xvar ). De hecho, la raíz l sobrevivió también en protogermánico, como * sōwelan , que dio origen al gótico sauil (junto con sunnō ) y al prosaico nórdico antiguo sól (junto con el poético sunna ), y a través de él las palabras para sol en las lenguas escandinavas modernas: sueco y danés sol , islandés sól , etc. [18]

Los principales adjetivos para el Sol en inglés son sunny para la luz del sol y, en contextos técnicos, solar ( / ˈs oʊl ər / ) , [3] del latín sol . [19] Del griego helios proviene el raro adjetivo heliac ( / ˈh l i æ k / ) . [20] En inglés, las palabras griegas y latinas aparecen en poesía como personificaciones del Sol, Helios ( / ˈh l i ə s / ) y Sol ( / ˈs ɒ l / ), [2] [1] mientras que en la ciencia ficción Sol puede usarse para distinguir al Sol de otras estrellas. El término sol con s minúscula es utilizado por los astrónomos planetarios para la duración de un día solar en otro planeta como Marte . [21]

El símbolo astronómico del Sol es un círculo con un punto central,☉. [22] Se utiliza para unidades como M ( masa solar ), R ( radio solar ) y L ( luminosidad solar ). [23] [24]

Características generales

El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G que constituye aproximadamente el 99,86% de la masa del Sistema Solar. [25] Tiene una magnitud absoluta de +4,83, estimada como más brillante que aproximadamente el 85% de las estrellas en la Vía Láctea , la mayoría de las cuales son enanas rojas . [26] [27] Es más masivo que el 95% de las estrellas dentro de 7 pc (23 años luz). [28] El Sol es una estrella de Población I , o rica en elementos pesados, [b] . [29] Su formación hace aproximadamente 4.6 mil millones de años puede haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas cercanas . [30] [31] Esto es sugerido por una alta abundancia de elementos pesados ​​en el Sistema Solar, como el oro y el uranio , en relación con las abundancias de estos elementos en las llamadas estrellas de Población II , pobres en elementos pesados. Lo más probable es que los elementos pesados ​​se hayan producido por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova o por transmutación a través de la absorción de neutrones dentro de una estrella masiva de segunda generación. [29]

El Sol es, con diferencia, el objeto más brillante del cielo de la Tierra , con una magnitud aparente de −26,74. [32] [33] Esto es aproximadamente 13 mil millones de veces más brillante que la siguiente estrella más brillante, Sirio , que tiene una magnitud aparente de −1,46. [34]

Una unidad astronómica (unos 150 millones de kilómetros; 93 millones de millas) se define como la distancia media entre los centros del Sol y la Tierra. La distancia instantánea varía en unos ± 2,5 millones de kilómetros o 1,55 millones de millas a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio el 3 de enero aproximadamente hasta el afelio el 4 de julio aproximadamente. [35] En su distancia media, la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 20 segundos, [36] mientras que la luz de los puntos más cercanos del Sol y la Tierra tarda unos dos segundos menos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida [c] en la Tierra mediante la fotosíntesis , [37] e impulsa el clima y el tiempo de la Tierra . [38]

El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la altura sobre la fotosfera . [39] Para fines de medición, el radio del Sol se considera la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. [40] Según esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con una oblatación estimada en 9 millonésimas, [41] [42] [43] lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial en solo 10 kilómetros (6,2 mi). [44] El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol. [45]

Rotación

El Sol gira más rápido en su ecuador que en sus polos . Esta rotación diferencial es causada por el movimiento convectivo debido al transporte de calor y la fuerza de Coriolis debido a la rotación del Sol. En un marco de referencia definido por las estrellas, el período de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y 33,5 días en los polos. Visto desde la Tierra mientras orbita alrededor del Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de aproximadamente 28 días. [46] Visto desde un punto de observación sobre su polo norte, el Sol gira en sentido antihorario alrededor de su eje de giro. [d] [47]

Un estudio de análogos solares sugiere que el Sol primitivo rotaba hasta diez veces más rápido que hoy. Esto habría hecho que la superficie fuera mucho más activa, con mayor emisión de rayos X y UV. Las manchas solares habrían cubierto entre el 5 y el 30 % de la superficie. [48] La velocidad de rotación se redujo gradualmente por el frenado magnético , a medida que el campo magnético del Sol interactuaba con el viento solar saliente. [49] Un vestigio de esta rápida rotación primordial aún sobrevive en el núcleo del Sol, que se ha descubierto que rota a una velocidad de una vez por semana; cuatro veces la velocidad media de rotación de la superficie. [50] [51]

Composición

El Sol está compuesto principalmente de los elementos hidrógeno y helio . En este momento de la vida del Sol, representan el 74,9% y el 23,8%, respectivamente, de la masa del Sol en la fotosfera. [52] Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2% de la masa, siendo el oxígeno (aproximadamente el 1% de la masa del Sol), el carbono (0,3%), el neón (0,2%) y el hierro (0,2%) los más abundantes. [53]

La composición química original del Sol fue heredada del medio interestelar del que se formó. Originalmente habría sido aproximadamente 71,1% hidrógeno, 27,4% helio y 1,5% elementos más pesados. [52] El hidrógeno y la mayor parte del helio en el Sol habrían sido producidos por la nucleosíntesis del Big Bang en los primeros 20 minutos del universo, y los elementos más pesados ​​fueron producidos por generaciones anteriores de estrellas antes de que se formara el Sol, y se extendieron al medio interestelar durante las etapas finales de la vida estelar y por eventos como las supernovas . [54]

Desde que se formó el Sol, el principal proceso de fusión ha implicado la fusión de hidrógeno en helio. Durante los últimos 4.600 millones de años, la cantidad de helio y su ubicación dentro del Sol ha cambiado gradualmente. La proporción de helio dentro del núcleo ha aumentado de aproximadamente el 24% a aproximadamente el 60% debido a la fusión, y parte del helio y los elementos pesados ​​se han asentado desde la fotosfera hacia el centro del Sol debido a la gravedad . Las proporciones de elementos más pesados ​​no han cambiado. El calor se transfiere hacia afuera desde el núcleo del Sol por radiación en lugar de por convección (ver Zona radiativa a continuación), por lo que los productos de fusión no son elevados hacia afuera por el calor; permanecen en el núcleo, [55] y gradualmente se ha comenzado a formar un núcleo interno de helio que no se puede fusionar porque actualmente el núcleo del Sol no es lo suficientemente caliente o denso como para fusionar helio. En la fotosfera actual, la fracción de helio se reduce y la metalicidad es solo el 84% de lo que era en la fase protoestelar (antes de que comenzara la fusión nuclear en el núcleo). En el futuro, el helio continuará acumulándose en el núcleo y, en unos 5 mil millones de años, esta acumulación gradual acabará provocando que el Sol salga de la secuencia principal y se convierta en una gigante roja . [56]

La composición química de la fotosfera se considera normalmente representativa de la composición del Sistema Solar primigenio. [57] Normalmente, las abundancias de elementos pesados ​​solares descritas anteriormente se miden utilizando espectroscopia de la fotosfera del Sol y midiendo las abundancias en meteoritos que nunca han sido calentados a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos conservan la composición del Sol protoestelar y, por lo tanto, no se ven afectados por el asentamiento de elementos pesados. Los dos métodos generalmente concuerdan bien. [58]

Estructura y fusión

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Ilustración de la estructura del Sol, en falso color para contraste.

Centro

El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. [59] Tiene una densidad de hasta150 g/cm 3 [60] [61] (aproximadamente 150 veces la densidad del agua) y una temperatura cercana a los 15,7 millones de kelvin (K). [61] En contraste, la temperatura superficial del Sol es de aproximadamente5800 K. Un análisis reciente de los datos de la misión SOHO favorece la idea de que el núcleo gira más rápido que la zona radiactiva que se encuentra fuera de él. [59] Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía se ha producido por fusión nuclear en la región del núcleo a través de la cadena protón-protón ; este proceso convierte el hidrógeno en helio. [62 ] Actualmente, el 0,8% de la energía generada en el Sol proviene de otra secuencia de reacciones de fusión llamada ciclo CNO ; se espera que la proporción proveniente del ciclo CNO aumente a medida que el Sol se vuelva más viejo y más luminoso. [63] [64]

El núcleo es la única región del Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica a través de la fusión; el 99% de la energía del Sol se genera en el 24% más interno de su radio, y casi no se produce fusión más allá del 30% del radio. El resto del Sol se calienta con esta energía a medida que se transfiere hacia el exterior a través de muchas capas sucesivas, finalmente a la fotosfera solar, donde escapa al espacio a través de la radiación (fotones) o la advección (partículas masivas). [65] [66]

Círculos y flechas que muestran protones que se combinan en una serie de reacciones de fusión que producen helio-3, que se descompone en helio-4.
Ilustración de una cadena de reacción protón-protón, a partir de hidrógeno formando deuterio , helio-3 y helio-4 regular.

La cadena protón-protón se produce alrededor9,2 × 10 37 veces cada segundo en el núcleo, convirtiendo aproximadamente 3,7 × 1038 protones en partículas alfa (núcleos de helio) cada segundo (de un total de ~8,9 × 1056 protones libres en el Sol), o aproximadamente6,2 × 10 11  kg/s . Sin embargo, cada protón (en promedio) tarda alrededor de 9 mil millones de años en fusionarse con otro usando la cadena PP. [65] La fusión de cuatro protones libres (núcleos de hidrógeno) en una sola partícula alfa (núcleo de helio) libera alrededor del 0,7% de la masa fusionada como energía, [67] por lo que el Sol libera energía a una tasa de conversión de masa-energía de 4,26 mil millones de kg/s (que requiere 600 mil millones de kg de hidrógeno [68] ), para 384,6  yottavatios (3,846 × 10 26  W ), [5] o 9,192 × 1010  megatones de TNT por segundo. La gran producción de energía del Sol se debe principalmente al enorme tamaño y densidad de su núcleo (en comparación con la Tierra y los objetos terrestres), con una cantidad de energía relativamente pequeña generada por metro cúbico . Los modelos teóricos del interior del Sol indican una densidad de energía máxima, o producción de energía, de aproximadamente 276,5 vatios por metro cúbico en el centro del núcleo [69] , que, según Karl Kruszelnicki , es aproximadamente la misma densidad de energía dentro de una pila de compost [70] .

La tasa de fusión en el núcleo está en un equilibrio autocorrector: una tasa de fusión ligeramente más alta haría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas externas, reduciendo la densidad y, por lo tanto, la tasa de fusión y corrigiendo la perturbación ; y una tasa ligeramente más baja haría que el núcleo se enfriara y se encogiera ligeramente, aumentando la densidad y aumentando la tasa de fusión y volviéndola nuevamente a su tasa actual. [71] [72]

Zona radiativa

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Ilustración de la estructura interna de diferentes estrellas en función de su masa. El Sol, en el centro, tiene una zona radiante interna y una zona convectiva externa.

La zona radiactiva es la capa más gruesa del Sol, con 0,45 radios solares. Desde el núcleo hasta aproximadamente 0,7 radios solares , la radiación térmica es el principal medio de transferencia de energía. [73] La temperatura cae de aproximadamente 7 millones a 2 millones de kelvins a medida que aumenta la distancia desde el núcleo. [61] Este gradiente de temperatura es menor que el valor del gradiente adiabático y, por lo tanto, no puede impulsar la convección, lo que explica por qué la transferencia de energía a través de esta zona es por radiación en lugar de convección térmica. [61] Los iones de hidrógeno y helio emiten fotones, que viajan solo una breve distancia antes de ser reabsorbidos por otros iones. [73] La densidad se reduce cien veces (de 20 000 kg/m 3 a 200 kg/m 3 ) entre 0,25 radios solares y 0,7 radios, la parte superior de la zona radiactiva. [73]

Tacoclina

La zona radiativa y la zona convectiva están separadas por una capa de transición, la tacoclina . Esta es una región donde el cambio brusco de régimen entre la rotación uniforme de la zona radiativa y la rotación diferencial de la zona convectiva da como resultado una gran cizalladura entre las dos, una condición en la que las capas horizontales sucesivas se deslizan una sobre la otra. [74] Actualmente, se plantea la hipótesis de que un dinamo magnético, o dinamo solar , dentro de esta capa genera el campo magnético del Sol . [61]

Zona convectiva

La zona de convección del Sol se extiende desde 0,7 radios solares (500.000 km) hasta cerca de la superficie. En esta capa, el plasma solar no es lo suficientemente denso o caliente como para transferir la energía térmica del interior hacia el exterior a través de la radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que se desarrollen corrientes convectivas y muevan la energía del Sol hacia su superficie. El material calentado en la tacoclina absorbe calor y se expande, reduciendo así su densidad y permitiéndole ascender. Como resultado, un movimiento ordenado de la masa se desarrolla en células térmicas que transportan la mayor parte del calor hacia el exterior, a la fotosfera del Sol que se encuentra por encima. Una vez que el material se enfría de forma difusa y radiactiva justo debajo de la superficie de la fotosfera, su densidad aumenta y se hunde hasta la base de la zona de convección, donde nuevamente absorbe calor de la parte superior de la zona radiactiva y el ciclo convectivo continúa. En la fotosfera, la temperatura ha disminuido 350 veces a 5.700 K (9.800 °F) y la densidad a sólo 0,2 g/m3 ( aproximadamente 1/10.000 de la densidad del aire a nivel del mar y 1 millonésima parte de la de la capa interna de la zona convectiva). [61]

Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol que le da un aspecto granular llamado granulación solar en la escala más pequeña y supergranulación en escalas mayores. La convección turbulenta en esta parte exterior del interior solar sostiene la acción de dinamo de "pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. [61] Las columnas térmicas del Sol son células de Bénard y toman la forma de prismas aproximadamente hexagonales. [75]

Fotosfera

Un miasma de plasma
Imagen de las estructuras superficiales del Sol, similares a células

La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa debajo de la cual el Sol se vuelve opaco a la luz visible. [76] Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente que se encuentra sobre ella y se convierten en radiación solar, luz solar. El cambio en la opacidad se debe a la cantidad decreciente de iones H − , que absorben fácilmente la luz visible. [76] Por el contrario, la luz visible percibida se produce cuando los electrones reaccionan con átomos de hidrógeno para producir iones H − . [77] [78]

La fotosfera tiene un espesor de decenas a cientos de kilómetros y es ligeramente menos opaca que el aire de la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la parte inferior, una imagen del Sol parece más brillante en el centro que en el borde o limbo del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento del limbo . [76] El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a 5772 K (9930 °F), [12] intercalado con líneas de absorción atómica de las tenues capas por encima de la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de ~10 23  m −3 (aproximadamente el 0,37% del número de partículas por volumen de la atmósfera de la Tierra a nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizada: el grado de ionización es de aproximadamente el 3%, lo que deja casi todo el hidrógeno en forma atómica. [79]

Atmósfera

La atmósfera del Sol está compuesta de cinco capas: la fotosfera, la cromosfera , la región de transición , la corona y la heliosfera .

La capa más fría del Sol es una región de temperatura mínima que se extiende hasta aproximadamente500 km por encima de la fotosfera y tiene una temperatura de aproximadamente4.100  K. [76] Esta parte del Sol es lo suficientemente fría como para permitir la existencia de moléculas simples como el monóxido de carbono y el agua. [80] La cromosfera, la región de transición y la corona son mucho más calientes que la superficie del Sol. [76] La razón no se entiende bien, pero la evidencia sugiere que las ondas de Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona. [81]

Una fotografía de la superficie del sol, con llamaradas que terminan en la superficie, a la izquierda.
La región de transición del Sol tomada por el Telescopio Óptico Solar de Hinode

Por encima de la capa mínima de temperatura hay una capa aproximadamente2.000 km de espesor, dominado por un espectro de líneas de emisión y absorción. [76] Se llama cromosfera de la raíz griega chroma , que significa color, porque la cromosfera es visible como un destello de color al principio y al final de los eclipses solares totales. [73] La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, hasta alrededor de20.000 K cerca de la parte superior. [76] En la parte superior de la cromosfera el helio se ioniza parcialmente . [82]

Por encima de la cromosfera, en una capa delgada (aproximadamente200 km ) región de transición, la temperatura aumenta rápidamente desde alrededor20.000 K en la cromosfera superior a temperaturas coronales más cercanas a1.000.000 K. [ 83] El aumento de temperatura se ve facilitado por la ionización completa del helio en la región de transición, que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma. [82] La región de transición no se produce a una altitud bien definida, sino que forma una especie de nimbo alrededor de características cromosféricas como espículas y filamentos , y está en constante movimiento caótico. [73] La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde el espacio mediante instrumentos sensibles al ultravioleta extremo . [84]

Una fotografía de un eclipse solar.
Durante un eclipse solar la corona solar se puede ver a simple vista durante la totalidad.

La corona es la siguiente capa del Sol. La corona baja, cerca de la superficie del Sol, tiene una densidad de partículas de alrededor de 10 15  m −3 a 10 16  m −3 . [82] [e] La temperatura media de la corona y del viento solar es de unos 1.000.000–2.000.000 K; sin embargo, en las regiones más cálidas es de 8.000.000–20.000.000 K. [83] Aunque todavía no existe una teoría completa para explicar la temperatura de la corona, se sabe que al menos parte de su calor proviene de la reconexión magnética . [83] [85] La corona es la atmósfera extendida del Sol, que tiene un volumen mucho mayor que el volumen encerrado por la fotosfera del Sol. Un flujo de plasma hacia afuera del Sol hacia el espacio interplanetario es el viento solar . [85]

La heliosfera, la tenue atmósfera más externa del Sol, está llena de plasma del viento solar y se define que comienza en la distancia donde el flujo del viento solar se vuelve superalfvénico , es decir, donde el flujo se vuelve más rápido que la velocidad de las ondas de Alfvén, [86] aproximadamente a 20 radios solares (0,1 UA ). La turbulencia y las fuerzas dinámicas en la heliosfera no pueden afectar la forma de la corona solar en su interior, porque la información solo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja hacia afuera continuamente a través de la heliosfera, [87] [88] formando el campo magnético solar en forma de espiral , [85] hasta que impacta la heliopausa más deA 50 UA del Sol. En diciembre de 2004, la sonda Voyager 1 atravesó un frente de choque que se cree que forma parte de la heliopausa. [89] A finales de 2012, la Voyager 1 registró un marcado aumento de las colisiones de rayos cósmicos y una brusca caída de las partículas de menor energía del viento solar, lo que sugirió que la sonda había atravesado la heliopausa y había entrado en el medio interestelar , [90] y, de hecho, lo hizo el 25 de agosto de 2012, a aproximadamente 122 unidades astronómicas (18 Tm) del Sol. [91] La heliosfera tiene una heliocola que se extiende detrás de ella debido al peculiar movimiento del Sol a través de la galaxia. [92]

El 28 de abril de 2021, la sonda solar Parker de la NASA encontró las condiciones magnéticas y de partículas específicas en 18,8 radios solares que indicaron que penetró la superficie Alfvén , el límite que separa la corona del viento solar, definido como donde la velocidad Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales. [93] [94] Durante el sobrevuelo, la sonda solar Parker entró y salió de la corona varias veces. Esto demostró las predicciones de que la superficie crítica de Alfvén no tiene la forma de una bola lisa, sino que tiene picos y valles que arrugan su superficie. [93]

La luz del sol y los neutrinos

Una fotografía del sol con una capa de niebla visible delante de él.
El sol visto a través de una ligera niebla

El Sol emite luz a través del espectro visible , por lo que su color es blanco , con un índice de espacio de color CIE cercano a (0,3, 0,3), cuando se ve desde el espacio o cuando el Sol está alto en el cielo. La radiancia solar por longitud de onda alcanza su pico en la porción verde del espectro cuando se ve desde el espacio. [95] [96] Cuando el Sol está muy bajo en el cielo, la dispersión atmosférica hace que el Sol sea amarillo, rojo, naranja o magenta, y en raras ocasiones incluso verde o azul . Algunas culturas imaginan mentalmente al Sol como amarillo y algunas incluso rojo; las razones culturales para esto son debatidas. [97] El Sol está clasificado como una estrella G2 , [65] lo que significa que es una estrella de tipo G , con 2 indicando que su temperatura superficial está en el segundo rango de la clase G.

La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de área expuesta directamente a la luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente1.368 W/m 2 (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (UA) del Sol (es decir, en la órbita de la Tierra o cerca de ella). [98] La luz solar sobre la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera terrestre , de modo que llega menos energía a la superficie (más cerca de la Tierra).1.000 W/m 2 ) en condiciones despejadas cuando el Sol está cerca del cenit . [99] La luz solar en la parte superior de la atmósfera de la Tierra está compuesta (por energía total) de aproximadamente un 50% de luz infrarroja, un 40% de luz visible y un 10% de luz ultravioleta. [100] La atmósfera filtra más del 70% de la radiación ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. [101] La radiación ultravioleta solar ioniza la atmósfera superior del lado diurno de la Tierra, creando la ionosfera eléctricamente conductora . [102]

La luz ultravioleta del Sol tiene propiedades antisépticas y puede utilizarse para desinfectar herramientas y agua. Esta radiación provoca quemaduras solares , y tiene otros efectos biológicos como la producción de vitamina D y el bronceado solar . Es la principal causa de cáncer de piel . La luz ultravioleta está fuertemente atenuada por la capa de ozono de la Tierra , de modo que la cantidad de UV varía mucho con la latitud y ha sido parcialmente responsable de muchas adaptaciones biológicas, incluidas las variaciones en el color de la piel humana . [103]

150 millones de kilómetros del Sol a la Tierra
Una vez fuera de la superficie del Sol, los neutrinos y los fotones viajan a la velocidad de la luz .

Los fotones de rayos gamma de alta energía liberados inicialmente con reacciones de fusión en el núcleo son absorbidos casi inmediatamente por el plasma solar de la zona radiactiva, generalmente después de viajar solo unos pocos milímetros. La reemisión ocurre en una dirección aleatoria y generalmente a una energía ligeramente menor. Con esta secuencia de emisiones y absorciones, la radiación tarda mucho tiempo en alcanzar la superficie del Sol. Las estimaciones del tiempo de viaje de los fotones varían entre 10.000 y 170.000 años. [104] En contraste, los neutrinos , que representan aproximadamente el 2% de la producción total de energía del Sol, tardan solo 2,3 segundos en llegar a la superficie. Debido a que el transporte de energía en el Sol es un proceso que involucra fotones en equilibrio termodinámico con la materia , la escala de tiempo del transporte de energía en el Sol es más larga, del orden de 30.000.000 de años. Este es el tiempo que le tomaría al Sol regresar a un estado estable si la tasa de generación de energía en su núcleo cambiara repentinamente. [105]

Los neutrinos electrónicos son liberados por reacciones de fusión en el núcleo, pero, a diferencia de los fotones, rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos son capaces de escapar del Sol inmediatamente. Sin embargo, las mediciones del número de estos neutrinos producidos en el Sol son inferiores a lo que predicen las teorías en un factor de 3. En 2001, el descubrimiento de la oscilación de neutrinos resolvió la discrepancia: el Sol emite el número de neutrinos electrónicos predicho por la teoría, pero los detectores de neutrinos no detectaban 23 de ellos porque los neutrinos habían cambiado de sabor en el momento en que fueron detectados. [106]

Actividad magnética

El Sol tiene un campo magnético estelar que varía a lo largo de su superficie. Su campo polar es de 1 a 2 gauss (0,0001 a 0,0002  T ), mientras que el campo suele ser de 3000 gauss (0,3 T) en las características del Sol llamadas manchas solares y de 10 a 100 gauss (0,001 a 0,01 T) en las prominencias solares . [5] El campo magnético varía en el tiempo y la ubicación. El ciclo solar cuasiperiódico de 11 años es la variación más destacada en la que el número y el tamaño de las manchas solares aumentan y disminuyen. [107] [108] [109]

El campo magnético solar se extiende mucho más allá del propio Sol. El plasma del viento solar, que conduce electricidad, transporta el campo magnético del Sol al espacio, formando lo que se denomina campo magnético interplanetario . [85] En una aproximación conocida como magnetohidrodinámica ideal , las partículas de plasma solo se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético. Como resultado, el viento solar que fluye hacia afuera estira el campo magnético interplanetario hacia afuera, forzándolo a adoptar una estructura aproximadamente radial. En el caso de un campo magnético solar dipolar simple, con polaridades hemisféricas opuestas a cada lado del ecuador magnético solar, se forma una fina capa de corriente en el viento solar. A grandes distancias, la rotación del Sol tuerce el campo magnético dipolar y la capa de corriente correspondiente en una estructura espiral de Arquímedes denominada espiral de Parker . [85]

Mancha solar

Una fotografía en blanco y negro de un grupo de manchas solares.
Un gran grupo de manchas solares observado en luz blanca

Las manchas solares son visibles como parches oscuros en la fotosfera del Sol y corresponden a concentraciones de campo magnético donde se inhibe el transporte convectivo de calor desde el interior solar a la superficie. Como resultado, las manchas solares son ligeramente más frías que la fotosfera circundante, por lo que aparecen oscuras. En un mínimo solar típico , pocas manchas solares son visibles y, ocasionalmente, ninguna se puede ver en absoluto. Las que aparecen están en latitudes solares altas. A medida que el ciclo solar progresa hacia su máximo , las manchas solares tienden a formarse más cerca del ecuador solar, un fenómeno conocido como ley de Spörer . Las manchas solares más grandes pueden tener decenas de miles de kilómetros de diámetro. [110]

Un ciclo de manchas solares de 11 años es la mitad de un ciclo de dinamo Babcock -Leighton de 22 años , que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre campos magnéticos solares toroidales y poloidales . En el máximo del ciclo solar, el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su intensidad mínima de ciclo de dinamo; pero un campo cuadrupolar toroidal interno, generado a través de la rotación diferencial dentro de la tacoclina, está cerca de su intensidad máxima. En este punto del ciclo de dinamo, el afloramiento boyante dentro de la zona convectiva fuerza la aparición del campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, aproximadamente alineadas de este a oeste y con huellas con polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de los pares de manchas solares se alterna en cada ciclo solar, un fenómeno descrito por la ley de Hale . [111] [112]

Durante la fase de declive del ciclo solar, la energía se desplaza del campo magnético toroidal interno al campo poloidal externo, y las manchas solares disminuyen en número y tamaño. En el mínimo del ciclo solar, el campo toroidal tiene, correspondientemente, su intensidad mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal alcanza su intensidad máxima. Con el ascenso del siguiente ciclo de manchas solares de 11 años, la rotación diferencial desplaza la energía magnética del campo poloidal al toroidal, pero con una polaridad opuesta a la del ciclo anterior. El proceso continúa de forma continua y, en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde a un cambio, por tanto, en la polaridad general del campo magnético a gran escala del Sol. [113] [114]

Actividad solar

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Mediciones de 2005 de la variación del ciclo solar durante los 30 años anteriores

El campo magnético del Sol produce muchos efectos que colectivamente se denominan actividad solar . Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal tienden a ocurrir en grupos de manchas solares. Los agujeros coronales en la superficie de la fotosfera emiten corrientes de viento solar de alta velocidad que cambian lentamente . Tanto las eyecciones de masa coronal como las corrientes de viento solar de alta velocidad transportan plasma y el campo magnético interplanetario hacia el exterior del Sistema Solar. [115] Los efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras en latitudes moderadas a altas y la interrupción de las comunicaciones por radio y la energía eléctrica . Se cree que la actividad solar ha desempeñado un papel importante en la formación y evolución del Sistema Solar . [116]

Algunos científicos creen que el cambio secular a largo plazo en el número de manchas solares está correlacionado con el cambio a largo plazo en la irradiancia solar, [117] que, a su vez, podría influir en el clima a largo plazo de la Tierra. [118] El ciclo solar influye en las condiciones climáticas espaciales , incluidas las que rodean la Tierra. Por ejemplo, en el siglo XVII, el ciclo solar parecía haberse detenido por completo durante varias décadas; se observaron pocas manchas solares durante un período conocido como el mínimo de Maunder . Esto coincidió en el tiempo con la era de la Pequeña Edad de Hielo , cuando Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. [119] Se han descubierto mínimos extendidos anteriores a través del análisis de los anillos de los árboles y parecen haber coincidido con temperaturas globales inferiores a la media. [120]

Fases de la vida

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Visión general de la evolución de una estrella como el Sol, desde la etapa de protoestrella en colapso (izquierda) hasta la etapa de gigante roja (derecha)

Hoy en día, el Sol se encuentra aproximadamente a mitad de camino de la parte de secuencia principal de su vida. No ha cambiado drásticamente en más de cuatro mil millones de años y permanecerá bastante estable durante unos cinco mil millones más. Sin embargo, una vez que se detenga la fusión de hidrógeno en su núcleo, el Sol experimentará cambios dramáticos, tanto internos como externos.

Formación

El Sol se formó hace unos 4.600 millones de años a partir del colapso de parte de una nube molecular gigante que consistía principalmente en hidrógeno y helio y que probablemente dio origen a muchas otras estrellas. [121] Esta edad se estima utilizando modelos informáticos de evolución estelar y a través de la nucleocosmocronología . [13] El resultado es consistente con la fecha radiométrica del material más antiguo del Sistema Solar, hace 4.567 millones de años. [122] [123] Los estudios de meteoritos antiguos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de vida corta, como el hierro-60 , que se forman solo en estrellas en explosión y de vida corta. Esto indica que una o más supernovas deben haber ocurrido cerca del lugar donde se formó el Sol. Una onda de choque de una supernova cercana habría desencadenado la formación del Sol al comprimir la materia dentro de la nube molecular y hacer que ciertas regiones colapsaran bajo su propia gravedad. [124] Cuando un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a rotar debido a la conservación del momento angular y a calentarse con la presión creciente. [125] Gran parte de la masa se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco que se convertiría en los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar. [126] [127] La ​​gravedad y la presión dentro del núcleo de la nube generaron mucho calor a medida que acumulaba más materia del disco circundante, lo que finalmente desencadenó la fusión nuclear . [128]

Las estrellas HD 162826 y HD 186302 comparten similitudes con el Sol y, por lo tanto, se plantea la hipótesis de que son sus hermanas estelares, formadas en la misma nube molecular. [129] [130]

Secuencia principal

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Evolución de una estrella similar al Sol. Se muestra la trayectoria de una estrella de una masa solar en el diagrama de Hertzsprung-Russell desde la secuencia principal hasta la etapa posterior a la rama asintótica gigante.

El Sol se encuentra aproximadamente a mitad de su etapa de secuencia principal, durante la cual las reacciones de fusión nuclear en su núcleo fusionan el hidrógeno en helio. Cada segundo, más de cuatro mil millones de kilogramos de materia se convierten en energía dentro del núcleo del Sol, produciendo neutrinos y radiación solar . A este ritmo, el Sol ha convertido hasta ahora alrededor de 100 veces la masa de la Tierra en energía, aproximadamente el 0,03% de la masa total del Sol. El Sol pasará un total de aproximadamente 10 a 11 mil millones de años como estrella de secuencia principal antes de la fase de gigante roja del Sol . [131] En la marca de los 8 mil millones de años, el Sol estará en su punto más caliente según la misión del observatorio espacial Gaia de la ESA en 2022. [132]

El Sol se está volviendo gradualmente más caliente en su núcleo, más caliente en la superficie, más grande en radio y más luminoso durante su tiempo en la secuencia principal: desde el comienzo de su vida en la secuencia principal, se ha expandido en radio en un 15% y la superficie ha aumentado en temperatura de 5,620 K (9,660 °F) a 5,772 K (9,930 °F), lo que resulta en un aumento del 48% en luminosidad de 0.677 luminosidades solares a su luminosidad solar actual de 1.0. Esto ocurre porque los átomos de helio en el núcleo tienen un peso molecular medio más alto que los átomos de hidrógeno que se fusionaron, lo que resulta en una menor presión térmica. Por lo tanto, el núcleo se está encogiendo, lo que permite que las capas externas del Sol se acerquen al centro, liberando energía potencial gravitatoria . Según el teorema del virial , la mitad de esta energía gravitatoria liberada se destina al calentamiento, lo que conduce a un aumento gradual en la velocidad a la que se produce la fusión y, por lo tanto, a un aumento en la luminosidad. Este proceso se acelera a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. [133] En la actualidad, aumenta su brillo aproximadamente un 1% cada 100 millones de años. Se necesitarán al menos mil millones de años a partir de ahora para agotar el agua líquida de la Tierra debido a dicho aumento. [134] Después de eso, la Tierra dejará de ser capaz de soportar vida multicelular compleja y los últimos organismos multicelulares restantes en el planeta sufrirán una extinción masiva final y completa . [135]

Después del agotamiento del hidrógeno del núcleo

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El tamaño del Sol actual (ahora en la secuencia principal ) comparado con su tamaño estimado durante su fase de gigante roja en el futuro

El Sol no tiene suficiente masa para explotar como una supernova . En cambio, cuando se quede sin hidrógeno en el núcleo en aproximadamente 5 mil millones de años, la fusión de hidrógeno del núcleo se detendrá, y no habrá nada que evite que el núcleo se contraiga. La liberación de energía potencial gravitatoria hará que la luminosidad del Sol aumente, poniendo fin a la fase de secuencia principal y llevando al Sol a expandirse durante los próximos mil millones de años: primero en una subgigante , y luego en una gigante roja . [133] [136] [137] El calentamiento debido a la contracción gravitatoria también conducirá a la expansión del Sol y la fusión de hidrógeno en una capa justo fuera del núcleo, donde permanece hidrógeno sin fusionar, lo que contribuye al aumento de la luminosidad, que eventualmente alcanzará más de 1.000 veces su luminosidad actual. [133] Cuando el Sol entre en su fase de rama gigante roja (RGB), engullirá (y muy probablemente destruirá) a Mercurio y Venus . Según un artículo de 2008, la órbita de la Tierra se habrá expandido inicialmente hasta 1,5 UA (220 millones de km; 140 millones de mi) como máximo debido a la pérdida de masa del Sol. Sin embargo, la órbita de la Tierra comenzará a encogerse debido a las fuerzas de marea (y, eventualmente, al arrastre de la cromosfera inferior) de modo que será engullida por el Sol durante la fase de punta de la rama de gigante roja dentro de 7.590 millones de años, 3,8 y 1 millón de años después de que Mercurio y Venus hayan sufrido respectivamente el mismo destino. [137]

Cuando el Sol alcance la punta de la rama gigante roja, será aproximadamente 256 veces más grande que hoy, con un radio de 1,19 UA (178 millones de km; 111 millones de mi). [137] [138] El Sol pasará alrededor de mil millones de años en la rama RGB y perderá alrededor de un tercio de su masa. [137]

Después de la rama de gigante roja, al Sol le quedan aproximadamente 120 millones de años de vida activa, pero suceden muchas cosas. Primero, el núcleo (lleno de helio degenerado ) se enciende violentamente en el destello de helio ; se estima que el 6% del núcleo, que en sí mismo representa el 40% de la masa del Sol, se convertirá en carbono en cuestión de minutos a través del proceso triple alfa . [139] El Sol se encoge entonces hasta aproximadamente 10 veces su tamaño actual y 50 veces la luminosidad, con una temperatura un poco más baja que la actual. Entonces habrá alcanzado el cúmulo rojo o rama horizontal , pero una estrella de la metalicidad del Sol no evoluciona hacia el azul a lo largo de la rama horizontal. En cambio, simplemente se vuelve moderadamente más grande y más luminosa a lo largo de unos 100 millones de años a medida que continúa reaccionando con helio en el núcleo. [137]

Cuando se agote el helio, el Sol repetirá la expansión que siguió cuando se agotó el hidrógeno en el núcleo. Esta vez, sin embargo, todo sucede más rápido, y el Sol se vuelve más grande y más luminoso. Esta es la fase de la rama gigante asintótica , y el Sol está reaccionando alternativamente con hidrógeno en una capa o helio en una capa más profunda. Después de unos 20 millones de años en la rama gigante asintótica temprana, el Sol se vuelve cada vez más inestable, con una rápida pérdida de masa y pulsos térmicos que aumentan el tamaño y la luminosidad durante unos pocos cientos de años cada 100.000 años aproximadamente. Los pulsos térmicos se hacen más grandes cada vez, y los pulsos posteriores empujan la luminosidad hasta 5.000 veces el nivel actual. A pesar de esto, el radio AGB máximo del Sol no será tan grande como su máximo RGB de punta: 179 R ☉ , o aproximadamente 0,832 UA (124,5 millones de km; 77,3 millones de mi). [137] [140]

Los modelos varían según la tasa y el momento de la pérdida de masa. Los modelos que tienen una mayor pérdida de masa en la rama de las gigantes rojas producen estrellas más pequeñas y menos luminosas en la punta de la rama de las gigantes asintóticas, quizás de solo 2000 veces la luminosidad y menos de 200 veces el radio. [137] Para el Sol, se predicen cuatro pulsos térmicos antes de que pierda por completo su envoltura exterior y comience a formar una nebulosa planetaria . [141]

La evolución posterior a la rama gigante asintótica es incluso más rápida. La luminosidad se mantiene aproximadamente constante a medida que aumenta la temperatura, y la mitad expulsada de la masa del Sol se ioniza en una nebulosa planetaria cuando el núcleo expuesto alcanza los 30 000 K (53 500 °F), como si estuviera en una especie de bucle azul . El núcleo desnudo final, una enana blanca , tendrá una temperatura de más de 100 000 K (180 000 °F) y contendrá aproximadamente el 54,05 % de la masa actual del Sol. [137] (Las simulaciones indican que el Sol puede estar entre las estrellas menos masivas capaces de formar una nebulosa planetaria. [142] ) La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10 000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años antes de desvanecerse en una hipotética enana negra superdensa . [143] [144] [145] Por lo tanto, no emitiría más energía. [146]

Ubicación

Sistema solar

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El Sistema Solar, con tamaños del Sol y los planetas a escala. Los planetas terrestres están a la derecha, los gigantes gaseosos y helados están a la izquierda.

El Sol tiene ocho planetas conocidos orbitando a su alrededor. Esto incluye cuatro planetas terrestres ( Mercurio , Venus , Tierra y Marte ), dos gigantes gaseosos ( Júpiter y Saturno ) y dos gigantes de hielo ( Urano y Neptuno ). El Sistema Solar también tiene nueve cuerpos generalmente considerados como planetas enanos y algunos candidatos más , un cinturón de asteroides , numerosos cometas y una gran cantidad de cuerpos helados que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno. Seis de los planetas y muchos cuerpos más pequeños también tienen sus propios satélites naturales : en particular, los sistemas de satélites de Júpiter, Saturno y Urano son en algunos aspectos como versiones en miniatura del sistema del Sol. [147]

El Sol se mueve por la atracción gravitatoria de los planetas. El centro del Sol se mueve alrededor del baricentro del Sistema Solar , dentro de un rango de 0,1 a 2,2 radios solares. El movimiento del Sol alrededor del baricentro se repite aproximadamente cada 179 años, con una rotación de unos 30° debido principalmente al período sinódico de Júpiter y Saturno. [148]

Barrio celestial

Diagrama de la nube interestelar local , la nube G y las estrellas circundantes. A partir de 2022, la ubicación precisa del Sistema Solar en las nubes es una pregunta abierta en astronomía. [149]

A 10 años luz del Sol hay relativamente pocas estrellas, siendo la más cercana el sistema estelar triple Alpha Centauri , que está a unos 4,4 años luz de distancia y puede estar en la Nube G de la Burbuja Local . [150] Alpha Centauri A y B son un par de estrellas similares al Sol estrechamente vinculadas , mientras que la estrella más cercana al Sol, la pequeña enana roja Proxima Centauri , orbita el par a una distancia de 0,2 años luz. En 2016, se descubrió que un exoplaneta potencialmente habitable orbitaba Proxima Centauri, llamado Proxima Centauri b , el exoplaneta confirmado más cercano al Sol. [151]

El Sistema Solar está rodeado por la Nube Interestelar Local , aunque no está claro si está incrustada en ella o si se encuentra justo fuera del borde de la nube. [152] Existen otras múltiples nubes interestelares en la región a 300 años luz del Sol, conocida como la Burbuja Local . [152] Esta última característica es una cavidad con forma de reloj de arena o superburbuja en el medio interestelar de aproximadamente 300 años luz de diámetro. La burbuja está bañada por plasma de alta temperatura, lo que sugiere que puede ser el producto de varias supernovas recientes. [153]

La Burbuja Local es una superburbuja pequeña en comparación con las estructuras lineales vecinas más amplias, la Onda de Radcliffe y la Partición (anteriormente Cinturón de Gould ), cada una de las cuales tiene varios miles de años luz de longitud. [154] Todas estas estructuras son parte del Brazo de Orión , que contiene la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea que son visibles a simple vista. [155]

Los grupos de estrellas se forman juntos en cúmulos estelares , antes de disolverse en asociaciones en co-movimiento. Una agrupación prominente que es visible a simple vista es el grupo móvil de la Osa Mayor , que está a unos 80 años luz de distancia dentro de la Burbuja Local. El cúmulo estelar más cercano es Hyades , que se encuentra en el borde de la Burbuja Local. Las regiones de formación estelar más cercanas son la Nube Molecular Corona Australis , el complejo de nubes Rho Ophiuchi y la nube molecular Taurus ; esta última se encuentra justo más allá de la Burbuja Local y es parte de la onda de Radcliffe. [156]

Los sobrevuelos estelares que pasan a menos de 0,8 años luz del Sol ocurren aproximadamente una vez cada 100.000 años. El acercamiento más cercano medido con precisión fue el de la estrella de Scholz , que se acercó a ~50.000 UA del Sol hace unos 70 mil años, probablemente pasando por la nube de Oort exterior. [157] Hay una probabilidad del 1% cada mil millones de años de que una estrella pase dentro100 UA del Sol, lo que podría perturbar el Sistema Solar. [158]

Movimiento

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El movimiento general y la orientación del Sol, con la Tierra y la Luna como sus satélites del Sistema Solar.

El Sol, arrastrando a todo el Sistema Solar, orbita el centro de masas de la galaxia a una velocidad media de 230 km/s (828.000 km/h) o 143 mi/s (514.000 mph), [159] tardando unos 220-250 millones de años terrestres en completar una revolución (un año galáctico ), [160] habiéndolo hecho unas 20 veces desde la formación del Sol. [161] [162] La dirección del movimiento del Sol, el ápice solar , es aproximadamente la dirección de la estrella Vega . [163]

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La órbita idealizada del Sol alrededor del Centro Galáctico en una representación artística de arriba hacia abajo de la disposición actual de la Vía Láctea.

La Vía Láctea se mueve con respecto a la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) en dirección a la constelación de Hydra a una velocidad de 550 km/s. Dado que el Sol se mueve con respecto al centro galáctico en dirección a Cygnus (longitud galáctica 90°; latitud 0°) a más de 200  km/s, la velocidad resultante con respecto al CMB es de aproximadamente 370 km/s en dirección a Crater o Leo (latitud galáctica 264°, latitud 48°). [164]

Historia de la observación

Comprensión temprana

Una escultura del sol en un carro tirado por un caballo que tiene ruedas en lugar de cascos.
El carro solar de Trundholm tirado por un caballo es una escultura que se cree ilustra una parte importante de la mitología nórdica de la Edad del Bronce .

En muchas culturas prehistóricas y antiguas, se pensaba que el Sol era una deidad solar u otra entidad sobrenatural . [165] [166] A principios del primer milenio a. C., los astrónomos babilónicos observaron que el movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica no es uniforme, aunque no sabían por qué; hoy se sabe que esto se debe al movimiento de la Tierra en una órbita elíptica , moviéndose más rápido cuando está más cerca del Sol en el perihelio y moviéndose más lento cuando está más lejos en el afelio. [167]

Uno de los primeros en ofrecer una explicación científica o filosófica para el Sol fue el filósofo griego Anaxágoras . Razonó que era una gigantesca bola de metal llameante aún más grande que la tierra del Peloponeso y que la Luna reflejaba la luz del Sol. [168] Eratóstenes estimó la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo III a. C. como "de 400 y 80 000 estadios miríadas ", cuya traducción es ambigua, ya que implica 4 080 000 estadios (755 000 km) o 804 000 000 estadios (148 a 153 millones de kilómetros o 0,99 a 1,02 UA); el último valor es correcto con un margen de error de unos pocos puntos porcentuales. En el siglo I d. C., Ptolomeo estimó la distancia en 1210 veces el radio de la Tierra , aproximadamente 7,71 millones de kilómetros (0,0515 UA). [169]

La teoría de que el Sol es el centro alrededor del cual orbitan los planetas fue propuesta por primera vez por el antiguo griego Aristarco de Samos en el siglo III a. C., [170] y posteriormente adoptada por Seleuco de Seleucia (véase Heliocentrismo ). [171] Esta visión fue desarrollada en un modelo matemático más detallado de un sistema heliocéntrico en el siglo XVI por Nicolás Copérnico . [172]

Desarrollo de la comprensión científica

Un dibujo de un hombre que lleva una corona en un carro tirado por caballos.
Sol, el Sol, de una edición de 1550 del Liber astronomiae de Guido Bonatti .

Los astrónomos chinos registraron observaciones de manchas solares durante la dinastía Han (206 a. C.-220 d. C.) y mantuvieron registros de estas observaciones durante siglos. Averroes también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo XII. [173] La invención del telescopio a principios del siglo XVII permitió que Thomas Harriot , Galileo Galilei y otros astrónomos realizaran observaciones detalladas de las manchas solares. Galileo postuló que las manchas solares se encontraban en la superficie del Sol en lugar de pequeños objetos que pasaban entre la Tierra y el Sol. [174]

Las contribuciones astronómicas árabes incluyen el descubrimiento de Al-Battani de que la dirección del apogeo del Sol (el lugar en la órbita del Sol contra las estrellas fijas donde parece moverse más lento) está cambiando. [175] (En términos heliocéntricos modernos, esto es causado por un movimiento gradual del afelio de la órbita de la Tierra ). Ibn Yunus observó más de 10.000 entradas para la posición del Sol durante muchos años usando un gran astrolabio . [176]

A partir de una observación de un tránsito de Venus en 1032, el astrónomo y erudito persa Ibn Sina concluyó que Venus estaba más cerca de la Tierra que el Sol. [177] En 1677, Edmond Halley observó un tránsito de Mercurio a través del Sol, lo que lo llevó a darse cuenta de que las observaciones de la paralaje solar de un planeta (más idealmente usando el tránsito de Venus) podrían usarse para determinar trigonométricamente las distancias entre la Tierra, Venus y el Sol. [178] Las observaciones cuidadosas del tránsito de Venus de 1769 permitieron a los astrónomos calcular la distancia promedio Tierra-Sol en 93.726.900 millas (150.838.800 km), solo un 0,8% mayor que el valor moderno. [179]

Una fotografía del sol
El sol visto en luz de hidrógeno alfa

En 1666, Isaac Newton observó la luz del Sol utilizando un prisma y demostró que está compuesta de luz de muchos colores. [180] En 1800, William Herschel descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. [181] El siglo XIX vio avances en los estudios espectroscópicos del Sol; Joseph von Fraunhofer registró más de 600 líneas de absorción en el espectro, las más fuertes de las cuales todavía se conocen a menudo como líneas de Fraunhofer . El siglo XX trajo consigo varios sistemas especializados para observar el Sol, especialmente en diferentes longitudes de onda de banda estrecha, como los que utilizan el filtrado de calcio H (396,9 nm), K (393,37 nm) e hidrógeno-alfa (656,46 nm) . [182]

Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondían a ningún elemento químico conocido en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer planteó la hipótesis de que estas líneas de absorción eran causadas por un nuevo elemento al que denominó helio , en honor al dios griego del Sol, Helios . Veinticinco años después, se aisló el helio en la Tierra. [183]

En los primeros años de la era científica moderna, la fuente de energía del Sol era un enigma importante. Lord Kelvin sugirió que el Sol es un cuerpo líquido que se enfría gradualmente y que irradia una reserva interna de calor. [184] Kelvin y Hermann von Helmholtz propusieron entonces un mecanismo de contracción gravitacional para explicar la producción de energía, pero la estimación de edad resultante fue de sólo 20 millones de años, muy por debajo del lapso de tiempo de al menos 300 millones de años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de esa época. [184] [185] En 1890, Joseph Lockyer , que descubrió el helio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítica para la formación y evolución del Sol. [186]

No fue hasta 1904 que se ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la producción de energía del Sol podría mantenerse mediante una fuente interna de calor, y sugirió la desintegración radiactiva como la fuente. [187] Sin embargo, sería Albert Einstein quien proporcionaría la pista esencial sobre la fuente de la producción de energía del Sol con su relación de equivalencia masa-energía E = mc 2 . [188] En 1920, Sir Arthur Eddington propuso que las presiones y temperaturas en el núcleo del Sol podrían producir una reacción de fusión nuclear que fusionara hidrógeno (protones) en núcleos de helio, lo que resultaría en una producción de energía a partir del cambio neto en la masa. [189] La preponderancia del hidrógeno en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne utilizando la teoría de ionización desarrollada por Meghnad Saha . El concepto teórico de fusión fue desarrollado en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe . Hans Bethe calculó los detalles de las dos principales reacciones nucleares productoras de energía que alimentan al Sol. [190] [191] En 1957, Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler y Fred Hoyle demostraron que la mayoría de los elementos del universo han sido sintetizados por reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunas como el Sol . [192]

Misiones espaciales solares

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Ilustración de Pioneer 6, 7, 8 y 9

Los primeros satélites diseñados para la observación a largo plazo del Sol desde el espacio interplanetario fueron los Pioneer 6, 7, 8 y 9 de la NASA, que se lanzaron entre 1959 y 1968. Estas sondas orbitaron el Sol a una distancia similar a la de la Tierra y realizaron las primeras mediciones detalladas del viento solar y del campo magnético solar. El Pioneer 9 estuvo en funcionamiento durante un tiempo especialmente largo, transmitiendo datos hasta mayo de 1983. [193] [194]

En la década de 1970, dos sondas espaciales Helios y el telescopio Apollo Skylab proporcionaron a los científicos nuevos datos importantes sobre el viento solar y la corona solar. Las sondas Helios 1 y 2 fueron colaboraciones entre Estados Unidos y Alemania que estudiaron el viento solar desde una órbita que llevaba la nave espacial dentro de la órbita de Mercurio en el perihelio. [195] La estación espacial Skylab, lanzada por la NASA en 1973, incluía un módulo de observatorio solar llamado Apollo Telescope Mount que era operado por astronautas residentes en la estación. [84] Skylab realizó las primeras observaciones resueltas en el tiempo de la región de transición solar y de las emisiones ultravioleta de la corona solar. [84] Los descubrimientos incluyeron las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal, entonces llamadas "transitorios coronales", y de agujeros coronales , ahora conocidos por estar íntimamente asociados con el viento solar. [195]

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Dibujo de una sonda de la Misión Máximo Solar

En 1980, la NASA lanzó las sondas Solar Maximum Mission , diseñadas para observar los rayos gamma, los rayos X y la radiación ultravioleta de las erupciones solares durante una época de gran actividad y luminosidad solar. Sin embargo, a los pocos meses del lanzamiento, un fallo electrónico hizo que la sonda pasara al modo de espera, y pasó los tres años siguientes en ese estado inactivo. En 1984, la misión STS-41C del transbordador espacial Challenger recuperó el satélite y reparó su electrónica antes de volver a ponerlo en órbita. Posteriormente, la Solar Maximum Mission adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de volver a entrar en la atmósfera terrestre en junio de 1989. [196]

El satélite japonés Yohkoh ( Sunbeam ), lanzado en 1991, observó erupciones solares en longitudes de onda de rayos X. Los datos de la misión permitieron a los científicos identificar varios tipos diferentes de erupciones y demostraron que la corona alejada de las regiones de máxima actividad era mucho más dinámica y activa de lo que se había supuesto anteriormente. Yohkoh observó un ciclo solar completo, pero entró en modo de espera cuando un eclipse anular en 2001 hizo que perdiera su bloqueo del Sol. Fue destruido por una reentrada atmosférica en 2005. [197]

El Observatorio Solar y Heliosférico , construido conjuntamente por la Agencia Espacial Europea y la NASA, fue lanzado el 2 de diciembre de 1995. [84] Originalmente destinado a servir en una misión de dos años, [198] SOHO sigue en funcionamiento a partir de 2024. [199] Situado en el punto de Lagrange entre la Tierra y el Sol (en el que la atracción gravitatoria de ambos es igual), SOHO ha proporcionado una visión constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. [84] Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de una gran cantidad de cometas , en su mayoría pequeños cometas rasantes del Sol que se incineran al pasar por el Sol. [200]

Una fotografía de la nave espacial Ulises
Pruebas de la nave espacial Ulysses en la instalación de equilibrio de giro al vacío
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Representación artística de la sonda solar Parker

Todos estos satélites han observado el Sol desde el plano de la eclíptica, por lo que sólo han observado en detalle sus regiones ecuatoriales. La sonda Ulysses fue lanzada en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol. Primero viajó a Júpiter, para "lanzarla" a una órbita que la llevaría muy por encima del plano de la eclíptica. Una vez que Ulysses estuvo en su órbita programada, comenzó a observar el viento solar y la intensidad del campo magnético en las altas latitudes solares, y descubrió que el viento solar de las altas latitudes se movía a unos 750 km/s, lo que era más lento de lo esperado, y que había grandes ondas magnéticas que emergían de las altas latitudes que dispersaban los rayos cósmicos galácticos. [201]

La abundancia de elementos en la fotosfera es bien conocida a partir de estudios espectroscópicos , pero la composición del interior del Sol es menos conocida. Se diseñó una misión de retorno de muestras del viento solar, Genesis , para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar. [202]

Problemas sin resolver

Calentamiento coronal

Problema sin resolver en astronomía :
¿Por qué la corona solar es mucho más caliente que su superficie?

La temperatura de la fotosfera es de aproximadamente 6.000 K, mientras que la temperatura de la corona alcanza1.000.000–2.000.000 K. [ 83] La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo distinto a la conducción de calor directa desde la fotosfera. [85]

Se cree que la energía necesaria para calentar la corona es proporcionada por el movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento coronal. [83] El primero es el calentamiento ondulatorio, en el que las ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por turbulencia en la zona de convección. [83] Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en la materia ambiental en forma de calor. [203] El otro es el calentamiento magnético, en el que la energía magnética se acumula continuamente por el movimiento fotosférico y se libera a través de la reconexión magnética en forma de grandes erupciones solares y una miríada de eventos similares pero más pequeños: nanollamaradas . [204]

Actualmente, no está claro si las ondas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las ondas Alfvén, se disipan o refractan antes de llegar a la corona. [205] Además, las ondas Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el enfoque de la investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento por llamaradas. [83]

Observación por los ojos

Exposición al ojo

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El Sol visto desde la Tierra, con reflejos en las lentes. El ojo también percibe reflejos cuando mira directamente al Sol.

El brillo del sol puede causar dolor al mirarlo a simple vista ; sin embargo, hacerlo por períodos breves no es peligroso para los ojos normales no dilatados . [206] [207] Mirar directamente al sol ( mirar al sol ) causa artefactos visuales de fosfeno y ceguera parcial temporal. También proporciona alrededor de 4 milivatios de luz solar a la retina, calentándola ligeramente y potencialmente causando daño en los ojos que no pueden responder adecuadamente al brillo. [208] [209] Mirar directamente al sol a simple vista puede causar lesiones similares a quemaduras solares inducidas por rayos UV en la retina que comienzan después de aproximadamente 100 segundos, particularmente en condiciones donde la luz UV del sol es intensa y bien enfocada. [210] [211]

Mirar el sol a través de ópticas que concentran la luz, como los binoculares, puede provocar daños permanentes en la retina si no se utiliza un filtro adecuado que bloquee los rayos ultravioleta y atenúe considerablemente la luz solar. Cuando se utiliza un filtro atenuador para ver el sol, se recomienda utilizar un filtro diseñado específicamente para ese uso. Algunos filtros improvisados ​​que dejan pasar los rayos ultravioleta o infrarrojos pueden dañar el ojo con niveles de luminosidad elevados. [212] Miradas breves al sol del mediodía a través de un telescopio sin filtro pueden causar daños permanentes. [213]

Durante el amanecer y el atardecer, la luz del sol se atenúa debido a la dispersión de Rayleigh y la dispersión de Mie debido a un paso particularmente largo a través de la atmósfera de la Tierra [214] , y el Sol a veces es lo suficientemente débil como para ser visto cómodamente a simple vista o de manera segura con ópticas (siempre que no haya riesgo de que la luz solar brillante aparezca repentinamente a través de un claro entre las nubes). Las condiciones de niebla, el polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica. [215]

Fenómenos

Un fenómeno óptico , conocido como destello verde , puede observarse a veces poco después del atardecer o antes del amanecer. El destello es causado por la luz del Sol que proviene justo debajo del horizonte y se desvía (generalmente a través de una inversión de temperatura ) hacia el observador. La luz de longitudes de onda más cortas (violeta, azul, verde) se desvía más que la de longitudes de onda más largas (amarillo, naranja, rojo), pero la luz violeta y azul se dispersa más, dejando una luz que se percibe como verde. [216]

Aspectos religiosos

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Adorno dorado con sol y pájaros inmortales del antiguo pueblo Shu. El centro es un patrón de sol con doce puntas alrededor de las cuales vuelan cuatro pájaros en el mismo sentido contrario a las agujas del reloj. Antiguo reino de Shu , coincidiendo con la dinastía Shang .

Las deidades solares desempeñan un papel importante en muchas religiones y mitologías del mundo. [217] La ​​adoración del Sol fue central para civilizaciones como los antiguos egipcios , los incas de América del Sur y los aztecas de lo que ahora es México. En religiones como el hinduismo , el Sol todavía se considera un dios, conocido como Surya . Muchos monumentos antiguos se construyeron teniendo en cuenta los fenómenos solares; por ejemplo, los megalitos de piedra marcan con precisión el solsticio de verano o de invierno (por ejemplo, en Nabta Playa , Egipto; Mnajdra , Malta; y Stonehenge , Inglaterra); Newgrange , un monte prehistórico construido por humanos en Irlanda, fue diseñado para detectar el solsticio de invierno; la pirámide de El Castillo en Chichén Itzá en México está diseñada para proyectar sombras en forma de serpientes que trepan por la pirámide en los equinoccios de primavera y otoño . [218]

Los antiguos sumerios creían que el Sol era Utu , [219] [220] el dios de la justicia y hermano gemelo de Inanna , la Reina del Cielo , [219] que fue identificada como el planeta Venus. [220] Más tarde, Utu fue identificado con el dios semítico oriental Shamash . [219] [220] Utu era considerado como una deidad ayudadora, que ayudaba a los que estaban en apuros. [219]

Una pintura de Ra y Nefertari
Ra de la tumba de Nefertari , siglo XIII a.C.

Desde al menos la Cuarta Dinastía del Antiguo Egipto, el Sol era adorado como el dios Ra , representado como una divinidad con cabeza de halcón coronada por el disco solar y rodeada por una serpiente. En el período del Imperio Nuevo , el Sol se identificó con el escarabajo pelotero . En la forma del disco solar Atón , el Sol tuvo un breve resurgimiento durante el Período de Amarna cuando volvió a ser la divinidad preeminente, si no la única, para el faraón Akenatón . [221] [222] Los egipcios retrataban al dios Ra como transportado por el cielo en una barca solar, acompañado de dioses menores, y para los griegos, era Helios, llevado por un carro tirado por caballos de fuego. Desde el reinado de Heliogábalo en el Imperio Romano tardío, el cumpleaños del Sol era una festividad celebrada como Sol Invictus (literalmente "Sol invicto") poco después del solsticio de invierno, que puede haber sido un antecedente de la Navidad . En cuanto a las estrellas fijas , el Sol parece desde la Tierra girar una vez al año a lo largo de la eclíptica a través del zodíaco , por lo que los astrónomos griegos lo categorizaron como uno de los siete planetas (del griego planetes , "vagabundo"); la denominación de los días de las semanas en honor a los siete planetas data de la era romana . [223] [224] [225]

En la religión protoindoeuropea , el Sol era personificado como la diosa *Seh 2 ul . [226] [227] Los derivados de esta diosa en las lenguas indoeuropeas incluyen el nórdico antiguo Sól , el sánscrito Surya , el galo Sulis , el lituano Saulė y el eslavo Solntse . [227] En la religión griega antigua , la deidad del sol era el dios masculino Helios, [228] que en tiempos posteriores fue sincretizado con Apolo . [229]

En la Biblia , Malaquías 4:2 menciona al "Sol de Justicia" (a veces traducido como el "Sol de Justicia"), [230] [231] que algunos cristianos han interpretado como una referencia al Mesías ( Cristo ). [232] En la antigua cultura romana, el domingo era el día del dios sol. En el paganismo, el Sol era una fuente de vida, que daba calor e iluminación. Era el centro de un culto popular entre los romanos, que se paraban al amanecer para captar los primeros rayos de sol mientras rezaban. La celebración del solsticio de invierno (que influyó en la Navidad) era parte del culto romano al Sol invicto ( Sol Invictus ). Fue adoptado como el día de reposo por los cristianos. El símbolo de la luz era un dispositivo pagano adoptado por los cristianos, y quizás el más importante que no provenía de las tradiciones judías. Las iglesias cristianas se construían de forma que la congregación mirara hacia el amanecer. [233]

Tonatiuh , el dios azteca del sol, [234] estaba estrechamente asociado con la práctica del sacrificio humano . [234] La diosa del sol Amaterasu es la deidad más importante de la religión sintoísta , [235] [236] y se cree que es el antepasado directo de todos los emperadores japoneses . [235]

Véase también

Notas

  1. ^ ab Todos los números de este artículo están en escala reducida . Mil millones son 10 9 , o 1.000.000.000.
  2. ^ En las ciencias astronómicas , el término elementos pesados ​​(o metales ) se refiere a todos los elementos químicos excepto el hidrógeno y el helio.
  3. ^ Las comunidades de fuentes hidrotermales viven a tanta profundidad que no tienen acceso a la luz solar. Las bacterias, en cambio, utilizan compuestos de azufre como fuente de energía, a través de la quimiosíntesis .
  4. ^ El sentido antihorario es también la dirección de revolución alrededor del Sol para los objetos del Sistema Solar y es la dirección de giro axial para la mayoría de los objetos.
  5. ^ La atmósfera de la Tierra cerca del nivel del mar tiene una densidad de partículas de aproximadamente 2 × 1025m  − 3 .

Referencias

  1. ^ ab "Sol" . Diccionario Oxford de inglés (edición en línea). Oxford University Press . (Se requiere suscripción o membresía a una institución participante).
  2. ^ ab "Helios". Diccionario de inglés Lexico UK . Oxford University Press . Archivado desde el original el 27 de marzo de 2020.
  3. ^ ab "solar" . Diccionario Oxford de inglés (edición en línea). Oxford University Press . (Se requiere suscripción o membresía a una institución participante).
  4. ^ Pitjeva, EV; Standish, EM (2009). "Propuestas para las masas de los tres asteroides más grandes, la relación de masas Luna-Tierra y la unidad astronómica". Mecánica celeste y astronomía dinámica . 103 (4): 365–372. Código Bibliográfico :2009CeMDA.103..365P. doi :10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN  1572-9478. S2CID  121374703. Archivado desde el original el 9 de julio de 2019. Consultado el 13 de julio de 2019 .
  5. ^ abcdefghijklmnop Williams, DR (1 de julio de 2013). "Hoja informativa sobre el Sol". Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA . Archivado desde el original el 15 de julio de 2010. Consultado el 12 de agosto de 2013 .
  6. ^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press . Archivado desde el original el 3 de febrero de 2021. Consultado el 13 de enero de 2016 .
  7. ^ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, AJ (2006). "Las nuevas abundancias solares – Parte I: las observaciones". Communications in Asteroseismology . 147 : 76–79. Bibcode :2006CoAst.147...76A. doi : 10.1553/cia147s76 . ISSN  1021-2043. S2CID  123824232.
  8. ^ "Eclipse 99: Preguntas frecuentes". NASA. Archivado desde el original el 27 de mayo de 2010. Consultado el 24 de octubre de 2010 .
  9. ^ Francis, Charles; Anderson, Erik (junio de 2014). "Dos estimaciones de la distancia al centro galáctico". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 441 (2): 1105–1114. arXiv : 1309.2629 . Bibcode :2014MNRAS.441.1105F. doi : 10.1093/mnras/stu631 . S2CID  119235554.
  10. ^ Hinshaw, G.; Weiland, JL; Hill, RS; Odegard, N.; Larson, D.; et al. (2009). "Observaciones de cinco años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson: procesamiento de datos, mapas del cielo y resultados básicos". The Astrophysical Journal Supplement Series . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Bibcode :2009ApJS..180..225H. doi :10.1088/0067-0049/180/2/225. S2CID  3629998.
  11. ^ abcdef "Exploración del sistema solar: planetas, sol, datos y cifras". NASA. Archivado desde el original el 2 de enero de 2008.
  12. ^ abc Prša, Andrej; Harmanec, Petr; Torres, Guillermo; et al. (1 de agosto de 2016). "VALORES NOMINALES PARA CANTIDADES SOLARES Y PLANETARIAS SELECCIONADAS: RESOLUCIÓN B3 * † de la IAU 2015". The Astronomical Journal . 152 (2): 41. arXiv : 1510.07674 . doi : 10.3847/0004-6256/152/2/41 . ISSN  0004-6256.
  13. ^ ab Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). "La edad del Sol y las correcciones relativistas en la EOS". Astronomía y Astrofísica . 390 (3): 1115–1118. arXiv : astro-ph/0204331 . Código Bibliográfico :2002A&A...390.1115B. doi :10.1051/0004-6361:20020749. S2CID  119436299.
  14. ^ Connelly, JN; Bizzarro, M.; Krot, AN; Nordlund, Å.; Wielandt, D.; Ivanova, MA (2 de noviembre de 2012). "La cronología absoluta y el procesamiento térmico de los sólidos en el disco protoplanetario solar". Science . 338 (6107): 651–655. Bibcode :2012Sci...338..651C. doi :10.1126/science.1226919. PMID  23118187. S2CID  21965292.( se requiere registro )
  15. ^ Gray, David F. (noviembre de 1992). "El índice de color inferido del Sol". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 104 (681): 1035–1038. Código Bibliográfico :1992PASP..104.1035G. doi :10.1086/133086.
  16. ^ "Estadísticas vitales del Sol". Stanford Solar Center. Archivado desde el original el 14 de octubre de 2012. Consultado el 29 de julio de 2008 .Citando a Eddy, J. (1979). Un nuevo sol: los resultados solares del Skylab. NASA. pág. 37. NASA SP-402. Archivado desde el original el 30 de julio de 2021. Consultado el 12 de julio de 2017 .
  17. ^ Barnhart, RK (1995). Diccionario conciso de etimología de Barnhart . HarperCollins . pág. 776. ISBN. 978-0-06-270084-1.
  18. ^ ab Orel, Vladimir (2003). Un manual de etimología germánica. Leiden: Brill Publishers . pág. 41. ISBN 978-9-00-412875-0– vía Internet Archive .
  19. ^ Little, William; Fowler, HW; Coulson, J. (1955). "Sol" . Diccionario universal de Oxford sobre principios históricos (3.ª ed.). ASIN  B000QS3QVQ.
  20. ^ "heliac" . Diccionario Oxford de inglés (edición en línea). Oxford University Press . (Se requiere suscripción o membresía a una institución participante).
  21. ^ "Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)". NASA . 15 de noviembre de 2006. Archivado desde el original el 22 de octubre de 2012 . Consultado el 1 de agosto de 2007 .
  22. ^ Allen, Clabon W. ; Cox, Arthur N. (2000). Cox, Arthur N. (ed.). Allen's Astrophysical Quantities (4.ª ed.). Springer . p. 2. ISBN 978-0-38-798746-0– a través de Google Books .
  23. ^ "masa solar". Referencia de Oxford . Consultado el 26 de mayo de 2024 .
  24. ^ Weissman, Paul; McFadden, Lucy-Ann; Johnson, Torrence (18 de septiembre de 1998). Enciclopedia del sistema solar. Academic Press. pp. 349, 820. ISBN 978-0-08-057313-7.
  25. ^ Woolfson, M. (2000). «El origen y evolución del sistema solar» (PDF) . Astronomía y geofísica . 41 (1): 12. Bibcode :2000A&G....41a..12W. doi : 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x . Archivado (PDF) desde el original el 11 de julio de 2020 . Consultado el 12 de abril de 2020 .
  26. ^ Than, K. (2006). "Los astrónomos se equivocaron: la mayoría de las estrellas son individuales". Space.com. Archivado desde el original el 21 de diciembre de 2010. Consultado el 1 de agosto de 2007 .
  27. ^ Lada, CJ (2006). "Multiplicidad estelar y función de masa inicial: la mayoría de las estrellas son simples". Astrophysical Journal Letters . 640 (1): L63–L66. arXiv : astro-ph/0601375 . Código Bibliográfico :2006ApJ...640L..63L. doi :10.1086/503158. S2CID  8400400.
  28. ^ Robles, José A.; Lineweaver, Charles H.; Grether, Daniel; Flynn, Chris; Egan, Chas A.; Pracy, Michael B.; Holmberg, Johan; Gardner, Esko (septiembre de 2008). "Una comparación exhaustiva del Sol con otras estrellas: búsqueda de efectos de autoselección". The Astrophysical Journal . 684 (1): 691–706. arXiv : 0805.2962 . Código Bibliográfico :2008ApJ...684..691R. doi :10.1086/589985. hdl :1885/34434 . Consultado el 24 de mayo de 2024 .
  29. ^ ab Zeilik, MA; Gregory, SA (1998). Introducción a la astronomía y la astrofísica (4.ª ed.). Saunders College Publishing. pág. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.
  30. ^ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 de noviembre de 2012). "La cronología absoluta y el procesamiento térmico de los sólidos en el disco protoplanetario solar". Science . 338 (6107): 651–655. Bibcode :2012Sci...338..651C. doi :10.1126/science.1226919. PMID  23118187. S2CID  21965292.
  31. ^ Falk, SW; Lattmer, JM; Margolis, SH (1977). "¿Son las supernovas fuentes de granos presolares?". Nature . 270 (5639): 700–701. Bibcode :1977Natur.270..700F. doi :10.1038/270700a0. S2CID  4240932.
  32. ^ Burton, WB (1986). "Parámetros estelares". Space Science Reviews . 43 (3–4): 244–250. doi :10.1007/BF00190626. S2CID  189796439.
  33. ^ Bessell, MS; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Modelo de colores de banda ancha en atmósferas, correcciones bolométricas y calibraciones de temperatura para estrellas O–M". Astronomía y Astrofísica . 333 : 231–250. Código Bibliográfico :1998A&A...333..231B.
  34. ^ Hoffleit, D. ; et al. (1991). "HR 2491". Catálogo Bright Star (quinta edición revisada). CDS . Bibcode :1991bsc..book.....H.
  35. ^ "Equinoccios, solsticios, perihelio y afelio, 2000-2020". Observatorio Naval de los Estados Unidos . 31 de enero de 2008. Archivado desde el original el 13 de octubre de 2007. Consultado el 17 de julio de 2009 .
  36. ^ Cain, Fraser (15 de abril de 2013). «¿Cuánto tarda la luz solar en llegar a la Tierra?». phys.org . Archivado desde el original el 2 de marzo de 2022. Consultado el 2 de marzo de 2022 .
  37. ^ "La energía del Sol: una parte esencial del sistema terrestre". Centro de Educación Científica . Consultado el 24 de mayo de 2024 .
  38. ^ "La influencia del sol en el clima". Princeton University Press. 23 de junio de 2015. Consultado el 24 de mayo de 2024 .
  39. ^ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Radionucleidos cosmogénicos: teoría y aplicaciones en los entornos terrestres y espaciales. Springer Science+Business Media . p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.
  40. ^ Phillips, KJH (1995). Guía del sol. Cambridge University Press . pág. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
  41. ^ Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000). "El achatamiento solar y su relación con la estructura de la tacoclina y de la subsuperficie del Sol" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 355 : 365–374. Bibcode : 2000A&A...355..365G . Archivado desde el original (PDF) el 10 de mayo de 2011 . Consultado el 22 de febrero de 2006 .
  42. ^ Phillips, Tony (2 de octubre de 2008). «¿Qué tan redondo es el Sol?». NASA Science. Archivado desde el original el 29 de marzo de 2019. Consultado el 7 de marzo de 2011 .
  43. ^ Phillips, Tony (6 de febrero de 2011). «First Ever STEREO Images of the Entire Sun» (Primeras imágenes STEREO de todo el Sol). NASA. Archivado desde el original el 8 de marzo de 2011. Consultado el 7 de marzo de 2011 .
  44. ^ Jones, G. (16 de agosto de 2012). «El Sol es la esfera más perfecta jamás observada en la naturaleza». The Guardian . Archivado desde el original el 3 de marzo de 2014. Consultado el 19 de agosto de 2013 .
  45. ^ Schutz, BF (2003). Gravedad desde el suelo. Cambridge University Press . Págs. 98-99. ISBN. 978-0-521-45506-0.
  46. ^ Phillips, KJH (1995). Guía del sol. Cambridge University Press . Págs. 78-79. ISBN. 978-0-521-39788-9.
  47. ^ "El sistema solar en sentido antihorario". Academia Espacial Australiana. Archivado desde el original el 7 de agosto de 2020. Consultado el 2 de julio de 2020 .
  48. ^ Guinan, Edward F.; Engle, Scott G. (junio de 2009). El Sol en el tiempo: edad, rotación y actividad magnética del Sol y de las estrellas de tipo solar y efectos en los planetas alojados . The Ages of Stars, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. Vol. 258. págs. 395–408. arXiv : 0903.4148 . Bibcode :2009IAUS..258..395G. doi :10.1017/S1743921309032050.
  49. ^ Pantolmos, George; Matt, Sean P. (noviembre de 2017). "Frenado magnético de estrellas similares al Sol y de baja masa: dependencia de la temperatura coronal". The Astrophysical Journal . 849 (2). id. 83. arXiv : 1710.01340 . Bibcode :2017ApJ...849...83P. doi : 10.3847/1538-4357/aa9061 .
  50. ^ Fossat, E.; Boumier, P.; Corbard, T.; Preboste, J.; Salabert, D.; Schmider, FX; Gabriel, AH; Grec, G.; Renaud, C.; Robillot, JM; Roca-Cortés, T.; Turck-Chièze, S.; Ulrich, RK; Lazrek, M. (agosto de 2017). "Modos g asintóticos: evidencia de una rápida rotación del núcleo solar". Astronomía y Astrofísica . 604 . identificación. A40. arXiv : 1708.00259 . Código Bib : 2017A&A...604A..40F. doi :10.1051/0004-6361/201730460.
  51. ^ Darling, Susannah (1 de agosto de 2017). «ESA, NASA's SOHO Reveals Rapidly Rotating Solar Core». NASA . Consultado el 31 de mayo de 2024 .
  52. ^ ab Lodders, Katharina (10 de julio de 2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» (PDF) . The Astrophysical Journal . 591 (2): 1220–1247. Bibcode :2003ApJ...591.1220L. CiteSeerX 10.1.1.666.9351 . doi :10.1086/375492. S2CID  42498829. Archivado desde el original (PDF) el 7 de noviembre de 2015 . Consultado el 1 de septiembre de 2015 . 
    Lodders, K. (2003). "Abundancias y temperaturas de condensación de los elementos" (PDF) . Meteoritics & Planetary Science . 38 (suppl): 5272. Bibcode :2003M&PSA..38.5272L. Archivado (PDF) desde el original el 13 de mayo de 2011 . Consultado el 3 de agosto de 2008 .
  53. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004). Interiores estelares: principios físicos, estructura y evolución (2.ª ed.). Springer . págs. 19-20. ISBN 978-0-387-20089-7.
  54. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004). Interiores estelares: principios físicos, estructura y evolución (2.ª ed.). Springer . págs. 77–78. ISBN 978-0-387-20089-7.
  55. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004). Interiores estelares: principios físicos, estructura y evolución (2.ª ed.). Springer . § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7.
  56. ^ Iben, Icko Jnr. (noviembre de 1965). "Evolución estelar. II. La evolución de una estrella de 3 M de la secuencia principal a través de la combustión de helio en el núcleo". Astrophysical Journal . 142 : 1447. Bibcode :1965ApJ...142.1447I. doi :10.1086/148429.
  57. ^ Aller, LH (1968). "La composición química del Sol y del sistema solar". Actas de la Sociedad Astronómica de Australia . 1 (4): 133. Bibcode :1968PASA....1..133A. doi : 10.1017/S1323358000011048 . S2CID  119759834.
  58. ^ Basu, S.; Antia, HM (2008). "Heliosismología y abundancias solares". Physics Reports . 457 (5–6): 217–283. arXiv : 0711.4590 . Código Bibliográfico :2008PhR...457..217B. doi :10.1016/j.physrep.2007.12.002. S2CID  119302796.
  59. ^ ab García, R.; et al. (2007). "Seguimiento de los modos de gravedad solar: la dinámica del núcleo solar". Science . 316 (5831): 1591–1593. Bibcode :2007Sci...316.1591G. doi :10.1126/science.1140598. PMID  17478682. S2CID  35285705.
  60. ^ Basu, Sarbani; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (2009). "Nuevas perspectivas sobre la estructura del núcleo solar". The Astrophysical Journal . 699 (2): 1403–1417. arXiv : 0905.0651 . Código Bibliográfico :2009ApJ...699.1403B. doi :10.1088/0004-637X/699/2/1403. S2CID  11044272.
  61. ^ abcdefg «NASA/Marshall Solar Physics». Centro Marshall de Vuelos Espaciales . 18 de enero de 2007. Archivado desde el original el 29 de marzo de 2019. Consultado el 11 de julio de 2009 .
  62. ^ Broggini, C. (2003). Física en colisiones, Actas de la XXIII Conferencia Internacional: Procesos nucleares en energía solar. XXIII Conferencia de Física en colisiones. Zeuthen, Alemania. p. 21. arXiv : astro-ph/0308537 . Código Bibliográfico :2003phco.conf...21B. Archivado desde el original el 21 de abril de 2017 . Consultado el 12 de agosto de 2013 .
  63. ^ Goupil, MJ; Lebreton, Y.; Marques, JP; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). "Cuestiones abiertas en el estudio de los interiores de estrellas oscilantes de secuencia principal similares al Sol 1. Desde el Sol hasta los casi soles". Journal of Physics: Conference Series . 271 (1): 012031. arXiv : 1102.0247 . Bibcode :2011JPhCS.271a2031G. doi :10.1088/1742-6596/271/1/012031. S2CID  4776237.
  64. ^ The Borexino Collaboration (2020). «Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun» (Evidencia experimental de neutrinos producidos en el ciclo de fusión CNO en el Sol). Nature (Nature) . 587 (?): 577–582. arXiv : 2006.15115 . Bibcode :2020Natur.587..577B. doi :10.1038/s41586-020-2934-0. PMID:  33239797. S2CID  : 227174644. Archivado desde el original el 27 de noviembre de 2020. Consultado el 26 de noviembre de 2020 .
  65. ^ abc Phillips, KJH (1995). Guía del sol. Cambridge University Press . págs. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  66. ^ Zirker, JB (2002). Viaje desde el centro del sol. Princeton University Press . pp. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1.
  67. ^ Shu, FH (1982). El universo físico: una introducción a la astronomía. University Science Books. pág. 102. ISBN 978-0-935702-05-7.
  68. ^ "Ask Us: Sun". Cosmicopia . NASA. 2012. Archivado desde el original el 3 de septiembre de 2018 . Consultado el 13 de julio de 2017 .
  69. ^ Cohen, H. (9 de noviembre de 1998). «Tabla de temperaturas, densidades de potencia y luminosidades por radio en el Sol». Proyecto de Educación en Física Contemporánea. Archivado desde el original el 29 de noviembre de 2001. Consultado el 30 de agosto de 2011 .
  70. ^ "El sol perezoso es menos energético que el compost". Australian Broadcasting Corporation . 17 de abril de 2012. Archivado desde el original el 6 de marzo de 2014. Consultado el 25 de febrero de 2014 .
  71. ^ Haubold, HJ; Mathai, AM (1994). "Generación de energía nuclear solar y el experimento de neutrinos solares con cloro". Actas de la conferencia AIP . 320 (1994): 102–116. arXiv : astro-ph/9405040 . Código Bibliográfico :1995AIPC..320..102H. CiteSeerX 10.1.1.254.6033 . doi :10.1063/1.47009. S2CID  14622069. 
  72. ^ Myers, ST (18 de febrero de 1999). «Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium». Introducción a la astrofísica II . Archivado desde el original el 12 de mayo de 2011. Consultado el 15 de julio de 2009 .
  73. ^ abcde "Sol". World Book en la NASA . NASA. Archivado desde el original el 10 de mayo de 2013 . Consultado el 10 de octubre de 2012 .
  74. ^ Tobias, SM (2005). "La tacoclina solar: formación, estabilidad y su papel en la dinamo solar". En Soward, AM; et al. (eds.). Dinámica de fluidos y dinamos en astrofísica y geofísica . CRC Press . págs. 193–235. ISBN. 978-0-8493-3355-2Archivado del original el 29 de octubre de 2020 . Consultado el 22 de agosto de 2020 .
  75. ^ Mullan, D. J (2000). "Física solar: del interior profundo a la corona caliente". En Page, D.; Hirsch, JG (eds.). Del Sol al Gran Atractor . Springer . p. 22. ISBN 978-3-540-41064-5Archivado del original el 17 de abril de 2021 . Consultado el 22 de agosto de 2020 .
  76. ^ abcdefg Abhyankar, KD (1977). "Un estudio de los modelos atmosféricos solares". Boletín de la Sociedad Astronómica de la India . 5 : 40–44. Código Bibliográfico :1977BASI....5...40A. Archivado desde el original el 12 de mayo de 2020. Consultado el 12 de julio de 2009 .
  77. ^ Gibson, Edward G. (1973). El Sol silencioso (NASA SP-303) . NASA. ASIN  B0006C7RS0.
  78. ^ Shu, FH (1991). La física de la astrofísica . Vol. 1. University Science Books. ISBN 978-0-935702-64-4.
  79. ^ Rast, M.; Nordlund, Å.; Stein, R.; Toomre, J. (1993). "Efectos de la ionización en simulaciones de granulación solar tridimensional". The Astrophysical Journal Letters . 408 (1): L53–L56. Código Bibliográfico :1993ApJ...408L..53R. doi : 10.1086/186829 .
  80. ^ Solanki, SK; Livingston, W.; Ayres, T. (1994). "Nueva luz sobre el corazón de la oscuridad de la cromosfera solar". Science . 263 (5143): 64–66. Bibcode :1994Sci...263...64S. doi :10.1126/science.263.5143.64. PMID  17748350. S2CID  27696504.
  81. ^ De Pontieu, B.; et al. (2007). "Ondas alfvénicas cromosféricas lo suficientemente fuertes como para alimentar el viento solar". Science . 318 (5856): 1574–1577. Bibcode :2007Sci...318.1574D. doi :10.1126/science.1151747. PMID  18063784. S2CID  33655095.
  82. ^ abc Hansteen, VH; Leer, E.; Holzer, TE (1997). "El papel del helio en la atmósfera solar exterior". The Astrophysical Journal . 482 (1): 498–509. Bibcode :1997ApJ...482..498H. doi : 10.1086/304111 .
  83. ^ abcdefg Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). "Calentamiento de las coronas solares y estelares: una revisión". Astron. Nachr . 328 (8): 726–733. Código Bib : 2007AN....328..726E. doi : 10.1002/asna.200710803 .
  84. ^ abcde Dwivedi, BN (2006). «Nuestro Sol ultravioleta» (PDF) . Current Science . 91 (5): 587–595. Archivado (PDF) desde el original el 25 de octubre de 2020. Consultado el 22 de marzo de 2015 .
  85. ^ abcdef Russell, CT (2001). "Viento solar y campo magnético interplanetario: un tutorial" (PDF) . En Song, Paul; Singer, Howard J.; Siscoe, George L. (eds.). Clima espacial (Monografía geofísica) . American Geophysical Union . págs. 73–88. ISBN. 978-0-87590-984-4. Archivado (PDF) del original el 1 de octubre de 2018 . Consultado el 11 de julio de 2009 .
  86. ^ Emslie, A. G; Miller, JA (2003). "Aceleración de partículas". En Dwivedi, BN (ed.). Dynamic Sun . Cambridge University Press . pág. 275. ISBN 978-0-521-81057-9.
  87. ^ "Una estrella con dos polos norte". Science @ NASA . NASA. 22 de abril de 2003. Archivado desde el original el 18 de julio de 2009.
  88. ^ Riley, P.; Linker, JA; Mikić, Z. (2002). "Modelado de la capa de corriente heliosférica: variaciones del ciclo solar". Revista de investigación geofísica . 107 (A7): SSH 8–1. Código Bibliográfico :2002JGRA..107.1136R. doi : 10.1029/2001JA000299 . CiteID 1136.
  89. ^ "La distorsión de la heliosfera: nuestra brújula magnética interestelar" (Nota de prensa). Agencia Espacial Europea . 2005. Archivado desde el original el 4 de junio de 2012. Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  90. ^ Landau, Elizabeth (29 de octubre de 2015). «Voyager 1 ayuda a resolver el misterio del medio interestelar» (nota de prensa). Laboratorio de Propulsión a Chorro . Archivado desde el original el 3 de agosto de 2023.
  91. ^ "Misión interestelar". Laboratorio de Propulsión a Chorro . Archivado desde el original el 14 de septiembre de 2017. Consultado el 14 de mayo de 2021 .
  92. ^ Dunbar, Brian (2 de marzo de 2015). «Componentes de la heliosfera». NASA . Archivado desde el original el 8 de agosto de 2021. Consultado el 20 de marzo de 2021 .
  93. ^ ab Hatfield, Miles (13 de diciembre de 2021). «La NASA entra en la atmósfera solar por primera vez». NASA . Archivado desde el original el 27 de diciembre de 2021 . Consultado el 30 de julio de 2022 .Dominio públicoEste artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .
  94. ^ "GMS: Animación: La sonda solar Parker de la NASA entra en la atmósfera solar". svs.gsfc.nasa.gov . 14 de diciembre de 2021. Archivado desde el original el 4 de octubre de 2022 . Consultado el 30 de julio de 2022 .
  95. ^ "¿De qué color es el Sol?". Universe Today . Archivado desde el original el 25 de mayo de 2016. Consultado el 23 de mayo de 2016 .
  96. ^ "¿De qué color es el Sol?". Stanford Solar Center. Archivado desde el original el 30 de octubre de 2017. Consultado el 23 de mayo de 2016 .
  97. ^ Wilk, SR (2009). "La paradoja del sol amarillo". Optics & Photonics News : 12–13. Archivado desde el original el 18 de junio de 2012.
  98. ^ "Construcción de una serie temporal compuesta de irradiancia solar total (TSI) desde 1978 hasta la actualidad". pmodwrc . 24 de mayo de 2006. Archivado desde el original el 1 de agosto de 2011 . Consultado el 5 de octubre de 2005 .
  99. ^ El-Sharkawi, Mohamed A. (2005). Energía eléctrica. CRC Press. pp. 87–88. ISBN 978-0-8493-3078-0.
  100. ^ Fu, Qiang (2003). "Radiación (solar)". En Curry, Judith A.; Pyle, John A. (eds.). Radiación (SOLAR) (PDF) . Enciclopedia de Ciencias Atmosféricas . Elsevier. págs. 1859–1863. doi :10.1016/B0-12-227090-8/00334-1. ISBN 978-0-12-227090-1. Archivado desde el original (PDF) el 1 de noviembre de 2012 . Consultado el 29 de diciembre de 2012 .
  101. ^ "Irradiancia espectral solar de referencia: masa de aire 1,5". NREL . Archivado desde el original el 12 de mayo de 2019. Consultado el 12 de noviembre de 2009 .
  102. ^ Phillips, KJH (1995). Guía del sol. Cambridge University Press . Págs. 14-15, 34-38. ISBN. 978-0-521-39788-9.
  103. ^ Barsh, GS (2003). "¿Qué controla la variación del color de la piel humana?". PLOS Biology . 1 (1): e7. doi : 10.1371/journal.pbio.0000027 . PMC 212702 . PMID  14551921. 
  104. ^ "La luz del sol antigua". Technology Through Time . NASA. 2007. Archivado desde el original el 15 de mayo de 2009 . Consultado el 24 de junio de 2009 .
  105. ^ Stix, M. (2003). "Sobre la escala temporal del transporte de energía en el sol". Física solar . 212 (1): 3–6. Bibcode :2003SoPh..212....3S. doi :10.1023/A:1022952621810. S2CID  118656812.
  106. ^ Schlattl, H. (2001). "Soluciones de oscilación de tres sabores para el problema del neutrino solar". Physical Review D . 64 (1): 013009. arXiv : hep-ph/0102063 . Código Bibliográfico :2001PhRvD..64a3009S. doi :10.1103/PhysRevD.64.013009. S2CID  117848623.
  107. ^ Charbonneau, P. (2014). "Teoría del dínamo solar". Revista anual de astronomía y astrofísica . 52 : 251–290. Código Bibliográfico :2014ARA&A..52..251C. doi : 10.1146/annurev-astro-081913-040012 . S2CID  17829477.
  108. ^ Zirker, JB (2002). Viaje desde el centro del sol. Princeton University Press . pp. 119-120. ISBN 978-0-691-05781-1.
  109. ^ Lang, Kenneth R. (2008). El Sol desde el espacio . Springer-Verlag . pág. 75. ISBN. 978-3-540-76952-1.
  110. ^ "La mayor mancha solar en diez años". Centro de vuelo espacial Goddard . 30 de marzo de 2001. Archivado desde el original el 23 de agosto de 2007. Consultado el 10 de julio de 2009 .
  111. ^ Hale, GE; Ellerman, F.; Nicholson, SB; Joy, AH (1919). "La polaridad magnética de las manchas solares". The Astrophysical Journal . 49 : 153. Bibcode :1919ApJ....49..153H. doi : 10.1086/142452 .
  112. ^ "Satélites de la NASA captan el inicio de un nuevo ciclo solar". PhysOrg . 4 de enero de 2008. Archivado desde el original el 6 de abril de 2008 . Consultado el 10 de julio de 2009 .
  113. ^ "El Sol invierte el campo magnético". CNN . 16 de febrero de 2001. Archivado desde el original el 21 de enero de 2015 . Consultado el 11 de julio de 2009 .
  114. ^ Phillips, T. (15 de febrero de 2001). "El Sol da un vuelco". NASA. Archivado desde el original el 12 de mayo de 2009. Consultado el 11 de julio de 2009 .
  115. ^ Zirker, JB (2002). Viaje desde el centro del sol. Princeton University Press . pp. 120–127. ISBN 978-0-691-05781-1.
  116. ^ Nandy, Dibyendu; Martens, Petrus CH; Obridko, Vladimir; Dash, Soumyaranjan; Georgieva, Katya (5 de julio de 2021). "Evolución solar y extremos: estado actual de la comprensión de la variabilidad solar a largo plazo y sus impactos planetarios". Progreso en la ciencia de la Tierra y los planetas . 8 (1): 40. Bibcode :2021PEPS....8...40N. doi : 10.1186/s40645-021-00430-x . ISSN  2197-4284.
  117. ^ Willson, RC; Hudson, HS (1991). "La luminosidad del Sol a lo largo de un ciclo solar completo". Nature . 351 (6321): 42–44. Código Bibliográfico :1991Natur.351...42W. doi :10.1038/351042a0. S2CID  4273483.
  118. ^ Eddy, John A. (junio de 1976). "El mínimo de Maunder". Science . 192 (4245): 1189–1202. Bibcode :1976Sci...192.1189E. doi :10.1126/science.192.4245.1189. JSTOR  1742583. PMID  17771739. S2CID  33896851.
  119. ^ Lean, J. ; Skumanich, A.; White, O. (1992). "Estimación de la emisión radiativa del Sol durante el Mínimo de Maunder". Geophysical Research Letters . 19 (15): 1591–1594. Código Bibliográfico :1992GeoRL..19.1591L. doi :10.1029/92GL01578. Archivado desde el original el 11 de mayo de 2020 . Consultado el 16 de diciembre de 2019 .
  120. ^ Mackay, RM; Khalil, MA K (2000). "Gases de efecto invernadero y calentamiento global". En Singh, SN (ed.). Emisiones de gases traza y plantas . Springer . págs. 1–28. ISBN 978-0-7923-6545-7Archivado del original el 17 de abril de 2021 . Consultado el 3 de noviembre de 2020 .
  121. ^ Zirker, Jack B. (2002). Viaje desde el centro del sol . Princeton University Press . Págs. 7-8. ISBN. 978-0-691-05781-1.
  122. ^ Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). "Edades isotópicas de plomo de cóndrulos e inclusiones ricas en calcio y aluminio". Science . 297 (5587): 1678–1683. Bibcode :2002Sci...297.1678A. doi :10.1126/science.1073950. PMID  12215641. S2CID  24923770.
  123. ^ Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005). "Fusión planetesimal temprana de meteoritos diferenciados de una edad de 4,5662 mil millones". Nature . 436 (7054): 1127–1131. Bibcode :2005Natur.436.1127B. doi :10.1038/nature03882. PMID  16121173. S2CID  4304613.
  124. ^ Williams, J. (2010). "El entorno astrofísico del lugar de nacimiento solar". Física contemporánea . 51 (5): 381–396. arXiv : 1008.2973 . Código Bibliográfico :2010ConPh..51..381W. CiteSeerX 10.1.1.740.2876 . doi :10.1080/00107511003764725. S2CID  118354201. 
  125. ^ Glozman, Igor (2022). «Formación del Sistema Solar». Highline College . Des Moines, WA. Archivado desde el original el 26 de marzo de 2023. Consultado el 16 de enero de 2022 .
  126. ^ D'Angelo, G.; Lubow, SH (2010). "Pares de torsión disco-planeta tridimensionales en un disco localmente isotérmico". The Astrophysical Journal . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009.4148 . Código Bibliográfico :2010ApJ...724..730D. doi :10.1088/0004-637X/724/1/730. S2CID  119204765.
  127. ^ Lubow, SH; Ida, S. (2011). "Migración de planetas". En S. Seager. (ed.). Exoplanetas . University of Arizona Press, Tucson, AZ. págs. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Código Bibliográfico :2010exop.book..347L.
  128. ^ Jones, Andrew Zimmerman (30 de mayo de 2019). «Cómo las estrellas crean todos los elementos». ThoughtCo . Archivado desde el original el 11 de julio de 2023. Consultado el 16 de enero de 2023 .
  129. ^ "Los astrónomos encuentran al hermano del Sol 'HD 162826'". Nature World News. 9 de mayo de 2014. Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016 . Consultado el 16 de enero de 2022 .
  130. ^ Williams, Matt (21 de noviembre de 2018). «Los astrónomos encuentran una de las estrellas hermanas del Sol. Nació de la misma nebulosa solar hace miles de millones de años». Universe Today . Archivado desde el original el 26 de marzo de 2023. Consultado el 7 de octubre de 2022 .
  131. ^ Goldsmith, D.; Owen, T. (2001). La búsqueda de vida en el universo. University Science Books. pág. 96. ISBN 978-1-891389-16-0Archivado del original el 30 de octubre de 2020 . Consultado el 22 de agosto de 2020 .
  132. ^ Personal de noticias (12 de agosto de 2022). «La misión Gaia de la ESA arroja nueva luz sobre el pasado y el futuro de nuestro Sol». Sci.News: Noticias científicas de última hora . Archivado desde el original el 4 de abril de 2023. Consultado el 15 de agosto de 2022 .
  133. ^ abc Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dal A (2017). Introducción a la astrofísica moderna (segunda edición). Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pp. 350, 447, 448, 457. ISBN 978-1-108-42216-1.
  134. ^ Kollipara, Puneet (22 de enero de 2014). «La Tierra no morirá tan pronto como se pensaba». Science . Archivado desde el original el 12 de noviembre de 2020 . Consultado el 24 de mayo de 2015 .
  135. ^ Snyder-Beattie, Andrew E.; Bonsall, Michael B. (30 de marzo de 2022). "El riesgo de catástrofe puede acelerar transiciones evolutivas improbables". Actas de la Royal Society B. 289 ( 1971). doi :10.1098/rspb.2021.2711. PMC 8965398. PMID 35350860  . 
  136. ^ Redd, Nola Taylor. «Estrellas gigantes rojas: hechos, definición y el futuro del Sol». space.com . Archivado desde el original el 9 de febrero de 2016. Consultado el 20 de febrero de 2016 .
  137. ^ abcdefgh Schröder, K.-P.; Connon Smith, R. (2008). "Revisitando el futuro distante del Sol y la Tierra". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Código Bibliográfico :2008MNRAS.386..155S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID  10073988.
  138. ^ Boothroyd, Arnold I.; Sackmann, I.-Juliana (1 de enero de 1999) [19 de diciembre de 1995]. "Los isótopos del CNO: circulación profunda en gigantes rojas y primer y segundo dragado". The Astrophysical Journal . 510 (1). La Sociedad Astronómica Americana (AAS), el Instituto de Física (IOP): 232–250. arXiv : astro-ph/9512121 . Código Bibliográfico :1999ApJ...510..232B. doi :10.1086/306546. S2CID  561413.
  139. ^ Taylor, David. "El fin del sol". Universidad Northwestern. Archivado desde el original el 22 de mayo de 2019. Consultado el 24 de mayo de 2015 .
  140. ^ Vassiliadis, E.; Wood, PR (1993). "Evolución de estrellas de masa baja e intermedia hasta el final de la rama gigante asintótica con pérdida de masa". The Astrophysical Journal . 413 : 641. Bibcode :1993ApJ...413..641V. doi : 10.1086/173033 .
  141. ^ Sackmann, I.-J.; Boothroyd, AI; Kraemer, KE (1993). "Nuestro Sol. III. Presente y futuro". The Astrophysical Journal . 418 : 457–468. Bibcode :1993ApJ...418..457S. doi :10.1086/173407.
  142. ^ Gesicki, K.; Zijlstra, AA; Miller Bertolami, MM (2018). "La misteriosa invariancia de edad del límite brillante de la función de luminosidad de las nebulosas planetarias". Nature Astronomy . 2 (7): 580–584. arXiv : 1805.02643 . Código Bibliográfico :2018NatAs...2..580G. doi :10.1038/s41550-018-0453-9.
  143. ^ Bloecker, T. (1995). "Evolución estelar de estrellas de masa baja e intermedia. I. Pérdida de masa en la AGB y sus consecuencias para la evolución estelar". Astronomía y Astrofísica . 297 : 727. Bibcode :1995A&A...297..727B.
  144. ^ Bloecker, T. (1995). "Evolución estelar de estrellas de masa baja e intermedia. II. Evolución post-AGB". Astronomía y Astrofísica . 299 : 755. Bibcode :1995A&A...299..755B.
  145. ^ Christensen-Dalsgaard, Jørgen (2021). "Estructura y evolución solar". Reseñas vivas en física solar . 18 (2): 2. arXiv : 2007.06488 . Código Bib : 2021LRSP...18....2C. doi :10.1007/s41116-020-00028-3.
  146. ^ Johnson-Groh, Mara (25 de agosto de 2020). «El fin del universo puede estar marcado por explosiones de 'supernovas enanas negras'». Live Science . Archivado desde el original el 2 de junio de 2023. Consultado el 24 de noviembre de 2023 .
  147. ^ Lewis, John, ed. (2004). Física y química del sistema solar (2.ª ed.). Elsevier. pág. 265. ISBN 9780080470122.
  148. ^ Jose, Paul D. (abril de 1965). "El movimiento del Sol y las manchas solares" (PDF) . The Astronomical Journal . 70 (3): 193–200. Bibcode :1965AJ.....70..193J. doi :10.1086/109714. Archivado (PDF) desde el original el 22 de marzo de 2020 . Consultado el 22 de marzo de 2020 .
  149. ^ Swaczyna, Paweł; Schwadron, Nathan A.; Möbius, Eberhard; Bzowski, Maciej; Frisch, Priscilla C.; Linsky, Jeffrey L.; McComas, David J.; Rahmanifard, Fatemeh; Redfield, Seth; Winslow, Réka M.; Wood, Brian E.; Zank, Gary P. (1 de octubre de 2022). "Mezcla de nubes interestelares que rodean al Sol". The Astrophysical Journal Letters . 937 (2): L32:1–2. arXiv : 2209.09927 . Código Bibliográfico :2022ApJ...937L..32S. doi : 10.3847/2041-8213/ac9120 . ISSN  2041-8205.
  150. ^ Linsky, Jeffrey L.; Redfield, Seth; Tilipman, Dennis (noviembre de 2019). "La interfaz entre la heliosfera exterior y el medio interestelar local interior: morfología de la nube interestelar local, su agujero de hidrógeno, capas de Strömgren y acreción de 60Fe". The Astrophysical Journal . 886 (1): 19. arXiv : 1910.01243 . Bibcode :2019ApJ...886...41L. doi : 10.3847/1538-4357/ab498a . S2CID  203642080. 41.
  151. ^ Anglada-Escudé, Guillem; Amado, Pedro J.; Barnes, John; et al. (2016). "Un candidato a planeta terrestre en una órbita templada alrededor de Próxima Centauri". Nature . 536 (7617): 437–440. arXiv : 1609.03449 . Bibcode :2016Natur.536..437A. doi :10.1038/nature19106. PMID  27558064. S2CID  4451513.
  152. ^ ab Linsky, Jeffrey L.; Redfield, Seth; Tilipman, Dennis (20 de noviembre de 2019). "La interfaz entre la heliosfera exterior y el medio interestelar local interior: morfología de la nube interestelar local, su agujero de hidrógeno, capas de Strömgren y acreción de 60 Fe*". The Astrophysical Journal . 886 (1): 41. arXiv : 1910.01243 . Bibcode :2019ApJ...886...41L. doi : 10.3847/1538-4357/ab498a . ISSN  0004-637X. S2CID  203642080.
  153. ^ Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa A. ; Alves, João; et al. (enero de 2022). "La formación de estrellas cerca del Sol está impulsada por la expansión de la burbuja local". Nature . 601 (7893): 334–337. arXiv : 2201.05124 . Código Bibliográfico :2022Natur.601..334Z. doi :10.1038/s41586-021-04286-5. ISSN  1476-4687. PMID  35022612. S2CID  245906333.
  154. ^ Alves, João; Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa A.; Speagle, Joshua S.; Meingast, Stefan; Robitaille, Thomas; Finkbeiner, Douglas P.; Schlafly, Edward F.; Green, Gregory M. (23 de enero de 2020). "Una onda de gas a escala galáctica en el vecindario solar". Nature . 578 (7794): 237–239. arXiv : 2001.08748v1 . Código Bibliográfico :2020Natur.578..237A. doi :10.1038/s41586-019-1874-z. PMID  31910431. S2CID  210086520.
  155. ^ McKee, Christopher F.; Parravano, Antonio; Hollenbach, David J. (noviembre de 2015). "Estrellas, gas y materia oscura en el vecindario solar". The Astrophysical Journal . 814 (1): 24. arXiv : 1509.05334 . Bibcode :2015ApJ...814...13M. doi :10.1088/0004-637X/814/1/13. S2CID  54224451. 13.
  156. ^ Alves, João; Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa A .; et al. (2020). "Una onda de gas a escala galáctica en el vecindario solar". Nature . 578 (7794): 237–239. arXiv : 2001.08748 . Código Bibliográfico :2020Natur.578..237A. doi :10.1038/s41586-019-1874-z. PMID  31910431. S2CID  210086520.
  157. ^ Mamajek, Eric E.; Barenfeld, Scott A.; Ivanov, Valentin D.; Kniazev, Alexei Y.; Väisänen, Petri; Beletsky, Yuri; Boffin, Henri MJ (febrero de 2015). "El paso más cercano conocido de una estrella por el Sistema Solar". The Astrophysical Journal Letters . 800 (1): 4. arXiv : 1502.04655 . Código Bibliográfico :2015ApJ...800L..17M. doi :10.1088/2041-8205/800/1/L17. S2CID  40618530. L17.
  158. ^ Raymond, Sean N.; et al. (enero de 2024). "Trayectorias futuras del Sistema Solar: simulaciones dinámicas de encuentros estelares en un radio de 100 ua". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 527 (3): 6126–6138. arXiv : 2311.12171 . Código Bibliográfico :2024MNRAS.527.6126R. doi : 10.1093/mnras/stad3604 .
  159. ^ "Pregunta del mes de StarChild: ¿Se mueve el Sol alrededor de la Vía Láctea?". NASA . Febrero de 2000. Archivado desde el original el 30 de octubre de 2023.
  160. ^ Siegel, Ethan (30 de agosto de 2018). «Nuestro movimiento a través del espacio no es un vórtice, sino algo mucho más interesante». Forbes . Archivado desde el original el 25 de noviembre de 2023. Consultado el 25 de noviembre de 2023 .
  161. ^ Currin, Grant (30 de agosto de 2020). «¿Cuánto dura un año galáctico?». Live Science . Archivado desde el original el 25 de noviembre de 2023. Consultado el 25 de noviembre de 2023 .
  162. ^ Leong, S. (2002). «Período de la órbita del Sol alrededor de la galaxia (año cósmico)». The Physics Factbook . Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011. Consultado el 10 de mayo de 2007 .
  163. ^ Raymo, Chet (1990). Trescientas sesenta y cinco noches estrelladas: una introducción a la astronomía para todas las noches del año. Touchstone. ISBN 9780671766061.
  164. ^ Tabla 3 de Kogut, A.; et al. (1993). "Anisotropía dipolar en los mapas del cielo del primer año de los radiómetros de microondas diferenciales COBE". Astrophysical Journal . 419 (1993): 1. arXiv : astro-ph/9312056 . Bibcode :1993ApJ...419....1K. doi :10.1086/173453.
  165. ^ Hawthorn, Hannah (2022). La magia de los cumpleaños . Nueva York: Penguin. pág. 103. ISBN 978-0-593-53854-8.
  166. ^ Singh, Madanjeet (1993). The Sun. Nueva York: ABRAMS. pág. 305. ISBN. 978-0-8109-3838-0.
  167. ^ Leverington, David (2003). De Babilonia a la Voyager y más allá: una historia de la astronomía planetaria . Cambridge University Press . Págs. 6-7. ISBN. 978-0-521-80840-8.
  168. ^ Sider, D. (1973). "Anaxágoras sobre el tamaño del Sol". Filología Clásica . 68 (2): 128–129. doi :10.1086/365951. JSTOR  269068. S2CID  161940013.
  169. ^ Goldstein, BR (1967). "La versión árabe de las hipótesis planetarias de Ptolomeo". Transactions of the American Philosophical Society . 57 (4): 9–12. doi :10.2307/1006040. JSTOR  1006040.
  170. ^ Stahl, William Harris (1945). "La teoría heliocéntrica griega y su abandono". Transacciones y procedimientos de la Asociación Filológica Americana . 76 : 321–332. doi :10.2307/283344. ISSN  0065-9711. JSTOR  283344.
  171. ^ Toomer, GJ (7 de marzo de 2016). «Seleuco (5), de Seleuceia, astrónomo». Oxford Research Encyclopedia of Classics. Oxford University Press. doi :10.1093/acrefore/9780199381135.013.5799. ISBN 978-0-19-938113-5. Recuperado el 27 de mayo de 2024 .
  172. ^ Fraknoi, Andrew; Morrison, David; Wolff, Sidney (9 de marzo de 2022). «2.4 El nacimiento de la astronomía moderna». Astronomía 2.ª edición . OpenStax . Consultado el 27 de mayo de 2024 .
  173. ^ Ead, Hamed A. (1998). Averroes como médico. Universidad de El Cairo . Consultado el 27 de mayo de 2024 .
  174. ^ "Galileo Galilei (1564–1642)". BBC. Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2018. Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  175. ^ Singer, C. (1959). Breve historia de las ideas científicas hasta 1900. Oxford University Press. pág. 151.
  176. ^ Ronan, C. (1983). "La ciencia árabe". Historia ilustrada de la ciencia mundial de Cambridge . Cambridge University Press. págs. 201–244.en las págs. 213–214.
  177. ^ Goldstein, Bernard R. (marzo de 1972). "Teoría y observación en la astronomía medieval". Isis . 63 (1): 39–47 [44]. Bibcode :1972Isis...63...39G. doi :10.1086/350839. S2CID  120700705.
  178. ^ Chapman, Allan (abril de 2005). Kurtz, DW (ed.). Jeremiah Horrocks, William Crabtree y las observaciones de Lancashire del tránsito de Venus de 1639. Tránsitos de Venus: nuevas visiones del sistema solar y la galaxia, Actas del Coloquio de la IAU n.º 196, celebrado del 7 al 11 de junio de 2004 en Preston, Reino Unido. Actas de la Unión Astronómica Internacional . Vol. 2004. Cambridge: Cambridge University Press. págs. 3–26. Bibcode :2005tvnv.conf....3C. doi : 10.1017/S1743921305001225 .
  179. ^ Teets, Donald (diciembre de 2003). "Tránsitos de Venus y la unidad astronómica" (PDF) . Revista de Matemáticas . 76 (5): 335–348. doi :10.1080/0025570X.2003.11953207. JSTOR  3654879. S2CID  54867823. Archivado (PDF) del original el 3 de febrero de 2022 . Consultado el 3 de abril de 2022 .
  180. ^ "Sir Isaac Newton (1643–1727)". BBC Teach . BBC. Archivado desde el original el 10 de marzo de 2015 . Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  181. ^ "Herschel descubre la luz infrarroja". Cool Cosmos. Archivado desde el original el 25 de febrero de 2012. Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  182. ^ Wolfschmidt, Gudrun (1998). "Instrumentos para observar la Corona". En Warner, Deborah Jean; Bud, Robert (eds.). Instruments of Science, An Historical Encyclopedia . Museo de la Ciencia, Londres, y Museo Nacional de Historia Estadounidense, Instituto Smithsoniano. págs. 147–148. ISBN 9780815315612.
  183. ^ Parnel, C. "Descubrimiento del helio". Universidad de St Andrews. Archivado desde el original el 7 de noviembre de 2015. Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  184. ^ ab Thomson, W. (1862). "Sobre la edad del calor del sol". Macmillan's Magazine . 5 : 388–393. Archivado desde el original el 25 de septiembre de 2006 . Consultado el 25 de agosto de 2006 .
  185. ^ Stacey, Frank D. (2000). "Revisión de la paradoja de la edad de la Tierra de Kelvin". Journal of Geophysical Research . 105 (B6): 13155–13158. Bibcode :2000JGR...10513155S. doi : 10.1029/2000JB900028 .
  186. ^ Lockyer, JN (1890). "La hipótesis meteorítica; una exposición de los resultados de una investigación espectroscópica sobre el origen de los sistemas cósmicos". Londres y Nueva York . Bibcode :1890mhsr.book.....L.
  187. ^ Darden, L. (1998). «La naturaleza de la investigación científica». Archivado desde el original el 17 de agosto de 2012. Consultado el 25 de agosto de 2006 .
  188. ^ Hawking, SW (2001). El universo en pocas palabras. Bantam Books. pág. 12. ISBN 978-0-553-80202-3.
  189. ^ "Estudiando las estrellas, poniendo a prueba la relatividad: Sir Arthur Eddington". Ciencia espacial . Agencia Espacial Europea . 2005. Archivado desde el original el 20 de octubre de 2012 . Consultado el 1 de agosto de 2007 .
  190. ^ Bethe, H.; Critchfield, C. (1938). "Sobre la formación de deuterones por combinación de protones". Physical Review . 54 (10): 862. Bibcode :1938PhRv...54Q.862B. doi :10.1103/PhysRev.54.862.2.
  191. ^ Bethe, H. (1939). "Producción de energía en las estrellas". Physical Review . 55 (1): 434–456. Bibcode :1939PhRv...55..434B. doi : 10.1103/PhysRev.55.434 . PMID  17835673. S2CID  36146598.
  192. ^ Burbidge, EM; Burbidge, GR; Fowler, WA; Hoyle, F. (1957). "Síntesis de los elementos en las estrellas" (PDF) . Reseñas de Física Moderna . 29 (4): 547–650. Código Bibliográfico :1957RvMP...29..547B. doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 . Archivado (PDF) desde el original el 23 de julio de 2018 . Consultado el 12 de abril de 2020 .
  193. ^ Wade, M. (2008). «Pioneer 6-7-8-9-E». Enciclopedia Astronautica . Archivado desde el original el 22 de abril de 2006. Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  194. ^ "Exploración del sistema solar: misiones: por objetivo: nuestro sistema solar: pasado: Pioneer 9". NASA . Archivado desde el original el 2 de abril de 2012. Consultado el 30 de octubre de 2010. La NASA mantuvo contacto con Pioneer 9 hasta mayo de 1983.
  195. ^ ab Burlaga, LF (2001). «Campos magnéticos y plasmas en la heliosfera interior: resultados de Helios». Ciencias planetarias y espaciales . 49 (14–15): 1619–1627. Código Bibliográfico :2001P&SS...49.1619B. doi :10.1016/S0032-0633(01)00098-8. Archivado desde el original el 13 de julio de 2020. Consultado el 25 de agosto de 2019 .
  196. ^ Burkepile, CJ (1998). «Solar Maximum Mission Overview». Archivado desde el original el 5 de abril de 2006. Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  197. ^ "Resultado del reingreso del Observatorio Solar de Rayos X "Yohkoh" (SOLAR-A) a la Atmósfera Terrestre" (Nota de prensa). Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón . 13 de septiembre de 2005. Archivado desde el original el 10 de agosto de 2013. Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  198. ^ Gough, Evan (26 de febrero de 2018). "22 años del Sol desde SOHO". Universe Today . Consultado el 31 de mayo de 2024 .
  199. ^ Atkinson, Nancy (28 de marzo de 2024). "Alguien acaba de encontrar el cometa número 5000 de SOHO". Universe Today . Consultado el 31 de mayo de 2024 .
  200. ^ "Cometas que rayan el sol". LASCO ( Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos ). 13 de marzo de 2015. Archivado desde el original el 25 de mayo de 2015. Consultado el 19 de marzo de 2009 .
  201. ^ JPL / CALTECH (2005). «Ulises: resultados de la misión principal». NASA. Archivado desde el original el 6 de enero de 2006. Consultado el 22 de marzo de 2006 .
  202. ^ Calaway, MJ; Stansbery, Eileen K.; Keller, Lindsay P. (2009). "Génesis capturando el Sol: irradiación del viento solar en Lagrange 1". Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B . 267 (7): 1101–1108. Código Bibliográfico :2009NIMPB.267.1101C. doi :10.1016/j.nimb.2009.01.132. Archivado desde el original el 11 de mayo de 2020 . Consultado el 13 de julio de 2019 .
  203. ^ Alfvén, H. (1947). "Ondas magnetohidrodinámicas y calentamiento de la corona solar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 107 (2): 211–219. Bibcode :1947MNRAS.107..211A. doi : 10.1093/mnras/107.2.211 .
  204. ^ Parker, EN (1988). "Nanoflares y la corona solar de rayos X". Astrophysical Journal . 330 (1): 474. Bibcode :1988ApJ...330..474P. doi :10.1086/166485.
  205. ^ Sturrock, PA; Uchida, Y. (1981). "Calentamiento coronal por bombeo magnético estocástico". Astrophysical Journal . 246 (1): 331. Bibcode :1981ApJ...246..331S. doi :10.1086/158926. hdl : 2060/19800019786 .
  206. ^ White, TJ; Mainster, MA; Wilson, PW; Tips, JH (1971). "Aumentos de la temperatura coriorretiniana a partir de la observación solar". Boletín de biofísica matemática . 33 (1): 1–17. doi :10.1007/BF02476660. PMID  5551296.
  207. ^ Tso, MOM; La Piana, FG (1975). "La fóvea humana después de mirar al sol". Transacciones de la Academia Estadounidense de Oftalmología y Otorrinolaringología . 79 (6): OP788–95. PMID  1209815.
  208. ^ Hope-Ross, MW; Mahon, GJ; Gardiner, TA; Archer, DB (1993). "Hallazgos ultraestructurales en la retinopatía solar". Eye . 7 (4): 29–33. doi : 10.1038/eye.1993.7 . PMID  8325420.
  209. ^ Schatz, H.; Mendelblatt, F. (1973). "Retinopatía solar por mirar al sol bajo la influencia del LSD". British Journal of Ophthalmology . 57 (4): 270–273. doi :10.1136/bjo.57.4.270. PMC 1214879 . PMID  4707624. 
  210. ^ Ham, WT Jr.; Mueller, HA; Sliney, DH (1976). "Sensibilidad retiniana al daño causado por la luz de longitud de onda corta". Nature . 260 (5547): 153–155. Bibcode :1976Natur.260..153H. doi :10.1038/260153a0. PMID  815821. S2CID  4283242.
  211. ^ Ham, WT Jr.; Mueller, HA; Ruffolo, JJ Jr.; Guerry, D. III (1980). "Retinopatía solar en función de la longitud de onda: su importancia para las gafas protectoras". En Williams, TP; Baker, BN (eds.). Los efectos de la luz constante en los procesos visuales . Plenum Press . págs. 319–346. ISBN. 978-0-306-40328-6.
  212. ^ Kardos, T. (2003). Ciencias de la Tierra. J. W. Walch. pág. 87. ISBN 978-0-8251-4500-1Archivado del original el 3 de noviembre de 2020 . Consultado el 22 de agosto de 2020 .
  213. ^ Macdonald, Lee (2012). "Equipo para observar el Sol". Cómo observar el Sol de forma segura . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Nueva York: Springer Science + Business Media. pág. 17. doi :10.1007/978-1-4614-3825-0_2. ISBN 978-1-4614-3824-3. Nunca mire directamente al Sol a través de ningún tipo de equipo óptico, ni siquiera por un instante. Una mirada breve al Sol a través de un telescopio es suficiente para causar daño permanente a los ojos, o incluso ceguera. Incluso mirar al Sol a simple vista durante más de un segundo o dos no es seguro. No asuma que es seguro mirar al Sol a través de un filtro, sin importar lo oscuro que parezca ser el filtro.
  214. ^ Haber, Jorg; Magnor, Marcus; Seidel, Hans-Peter (2005). "Simulación de fenómenos crepusculares basada en la física". ACM Transactions on Graphics . 24 (4): 1353–1373. CiteSeerX 10.1.1.67.2567 . doi :10.1145/1095878.1095884. S2CID  2349082. 
  215. ^ Piggin, IG (1972). "Asimetrías diurnas en la radiación global". Archiv für Meteorologie, Geophysik und Bioklimatologie, Serie B. 20 (1): 41–48. Código bibliográfico : 1972AMGBB..20...41P. doi :10.1007/BF02243313. S2CID  118819800.
  216. ^ "The Green Flash". BBC. 16 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 16 de diciembre de 2008. Consultado el 10 de agosto de 2008 .
  217. ^ Coleman, JA; Davidson, George (2015). Diccionario de mitología: una guía de la A a la Z de temas, leyendas y héroes . Londres: Arcturus Publishing Limited. pág. 316. ISBN. 978-1-78404-478-7.
  218. ^ Šprajc, Iván; Nava, Pedro Francisco Sánchez (21 de marzo de 2018). "El Sol en Chichén Itza y Dzibilchaltún. La Supuesta Importancia de los Equinoccios en Mesoamérica". Arqueología Mexicana (en español). XXV (149): 26–31.
  219. ^ abcd Black, Jeremy; Green, Anthony (1992). Dioses, demonios y símbolos de la antigua Mesopotamia: un diccionario ilustrado. The British Museum Press. págs. 182-184. ISBN 978-0-7141-1705-8Archivado del original el 20 de noviembre de 2020 . Consultado el 22 de agosto de 2020 .
  220. ^ abc Nemet-Nejat, Karen Rhea (1998). La vida cotidiana en la antigua Mesopotamia. Greenwood. pág. 203. ISBN 978-0-313-29497-6.
  221. ^ Teeter, Emily (2011). Religión y ritual en el antiguo Egipto . Nueva York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84855-8.
  222. ^ Frankfort, Henri (2011). La religión del antiguo Egipto: una interpretación . Dover Publications. ISBN 978-0-486-41138-5.
  223. ^ "Planeta". Oxford Dictionaries. Diciembre de 2007. Archivado desde el original el 2 de abril de 2015. Consultado el 22 de marzo de 2015 .
  224. ^ Goldstein, Bernard R. (1997). "Salvando los fenómenos: antecedentes de la teoría planetaria de Ptolomeo". Revista de Historia de la Astronomía . 28 (1): 1–12. Bibcode :1997JHA....28....1G. doi :10.1177/002182869702800101. S2CID  118875902.
  225. ^ Ptolomeo; Toomer, GJ (1998). Almagesto de Ptolomeo . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00260-6.
  226. ^ Mallory, James P .; Adams, Douglas Q. , eds. (1997). Enciclopedia de la cultura indoeuropea. Londres: Routledge. ISBN 978-1-884964-98-5. (EIEC). Archivado desde el original el 31 de marzo de 2017 . Consultado el 20 de octubre de 2017 .
  227. ^ ab Mallory, JP (1989). En busca de los indoeuropeos: lengua, arqueología y mito . Thames & Hudson . pág. 129. ISBN. 978-0-500-27616-7.
  228. ^ "Hesíodo, Teogonía, verso 371". Biblioteca Digital Perseo . 15 de septiembre de 2021. Archivado desde el original el 15 de septiembre de 2021. Consultado el 28 de mayo de 2024 .
  229. ^ Burkert, Walter (1985). Religión griega . Cambridge: Prensa de la Universidad de Harvard. pag. 120.ISBN 978-0-674-36281-9.
  230. ^ Malaquías 4:2
  231. ^ Biblia, Libro de Malaquías. Versión King James. Archivado desde el original el 20 de octubre de 2017 . Consultado el 20 de octubre de 2017 .
  232. ^ Spargo, Emma Jane Marie (1953). La categoría de lo estético en la filosofía de san Buenaventura. St. Bonaventure, Nueva York; E. Nauwelaerts, Lovaina, Bélgica; F. Schöningh, Paderborn, Alemania: The Franciscan Institute. p. 86. Archivado desde el original el 17 de abril de 2021 . Consultado el 3 de noviembre de 2020 .
  233. ^ Chadwick, Owen (1998). Una historia del cristianismo. St. Martin's Press. pág. 22. ISBN 978-0-312-18723-1Archivado desde el original el 18 de mayo de 2016 . Consultado el 15 de noviembre de 2015 .
  234. ^ ab Townsend, Richard (1979). Estado y cosmos en el arte de Tenochtitlan . Washington, DC: Dumbarton Oaks. p. 66. Consultado el 28 de mayo de 2024 .
  235. ^ ab Roberts, Jeremy (2010). Mitología japonesa de la A a la Z (2.ª ed.). Nueva York: Chelsea House Publishers . pp. 4-5. ISBN 978-1-60413-435-3.
  236. ^ Wheeler, Post (1952). Las Sagradas Escrituras de los japoneses . Nueva York: Henry Schuman. pp. 393–395. ISBN. 978-1-4254-8787-4.

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