El Sol es la estrella situada en el centro del sistema solar. Es una enorme esfera casi perfecta de plasma caliente, que alcanza la incandescencia por las reacciones de fusión nuclear en su núcleo. Desde su superficie irradia energía, principalmente como luz visible y radiación infrarroja, y un 10 % en forma de radiación ultravioleta. Es, con diferencia, la fuente de energía más importante para la vida en la Tierra. El Sol ha sido objeto de veneración en numerosas culturas y, desde la antigüedad, un tema central de la investigación astronómica.

El Sol orbita el centro galáctico a una distancia de entre 24 000 y 28 000 años luz. Su distancia con respecto a la Tierra define la unidad astronómica, que equivale aproximadamente a 1.496×108 kilómetros, o a unos 8 minutos luz. Su diámetro es de unos 1 391 400 km (864 600 mi), 109 veces el de la Tierra. La masa del Sol es aproximadamente 330 000 veces la de la Tierra y representa alrededor del 99,86 % de la masa total del sistema solar. Aproximadamente tres cuartas partes de la masa del Sol son hidrógeno (~73 %); el resto es principalmente helio (~25 %), con cantidades mucho menores de elementos más pesados, como oxígeno, carbono, neón y hierro.

El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V), conocida informalmente como enana amarilla, aunque su luz es en realidad blanca. Se formó hace aproximadamente 4.600 millones[a] de años, a partir del colapso gravitatorio de la materia en una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esa materia se acumuló en el centro; el resto se aplanó y formó un disco en órbita que dio origen al Sistema Solar. La masa central alcanzó tal temperatura y densidad que finalmente inició la fusión nuclear en su núcleo. Cada segundo, el núcleo del Sol fusiona unos 600.000 millones de kilogramos (kg) de hidrógeno en helio y convierte 4.000 millones de kg de materia en energía.

Dentro de unos 4.000 a 7.000 millones de años, cuando la fusión del hidrógeno en el núcleo del Sol disminuya hasta el punto de que deje de estar en equilibrio hidrostático, el núcleo experimentará un marcado aumento de densidad y temperatura que hará que sus capas externas se expandan y, finalmente, el Sol se convierta en una gigante roja. Tras esa fase, los modelos indican que el Sol expulsará sus capas externas y se convertirá en una estrella densa en proceso de enfriamiento (una enana blanca), que ya no producirá energía mediante fusión, pero seguirá brillando y emitiendo el calor de la fusión previa quizá durante billones de años. Después, según las teorías, se convertirá en una enana negra superdensa que emitirá una cantidad insignificante de energía.

Etimología

La palabra inglesa sun procede del inglés antiguo sunne. Hay palabras cognadas en otras lenguas germánicas, como sinne en frisón occidental, zon en neerlandés, Sünn en bajo alemán, Sonne en alemán estándar, Sunna en bávaro, sunna en nórdico antiguo y sunnō en gótico. Todas estas palabras derivan del protogermánico *sunnōn.[17][18] En última instancia, está relacionada con la palabra para «sol» en otras ramas de la familia indoeuropea, aunque en la mayoría de los casos aparece una raíz nominativa con l, en lugar de la raíz genitiva con n; por ejemplo, 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 con l también perduró en el protogermánico, como *sōwelan, que dio lugar al gótico sauil (junto con sunnō) y al poético sól del nórdico antiguo (junto con sunna); de este último proceden las palabras para «sol» de las lenguas escandinavas modernas: sol en sueco y danés, sól en islandés, etc.[18]

Los principales adjetivos en inglés para referirse al Sol son sunny para la luz solar y, en contextos técnicos, solar (/ˈsoʊlər/),[3] del latín sol.[19] Del griego helios procede el raro adjetivo heliac (/ˈhiːliæk/).[20] En inglés, las palabras griega y latina aparecen en poesía como personificaciones del Sol: Helios (/ˈhiːliəs/) y Sol (/ˈsɒl/),[2][1] mientras que en la ciencia ficción puede usarse Sol para distinguir el Sol de otras estrellas. Los astrónomos planetarios utilizan el término sol, con s minúscula, para designar 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] El estudio científico del Sol se llama heliología.[25]

Características generales

Comparación de tamaños del Sol, los ocho planetas del Sistema Solar, otros cuerpos y algunas estrellas más grandes. El Sol tiene 1,4 millones de kilómetros de diámetro (4,643 segundos luz), unas 109 veces el diámetro de la Tierra o cuatro veces la distancia lunar, y contiene el 99,86 % de la masa total del Sistema Solar.

El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G y constituye aproximadamente el 99.86% de la masa del Sistema Solar.[26] Tiene una magnitud absoluta de +4.83 y se estima que brilla más que alrededor del 85% de las estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas.[27][28] Es más masivo que el 95% de las estrellas situadas a menos de 7 pc (23 ly).[29] El Sol es una estrella de población I, o rica en elementos pesados,[b][30] Su formación, hace aproximadamente 4.600 millones de años, pudo haber sido desencadenada por ondas de choque procedentes de una o más supernovas cercanas.[31][32] Esto se deduce de la abundancia de elementos pesados en el Sistema Solar, como el oro y el uranio, en comparación con la abundancia de estos elementos en las estrellas de población II, pobres en elementos pesados. Lo más probable es que estos elementos pesados se produjeran mediante reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova o por transmutación mediante la absorción de neutrones en una estrella masiva de segunda generación.[30]

El Sol es, con diferencia, el objeto más brillante del cielo terrestre, con una magnitud aparente de −26.74.[33][34] Es unas 13.000 millones de veces más brillante que la siguiente estrella más luminosa, Sirio, cuya magnitud aparente es de −1.46.[35]

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 unos ±2,5 millones de kilómetros (1,6 millones de millas) mientras la Tierra pasa del perihelio, alrededor del 3 de enero, al afelio, alrededor del 4 de julio.[36] A su distancia media, la luz tarda unos 8 minutos y 20 segundos en viajar desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra,[37] mientras que la luz entre 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,[38] y determina el clima y el tiempo atmosférico terrestres.[39]

El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente a medida que aumenta la altura sobre la fotosfera.[40] Para medirlo, se considera que el radio del Sol es la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol.[41] La esfericidad del Sol se expresa mediante la diferencia relativa entre su radio en el ecuador, Req, y en los polos, Rpol, denominada achatamiento,[42]Δ⊙=(Req−Rpol)/Rpol.

El valor es difícil de medir. La distorsión atmosférica hace que la medición deba realizarse mediante satélites; el valor es muy pequeño, lo que significa que se necesita una técnica muy precisa.[43]

En un principio se propuso que el achatamiento era suficiente para explicar la precesión del perihelio de Mercurio, pero Einstein propuso que la relatividad general podría explicar la precesión utilizando un Sol esférico.[43] Cuando se dispuso de mediciones de alta precisión del achatamiento a través del Observatorio de Dinámica Solar[44] y el satélite Picard[42], el valor medido fue incluso menor de lo esperado,[43] 8,2 x 10⁻⁶, o 8 partes por millón. Estas mediciones determinaron que el Sol es el objeto natural más cercano a una esfera perfecta jamás observado.[45] El valor del achatamiento permanece constante independientemente de los cambios en la irradiación solar.[42] El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol.[46]

Rotación

Artículo principal: Rotación solar

El Sol rota más rápido en su ecuador que en sus polos. Esta rotación diferencial se debe al movimiento convectivo causado por el transporte de calor y a la fuerza de Coriolis debida a la rotación del Sol. En un sistema de referencia definido por las estrellas, el período de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y de 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 unos 28 días.[47] Visto desde un punto de vista sobre su polo norte, el Sol rota en sentido contrario a las agujas del reloj alrededor de su eje de rotación.[d][48]

Un estudio de análogos solares sugiere que el Sol primitivo giraba hasta diez veces más rápido que en la actualidad. Esto habría hecho que la superficie fuera mucho más activa, con mayor emisión de rayos X y ultravioleta. Las manchas solares habrían cubierto entre el 5 % y el 30 % de la superficie.[49] La velocidad de rotación se fue ralentizando gradualmente por el frenado magnético, a medida que el campo magnético del Sol interactuaba con el viento solar saliente.[50] Un vestigio de esta rápida rotación primordial aún sobrevive en el núcleo del Sol, que rota a una velocidad de una vez por semana; cuatro veces la velocidad media de rotación de la superficie.[51][52]

Composición

Véase también: Moléculas en las estrellas

El Sol está compuesto principalmente por 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.[53] 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.[54]

La composición química original del Sol procede del medio interestelar a partir del cual se formó. En sus orígenes, habría estado compuesto aproximadamente por un 71,1 % de hidrógeno, un 27,4 % de helio y un 1,5 % de elementos más pesados.[53] El hidrógeno y la mayor parte del helio del Sol se habrían producido mediante la nucleosíntesis del Big Bang durante los primeros 20 minutos del universo. Los elementos más pesados se formaron en generaciones anteriores de estrellas, antes de que naciera el Sol, y se dispersaron por el medio interestelar en las etapas finales de la vida estelar y en fenómenos como las supernovas.[55]

Desde la formación del Sol, el principal proceso de fusión ha consistido en fusionar hidrógeno para producir helio. Durante los últimos 4.600 millones de años, la cantidad de helio y su ubicación dentro del Sol han cambiado gradualmente. La proporción de helio en el núcleo ha aumentado aproximadamente del 24 % al 60 % debido a la fusión, y parte del helio y de los elementos pesados se han asentado desde la fotosfera hacia el centro del Sol por efecto de la gravedad. Las proporciones de los elementos más pesados no han cambiado. El calor se transfiere hacia el exterior desde el núcleo del Sol mediante radiación, no por convección (véase Zona radiativa más abajo), así que los productos de la fusión no son arrastrados hacia el exterior por el calor; permanecen en el núcleo,[56] y poco a poco ha empezado a formarse un núcleo interno de helio que no puede fusionarse porque, por ahora, el núcleo del Sol no está lo bastante caliente ni es lo bastante denso para fusionar helio. En la fotosfera actual, la proporción de helio es menor y la metalicidad es solo el 84 % de la que tenía durante la fase protoestelar (antes de que comenzara la fusión nuclear en el núcleo). En el futuro, el helio seguirá acumulándose en el núcleo y, dentro de unos 5.000 millones de años, esta acumulación gradual hará que el Sol salga de la secuencia principal y se convierta en una gigante roja.[57]

Por lo general, se considera que la composición química de la fotosfera representa la composición del Sistema Solar primordial.[58] Normalmente, las abundancias de elementos pesados del Sol descritas anteriormente se miden tanto mediante espectroscopia de la fotosfera solar como midiendo las abundancias en meteoritos que nunca se han calentado hasta alcanzar temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos conservan la composición del Sol protostelar y, por tanto, no se ven afectados por la sedimentación de elementos pesados. En general, ambos métodos concuerdan bien.[59]

Núcleo

Artículo principal: Núcleo solar

El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20–25 % del radio solar.[60] Su densidad alcanza los 150 g/cm3[61][62] (unas 150 veces la densidad del agua) y su temperatura ronda los 15,7 millones de kelvin (K).[62] En cambio, la temperatura de la superficie solar es de unos 5800 K. Los análisis recientes de los datos de la misión SOHO respaldan la hipótesis de que el núcleo rota más rápido que la zona radiativa que lo rodea.[60] Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía se ha producido mediante fusión nuclear en la región del núcleo, a través de la cadena protón-protón; este proceso transforma hidrógeno en helio.[63] En la actualidad, el 0,8 % de la energía generada por el Sol procede de otra secuencia de reacciones de fusión llamada ciclo CNO; se espera que la proporción procedente de este ciclo aumente a medida que el Sol envejezca y se vuelva más luminoso.[64][65]

El núcleo es la única región del Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica mediante 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 por esta energía a medida que se transfiere hacia afuera a través de muchas capas sucesivas, hasta llegar finalmente a la fotosfera solar, donde escapa al espacio mediante radiación (fotones) o advección (partículas masivas).[66][67]

La cadena protón-protón se produce en el núcleo unas 9.2×1037 veces por segundo y transforma 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), es decir, alrededor de 6.2×1011 kg/s. Sin embargo, cada protón tarda, en promedio, unos 9.000 millones de años en fusionarse con otro mediante la cadena PP.[66] La fusión de cuatro protones libres (núcleos de hidrógeno) en una sola partícula alfa (núcleo de helio) libera como energía alrededor del 0,7 % de la masa fusionada,[68] por lo que el Sol libera energía a una tasa de conversión de masa en energía de 4.260 millones de kg/s (lo que requiere 600.000 millones de kg de hidrógeno[69]), equivalente a 384,6 yottavatios (3.846×1026 W),[5] o 9.192×1010 megatones de TNT por segundo. La enorme potencia del Sol se debe principalmente al gran tamaño y densidad de su núcleo (en comparación con la Tierra y los objetos terrestres), aunque cada metro cúbico genera una cantidad de energía relativamente pequeña. Los modelos teóricos del interior del Sol indican una densidad de potencia máxima, o producción de energía, de aproximadamente 276,5 vatios por metro cúbico en el centro del núcleo,[70] que, según Karl Kruszelnicki, es aproximadamente la misma densidad de potencia que en el interior de una pila de compost.[71]

La tasa de fusión en el núcleo se encuentra en un equilibrio de autocorrección: una tasa de fusión ligeramente mayor provocaría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas exteriores, reduciendo la densidad y, por lo tanto, la tasa de fusión y corrigiendo la perturbación; y una tasa ligeramente menor provocaría que el núcleo se enfriara y se contrajera ligeramente, aumentando la densidad y aumentando la tasa de fusión y volviendo a su tasa actual.[72][73]

Zona Relativa

La zona radiativa es la capa más gruesa del Sol y abarca 0,45 radios solares. Desde el núcleo hasta aproximadamente 0,7 radios solares, la radiación térmica es el principal medio de transferencia de energía.[74] A medida que aumenta la distancia al núcleo, la temperatura desciende de unos 7 millones a 2 millones de kelvin.[62] Este gradiente de temperatura es menor que el valor de la tasa de variación adiabática y, por tanto, no puede impulsar la convección; esto explica por qué la energía se transfiere por radiación y no por convección térmica en esta zona.[62] Los iones de hidrógeno y helio emiten fotones, que recorren solo una distancia breve antes de ser reabsorbidos por otros iones.[74] Entre 0,25 radios solares y 0,7 radios —el límite superior de la zona radiativa—, la densidad disminuye cien veces, de 20.000 kg/m3 a 200 kg/m3.[74]

Tacoclina

Artículo principal: tacoclina

La zona radiativa y la zona convectiva están separadas por una capa de transición llamada tacoclina. En esta región, el brusco cambio de régimen entre la rotación uniforme de la zona radiativa y la rotación diferencial de la zona convectiva provoca una gran cizalla entre ambas; es decir, las capas horizontales sucesivas se deslizan unas junto a otras.[75] Actualmente se plantea la hipótesis de que una dinamo magnética, o dinamo solar, situada en esta capa genera el campo magnético del Sol.[62]

Zona convectiva

Artículo principal: Zona de convección

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 bastante denso ni caliente como para transportar la energía térmica del interior hacia afuera mediante radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo bastante baja como para que se formen corrientes convectivas que transportan la energía del Sol hacia la superficie. El material calentado en la tacoclina absorbe calor y se expande, con lo que disminuye su densidad y puede ascender. Como resultado, el movimiento ordenado de la masa da lugar a células térmicas que transportan la mayor parte del calor hacia la fotosfera solar, situada encima. Cuando el material se enfría por difusión y radiación justo bajo la superficie fotosférica, su densidad aumenta y desciende hasta la base de la zona de convección, donde vuelve a absorber calor de la parte superior de la zona radiativa y el ciclo convectivo continúa. En la fotosfera, la temperatura ha descendido 350 veces, hasta 5,700 K (9,800 °F), y la densidad, hasta solo 0.2 g/m3 (aproximadamente 1/10,000 de la densidad del aire al nivel del mar y una millonésima parte de la de la capa interna de la zona convectiva).[62]

Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol, dándole una apariencia granular denominada granulación solar a la escala más pequeña y supergranulación a escalas mayores. La convección turbulenta en esta parte exterior del interior solar mantiene una acción de dinamo a pequeña escala sobre el volumen cercano a la superficie del Sol.[62] Las columnas térmicas del Sol son celdas de Bénard y adoptan la forma de prismas aproximadamente hexagonales.[76]

Fotosfera

La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa bajo la cual el Sol se vuelve opaco a la luz visible.[77] Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente que la recubre y se convierten en radiación solar, es decir, luz solar. El cambio de opacidad se debe a la disminución de la cantidad de iones H−, que absorben fácilmente la luz visible.[77] A su vez, la luz visible que percibimos se produce cuando los electrones reaccionan con los átomos de hidrógeno y forman iones H−.[78][79]

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 inferior, una imagen del Sol aparece más brillante en el centro que en el borde o limbo del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento del limbo.[77] 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 sobre la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de ~10²³ m⁻³ (aproximadamente el 0,37 % del número de partículas por volumen de la atmósfera terrestre a nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizada: el grado de ionización es de aproximadamente el 3 %, dejando casi todo el hidrógeno en forma atómica.[80]

Leer más

Referencias

1.  «Sol». Oxford English Dictionary (edición en línea). Oxford University Press. (Se requiere suscripción o membresía de una institución participante.)
2. ^ Ir arriba a:
3. a b «Helios». Lexico UK English Dictionary. Oxford University Press. Archivado del original el 27 de marzo de 2020.
4. ^ Ir arriba a:
5. a b "solar". Oxford English Dictionary (Edición en línea). Oxford University Press. (Se requiere suscripción o pertenencia a una institución participante).
6. ^ Pitjeva, E. V.; Standish, E. M. (2009). "Propuestas para las masas de los tres asteroides más grandes, la relación de masas Luna-Tierra y la unidad astronómica". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 103 (4): 365–372. Bibcode:2009CeMDA.103..365P. doi:10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN 1572-9478. S2CID 121374703. Archivado del original el 9 de julio de 2019. Consultado el 13 de julio de 2019.
7. ^ Ir arriba a:
8. a b c d e f g h i j k l m n o p Williams, DR (1 de julio de 2013). "Hoja informativa sobre el Sol". Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA. Archivado del original el 15 de julio de 2010. Recuperado el 12 de agosto de 2013.
9. ^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press. Archived from the original on 3 February 2021. Retrieved 13 January 2016.
10. ^ 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.
11. ^ "Eclipse 99: Frequently Asked Questions". NASA. Archivado el 27 de mayo de 2010. Consultado el 24 de octubre de 2010.
12. ^ 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.
13. ^ Hinshaw, G.; Weiland, J. L.; Hill, R. S.; Odegard, N.; Larson, D.; et al. (2009). "Observaciones de cinco años de la sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe: 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.
14. ^ Ir arriba a:
15. a b c d e f «Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures». NASA. Archivado del original el 2 de enero de 2008.
16. ^ Ir arriba a:
17. a b c Prša, Andrej; Harmanec, Petr; Torres, Guillermo; et al. (1 August 2016). "NOMINAL VALUES FOR SELECTED SOLAR AND PLANETARY QUANTITIES: IAU 2015 RESOLUTION B3 * †". The Astronomical Journal. 152 (2): 41. arXiv:1510.07674. Bibcode:2016AJ....152...41P. doi:10.3847/0004-6256/152/2/41. ISSN 0004-6256.
18. ^ Ir arriba a:
19. a b Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). «The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS». Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749. S2CID 119436299.
20. ^ Connelly, J. N.; Bizzarro, M.; Krot, A. N.; Nordlund, Å.; Wielandt, D.; Ivanova, M. A. (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. S2CID 21965292.(registration required)
21. ^ Gray, David F. (noviembre de 1992). "El índice de color inferido del Sol". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico. 104 (681): 1035–1038. Bibcode:1992PASP..104.1035G. doi:10.1086/133086.
22. ^ "Datos vitales del Sol". Stanford Solar Center. Archivado del original el 14 de octubre de 2012. Consultado el 29 de julio de 2008. Cita a Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. p. 37. NASA SP-402. Archivado del original el 30 de julio de 2021. Consultado el 12 de julio de 2017.
23. ^ Barnhart, R. K. (1995). The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins. p. 776. ISBN 978-0-06-270084-1.
24. ^ Ir arriba a:
25. a b Orel, Vladimir (2003). A Handbook of Germanic Etymology. Leiden: Brill. p. 41. ISBN 978-9-00-412875-0 – vía Internet Archive.
26. ^ Little, William; Fowler, H. W.; Coulson, J. (1955). "Sol". Oxford Universal Dictionary on Historical Principles (3.ª ed.). ASIN B000QS3QVQ.
27. ^ «heliac». Oxford English Dictionary (edición en línea). Oxford University Press. (Se requiere una suscripción o pertenecer a una institución participante.)
28. ^ "Vista de Opportunity, Sol 959 (Vertical)". NASA. 15 de noviembre de 2006. Archivado del original el 22 de octubre de 2012. Consultado el 1 de agosto de 2007.
29. ^ Allen, Clabon W.; Cox, Arthur N. (2000). Cox, Arthur N. (ed.). Allen's Astrophysical Quantities (4th ed.). Springer. p. 2. ISBN 978-0-38-798746-0.
30. ^ «masa solar». Oxford Reference. Consultado el 26 de mayo de 2024.
31. ^ Weissman, Paul; McFadden, Lucy-Ann; Johnson, Torrence (18 September 1998). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. pp. 349, 820. ISBN 978-0-08-057313-7.
32. ^ "heliología". Diccionario Collins. Collins. Consultado el 24 de noviembre de 2024.
33. ^ Woolfson, M. (2000). "El origen y la evolución del sistema solar" (PDF). Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. Archivado (PDF) del original el 11 de julio de 2020. Consultado el 12 de abril de 2020.
34. ^ Than, K. (2006). "Los astrónomos estaban equivocados: la mayoría de las estrellas son individuales". Space.com. Archivado del original el 21 de diciembre de 2010. Consultado el 1 de agosto de 2007.
35. ^ Lada, C. J. (2006). «Multiplicidad estelar y función inicial de masa: la mayoría de las estrellas son solitarias». Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63 – L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. S2CID 8400400.
36. ^ Robles, José A.; Lineweaver, Charles H.; Grether, Daniel; Flynn, Chris; Egan, Chas A.; Pracy, Michael B.; Holmberg, Johan; Gardner, Esko (septiembre de 2008). «A Comprehensive Comparison of the Sun to Other Stars: Searching for Self-Selection Effects». The Astrophysical Journal. 684 (1): 691–706. arXiv:0805.2962. Bibcode:2008ApJ...684..691R. doi:10.1086/589985. hdl:1885/34434. Consultado el 24 de mayo de 2024.
37. ^ Ir arriba a:
38. a b Zeilik, M. A.; Gregory, S. A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.
39. ^ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 de noviembre de 2012). «Cronología absoluta y procesamiento térmico de sólidos en el disco protoplanetario solar». Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. S2CID 21965292.
40. ^ Falk, S. W.; Lattmer, J. M.; Margolis, S. H. (1977). «¿Son las supernovas fuentes de granos presolares?». Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0. S2CID 4240932.
41. ^ Burton, WB (1986). "Parámetros estelares". Space Science Reviews. 43 (3–4): 244–250. doi:10.1007/BF00190626. S2CID 189796439.
42. ^ Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics. 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B.
43. ^ Hoffleit, D.; et al. (1991). «HR 2491». Bright Star Catalogue (5.ª ed. revisada). CDS. Bibcode:1991bsc..book.....H.
44. ^ «Equinoccios, solsticios, perihelio y afelio, 2000–2020». US Naval Observatory. 31 de enero de 2008. Archivado del original el 13 de octubre de 2007. Consultado el 17 de julio de 2009.
45. ^ Cain, Fraser (15 de abril de 2013). "¿Cuánto tarda la luz solar en llegar a la Tierra?". phys.org. Archivado del original el 2 de marzo de 2022. Consultado el 2 de marzo de 2022.
46. ^ "La energía del Sol: una parte esencial del sistema terrestre". Centro para la Educación Científica. Consultado el 24 de mayo de 2024.
47. ^ "The Sun's Influence on Climate". Princeton University Press. 23 de junio de 2015. Consultado el 24 de mayo de 2024.
48. ^ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Radionúclidos cosmogénicos: teoría y aplicaciones en los entornos terrestre y espacial. Springer. p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.
49. ^ Phillips, KJH (1995). Guía del Sol. Cambridge University Press. pág. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
50. ^ Ir arriba a:
51. a b c Meftah, M.; Irbah, A.; Hauchecorne, A.; Corbard, T.; Turck-Chièze, S.; Hochedez, J.-F.; Boumier, P.; Chevalier, A.; Dewitte, S.; Mekaoui, S.; Salabert, D. (March 2015). "On the Determination and Constancy of the Solar Oblateness". Solar Physics. 290 (3): 673–687. Bibcode:2015SoPh..290..673M. doi:10.1007/s11207-015-0655-6. ISSN 0038-0938.
52. ^ Ir arriba a:
53. a b c Gough, Douglas (28 de septiembre de 2012). "¿Qué tan achatado es el Sol?". Science. 337 (6102): 1611–1612. Bibcode:2012Sci...337.1611G. doi:10.1126/science.1226988. ISSN 0036-8075. PMID 23019636.
54. ^ Kuhn, J. R.; Bush, R.; Emilio, M.; Scholl, I. F. (28 September 2012). "The Precise Solar Shape and Its Variability". Science. 337 (6102): 1638–1640. Bibcode:2012Sci...337.1638K. doi:10.1126/science.1223231. ISSN 0036-8075. PMID 22903522.
55. ^ Jones, G. (16 de agosto de 2012). «El Sol es la esfera más perfecta jamás observada en la naturaleza». The Guardian. Archivado del original el 3 de marzo de 2014. Recuperado el 19 de agosto de 2013.
56. ^ Schutz, BF (2003). Gravedad desde el suelo. Cambridge University Press. pp. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0.
57. ^ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9.
58. ^ «El sistema solar en sentido antihorario». Australian Space Academy. Archivado del original el 7 de agosto de 2020. Consultado el 2 de julio de 2020.
59. ^ Guinan, Edward F.; Engle, Scott G. (June 2009). The Sun in time: age, rotation, and magnetic activity of the Sun and solar-type stars and effects on hosted planets. The Ages of Stars, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. Vol. 258. pp. 395–408. arXiv:0903.4148. Bibcode:2009IAUS..258..395G. doi:10.1017/S1743921309032050.
60. ^ 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.
61. ^ 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. ídem. A40. arXiv:1708.00259. Código Bib: 2017A&A...604A..40F. doi:10.1051/0004-6361/201730460.
62. ^ Darling, Susannah (1 de agosto de 2017). "La ESA y el SOHO de la NASA revelan un núcleo solar en rápida rotación". NASA. Consultado el 31 de mayo de 2024.
63. ^ Ir arriba a:
64. a b Lodders, Katharina (10 July 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. Archived from the original (PDF) on 7 November 2015. Retrieved 1 September 2015.Lodders, K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science. 38 (suppl): 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L. Archived (PDF) from the original on 13 May 2011. Retrieved 3 August 2008.
65. ^ Hansen, C. J.; Kawaler, S. A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. 19–20. ISBN 978-0-387-20089-7.
66. ^ 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.
67. ^ Hansen, C. J.; Kawaler, S. A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2.ª ed.). Springer. § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7.
68. ^ Iben, Icko Jnr. (November 1965). "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M☉ Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". The Astrophysical Journal. 142: 1447. Bibcode:1965ApJ...142.1447I. doi:10.1086/148429.
69. ^ Aller, L. H. (1968). «The chemical composition of the Sun and the solar system». Proceedings of the Astronomical Society of Australia. 1 (4): 133. Bibcode:1968PASA....1..133A. doi:10.1017/S1323358000011048. S2CID 119759834.
70. ^ Basu, S.; Antia, H. M. (2008). «Helioseismology and Solar Abundances». Physics Reports. 457 (5–6): 217–283. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. S2CID 119302796.
71. ^ Ir arriba a:
72. a b García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. S2CID 35285705.
73. ^ 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. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. S2CID 11044272.
74. ^ Ir arriba a:
75. a b c d e f g «NASA/Marshall Solar Physics». Marshall Space Flight Center. 18 January 2007. Archived from the original on 29 March 2019. Retrieved 11 July 2009.
76. ^ Broggini, C. (2003). Física en colisión, actas de la XXIII Conferencia Internacional: Procesos nucleares en la energía solar. XXIII Physics in Collisions Conference. Zeuthen, Alemania. p. 21. arXiv:astro-ph/0308537. Bibcode:2003phco.conf...21B. Archivado del original el 21 de abril de 2017. Consultado el 12 de agosto de 2013.
77. ^ Goupil, M. J.; Lebreton, Y.; Marques, J. P.; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series. 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. S2CID 4776237.
78. ^ The Borexino Collaboration (2020). «Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun». Nature. 587 (?): 577–582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. PMID 33239797. S2CID 227174644. Archivado del original el 27 de noviembre de 2020. Consultado el 26 de noviembre de 2020.
79. ^ Ir arriba a:
80. a b c Phillips, KJH (1995). Guía del Sol. Cambridge University Press. págs. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.