Sol

O **Sol** é unha estrela de tamaño medio, en relación ao conxunto da nosa galaxia, a Vía Láctea, arredor da cal gravitan a Terra e mailos outros membros do noso sistema planetario. É unha estrela de tipo espectral G2, constituíndo a fonte primaria de enerxía electromagnética do sistema planetario.

As palabras gregas e latinas aparecen na poesía como personificacións do Sol, **Helios** e **Sol**, mentres que na ciencia ficción en lingua inglesa "Sun" pódese usar como nome da estrela para distinguila doutras. O termo "sol", en minúscula, é usado polos astrónomos planetarios para determinar a duración dun día solar noutro planeta como Marte.

Os principais adxectivos do Sol en galego son *soleado* para a luz solar e, en contextos técnicos, *solar*, do latín *sol* – este último atópase en termos como * día solar *, * eclipse solar * e * sistema solar *. Do grego "helios" procede o adxectivo infrecuente *helíac*.

O termo inglés para o día da semana *Sunday* procede do inglés antigo *Sunnandæg* (literalmente 'día do sol'), unha interpretación xermànica da frase latina *dies sōlis*, que é unha tradución do grego ἡμέρα ἡλίου (*hēmera hēliou*, 'día do sol').
## Características 
miniatura|upright|alt=Un esquema que vai dende o vermello na parte superior ata o branco na parte inferior|Un esquema do Sol, coa rexión central na parte inferior
O Sol é unha estrela de tipo- G da secuencia principal que abarca aproximadamente o 99,86 % da masa do sistema solar. O Sol ten unha magnitude absoluta de +4,83, estimada como máis brillante que o 85 % das estrelas da Vía Láctea, a maioría das cales son ananas vermellas.

O Sol é unha estrela que pertence, segundo á clasificación química de Baade, as estrelas do tipo de Poboación I, ou estrelas ricas en elementos pesados. A formación do Sol puido ser desencadeada por ondas de choque dunha ou máis supernovas próximas. Esta levantouse debido á grande abundancia de elementos pesados ​​no sistema solar, como o ouro e o uranio, en relación coas abundancias destes elementos na chamada Poboación II de estrelas, sendo estas pobres en elementos pesados. Estes elementos poderían ter sido producidos por reaccións nucleares ou endotérmicas durante unha supernova, ou por transmutación mediante a absorción de neutróns dentro dunha estrela masiva de segunda xeración. É uns 13000 millóns de veces máis brillante que a segunda estrela máis luminosa, Sirius, que ten unha magnitude aparente de −1,46. A distancia media do centro do Sol ao centro da Terra é de aproximadamente 1unidade astronómica (uns 150 millóns de quilómetros), aínda que a distancia varía a medida que a Terra se move dende o perihelio en xaneiro ata afelio en xullo. A esta distancia media, a luz viaxa dende o horizonte do Sol ata o horizonte terrestre nuns 8 minutos e 19 segundos, mentres que a luz dos puntos máis próximos do Sol e da Terra tarda uns dous segundos menos.

O Sol non ten un límite definido e nas súas partes exteriores a súa densidade diminúe exponencialmente ao aumentar a distancia do seu centro. Non obstante, para fins de medición, considérase que o raio solar é a distancia desde o seu centro ata o bordo da fotosfera, a superficie visible aparente do Sol. En base a esta medición, o Sol é unha esfera case perfecta cun achatamento estimado de 9millonésimas, o que significa que o seu diámetro polar difire do seu diámetro ecuatorial en só 10 quilómetros. O efecto das mareas dos planetas é débil e non afecta significativamente a forma do Sol. O Sol xira máis rápido no seu ecuador que nos seus polos . Esta rotación diferencial é causada polo movemento convectivo debido ao transporte de calor e o efecto Coriolis producido pola rotación do Sol. Nun marco de referencia definido polas estrelas, o período de rotación é de aproximadamente 25,6 días no ecuador e 33,5días nos polos. Visto desde a Terra na súa órbita arredor do Sol, o período de rotación aparente do Sol no seu ecuador é duns 28días. Visto desde un punto de vista sobre o seu polo norte, o Sol xira en sentido antihorario ao redor do seu eixe de xiro.
## Composición 
O Sol está composto principalmente polos elementos químicos hidróxeno e helio; que representan o 74,9% e o 23,8% da masa do Sol na fotosfera, respectivamente. Todos os elementos máis pesados, chamados *metais* na astronomía, constitúen menos do 2% da masa, sendo os máis abundantes o osíxeno (aproximadamente o 1% da masa do Sol), o carbono (0,3%), neon (0,2%) e ferro (0,2%).

O Sol herdou a súa composición química do medio interestelar a través do cal se formou. O hidróxeno e o helio do Sol foron producidos trala nucleosíntese do big-bang, nos primeiros 20 minutos da creación do universo, e os elementos máis pesados ​​foron creados pola nucleosíntese estelar en xeracións de estrelas que completaron a súa evolución estelar e devolveron. o seu material ao medio interestelar antes da formación do Sol. A composición química da fotosfera adoita considerarse representativa da composición do sistema solar primordial. Non obstante, desde que se formou o Sol, algúns dos helios e elementos pesados ​​asentáronse gravitacionalmente desde a fotosfera. Polo tanto, na fotosfera actual, a fracción de helio redúcese, e a metalicidade é só un 84% da que era na fase protoestelar (antes de que comezase a fusión nuclear no núcleo). Crese que a composición protoestelar do Sol foi un 71,1% de hidróxeno, un 27,4% de helio e un 1,5% de elementos máis pesados. polo que gradualmente comezou a formarse un núcleo interno de helio que non se pode fusionar porque actualmente o núcleo do Sol non está o suficientemente quente nin denso para fusionar o helio. Na fotosfera actual, a fracción de helio redúcese, a metalicidade é só o 84% do que era na fase protoestelar (antes de que comezase a fusión nuclear no núcleo). No futuro, o helio seguirá acumulándose no núcleo, e nuns 5&nbsp;billóns de anos esta acumulación gradual fará que o Sol saia da secuencia principal e se converta nunha xigante vermella..

A composición química da fotosfera considérase normalmente representativa da composición do Sistema Solar primordial. A abundancia de elementos pesados solares descritas anteriormente mídense normalmente tanto usando espectroscopia da fotosfera solar como medindo a abundancia de meteoritos que nunca se quentaron a temperaturas de fusión. Pénsase que estes meteoritos conservan a composición do Sol protoestelar e, polo tanto, non se ven afectados pola sedimentación de elementos pesados. Os dous métodos en xeral coinciden ben.

## Pasado, presente e futuro do Sol 
O Sol formouse hai uns 4 650 millóns de anos e ten combustible para uns 5 000 millóns máis. Despois, comezará a aumentar o seu volume máis e máis, ata converterse nunha estrela xigante vermella. Rematará afundíndose polo seu propio peso e converténdose nunha anana branca, que pode tardar un billón de anos en arrefriarse. Formouse a partir de nubes de gas e po que contiñan residuos de xeracións anteriores de estrelas. Grazas á metalicidade do devandito gas, do seu disco circunestelar xurdiron máis tarde os planetas, asteroides e cometas do Sistema Solar.

No interior do Sol prodúcense reaccións de fusión nas que os átomos de hidróxeno se transforman en helio, producíndose a enerxía que irradia. O Sol emite cada día 360 000 millóns de toneladas (3,6·1014 kg) de materia, a gran maioría transformadas en enerxía (raios solares). A súa atracción vai, por iso, enfraquecendo e de aí que a Terra se afasta do Sol 1 m por ano. Xa que a súa masa non chega ó límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares), cando se lle esgote o combustible está previsto que acabe como unha anana branca. Actualmente, o Sol atópase en plena secuencia principal, fase en que seguirá uns 5 000 millóns de anos máis queimando hidróxeno de maneira estable.

Chegará un día en que o Sol esgote todo o hidróxeno na rexión central ao telo transformado en helio. A presión será incapaz de soster as capas superiores e a rexión central tenderá a contraerse gravitacionalmente, quentando progresivamente as capas adxacentes. O exceso de enerxía producida fará que as capas exteriores do Sol tendan a expandirse e arrefriarse e o Sol converterase nunha estrela xigante vermella. Así, o seu diámetro superará o da órbita da Terra, co cal calquera forma de vida sobre o noso planeta será extinguida. Cando a temperatura da rexión central acade aproximadamente 100 millóns de kelvin s, comezará a fusión do helio, producindo carbono, mentres arredor do núcleo se segue fusionando hidróxeno en helio. Iso fará que a estrela se contraia e diminúa o seu brillo a un tempo que aumenta a súa temperatura, converténdose o Sol nunha estrela da rama horizontal do diagrama H-R. Ao esgotarse o helio do núcleo, iniciarase unha nova expansión do Sol e o helio empezará tamén a fusionarse nunha nova capa arredor do núcleo inerte - composto de carbono e osíxeno e, ao non ter masa suficiente, o Sol non acadará as presións e temperaturas abondas para fusionar os devanditos elementos en elementos máis pesados - que o converterá de novo nun xigante vermello, pero esta vez da rama asintótica xigante e provocará que o astro expulse gran parte da súa masa na forma dunha nebulosa planetaria, quedando só o núcleo solar, que se transformará nunha anana branca e, moito máis tarde, ao arrefriarse totalmente, nunha anana negra. O Sol non chegará a estoupar como unha supernova ao non ter a masa suficiente para iso.

Aínda que se cría nun principio que o Sol acabaría por absorber, ademais de Mercurio e Venus, tamén a Terra ao converterse en xigante vermello, a gran perda de masa que sufrirá no proceso fixo pensar por un tempo que a órbita terrestre - do mesmo xeito que a dos demais planetas do Sistema Solar - se expandiría posiblemente, salvándose dese destino. Non obstante, un artigo recente postula que non ocorrerá, e que as interaccións mareais, así como o roce coa materia da cromosfera solar, farán que o noso planeta sexa absorbido. Outro artigo posterior tamén apunta na mesma dirección.

miniatura|centro|500px|Ciclo de vida do Sol.

## Efectos sobre a Terra 
miniatura|esquerda|300px|Eclipse solar
Alén da alternancia das estacións do ano, responsables da variación periódica da duración de días e noites e dos efectos sobre o clima, o Sol segue un ciclo dobre de 11 anos, no que cambia a súa polaridade magnética de norte a sur, completando así o cambio de sur de novo a norte en 22 anos. O Ciclo Solar ten moitos outros efectos importantes que influencian ao noso Planeta. O Ciclo solar manifesta unha correlación co  número de manchas solares, e, cos coñecementos actuais vese como irregular, de xeito que eventos como o Mínimo de Maunder ou o Mínimo de Dalton supuxeron a eliminación de manchas solares por longos períodos, causando o primeiro, pola súa lonxevidade, unha pequena idade de xeo entre os séculos XVII e XVIII. En febreiro de 2019 rexistrouse un mínimo cun mes sen observación de manchas solares. En 2008 comezou o 24 ciclo solar.

Estudos de Heliosismoloxía executados a partir de sondas espaciais, permitiron observar certas "vibracións solares", cuxa frecuencia aumenta co aumento da actividade solar, acompañando o ciclo de once anos de erupcións, e cada vinte e dous anos existe a manifestación do chamado hemisferio dominador, alén da movimentación das estruturas magnéticas en dirección aos polos, que resultan en dous ciclos de once anos con incremento da actividade xeomagnética da Terra e da oscilación da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera do noso planeta. No ano 2018 acadouse un mínimo solar.

Foron observadas emisións electromagnéticas en forma de aneis de diversos tamaños con temperaturas na orde de dous millóns de kelvin, alén de emisión de masa coronal a cada 24 horas aproximadamente. Polo tanto, o noso *Astro Rei*, domina a nosa sobrevivencia na Terra.

As erupcións solares clasifícanse de xeito que a clase de erupcións menos potentes chámase A, seguindo en orde ascendente de potencia B, C, M e X. Cada unha implica unha emisión de enerxía dez veces maior que a anterior; así, unha fulguración de clase X é 100 veces máis potente que unha de clase C. As M e X, de atravesar a Terra polo radio marcado por elas, poden crear tormentas xeomagnéticas con capacidade de interromper os sistemas de comunicacións e redes eléctricas, e provocar danos en satélites. Isto fai que se vixíe o comportamento solar (a súa'meteoroloxía'), para o que se usan misións espaciais como Proba-2, o cuarteto de satélites Cluster da ESA, o Observatorio Heliosférico e Solar (SOHO) conxunto ESA-NASA, o Observatorio de Dinámica Solar da NASA, a sonda Parker da NASA ou a sonda Solar Orbiter (ESA, en funcionamento en 2020).

O Sol presenta unha estrutura en capas esféricas (como se fosen "capas de cebola"). A fronteira física e as diferenzas químicas entre as distintas capas son difíciles de establecer. Porén, pódese establecer unha función física que é diferente para cada unha das capas. Na actualidade, a astrofísica dispón dun modelo de estrutura solar que explica de xeito satisfactorio a maioría dos fenómenos observados. Segundo este modelo, o Sol está formado por: 1) Núcleo, 2) Zona radiante, 3) Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Coroa e 7) Vento solar. A diferente velocidade de rotación en diferentes zonas daría lugar a zonas de cizalla no interior solar, como a tacoclina, que delimitaría a zona de xeración do campo magnético solar.
### Núcleo 
miniatura|Imaxe que mostra as capas dentro do Sol
O núcleo do Sol esténdese dende o centro ata un 20-25% do raio solar.  Ten unha densidade de ata 150g/cm3 No seu centro calcúlase que existe un 49 % de hidróxeno, 49 % de helio e un 2 % que se distribúe noutros elementos que serven como catalizadores nas reaccións termonucleares. A comezos da década dos anos30 do séculoXX, o físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) e o astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) uniron os seus esforzos para pescudar se a produción de enerxía no interior do Sol e nas estrelas podíase explicar polas transformacións nucleares. En 1938, Hans Albrecht Bethe (1906-2005), nos Estados Unidos, e Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemaña, simultánea e independentemente, atoparon o feito notable de que un grupo de reaccións nas que interveñen o carbono e o nitróxeno como catalizadores constitúen un ciclo, que se repite unha e outra vez, mentres dura o hidróxeno. A este grupo de reaccións coñéceselle como ciclo de Bethe ou do carbono, e é equivalente á fusión de catro protóns nun núcleo de helio. Nestas reaccións de fusión hai unha perda de masa, isto é, o hidróxeno consumido pesa máis que o helio producido. Esa diferenza de masa transfórmase en enerxía, segundo a ecuación de Einstein (E = mc²), onde E é a enerxía, m a masa e c a velocidade da luz. Estas reaccións nucleares transforman o 0,7 % da masa afectada en fotóns, cunha lonxitude de onda curtísima e, polo tanto, moi enerxéticos e penetrantes. A enerxía producida mantén o equilibrio térmico do núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15millóns de graos kelvins.

O ciclo ocorre nas seguintes etapas:
:1H1 + 6C12 → 7N13
:7N13 → 6C13 + e+ + neutrino
:1H1 + 6C13 → 7N14
:1H1 + 7N14 → 8O15
:8O15 → 7N15 + e+ + neutrino
:1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.

;Sumando todas as reaccións e cancelando os termos comúns, tense
:4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.

A enerxía neta liberada no proceso é 26,7 MeV, ou sexa preto de 6,7·1014 J por kg de protóns consumidos. O carbono actúa como catalizador, pois se rexenera ao final do ciclo.

Outra reacción de fusión que ocorre no Sol e nas estrelas é o ciclo de Critchfiel, máis comunmente coñecido como cadea protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un mozo físico, alumno de George Gamow, (1904-1968) na Universidade George Washington, e tivo unha idea completamente diferente, ao darse conta de que no choque entre dous protóns a velocidades próximas á da luz, pode ocorrer que un deles perda a súa carga positiva (e+), fusiónense e convértase nun neutrón, que permanece unido ao outro protón e forma un núcleo de deuterio, é dicir, un núcleo pesado formado por un isótopo estable do hidróxeno. O positrón (e+) ao ser liberado tende a aniquilarse con bastante rapidez, fusionándose cun electrón (e-), producindo no proceso radiación fotónica. Ao mesmo tempo, nesta segunda fase, libérase un neutrino electrónico de baixa enerxía, que non interactúa con ningún átomo e libérase ao espazo a velocidades próximas á da luz sen chocar coa materia.

Máis tarde, a fusión dun protón (p+), ou o que é o mesmo, un núcleo H1, cun núcleo de deuterio dá lugar a un isótopo do helio He³ e á emisión de fotóns gamma (γ). Finalmente, cun 97 % de probabilidade aproximadamente, dous núcleos do isótopo He³ dan lugar, ao ser fusionados, nun núcleo estable de He4 máis dous novos protóns (p+), co que o ciclo se retroalimenta ata a primeira fase inicial, á vez que perde enerxía a razón de 26,7MeV netos.

A reacción pode producirse de dúas maneiras algo distintas:
:1H1 + 1H1 → 1H² + e+ + neutrino electrónico ;
:1H1 + 1H² → 2He³ + fotóns gamma ;
:2He³ + 2He³ → 2He4 + 2 1H1.
:tamén expresada coa notación:
:p+ + p+ → H² + e+ + νe ;
:H² + p+ → He³ + γ ;
:He³ + He³ → He4 + p+ + p+

O primeiro ciclo dáse en estrelas máis quentes e con maior masa que o Sol, e a cadea protón-protón nas estrelas similares ao Sol. En canto ao Sol, ata o ano 1953 creuse que a súa enerxía era producida case exclusivamente polo ciclo de Bethe, pero demostrouse durante estes últimos anos que a calor solar provén no seu maior parte (75 %) do ciclo protón-protón.

### Zona radiante 
Na zona exterior ao núcleo o transporte da enerxía xerada no interior prodúcese por radiación ata o límite exterior da zona radioactiva. Esta zona está composta de plasma, é dicir, grandes cantidades de hidróxeno e helio ionizado. Como a temperatura do Sol decrece do centro (15MK) á periferia (6kK na fotosfera), é máis fácil que un fotón calquera se mova do centro á periferia que ao revés. Con todo, os fotóns deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso sendo absorbidos e reemitidos infinidade de veces no seu camiño. Calcúlase que un fotón calquera pode tardar unmillón de anos en alcanzar a superficie e manifestarse como luz visible.
### Zona convectiva 
Esta rexión esténdese por encima da zona radiante e nela os gases solares deixan de estar ionizados e os fotóns son absorbidos con facilidade e convértense nun material opaco ao transporte de radiación. Polo tanto, o transporte de enerxía realízase por convección, de modo que a calor transpórtase de maneira non homoxénea e turbulenta polo propio fluído. Os fluídos dilátanse ao ser quentados e diminúen a súa densidade. Polo cal se forman correntes ascendentes de material desde a zona quente ata a zona superior, e simultaneamente prodúcense movementos descendentes de material desde as zonas exteriores menos quentes. Así, a uns  baixo a fotosfera do Sol, o gas vólvese opaco por efecto da diminución da temperatura; en consecuencia, absorbe os fotóns procedentes das zonas inferiores e quéntase a expensas da súa enerxía. Fórmanse así seccións convectivas turbulentas, nas que as *parcelas* de gas quente e lixeiro soben ata a fotosfera, onde novamente a atmosfera solar vólvese transparente á radiación e o gas quente cede a súa enerxía en forma de luz visible, e arrefríase antes de volver descender ás profundidades. A análise das oscilacións solares ha permitido establecer que esta zona esténdese ata estratos de gas situados á profundidade indicada anteriormente. A observación e o estudo destas oscilacións solares constitúen o campo de traballo da heliosismoloxía.
### Fotosfera 
A fotosfera é a zona visible onde se emite a luz visible do Sol. A fotosfera considérase como a «superficie» solar e, vista a través dun telescopio, preséntase formada por gránulos brillantes que se proxectan sobre un fondo máis escuro. Por mor da axitación da nosa atmosfera, estes gránulos parecen estar sempre en axitación. Posto que o Sol é gasoso, a súa fotosfera é algo transparente: pode ser observada ata unha profundidade duns centos de quilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente, considérase que a fotosfera solar ten uns 100 ou 200km de profundidade.
miniatura|upright|esquerda|Esquema da estrutura de anel dunha labarada solar e a súa orixe causada pola deformación das liñas do campo electromagnético

Aínda que o bordo ou limbo do Sol aparece bastante nítido nunha fotografía ou na imaxe solar proxectada cun telescopio, apréciase facilmente que o brillo do disco solar diminúe cara ao bordo. Este fenómeno de escurecemento do centro ao limbo é consecuencia de que o Sol é un corpo gasoso cunha temperatura que diminúe coa distancia ao centro. A luz que se ve no centro procede na maior parte das capas inferiores da fotosfera, máis quente e polo tanto máis luminosa. Ao mirar cara ao limbo, a dirección visual do observador é case tanxente ao bordo do disco solar polo que chega radiación procedente sobre todo das capas superiores da fotosfera, menos quentes e emitindo con menor intensidade que as capas profundas na base da fotosfera.

Un fotón tarda unha media de 10 días desde que xorde da fusión de dous átomos de hidróxeno, en atravesar a zona radiante e un mes en percorrer os 200000km da zona convectiva, empregando tan só uns 8minutos e medio en cruzar a distancia que separa a Terra do Sol. Non se trata de que os fotóns viaxen máis rapidamente agora, senón que no exterior do Sol o camiño dos fotóns non se ve obstaculizado polos continuos cambios, choques, crebas e turbulencias que experimentaban no interior do Sol.

Os gránulos brillantes da fotosfera teñen moitas veces forma hexagonal e están separados por finas liñas escuras. Os gránulos son a evidencia do movemento convectivo e burbullante dos gases quentes na parte exterior do Sol. En efecto, a fotosfera é unha masa en continua ebulición no que as células convectivas aprécianse como gránulos en movemento cuxa vida media é tan só duns nove minutos. O diámetro medio dos gránulos individuais é duns 700 a 1000km e resultan particularmente notorios nos períodos de mínima actividade solar. Hai tamén movementos turbulentos a unha escala maior, a chamada *«supergranulación»*, con diámetros típicos duns 35 000 km. Cada supergranulación contén centos de gránulos individuais e sobrevive entre 12 a 20horas. Foi Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervexeiro e astrónomo afeccionado, o primeiro en observar a granulación fotosférica no século XIX. En 1896 o francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) conseguiu fotografar por primeira vez a granulación fotosférica.

miniatura|upright|esquerda|O Sol con algunhas manchas solares visibles. As dúas manchas no medio teñen case o mesmo diámetro que a Terra.
O signo máis evidente de actividade na fotosfera son as manchas solares. Nos tempos antigos considerábase ao Sol como un lume divino e, por conseguinte, perfecto e infalible. Do mesmo xeito sabíase que a brillante cara do Sol estaba ás veces nubrada cunhas manchas escuras, pero imaxinábase que era debido a obxectos que pasaban no espazo entre o Sol e a Terra. Cando Galileo (1564-1642) construíu o primeiro telescopio astronómico, dando orixe a unha nova etapa no estudo do Universo, fixo a seguinte afirmación: *«Repetidas observacións convencéronme, de que estas manchas son substancias na superficie do Sol, na que se producen continuamente e na que tamén se disolven, unhas máis pronto e outras máis tarde»*. Unha mancha solar típica consiste nunha rexión central escura, chamada «umbra», rodeada por unha «penumbra» máis clara. Unha soa mancha pode chegar a medir ata  (case tan grande como o diámetro da Terra), pero un grupo de manchas pode alcanzar  de extensión e mesmo algunhas veces máis. A penumbra está constituída por unha estrutura de filamentos claros e escuros que se estenden máis ou menos radialmente desde a umbra.
miniatura|upright|Imaxe detallada dun conxunto de manchas solares observadas no visible. A umbra e a penumbra son claramente discernibles así como a granulación solar.
Ambas (umbra e penumbra) parecen escuras por contraste coa fotosfera, simplemente porque están menos quentes que a temperatura media da fotosfera. Así, a umbra ten unha temperatura de 4000K, mentres que a penumbra alcanza os 5600K, inferiores en ambos os casos aos 6000K que teñen os gránulos da fotosfera. Pola lei de Stefan-Boltzmann, en que a enerxía total radiada por un corpo negro (como unha estrela) é proporcional á cuarta potencia da súa temperatura efectiva (E = σT4, onde σ = 5.67051&nbsp;×&nbsp;10−8 W/m²·K4), a umbra emite aproximadamente un 32 % da luz emitida por unha área igual da fotosfera e analoxicamente a penumbra ten un brillo dun 71 % da fotosfera. A escuridade dunha mancha solar está causada unicamente por un efecto de contraste; se puidésemos ver a unha mancha tipo, cunha umbra do tamaño da Terra, illada e á mesma distancia que o Sol, brillaría unhas 50veces máis que a Lúa chea. As manchas están relativamente inmóbiles con respecto á fotosfera e participan da rotación solar. A área da superficie solar cuberta polas manchas mídese en termos de millonésima do disco visible.
### Cromosfera 
[miniatura|esquerda|[Eclipse solar do 3 de outubro de 2005.]]
A cromosfera é unha capa exterior á fotosfera visualmente moito máis transparente. O seu tamaño é de aproximadamente 10 000 km, e é imposible observala sen filtros especiais, pois é eclipsada polo maior brillo da fotosfera. A cromosfera pode observarse durante unha eclipse solar nun ton avermellado característico e en lonxitudes de onda específicas, notablemente en **Hα**, unha lonxitude de onda característica da emisión por hidróxeno a moi alta temperatura.

As prominencias solares ascenden ocasionalmente desde a fotosfera, alcanzan alturas de ata 150 000 km e producen erupcións solares espectaculares.
### Coroa solar 
[miniatura|upright|Manifestación da natureza filamentaria do plasma ao conectar dúas rexións con diferente polaridade magnética. Imaxe tomada polo Telescopio Óptico Solar [Hinode, o 12 de xaneiro de 2007.]]
A coroa solar está formada polas capas máis tenues da atmosfera superior solar. A súa temperatura alcanza os millóns de graos kelvin, unha cifra moi superior á da capa que lle segue, a fotosfera, sendo este investimento térmico un dos principais enigmas da ciencia solar recente. Estas elevadísimas temperaturas son un dato enganoso e consecuencia da alta velocidade das poucas partículas que compoñen a atmosfera solar. As súas grandes velocidades son debidas á baixa densidade do material coronal, aos intensos campos magnéticos emitidos polo Sol e ás ondas de choque que rompen na superficie solar estimuladas polas células convectivas. Como resultado da súa elevada temperatura, desde a coroa emítese gran cantidade de enerxía en raios X. En realidade, estas temperaturas non son máis que un indicador das altas velocidades que alcanza o material coronal que se acelera nas liñas de campo magnético e en dramáticas expulsións de material coronal (EMCs). O certo é que esa capa é demasiado pouco densa como para poder falar de temperatura no sentido usual de axitación térmica.
[miniatura|upright|Vídeo de [cámara rápida dunha rexión activa na superficie do Sol capturado cun refractor de 152 mm e un filtro de cromosfera Daystar Quark.]]
Todos estes fenómenos combinados ocasionan estrañas raias no espectro luminoso que fixeron pensar na existencia dun elemento descoñecido na Terra ao que mesmo denominaron *coronium* ata que investigacións posteriores en 1942 concluíron que se trataban de radiacións producidas por átomos neutros de osíxeno da parte externa da mesma coroa, así como de ferro, níquel, calcio e argon altamente ionizados (fenómenos imposibles de obter en laboratorios).

A coroa solar soamente é observable desde o espazo con instrumentos axeitados que antepoñen un disco opaco para eclipsar artificialmente ao Sol ou durante unha eclipse solar natural desde a Terra. O material tenue da coroa é continuamente expulsado pola forte radiación solar dando lugar a un vento solar. Así pois, crese que as estruturas observadas na coroa están modeladas en gran medida polo campo magnético solar e as células de transporte convectivo.

En 1970 o físico sueco Hannes Alfvén obtivo o premio Nobel por estimar que había ondas que transportaban enerxía por liñas do campo magnético que percorre o plasma da coroa solar. Pero até hoxe non se puido detectar a cantidade de ondas que eran necesarias para producir devandita enerxía.

Pero imaxes de alta definición ultravioleta, tomadas cada oito segundos polo satélite da NASA Solar Dynamics Observatory (SDO), permitiron a científicos como Scott McIntosh e aos seus colegas do Centro Nacional Estadounidense de Investigación Atmosférica, detectar gran cantidade destas ondas. As mesmas propáganse a gran velocidade (entre 200 e 250km/s) no plasma en movemento. Ondas cuxo fluxo enerxético se sitúa, estiman os investigadores, entre os 100 e 200W/km² (watts por quilómetro cadrado) «son capaces de prover a enerxía necesaria para propulsar aos rápidos ventos solares e así compensar as perdas de calor das rexións menos axitadas da coroa solar».

Con todo, para McIntosh isto non é suficiente para xerar os 2000W/m² (watts por metro cadrado) que se necesitan para abastecer ás zonas activas da coroa. É por isto que se require de instrumentos con maior capacidade temporal e espacial para estudar todo o espectro de enerxía irradiada nas rexións activas da nosa estrela.

## Ciclo diario 
[alt=Abrente dende a Granxa Escola Pedro Murias|miniatura|[Orto|Abrente dende a Granxa Escola Pedro Murias]]
Debido á rotación terrestre, o Sol describe no ceo visto dende a Terra unha revolución diaria, dando lugar e xeito alternativo a períodos de día e de noite.

## Estudo do Sol 
Até a era espacial, o Sol foi estudado pola luz enviada sobre a Terra. Foi cos comezos desta cando se comezaron a estudar tamén os campos magnéticos e o vento solar. Dende cedo na historia da astronáutica comezaron as misións que contemplaban o estudo do Sol. 

No 1976, Helios-B chegou a 43 millóns de km do Sol. Dende 1995 o Observatorio Heliosférico e Solar (SOHO), misión conxunta da ESA e a NASA, está en órbita solar no punto L1, a uns 1,5 millóns de quilómetros máis da Terra cara ó Sol, onde as forzas gravitacionais e rotacionais están equilibradas para que o seu período de rotación coincida co ano terrestre. E en 2010, a NASA enviou o Observatorio de Dinámica Solar (SDO) a unha órbita arredor da Terra. No 2020 a sonda NASA Parker Solar Probe achegarase ata 7 millóns de km. E Solar Orbiter orbitará a 42 millóns de km do Sol.

## Notas 
;Referencias

## Véxase tamén 
### Bibliografía 
*
* Carslaw KS, Harrison RG, Kirkby J: "Cosmic Rays, Clouds, and Climate". *Science*. 2002;**298**:1732-37.
* Kasting, JF, Ackerman TP: "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere". *Science*. 1986;**234**:1383-85.
* Priest, Eric Ronald: *Solar Magnetohydrodynamics*. Dordrecht: D. Reidel Pub., 1982, p.&nbsp;206-245. ISBN 90-277-1374-X
* Schlattl H: "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem", *Physical Review D*. 2001;**64**(1).
* Thompson MJ: "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior", *Astronomy & Geophysics*. 2004;**45**(4):21-25.

### Outros artigos 
* Helioviewer
* Eclipse solar
* Sistema solar
* Vento solar
* Enerxía solar
* Evolución estelar

### Ligazóns externas 
* O Sol (solarviews.com)
* O noso Sol Actividade educativa: o Sistema Solar
* Recomendacións para observar o Sol
* Lista da maioría de observatorios solares terrestres (en inglés)
* Páxina web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory (en inglés)
* Solar Position algorithm (en inglés)