O Sol, nossa fonte de luz e de vida, é a estrela mais próxima de nós e a que melhor conhecemos. Basicamente, é uma enorme esfera de gás incandescente, em cujo núcleo acontece a geração de energia através de reações termo-nucleares. O estudo do Sol serve de base para o conhecimento das outras estrelas, que de tão distantes aparecem para nós como meros pontos de luz.
Foto do Sol na linha Hα do hidrogênio, obtida pelo National Solar Observatory, EUA. Os filamentos escuros são proeminências.
Apesar de parecer tão grande e brilhante (seu brilho aparente é 200 bilhões de vezes maior do que o de Sírius, a estrela mais brilhante do céu noturno), na verdade o Sol é uma estrela bastante comum. Suas principais características são:
| Massa | M = 1,989 x 1030 kg |
| Raio | R = 695 500 km = 109 RTerra |
| Densidade média |  = 1409 kg/m3 |
| Densidade central |  = 160 000 kg/m3 |
| Distância | 1 UA = 149 600 000 km |
| Luminosidade | L=3,9×1026 watts=3,9×1033 ergs/s |
| Temperatura efetiva | Tef = 5785 K |
| Temperatura central | Tc = 15 000 000 K |
| Magnitude absoluta bolométrica | Mbol = 4,72 |
| Magnitude absoluta visual | MV = 4,79 |
| Tipo espectral e classe de luminosidade | G2 V |
| Índices de cor | B-V=0,62 |
| | U-B=0,10 |
| Composição química principal (No) | Hidrogênio = 91,2 % |
| | Hélio = 8,7% |
| | Oxigênio = 0,078 % |
| | Carbono = 0,043 % |
| Período rotacional no equador | 25,67 d |
| na latitude 75° | 33,40 d |
Algumas das características listadas acima são obtidas mais ou menos diretamente. Por exemplo, a distância do Sol, chamada Unidade Astronômica, é medida por ondas de radar direcionadas a um planeta em uma posição favorável de sua órbita (por exemplo Vênus, quando Terra e Vênus estão do mesmo lado do Sol e alinhados com ele). O tamanho do Sol é obtido a partir de seu tamanho angular e da sua distância. A massa do Sol pode ser medida a partir do movimento orbital da Terra (ou de qualquer outro planeta) usando a terceira lei de Kepler. Sabendo então sua massa e seu raio temos a densidade média do Sol.Outras características são determinadas a partir de modelos. Por exemplo, a equação de
equilíbrio hidrostático, permite determinar a
pressão e a
temperatura no centro do Sol, supondo que elas têm que ser extremamente altas para suportar o peso das camadas mais externas.
A primeira determinação quantitativa da composição química da atmosfera solar foi obtida em 1929 por Henry Norris Russel (1877-1957), publicada no
Astrophysical Journal, 70, 11, baseada em estimativas a olho das intensidades das linhas no espectro solar.
Combinação de uma foto tirada por
Wendy Carlos © 1996-2007 Serendip LLC, do eclipse solar de 1999 na Romênia, com uma imagem ultravioleta tirada pelo satélite SOHO/NASA-ESA.
O modelo representado na figura mostra as principais regiões do Sol. A fotosfera, com cerca de 330 km de espessura e temperatura de 5785 K, é a camada visível do Sol. A palavra vem do grego: photo = luz. 
Logo abaixo da fotosfera se localiza a zona convectiva, se estendendo por cerca de 15% do raio solar. Na zona convectiva o transporte de energia é pelo movimento das parcelas de gás (transporte mecânico). Abaixo dessa camada está a zona radiativa, onde a energia flui por radiação, isto é, não há movimento das parcelas de gás, só transporte de fótons. O núcleo, com temperatura de cerca de 15 milhões de graus Kelvin, é a região onde a energia é produzida, por reações termo-nucleares. A cromosfera é a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera e tem baixa densidade. A palavra vem do grego: cromo = cor. Ela tem cor avermelhada e é visível durante os eclipses solares, logo antes e após a totalidade. Estende-se por 10 mil km acima da fotosfera e a temperatura cresce da base para o topo, tendo um valor médio de 15 mil K. Ainda acima da cromosfera se encontra a coroa, também visível durante os eclipses totais. A coroa se estende por cerca de dois raios solares e tem densidade ainda mais baixa que a cromosfera.
A fotosfera
A fotosfera do Sol tem a aparência da superfície de um líquido em ebulição, cheia de bolhas, ou grânulos. Este fenômeno é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos têm em torno de 5000 km de diâmetro e duram cerca de 10 min cada. Eles marcam os topos das colunas convectivas de gás quente, que se forma na zona convectiva, logo abaixo da fotosfera. Nestas colunas, o gás quente das camadas interiores sobe e deposita a energia térmica nas camadas superiores. Ao perder o calor, aumenta de densidade e desce para as camadas mais internas. As regiões escuras entre os grânulos são regiões onde o gás mais frio e mais denso está indo para baixo.
As células de conveção têm cerca de 5000 km e se movimentam em escalas de 10 minutos
No modelo de Jorge E. Vernazza, Eugene H. Avrett & Rudolf Loeser (1973, Astrophysical Journal, 184, 605), a maior parte do espectro visível do Sol tem origem em uma camada com cerca de 1000 km de extensão, e a temperatura varia de 9000 K a 4000 K. A gravidade superficial do Sol é de g=2,738×104cm/s2=273,8 m/s2 (log g=4,44 em cgs).O fenômeno fotosférico mais notável é o das
manchas solares, regiões irregulares que aparecem mais escuras do que a fotosfera circundante e que muitas vezes podem ser observadas mesmo a
olho nu, embora
olhar diretamente para o Sol só não é perigoso quando ele está no horizonte. As manchas foram registradas na China já no ano 28 a.C., mas seu estudo científico começou com o uso do telescópio, sendo observadas (por projeção da imagem do Sol) por
Galileo, Thomas Harriot (1560-1621) já em 1610, por Johannes (1587-1616) e David
Fabricius (1564-1617) e por Christoph Scheiner (1575-1650) em 1611. São constituídas de duas partes: a
umbra, parte central mais escura, com temperaturas em torno de
3800 K, e a
penumbra, região um pouco mais clara e com estrutura radial em torno da umbra. As manchas são mais frias porque o campo magnético local impede a convecção e, portanto, que o calor das partes mais internas suba à fotosfera. As manchas solares tendem a se formar em grupos e estão associadas a intensos campos magnéticos no Sol.
As manchas solares seguem um ciclo de 11 anos em que o número de manchas varia entre máximos e mínimos, descoberto em 1843 pelo astrônomo amador alemão Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875).
No gráfico abaixo, está registrado o número médio mensal de manchas e o ano.
Distribuição de temperatura e densidade na atmosfera do Sol.
Espículas, produzidas pelo campo magnético e energia mecânica na fotosfera, aquecem a cromosfera. Elas são aproximadamente cilíndricas, com cerca de 700 km de extensão e 7000 km de altura, e duram entre 5 e 15 minutos.A cromosfera do Sol normalmente não é visível, porque sua radiação é muito mais fraca do que a da fotosfera. Ela pode ser observada, no entanto, durante os eclipses, quando a Lua esconde o disco da fotosfera.
Foto do eclipse total de 4 de novembro de 1994, obtida pelos autores em Santa Catarina, Brasil, mostrando a cromosfera e, principalmente, a coroa.
No capítulo de espectroscopia, detalha-se que o Sol tem um espectro contínuo com linhas escuras (de absorção). Esse espectro é o da fotosfera. 
No entanto, olhando a borda do Sol com um espectroscópio, durante um eclipse, temos a oportunidade de ver por alguns instantes o espectro da cromosfera, feito de linhas brilhantes, que mostram que a cromosfera é constituída de gases quentes que emitem luz na forma de linhas de emissão. Essas linhas são difíceis de serem observadas contra a luz brilhante da fotosfera, por isso não as vemos no espectro solar normal.Uma das linhas cromosféricas de emissão mais brilhantes é a linha de Balmer H
α, no comprimento de onda 6563 Å, que no espectro solar normal, dominado pela fotosfera, aparece em absorção. A linha H
α está no vermelho, por isso a cromosfera tem cor avermelhada.
Uma fotografia do Sol tirada com filtro H
α deixa passar a luz da cromosfera e permite ver que a cromosfera tem uma aparência ondulada devido à presença de estruturas chamadas
espículas, jatos de gás que se elevam a até 10 mil km acima da borda da cromosfera e duram poucos minutos. As espículas, observadas contra o disco do Sol, aparecem como filamentos escuros; nas bordas, aparecem como labaredas brilhantes.
A temperatura na cromosfera varia de 4300 K na base, a mais de 40 000 K a 2500 km de altura. Esse aquecimento da cromosfera deve ter uma fonte de energia que não são os fótons produzidos no interior do Sol, pois se a energia fosse gerada por fótons a cromosfera deveria ser mais fria do que fotosfera, e não mais quente. Atualmente se pensa que a fonte de energia são campos magnéticos variáveis formados na fotosfera e transportados para a coroa por correntes elétricas, deixando parte de sua energia na cromosfera.
Foto do Sol obtida pela estação espacial Skylab da NASA em 19 de dezembro de 1973, com um dos mais espectacular flares solares já gravados. A proeminência abrange mais de 588 000 km. Os pólos solares apresentam pouca super-granulação e um tom mais escuro do que o centro do disco.
A cromosfera gradualmente se funde na coroa, a camada mais externa e mais rarefeita da atmosfera do Sol. A coroa também é melhor observada durante eclipses, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela fica obscurecida quando a fotosfera é visível.O espectro da coroa mostra linhas muito brilhantes que, até 1940, não eram conhecidas. Atualmente sabemos que elas são produzidas por átomos de ferro, níquel, neônio e cálcio altamente ionizados e não por algum elemento estranho, como anteriormente foi pensado. O fato de existirem esses elementos várias vezes ionizados na coroa implica que sua temperatura deve ser muito alta, pois é necessária muita energia para arrancar muitos elétrons de um átomo. A coroa deve ter uma temperatura em torno de 1 milhão de graus Kelvin.
Imagem obtida pelo satélite Transition Region and Coronal Explorer (TRACE), da NASA, mostrando que o gás nos arcos se move balisticamente e é aquecido a partir da base dos mesmos.
A elevação da temperatura na coroa deve ter origem no mesmo processo físico que aquece a cromosfera: transporte de energia por correntes elétricas induzidas por campos magnéticos variáveis.
Da coroa emana o
vento solar, um fluxo contínuo de partículas
emitidas da coroa que acarretam uma perda de massa por parte do sol em torno de
por ano. O vento solar que atinge a Terra (aproximadamente 7 prótons/cm
3 viajando a cerca de 400 km/s) é capturado pelo campo magnético da Terra, formando o
cinturão de Van Allen, na
magnetosfera terrestre.
Este cinturão, descoberto pelo físico americano James Alfred Van Allen (1914-2006) em 1958, só permite que as partículas carregadas do vento solar entrem na atmosfera da Terra pelos pólos, causando as auroras, fenômenos luminosos de excitação e des-excitação dos átomos de oxigênio e nitrogênio.
Imagens do Observatório da Dinâmica Solar, da NASA, em 30 março e 8 de abril de 2010. A imagem do disco completo é uma combinação de três imagens.
Além das partículas do vento solar, existem
grandes ejeções coronais de massa associadas às proeminências, que quando atingem a Terra causam danos às redes elétricas e aos satélites. O penúltimo máximo do ciclo de 11 anos ocorreu em 1989 e logo após uma grande proeminência solar, a rede elétrica na província de Quebec, no Canadá, sofreu uma grande sobrecarga elétrica que causou vários danos aos equipamentos. Algumas regiões da província ficaram até duas semanas sem luz elétrica. Em 1994, o satélite de comunicações E2 teve alguns circuitos queimados por uma sobrecarga estática, também associada com a ejeção de uma nuvem de plasma solar.
O máximo do último ciclo solar ocorreu em 15 de fevereiro de 2001, quando o campo magético solar reverteu de polaridade. Embora ainda estejamos no início deste ciclo solar, com poucas tempestades, em 5 de dezembro de 2006 ocorreu um flare no Sol, com índice X9, o mais alto, que chegou a danificar alguns píxeis da câmara do GOES 13, e saturou todos os satélites GPS que estavam do lado iluminado da Terra.
Diagrama borboleta mostrando a variação do campo magnético do Sol com o tempo e a reversão do campo com o período de 11 anos.
Imagem do Sol em 1710 Å, mostrando o Sol no ano de 1996, Sol mínimo, e perto do máximo, em 1999.
Ejeção Coronal de Massa em 14 de setembro de 1999, fotografada pelo SOHO em 3040 Å.
Normalmente as partículas carregadas são desviadas pelo campo magnético da Terra para o Cinturão de Van Allen, e somente chegam à Terra próximas aos pólos. Entretanto o campo magnético terrestre não é um simples dipolo e existe uma depressão no campo, no Atlântico Sul, que faz com que partículas carregadas também cheguem ao solo na região conhecida como
Anomalia Geomagnética do Atlântico Sul.
Anomalia geomagnética do Atlântico Sul: a região vermelha representa alto fluxo de elétrons com energia acima de 30 KeV próximo ao solo.
Anomalia geomagnética do Atlântico Sul: cada ponto branco ou amarelo marca a posição de um satélite onde ocorreu defeito na memória do computador.
A Anomalia Geomagnética do Atlântico Sul é uma mancha de fluxo invertido, isto é, uma mancha com fluxo magnético direcionado para dentro no hemisfério de fluxo direcionado para fora. Existem outras manchas menores, tanto no hemisfério norte quanto no hemisfério sul, de acordo com as medições de campo magnético pelos satélites
Magsat em 1980 e
Ørsted em 2000.
Estas reversões de fluxo são similares às que causam as manchas solares: o fluxo de material líquido e ionizado no núcleo da Terra é convectivo, turbulento e distorcido também por rotação diferencial do núcleo externo, líquido (2900 km a 5100 km de profundidade), sobre o núcleo sólido interno, cristalizado e que libera calor latente na cristalização das camadas externas e de separação de elementos menos densos, como sultefo de ferro e óxido de ferro. Estas manchas mudam de tamanho com o tempo e, quando aumentam até dominar o hemisfério, causam a reversão do campo magnético da Terra. A última reversão ocorreu há 780 mil anos.
Quando manchas solares de polaridades magnéticas opostas colidem, há
cancelamento do campo magnético que pode provocar um flare, um aumento significativo da emissão de radiação eletromagnética no local, principalmente no ultravioleta e raio-X. Se esta radiação atingir a Terra, há um aumento na fotoioniozação da atmosfera, com um aumento súbito no número de elétrons livres, que perturbam as ondas de rádio, inclusive as usadas pelo GPS.
Aumento do fluxo de raios-X detectado pelo satélite Goes 8 após um grande flare solar.
As ejeções coronais de massas são bolhas de gás quente (plasma), de cerca de 1 a 10 bilhões de toneladas, aquecidas pelos campos magnéticos do Sol. Os campos magnéticos do Sol se enrolam devido ao movimento turbulento de convecção mas também devido à rotação diferencial, que faz com que o equador solar complete uma volta em 25 dias, enquanto que as regiões próximas aos pólos completam uma volta em 36 dias. A desconexão do campo magnético solar pode ocorrer em alguns minutos e tem uma energia equivalente a milhares de bombas atômicas.O vento solar, composto de partículas carregadas desprendidas da coroa solar, viaja a aproximadente 250 a 1000 km/s, provocando as auroras, normalmente entre 60 e 80° de latitude. Entretanto as auroras podem ocorrer também em baixas latitudes, como por exemplo a observada em 1909 em
Singapura, no
equador geomagnético.
As auroras foram observadas na antiguidade pelos gregos e chineses, mas somente em 1896 o físico norueguês Kristian Birkeland (1867-1917) deduziu que fluxos de elétrons provenientes do Sol eram canalizados pelo campo geomagnético aos pólos e, quando colidiam com a alta atmosfera, estimulavam os átomos de oxigênio e nitrogênio. As auroras são causadas pela interação de partículas de alta energia, principalmente elétrons, com os átomos neutros da alta atmosfera da Terra. Estas partículas de alta energia podem excitar, através de colisões, os elétrons de valença que estão ligados aos átomos neutros. Estes elétrons excitados então se desexcitam, retornando ao estado inicial, de mais baixa energia. Aos se desexcitar, eles emitem um fóton, isto é luz. A combinação destes fótons, emitidos por muitos átomos, resulta na aurora que vemos. As auroras acontecem a alturas acima de 60 km, têm correntes acima de 100 000 volts e geram energia acima de 1 milhão de megawatts.
Foto da Terra tirada por um satélite. O anel claro em volta do pólo é uma aurora. À esquerda, no mapa mundi, a linha preta representa o equador magnético e o ponto claro o pólo norte magnético.
Uma das primeiras evidências dos efeitos das atividades solares na Terra foi a interrupção dos telégrafos ocorrida em
1859 devido a uma forte fulguração solar observada pelo astrônomo inglês Richard Christopher Carrington (1826-1875).
As
ejeções coronais de massa viajam a aproximadamente 1 milhão km/hr e levam de um a quatro dias para alcançar a Terra. Quando atingem a Terra, têm milhões de quilômetros de extensão e podem causar:
- danos a satélites, também causados pelo aumento da fricção causada pela expansão da atmosfera,
- erro no posicionamento de navios e aviões de vários quilômetros, tanto pelo sistema GPS (Global Positioning System) quanto pelos sistemas Loran e Omega (8 transmisores distribuídos pela Terra), por instabilidades no plasma da ionosfera terrestre, causando cintilação na amplitude e fase do sinal e reduzindo o número de satélites disponíveis de 8 a 10 para até 4. Em geral estas instabilidades duram menos de 10 minutos, mas já ocorreram casos em que o sistema ficou fora do ar por até 13 horas,
- danos às redes de energia elétrica, induzindo voltagens de milhares de volts e queimando transformadores.
- danos nas tubulações metálicas de gaseodutos, já que as correntes induzidas aumentam drasticamente a corrosão,
- Aumentam também a incidência de radiação ionizante nas pessoas, principalmente em vôos de alta altitude, como vôos supersônicos e astronáuticos.
Para exemplificar, em 1994 os satélites de comunicação canadenses Anik E1 e E2, assim como o satélite da AT&T Telstar 1, de TV e dados e o satélite Galaxy 4, que em 1998 emudeceu 45 milhões de
pagers em todo o mundo, foram todos danificados por partículas aceleradas decorrentes de tempestades solares. Cada satélite tem custo acima de 100 milhões de dólares. Em agosto de 1972 houve uma flutuação na rede elétrica de Winsconsin, nos Estados Unidos, de 2500 volts e a queima de um transformador de 230 000 volts na Columbia Britânica, no valor de 100 milhões de dólares. Uma ejeção coronal de massa também causou a queima de transformadores no Quebec em 13 de março de 1989, deixando 6 milhões de pessoas sem energia elétrica por nove horas e em algumas regiões daquela província do Canadá por até duas semanas, com um prejuízo superior a 100 milhões de dólares.
Outros transformadores também foram queimados em 2003. A maior causa das correntes gigantescas induzidas nas linhas de distribuição de energia elétrica é a taxa de mudança temporal no campo magnético da Terra.
Em termos de radiação na Terra, a radiação que atinge a Terra normalmente é de 360 milirem/ano (3,6 mili sievert/ano). Para os astronautas na Estação Espacial, atinge em média 6 rem/ano (60 mili sievert/ano), mas em único evento em 1989 atingiu 216 milirem/dia (2,16 mili sievert/dia) após uma tempestade solar. Durante uma ejeção coronal de massa a radiação na superfície da Lua chega a 7000 rem/min (70 sievert/min), o que é fatal.
No Sol mínimo, a exposição é da ordem de 3,6 mSy/ano, enquanto a exposição recomendada é 1 mSy/ano. No Sol máximo, a exposição é mais que o dobro.
No sistema internacional de medidas, a dose é medida em gray (Gy=1 Joule/kg) é a quantidade de energia transferida pela radiação, eletromagnética ou corpuscular, para um objeto e 100 rad=1 Gy. Um pessoa na Terra recebe em média 450 µGy/ano de raios cósmicos. O limite de dose equivalente para a população em geral é de 0,1 rem/ano (1 mSv/ano). O limite para trabalhadores ocupacionalmente expostos é de 2 rem/ano (20 mSv/ano). (ICRP-60: International Commission on Radiological Protection, Report 60, 1991). Para passar de dose (D), medida em Gy, para exposição (E), medida em Sv, precisamos levar em conta a qualidade (Q) da radiação e o especro (N) da mesma.
E=D Q N
A qualidade Q varia de 1 para a radiação eletromagnética, 5 para prótons e até 20 para partículas α e outras carregadas de alta energia, já que o dano causado pelas partículas carregadas é muito maior do que o da radiação eletromagnética. Uma tomografia de crânio tem uma exposição recomendada de 50 mGy, e uma mamografia de 10 mGy. Os sobreviventes da bomba de Hiroshima, no Japão, tiveram uma exposição média de 230 mGy (4 Gy a 1000 metros do local da explosão). Exposições acima de 200 rems já causam danos sérios, e acima de 600 rems causam a morte em menos de 2 meses em 80% dos casos.Existem vários satélites monitorando o clima espacial e atualmente se pode receber notificação da chegada de uma ejeção coronal de massa com 3 horas de antecedência, no endereço
http://www.sec.noaa.gov. Nos anos de máximo de um ciclo solar, podem ocorrer de 2 a 60 eventos que causem danos severos às linhas de transmissão de energia. Em princípio, as linhas de transmissão dentro das cidades sofrem menos efeitos, por serem curtas. Uma ejeção coronal de massa também pode causar
grandes ondas (tsunami) nas camadas externas do Sol, que podem estar relacionadas com o aquecimento da coroa.
A radiação ultravioleta tem comprimentos de onda menores do que a radiação visível e é normalmente dividida em três faixas: UV-A, UV-B and UV-C. O UV-B, com comprimentos de onda entre 2800 e 3150 Å é a faixa mais perigosa que alcança a superfície da Terra. O ozônio (O3) atmosférico, além do próprio oxigênio molecular (O2) e nitrogênio, protege os seres na superfície das componentes mais danosas (energéticas) da radiação solar. Mas processos químicos na atmosfera podem romper as moléculas de ozônio. Desde 1979 tem-se detectado um buraco na camada de ozônio sobre a Antártica. A redução na camada de ozônio pode levar ao câncer de pele e cataratas nos seres vivos.
300 Dobsons, o valor padrão, correspondem a uma coluna com 0,3 cm de espessura. Considera-se falta de ozônio quando a coluna tem menos de 220 Dobsons, já que este valor nunca tinha sido medido antes de 1979.
Tão logo foi conhecida a distância do Sol, em 1673, por Jean Richer (1630-1696) e Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) que determinaram a distância
(paralaxe) de Marte e com esta estimaram a unidade astronômica como 140 milhões de km (cerca de 150 milhões de km é o valor atual), foi possível determinar a sua luminosidade, que é a potência que ele produz. As medidas mostram que cada metro quadrado na Terra recebe do Sol uma potência (energia/segundo) de cerca de 1400 watts [James Watt (1736-1819)],
ou seja, a potência de 14 lâmpadas de 100 watts/m
2. O valor mais preciso da constante solar é 1367,5 W/m
2, e varia 0,3% durante o ciclo solar de 11 anos. Multiplicando-se essa potência recebida na Terra pela área da esfera compreendida pela órbita da Terra em torno do Sol, determina-se a luminosidade do Sol em 3,9×10
26 watts = 3,9×10
33 ergs/s.
A constante solar varia, dependendo da época no ciclo de 11 anos, de 1364,55 a 1367,86 Watts/m
2
Considerando-se um comprimento de onda efetivo de 5500Å, isto corresponde a
n(fótons m
-2s
-1)=1366 W m
-2/(hc/5500Å )= 1366 J s
-1 m
-2/(3,6 × 10
-19 J) = 3,78×10
21 fótons m
-2 s-1
Essa quantidade de energia é equivalente à queima de 2×10
20 galões de gasolina por minuto, ou mais de 10 milhões de vezes a produção anual de petróleo da Terra. Já no século XIX os astrônomos sabiam que essa energia não poderia ser gerada por combustão, pois a energia dessa forma poderia manter o Sol brilhando por apenas 10 mil anos. Tampouco o colapso gravitacional, fonte de energia proposta pelo físico alemão Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz (1821-1894) em 1854, resultou eficiente, pois a
energia gravitacional poderia suprir a luminosidade do Sol por 20 milhões de anos e evidências geológicas indicam que a Terra (e portanto o Sol) tem uma idade de 4,5 bilhões de anos.
Em 1937 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) propôs a fonte hoje aceita para a energia do Sol:
as reações termo-nucleares, na qual quatro prótons são fundidos em um núcleo de hélio, com liberação de energia. O Sol tem hidrogênio suficiente para alimentar essas reações por mais 6,5 bilhões de anos. Gradualmente, à medida que diminui a quantidade de hidrogênio, aumenta a quantidade de hélio no núcleo.
O Sol transforma aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio por segundo.
Segundo os modelos de evolução estelar, daqui a cerca de 1,1 bilhão de anos o brilho do Sol aumentará em cerca de 10%, que causará a elevação da temperatura aqui na Terra, aumentando o vapor de água na atmosfera. O problema é que o vapor de água causa o efeito estufa. Daqui a 3,5 bilhões de anos, o brilho do Sol já será cerca de 40% maior do que o atual, e o calor será tão forte que os oceanos secarão completamente, exacerbando o efeito estufa. Embora o Sol se torne uma gigante vermelha após terminar o hidrogênio no núcleo, ocorrerá perda de massa gradual do Sol, possivelmente afastando a Terra do Sol até aproximadamente a órbita de Marte, mas exposta a uma temperatura de cerca de 1600 K (1327 C).
No dia 6 de abril de 2000 ocorreu a maior tempestade geomagnética desde 1986 até então. Outra similar ocorreu em 31 de março de 2001. As observações acima são do satélite ACE (Active Composition Explorer), lançado em 1997 e que fica no ponto L1 (a 1,5 milhões de km da Terra).
Em 30 de outubro de 2003 ocorreu uma tempestade geomagnética de categoria máxima, que durou 24 horas, vinda de um flare que ocorreu em 28 de outubro de 2003. A ejeção coronal de massa que atingiu a Terra viajou com velocidades acima de 8 milhões km/h. Em 4 de novembro de 2003 ocorreu o maior flare solar já registrado.
Aurora por Babak Tafreshi
Aurora no McDonald Observatory, no Texas (Latitude=+30°) em 6 de abril de 2000.
Em 22 de outubro de 2001, o experimento VIS do satélite Polar da NASA imageou as auroras simétricas sobre os dois pólos da Terra.
Ejeção coronal de massa ocorrida em 8 de novembro de 2000, que atingiu a Terra depois de 31 horas, ocasionando um fluxo de prótons de alta energia 100 mil vezes maior do que o normal. A imagem é feita com o coronógrafo do SOHO, que esconde o disco do Sol.
As naves Apollo foram lançadas para o espaço através de alguns do maiores e mais potentes veículos a foguetes já fabricados, os Saturno I, Saturno IB e Saturno V.
O terceiro estágio, o S-IVB, que entrava em ação a seguir, possuía um motor J2, de 225.000 lbf de empuxo, colocava a nave Apollo em órbita, e o motor era então desligado. Depois de dar algumas voltas na terra, o motor do S-IVB era religado para a nave sair da órbita da Terra e ir em direção à Lua. Depois de consumir todo seu combustível, o terceiro estágio era também descartado e abandonado no espaço, restando então o conjunto da Nave Apollo, constituído pelos módulos de comando, de serviço e lunar, que seriam usados para orbitar e pousar na Lua. O terceiro estágio foi construído pela Douglas Aircraft Company.
As naves Apollo foram lançadas para o espaço através de alguns do maiores e mais potentes veículos a foguetes já fabricados, os Saturno I, Saturno IB e Saturno V.
O terceiro estágio, o S-IVB, que entrava em ação a seguir, possuía um motor J2, de 225.000 lbf de empuxo, colocava a nave Apollo em órbita, e o motor era então desligado. Depois de dar algumas voltas na terra, o motor do S-IVB era religado para a nave sair da órbita da Terra e ir em direção à Lua. Depois de consumir todo seu combustível, o terceiro estágio era também descartado e abandonado no espaço, restando então o conjunto da Nave Apollo, constituído pelos módulos de comando, de serviço e lunar, que seriam usados para orbitar e pousar na Lua. O terceiro estágio foi construído pela Douglas Aircraft Company.
