por Matt Williams , Universo de Hoy
El Sol es el centro del Sistema Solar y la fuente de toda la vida y energía aquí en la Tierra. Representa más del 99,86% de la masa del Sistema Solar y su gravedad domina todos los planetas y objetos que lo orbitan., Desde el comienzo de la historia, los seres humanos han entendido la importancia del sol para nuestro mundo, sus estaciones, el ciclo diurno y el ciclo de vida de las plantas.
debido a esto, el sol ha estado en el Centro de muchas mitologías y sistemas de adoración de la cultura antigua. Desde los aztecas, mayas e Incas hasta los antiguos sumerios, egipcios, griegos, romanos y Druidas, el sol era una deidad central porque era visto como el portador de toda la luz y la vida. Con el tiempo, nuestra comprensión del sol ha cambiado y se ha vuelto cada vez más empírica., Pero eso no ha hecho nada para disminuir su importancia.
Nombre:
el nombre «el sol» es un sustantivo inglés propio que evolucionó del antiguo inglés sunne, que puede estar relacionado con la palabra Sur. Otras formas germánicas del nombre – que van desde sunne y sonne en frisio antiguo a sunna en el alto alemán antiguo y nórdico antiguo a sunno en Gótico. Todos los Términos germánicos para el sol provienen del Proto-germánico «sunnon», que a su vez deriva del sauel o sauol del Proto-Indo-Europeo.,
el nombre Inglés para el domingo proviene del antiguo inglés sunnandæg (literalmente «día del sol») que estaba en uso antes del 700 D. C. Este nombre es el resultado de la interpretación germánica del latín dies solis, que es a su vez una traducción del griego heméra helíou. El nombre latino para el sol, Sol, es ampliamente conocido, pero no es de uso común. Sin embargo, la forma adjetival solar se usa ampliamente para referirse a fenómenos o atributos pertenecientes al sol.
Características:
el sol es una estrella de secuencia principal de tipo G que comprende aproximadamente el 99,86% de la masa del Sistema Solar., El sol tiene una magnitud absoluta de + 4,83, que se estima que es más brillante que alrededor del 85% de las estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas. Con un diámetro de 696,342 ± 65 km y una masa de aproximadamente 1.988 × 1030 kg (1.9 trillones de cuatrillones de toneladas métricas), el sol es 109 veces más grande que la Tierra y 333,000 veces más masivo.
siendo una estrella, la densidad del sol varía considerablemente entre sus capas externas y su núcleo. En promedio, tiene una densidad de 1.408 g/cm3, que es aproximadamente un cuarto de la de la Tierra. Sin embargo, los modelos del sol estiman que tiene una densidad de 162.,2 g / cm3 más cerca del núcleo, que es 12,4 veces la de la Tierra.
aunque nuestro Sol parece ser amarillo, en realidad es blanco. Simplemente parece ser amarillo debido al efecto de la atmósfera. Nuestro Sol es más brillante que la mayoría de las otras estrellas de la galaxia (que también son enanas rojas) y solo alrededor del 5% de las estrellas de la Vía Láctea son más grandes que el sol. El sol es un miembro del grupo poblacional I de estrellas, que describe estrellas luminosas, calientes y jóvenes que se encuentran típicamente en los brazos espirales de las galaxias.,
debido a que el sol está hecho de plasma, también es altamente magnético. Tiene polos magnéticos norte y sur como la Tierra, y las líneas del campo magnético crean la actividad que vemos en la superficie. Las manchas solares más oscuras-áreas más frías que duran unos meses y varían mucho en tamaño – se crean cuando las líneas de campo magnético atraviesan la fotosfera del sol. las manchas solares aparecen en ciclos y a veces no hay ninguna visible en absoluto.
las eyecciones de masa Coronal y las llamaradas solares ocurren cuando estas líneas de campo magnético se rompen y reconfiguran., La cantidad de actividad en el sol sale y cae durante un ciclo de 11 años. En el punto bajo, llamado mínimo solar, hay pocas manchas solares, si es que hay alguna. Y luego en el punto más alto del ciclo, el máximo solar, hay la mayor cantidad de manchas solares y la mayor cantidad de actividad solar.
el sol es de lejos el objeto más brillante en el cielo, con una magnitud aparente de -26.74, que es aproximadamente 13 mil millones de veces más brillante que la siguiente estrella más brillante (Sirio, que tiene una magnitud aparente de -1.46)., La distancia media del sol a la Tierra es de aproximadamente 1 unidad astronómica o UA (150,000,000 km/93,000,000 mi), aunque esto cambia debido a variaciones en la órbita de la Tierra.
a esta distancia promedio, la luz viaja del sol a la Tierra en aproximadamente 8 minutos y 19 segundos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida en la tierra mediante la fotosíntesis, e impulsa el clima y el clima de la Tierra.
Composición y Estructura:
El interior del sol es diferenciada entre múltiples capas, que incluye un núcleo, una zona radiativa, una zona convectiva, una fotosfera, y una atmósfera., El núcleo es la región más densa y más caliente del sol (150 g/cm3/15.7 millones K) y representa alrededor del 20-25% del radio total del sol.
El Sol tarda aproximadamente 1 mes en girar una vez sobre su eje; sin embargo, esta es una estimación aproximada porque el sol es una bola de plasma. Análisis recientes han indicado que el núcleo tiene una tasa de rotación que es más rápida que las capas externas del sol. En las capas externas, cerca del ecuador, gira aproximadamente una vez cada 25,4 días, mientras que cerca de los polos, tarda hasta 36 días en completar una sola rotación.,
también es en el núcleo donde la mayor parte de la energía del sol se produce a través de la fusión nuclear, que convierte el hidrógeno en helio. Casi el 99% de la energía térmica creada por el sol ocurre dentro de esta región – que representa el 24% del interior del sol – y en un 30% del radio, los procesos de fusión casi han cesado. El resto del sol es calentado por esta energía, que se transfiere hacia el exterior a la fotosfera solar antes de escapar al espacio como luz solar o partículas de alta energía.
en la zona radiativa, que se extiende desde 0.25 hasta aproximadamente 0.,7 radios solares, la radiación térmica es el principal medio de transferencia de energía. En esta capa, la temperatura disminuye con el aumento de la distancia desde el núcleo, de aproximadamente 7 millones de K en el interior A 2 millones de K en el borde exterior. La densidad también se reduce cien veces, de 20 g / cm3 a solo 0,2 g / cm3.
entre la zona radiativa y la zona convectiva, hay una capa de Transición conocida como tachoclina. Esta región se define por un cambio brusco en la rotación uniforme de la zona radiativa y la rotación diferencial de la zona de convección, lo que resulta en una gran cizalladura., Actualmente se teoriza que una Dinamo magnética en esta capa es la responsable de generar el campo magnético del sol.
en la zona convectiva, que se extiende desde la superficie hasta aproximadamente 200.000 km por debajo de la superficie (0,7 radios solares), la temperatura y la densidad del plasma son menores. Esto permite que la convección térmica se desarrolle a medida que el material calentado por debajo se expande y se eleva, que luego se enfría y se contrae una vez que alcanza la fotosfera, haciendo que se hunda nuevamente y que el ciclo convectivo continúe.,
la superficie visible del sol, también conocida como la fotosfera, es la capa por debajo de la cual el sol se vuelve opaco a la luz visible. Por encima de la fotosfera, la luz solar visible es libre de propagarse al espacio, y su energía escapa del sol por completo. La fotosfera es de decenas a cientos de kilómetros de espesor, siendo ligeramente menos opaca que el aire en la Tierra.
debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la parte inferior, una imagen del sol aparece más brillante en el centro que en el borde o la extremidad del disco solar., En la fotosfera, la temperatura y la densidad alcanzan su punto más bajo, aproximadamente 5.700 K y una densidad de 0,2 g / m3 (aproximadamente 1/6.000 de la densidad del aire a nivel del mar).
Por último, está la atmósfera del sol, que se compone de tres capas distintas: la cromosfera, la región de transición y la corona. La cromosfera (literalmente «esfera de color») tiene aproximadamente 2.000 kilómetros de profundidad y tiene una densidad muy baja (10-4 veces la de la fotosfera y 10-8 veces la de la atmósfera terrestre)., Esto, combinado con el brillo de la fotosfera, hace que la cromosfera sea normalmente invisible. Sin embargo, durante un eclipse total, se puede ver su color rojizo.
Por encima de la cromosfera está la Delgada Región de Transición (200 km de espesor), donde las temperaturas aumentan rápidamente de 20.000 K en la capa superior a cerca de 1.000.000 K en la corona. Esto se ve facilitado por la ionización completa del helio en la región de transición, lo que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma., Esta capa no está bien definida, y en su lugar forma una especie de nimbo alrededor de las características de la cromosfera y está en constante movimiento caótico. La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es visible en el espectro ultravioleta.
por último, está la corona. En la región inferior, la densidad de partículas es extremadamente baja y la temperatura promedio es de aproximadamente 1-2 millones de K, con las regiones más calientes que oscilan entre 8 y 20 millones de K. se cree que esto se debe al campo magnético del sol que causa la aceleración de partículas, que a su vez crea energía cinética (y térmica).,
la corona es la atmósfera extendida del sol, y el flujo de plasma hacia el exterior desde el sol hacia el espacio interplanetario (aka. «viento solar») forma el campo magnético solar en forma de espiral. Esto se conoce como la heliosfera, una esfera magnética que se extiende más allá de la heliopausa (más de 50 UA del sol) y protege el sistema Solar de partículas cargadas procedentes del medio interestelar (también conocido como. «Interestellar wind»).
evolución y futuro:
el consenso científico actual es que el sol se formó alrededor de 4.,Hace 57 mil millones de años debido al colapso de parte de una nube molecular gigante que consistía principalmente en hidrógeno y helio y probablemente dio a luz a muchas otras estrellas. A medida que un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a girar debido a la conservación del Momento angular y se calentó con el aumento de la presión.
gran parte de la masa se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco que eventualmente se acumularía para formar los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar., La gravedad y la presión dentro del núcleo de la nube generaron mucho calor a medida que acumulaba más materia del disco circundante, lo que eventualmente desencadenó la fusión nuclear. A partir de esta gran explosión, se formó el sol.
el sol se encuentra actualmente en su fase de secuencia principal, que se caracteriza por la producción continua de energía térmica a través de la fusión nuclear. Actualmente, más de cuatro millones de toneladas de materia en energía dentro de su núcleo, produciendo neutrinos y radiación solar. A este ritmo, el sol ha convertido 200 veces la masa de nuestra tierra en energía (alrededor del 0,03% de su masa total).,
el sol se está calentando porque los átomos de helio en su núcleo están ocupando gradualmente menos volumen que los átomos de hidrógeno que se fusionaron. Por lo tanto, el núcleo se está encogiendo, lo que permite que las capas externas del sol se acerquen al centro y experimenten una fuerza gravitacional más fuerte. Esta fuerza más fuerte aumenta la presión sobre el núcleo, lo que a su vez hace que el núcleo sea más denso.
se estima que el sol se ha vuelto un 30% más brillante en los últimos 4,5 mil millones de años, y está aumentando en brillo a una tasa de aproximadamente 1% cada 100 millones de años., Al final de su fase de secuencia principal, el sol no pasará a ser supernova (ya que no tiene suficiente masa).
en cambio, una vez que el hidrógeno en el núcleo se agote en 5.4 mil millones de años, el sol se expandirá para convertirse en una gigante roja. Se plantea la hipótesis de que crecerá lo suficientemente grande como para abarcar las órbitas de Mercurio, Venus y tal vez incluso la Tierra.
una vez que alcanza la fase de rama de gigante roja (RGB), el sol tendrá aproximadamente 120 millones de años de vida activa restantes. Pero mucho sucederá en esta cantidad de tiempo., Primero, el núcleo (lleno de helio degenerado), se encenderá violentamente en un destello de helio, donde aproximadamente el 6% del núcleo y el 40% de la masa del sol se convertirán en carbono en cuestión de minutos.
el sol entonces se encoge a alrededor de 10 veces su tamaño actual y 50 veces la luminosidad, con una temperatura un poco más baja que la actual. Durante los próximos 100 millones de años, continuará quemando helio en su núcleo hasta que se agote. En este punto, estará en su fase asintótica de Rama Gigante (AGB), donde se expandirá de nuevo (mucho más rápido esta vez) y se volverá más luminoso.,
en el transcurso de los próximos 20 millones de años, el sol se volverá inestable y comenzará a perder masa a través de una serie de pulsos térmicos. Estas ocurrirán cada 100.000 años más o menos, volviéndose cada vez más grandes y aumentando la luminosidad del sol a 5.000 veces su brillo actual y su radio a más de 1 UA. Después de 500.000 años más o menos, solo la mitad de la masa actual del sol permanecerá, y su envoltura exterior comenzará a formar una nebulosa planetaria.
la evolución post AGB es aún más rápida, ya que la masa expulsada se ioniza para formar una nebulosa planetaria y el núcleo expuesto alcanza los 30.000 K., La temperatura final del núcleo Desnudo será de más de 100.000 K, después de lo cual el remanente se enfriará hacia una enana blanca. La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10.000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años antes de desvanecerse a negro.
posición en la Vía Láctea:
el sol se encuentra cerca del borde interno del brazo de Orión de la Vía Láctea, en la nube interestelar Local (o cinturón de Gould). Esto lo sitúa a una distancia de 7,5 – 8,5 mil pársecs (25.000 – 28.000 años luz) del Centro Galáctico., El sol está contenido dentro de la burbuja Local, una cavidad en el medio interestelar que contiene gas caliente enrarecido.
el sol, y por lo tanto el Sistema Solar, se encuentra en lo que los científicos llaman la zona habitable Galáctica, una zona que contiene varios elementos de apoyo a la vida. Estos incluyen la mezcla correcta de elementos, una órbita que lo mantiene alejado de los peligrosos brazos espirales, y una distancia suficiente del centro galáctico que asegura que no se interrumpa por sus fuerzas gravitacionales o demasiada radiación.,
la dirección general del movimiento galáctico del sol es hacia la estrella Vega en la constelación de lira en un ángulo de aproximadamente 60 grados del cielo a la dirección del Centro Galáctico. De los 50 sistemas estelares más cercanos a 17 años luz de la Tierra (el más cercano es la enana roja Próxima Centauri a aproximadamente 4,2 años luz), el sol ocupa el cuarto lugar en masa.
se cree que la órbita del sol alrededor de la Vía Láctea es elíptica, con la adición de perturbaciones debido a los brazos espirales galácticos y distribuciones de masa no uniformes., Además, el sol oscila hacia arriba y hacia abajo en relación con el plano galáctico aproximadamente 2,7 veces por órbita. El sistema Solar tarda unos 225-250 millones de años en completar una órbita a través de la Vía Láctea (un año galáctico), por lo que se cree que ha completado 20-25 órbitas durante la vida del sol.
historia de la observación:
el sol ha sido objeto de veneración a lo largo de la Prehistoria y la historia humana Antigua. La mayoría de las culturas creían que era de naturaleza sobrenatural o una deidad, alguien cuya presencia estaba íntimamente ligada al tiempo, las estaciones y el ciclo de la vida., La adoración del sol fue central para civilizaciones como los antiguos egipcios y sumerios, así como numerosas culturas en Europa, Asia Occidental y África.
los primeros ejemplos conocidos de adoración al sol se encuentran en la mitología Protoindoeuropea, donde el sol se representa atravesando el cielo en un carro (también conocido como chariot. un «carro solar). En la mitología germánica, el carro solar se representa como Sol; en las culturas védicas (y posteriormente hindúes) como Surya; y en la mitología nórdica como Solvognen.,
en Mesapotamia, Utu era la deidad del sol-el dios de la justicia y el descendiente de Nannar (Dios de la luna). Para los babilonios y asirios, Shamas (o Samas) era el equivalente, y dioses similares fueron adorados en los panteones acadios y hebreos – y así como a lo largo de toda la Península Arábiga – bajo diferentes nombres.
para los antiguos Egipcios, El Sol estaba asociado con Ra, el dios que gobernaba el cielo, la Tierra y el inframundo. El sol mismo fue nombrado Atón, que era el cuerpo o el ojo de Ra., Desde el siglo 25 AC en adelante, la adoración de Ra se extendió por todo Egipto, con muchas representaciones de él siendo llevado a través del cielo en un recipiente solar acompañado por los dioses menores.
en el caso de las civilizaciones del Nuevo Mundo, Los Incas, Mayas y aztecas todos creían que los sacrificios humanos eran necesarios para apaciguar al dios del sol y mantener el ciclo de la vida. Para los aztecas, Huitzilopochtli-el dios de la guerra, el sol, el sacrificio humano y el patrón de Tenochtitlan-era responsable de todas sus victorias y derrotas en la batalla, y solo podía ser apaciguado a través de la ofrenda de sangre.,
para los Griegos, El dios sol era conocido como Helios, el Hijo del Titán Hyperion y la titánica Theia. Al igual que las representaciones egipcias de Ra, Helios fue comúnmente representado como siendo llevado por un carro tirado por caballos de fuego. Sin embargo, a diferencia de sus antiguos antepasados, los griegos veían al sol como uno de los siete planetas, ya que giraba una vez al año a lo largo de la eclíptica a través del Zodíaco.
El Imperio Romano adoptó a Helios en su propia mitología como Sol., El título Sol Invictus («el Sol Invicto») fue aplicado a varias deidades solares, y representado en varios tipos de monedas romanas durante los siglos III y IV. El nacimiento del «Sol Invicto» fue celebrado por el siglo 3 o 4 El 25 de diciembre, poco después del solsticio de invierno para marcar el final de los días cada vez más cortos.
en la mitología china, la Deidad del sol en la mitología china es Ri Gong Tai Yang Xing Jun (o Tai Yang Gong, «abuelo Sol») – aka. Señor estelar del Palacio Solar, Señor del sol., Tai Yang Xing Jun se representa generalmente con el Señor de la estrella del Palacio Lunar, Señor de la luna, Yue Gong Tai Yin Xing Jun (Tai Yin Niang Niang / Lady Tai Yin).
Los templos y monumentos antiguos fueron construidos en la antigüedad con la adoración del sol o los fenómenos solares en mente. Por ejemplo, se han observado megalitos de piedra que marcaron el solsticio de verano o invierno en Egipto, Malta, Inglaterra (Stonehenge), Irlanda y en la antigua ciudad de Chichén Itzá en el sur de México.,
con el tiempo, los antiguos astrónomos comenzaron a desarrollar una comprensión científica del sol, basada en observaciones continuas de sus movimientos. A principios del 1er milenio a. C., Los astrónomos babilónicos notaron que el movimiento del sol a lo largo de la eclíptica no era uniforme. Esto más tarde sería aprendido a ser el resultado de la órbita elíptica de la Tierra alrededor del sol.
en el siglo V A. C., El filósofo griego Anaxágoras razonó que el sol no era el «carro de Helios», sino una bola en llamas cuya luz era reflejada por la luna., Para el siglo III A. C., Eratóstenes estimó la distancia entre la Tierra y el sol en 4.080.000 estadios (755.000 km) o 804.000.000 de estadios (148 – 153 millones de km, o 0,99 – 1,02 UA), este último de los cuales es correcto dentro de unos pocos por ciento. Ptolomeo más tarde haría sus propias estimaciones, afirmando que la distancia era 1.210 veces el radio de la tierra, o aproximadamente 7,71 millones de km (0,0515 UA).
fue también durante el siglo 3 AC, que el astrónomo griego Aristarco de Samos gustaría proponer la idea de que el sol era el centro del universo y los planetas giraban ella., Este punto de vista sería adoptado más tarde por Seleuco de Seleucia (ca. 190 AC – ca. 150 A. C.), y luego ser articulado por astrónomos islámicos e indios durante la Edad Media.
la contribución de los eruditos árabes e islámicos incluye a Al-Battani (858-929), quien descubrió que la dirección del apogeo del sol (el punto en el que el sol parece moverse más lento contra las estrellas fijas) está sujeta a cambios. El astrónomo Egipcio Ibn Yunus (950 – 1009) observó más de 10.000 entradas para la posición del sol durante muchos años usando un gran astrolabio.,
de una observación de un tránsito de Venus en 1032, el astrónomo persa y erudito Ibn Sina (aka. Avicenna, ca.?980 – 1037) concluyó que Venus está más cerca de la tierra que el sol. Ibn Rushd, el astrónomo Andaluz del siglo XII, también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo XII. Las observaciones de las manchas solares fueron registradas anteriormente durante la dinastía Han (206 A.C. – 220 D. C.) Por astrónomos chinos, quienes mantuvieron registros de estas observaciones durante siglos.,
el modelo matemático de Nicolás Copérnico de un sistema heliocéntrico revolucionó la astronomía, y ayudó a marcar el comienzo de nuestra comprensión moderna de la importancia del sol en nuestro universo. Además de explicar las discrepancias observacionales en el movimiento de los planetas, el modelo heliocéntrico colocó efectivamente al sol en el centro del universo conocido.
El desarrollo del telescopio en el siglo 17 también permitió observaciones detalladas del sol y los planetas., Thomas Harriot, Galileo Galilei, Christoph Scheiner, y otros astrónomos fueron capaces de hacer ilustraciones precisas de sus posiciones en la superficie del sol. En 1672, Giovanni Cassini y Jean Richer fueron capaces de determinar la distancia a Marte, y así fueron capaces de calcular la distancia al sol.
en 1666, Isaac Newton se convirtió en el primer científico en observar la luz del sol usando un prisma, y demostró que se compone de luz de muchos colores. En 1800, William Herschel construyó sobre esto descubriendo la radiación infrarroja usando una serie de termómetros y un prisma., Al observar los cambios de temperatura más allá de la parte roja del espectro solar, determinó que también había formas de luz no visibles.
Los estudios del espectro de luz del sol también llevaron a los avances de los estudios espectroscópicos en el siglo XIX. Esto culminó con el descubrimiento y registro de Joseph von Fraunhofer de más de 600 líneas de absorción en el espectro, las más fuertes de las cuales fueron agrupadas y nombradas «líneas Fraunhofer», en honor a su fundador.,
otra área importante de estudio durante el siglo 19 que tendría un impacto en nuestra comprensión del sol fue el desarrollo de la termodinámica. Un importante colaborador fue William Thomson (también conocido como. Lord Kelvin, 1824 – 1907) quien sugirió que el sol es un cuerpo líquido que se enfría gradualmente y que irradia una reserva interna de calor.
Kelvin y Hermann von Helmholtz también propusieron que el mecanismo de contracción gravitacional era responsable de la producción de energía del sol., Ellos también estimaron la edad del sol en 20 millones de años – lo que estaba en marcado contraste con las estimaciones geológicas que situaban la edad de la Tierra en al menos 300 millones de años.
sin embargo, no fue hasta el siglo XX que se ofreció una solución documentada para la producción de energía del sol. El primero vino de Ernest Rutherford (1871 – 1937), quien sugirió que la salida del sol se mantenía por una fuente interna de calor, y sugirió que la desintegración radiactiva era esa fuente., Pero sería Albert Einstein quien proporcionaría la clave esencial para la producción de energía del sol con su equivalencia masa-energía (E = mc2).
en 1920, el astrónomo y físico británico Sir Arthur Eddington propuso que las presiones y temperaturas en el núcleo del sol podrían producir fusión nuclear mediante la cual los átomos de hidrógeno se fusionarían en núcleos de helio, resultando en la producción de energía a partir del cambio neto de masa., Esto más tarde sería confirmado por numerosos estudios realizados por físicos, que también conducirían a la conclusión de que la fusión del hidrógeno podría crear todos los elementos conocidos en el universo.
exploración:
con el comienzo de la era espacial a mediados del siglo XX, la oportunidad de observar el sol con sondas espaciales robóticas se hizo posible por primera vez. Las primeras misiones al sol fueron los satélites Pioneer 5, 6, 7, 8 y 9 de la NASA, que fueron lanzados entre 1959 y 1968., Estas sondas orbitaban el sol a una distancia similar a la de la Tierra, e hicieron las primeras mediciones detalladas del viento solar y el campo magnético solar.
en la década de 1970, las sondas Helios 1 y 2, una colaboración entre Estados Unidos y Alemania que estudió los vientos solares desde el interior de la órbita de Mercurio en el perihelio, proporcionaron a los científicos nuevos datos significativos sobre el viento solar y la corona solar. La estación espacial Skylab, que fue lanzada por la NASA en 1973, también hizo numerosos descubrimientos utilizando su observatorio solar, conocido como el montaje del telescopio Apolo., Estas incluyeron las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal y de agujeros coronales, ahora conocidos por estar íntimamente asociados con el viento solar.
en 1980, la NASA lanzó la misión solar máxima, una nave espacial diseñada para observar rayos gamma, rayos x y radiación UV de erupciones solares durante un tiempo de alta actividad solar. Desafortunadamente, una falla eléctrica causó que la sonda entrara en espera hasta que pudo ser recuperada y reparada por el transbordador espacial Challenger en 1984., La misión Solar Maximum posteriormente adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de reingresar a la atmósfera de la Tierra en junio de 1989.
en 1991, el organismo aeroespacial y de exploración del Japón (JAXA) desplegó el satélite Yohkoh (sunbeam), que observó erupciones solares en las longitudes de onda de los rayos X. Hasta 2001, cuando un eclipse anular causó que perdiera su bloqueo sobre el sol, observó un ciclo solar completo y que la corona era mucho más activa en regiones alejadas de la actividad máxima de lo que se pensaba.,
lanzado en 1995, el observatorio solar y Heliosférico (SOHO) conjunto de la ESA y la NASA se ha convertido en una de las misiones solares más importantes de la historia. Situado en el punto lagrangiano entre la Tierra y el sol, el SOHO ha proporcionado una vista constante del sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. Originalmente destinado a servir una misión de dos años, una extensión de la misión hasta 2012 fue aprobada en 2009, y una misión de seguimiento fue lanzada en 2010-el Observatorio de Dinámica Solar (SDO).,
todos estos satélites observaron al sol desde el plano de la eclíptica, y por lo tanto solo han observado sus regiones ecuatoriales en detalle. El primer intento de estudiar el sol desde las regiones polares fue la sonda Ulysses, una misión conjunta de la ESA y la NASA que se lanzó en 1990. Una vez que asumió su órbita programada, la sonda comenzó a observar el viento solar y la fuerza del campo magnético en altas latitudes solares, encontrando que el viento solar de alta latitud se movía más lento de lo esperado (750 km/s), y que había grandes ondas magnéticas emergiendo de altas latitudes que dispersaban los rayos cósmicos galácticos.,
en 2006, se lanzó la misión solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), que consistía en dos naves espaciales idénticas que se lanzaban en órbitas que hacían que (respectivamente) tiraran más adelante y cayeran gradualmente detrás de la Tierra. Esto permite obtener imágenes estereoscópicas del sol y los fenómenos solares, como las eyecciones de masa coronal.
Muchas más misiones solares están planeadas para los próximos años y décadas. Estos incluyen la organización de Investigación Espacial de la India (ISRO) también tiene una misión programada llamada Aditya, un satélite de 100 kg que está programado para su lanzamiento en 2017-18., Su instrumento principal será un coronógrafo para estudiar la dinámica de la corona Solar.
en 2017, La ESA planea lanzar el solar Orbiter, que estudiará cómo el sol crea y controla su heliosfera. La misión volará tan cerca como 0,28 UA para capturar sus mediciones. En 2018, la NASA planea lanzar su sonda Solar Plus, que se acercará al sol desde una distancia de 8,5 radios solares para tomar medidas directas de las partículas y la energía que emana de la corona solar.,
Por último, está la misión Solar Sentinels de la NASA, una misión aún no programada que involucrará a un grupo de seis naves espaciales, cuatro estacionadas dentro de las órbitas de Venus y Mercurio, una detrás del sol y una en órbita alrededor de la Tierra. Juntos, estudiarán el sol durante el máximo solar, investigarán partículas energéticas, eyecciones de masa coronal y choques interplanetarios en la heliosfera interna. Los datos se utilizarán para pronosticar la meteorología espacial para futuras misiones de vuelos espaciales tripulados.
el sol hace mucho más para protegernos que solo proporcionar calor., También proporciona toda la energía que permite las reacciones químicas y el metabolismo que comenzó el ciclo de vida aquí en la Tierra. La energía continua que nos da, combinada con la presencia protectora de nuestra atmósfera, asegura que este ciclo de vida continúe.
el sol también libera rayos potencialmente dañinos, vientos solares y material que nos mataría si no fuera por el campo magnético de la Tierra. Sin embargo, los vientos solares llevan el material cargado al borde del Sistema Solar donde forma un campo magnético que a su vez impide que otro material interplanetario entre., Sin esta barrera (la heliopausa), el Sistema Solar sería golpeado por los rayos cósmicos.
en este sentido, la Tierra está idealmente situada para beneficiarse de la presencia del sol. No estamos demasiado cerca, ni demasiado lejos para estar demasiado caliente (como Venus) o demasiado frío (como Marte). También estamos seguros en el conocimiento de que para cuando el sol se expanda hasta el punto donde la vida ya no existirá en la tierra, o estaremos lejos, o habremos evolucionado más allá del punto donde vivimos en un solo planeta.
