O sol

o sol é O centro do Sistema Solar e a fonte de toda a vida e energia aqui na Terra. É responsável por mais de 99,86% da massa do sistema Solar e a sua gravidade domina todos os planetas e objectos que o orbitam., Desde o início da história, os seres humanos têm entendido a importância do sol para o nosso mundo, as estações, o ciclo diurno e o ciclo de vida das plantas.por causa disso, o sol tem sido o centro de muitas mitologias e sistemas de adoração da cultura antiga. Dos astecas, maias e Incas aos antigos Sumérios, egípcios, gregos, romanos e Druidas, o sol era uma divindade central porque era visto como o portador de toda a luz e vida. Com o tempo, a nossa compreensão do sol mudou e tornou-se cada vez mais empírica., Mas isso não fez nada para diminuir o seu significado.

Nome:

o nome “o sol” é um substantivo Inglês adequado que evoluiu a partir do antigo sunne inglês, que pode estar relacionado com a palavra Sul. Outras formas germânicas do nome – que vão desde sunne e sonne, na antiga Frísia, até sunna, na antiga alta Alemanha, e Norse, até sunno, na gótica. Todos os Termos germânicos para o sol derivam do “sunnon” Proto-Germânico, que por sua vez é derivado do sauel ou sauol do Proto-Indo-Europeu.,

o nome Inglês para o domingo deriva do antigo inglês sunnandæg (literalmente “dia do sol”) que estava em uso antes de 700 CE. Este nome resultou da interpretação germânica do latim dies solis, que é uma tradução do grego heméra helíou. O nome latino para sol, Sol, é amplamente conhecido, mas não é de uso comum. No entanto, a forma adjetiva solar é usada amplamente para se referir a fenômenos ou atributos pertencentes ao sol.

características:

O sol é uma estrela de tipo G da sequência principal que compreende cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar., O sol tem uma magnitude absoluta de + 4,83, que é estimada como sendo mais brilhante do que cerca de 85% das estrelas na Via Láctea – a maioria das quais são anãs vermelhas. Com um diâmetro de 696,342 ± 65 km e uma massa de aproximadamente 1,988 × 1030 kg( 1,9 trilhões de toneladas métricas), o sol é 109 vezes maior que a terra e 333.000 vezes maior que a massa.sendo uma estrela, a densidade do sol varia consideravelmente entre suas camadas externas e seu núcleo. Em média, tem uma densidade de 1,408 g / cm3, que é aproximadamente um quarto da da Terra. No entanto, modelos do sol estimam que tem uma densidade de 162.,2 g / cm3 mais perto do núcleo, que é 12,4 vezes o da Terra.

embora o nosso Sol pareça ser amarelo, é na verdade branco. Apenas parece ser amarelo por causa do efeito da atmosfera. Nosso sol é mais brilhante do que a maioria das outras estrelas da galáxia (que também são anãs vermelhas) e apenas cerca de 5% das estrelas na Via Láctea são maiores do que o sol. O sol é um membro do grupo de estrelas da população I, que descreve estrelas luminosas, quentes e jovens que são tipicamente encontradas nos braços espirais das galáxias.,porque o sol é feito de plasma, também é altamente magnético. Tem pólos magnéticos Norte e sul como a terra, e as linhas de campo magnético criam a actividade que vemos na superfície. As manchas solares mais escuras-áreas mais frias que duram por alguns meses e variam muito em tamanho-são criadas quando linhas de campo magnético atravessam a fotosfera do sol. manchas solares aparecem em ciclos e às vezes não há nenhum visível em tudo.

ejeções de massa Coronal e erupções solares ocorrem quando estas linhas de campo magnético se encaixam e reconfiguram., A quantidade de atividade no sol nasce e cai ao longo de um ciclo de 11 anos. No ponto baixo, chamado mínimo solar, há poucos, se alguma mancha solar. E então, no ponto alto do ciclo, máximo solar, há a maior quantidade de manchas solares e a maior quantidade de atividade solar.o sol é de longe o objeto mais brilhante do céu, com uma magnitude aparente de -26.74, que é cerca de 13 bilhões de vezes mais brilhante do que a próxima estrela mais brilhante (Sirius, que tem uma magnitude aparente de -1.46)., A distância média do sol à terra é de aproximadamente 1 unidade astronômica ou UA (150 milhões de km/93 milhões de mi), embora isso mude devido a variações na órbita da Terra.a esta distância média, a luz viaja do sol para a terra em cerca de 8 minutos e 19 segundos. A energia desta luz solar suporta quase toda a vida na terra por fotossíntese, e impulsiona o clima e o clima da Terra.o interior do sol é diferenciado entre várias camadas, que incluem um núcleo, uma zona radiativa, uma zona convectiva, uma fotosfera e uma atmosfera., O núcleo é a região mais densa e mais quente do sol (150 g/cm3/15,7 milhões de K) e representa cerca de 20-25% do raio total do sol.

O Sol leva cerca de 1 mês para rodar uma vez sobre o seu eixo; no entanto, esta é uma estimativa aproximada porque o sol é uma bola de plasma. A análise recente indicou que o núcleo tem uma taxa de rotação que é mais rápida do que as camadas externas do sol. Nas camadas externas, perto do equador, ele gira cerca de uma vez a cada 25,4 dias, enquanto perto dos pólos, leva até 36 dias para completar uma única rotação.,é também no núcleo onde a maior parte da energia solar é produzida através da fusão nuclear, que converte hidrogênio em hélio. Quase 99% da energia térmica criada pelo sol ocorre nesta região – que representa 24% do interior do sol – e em 30% do raio, os processos de fusão quase cessaram. O resto do sol é aquecido por esta energia, que é transferida para fora para a fotosfera solar antes de escapar para o espaço como luz solar ou partículas de alta energia.

na zona radiativa, que se estende de 0, 25 até cerca de 0.,7 raios solares, radiação térmica é o principal meio de transferência de energia. Nesta camada, a temperatura cai com uma distância crescente do núcleo, de aproximadamente 7 milhões de K no interior para 2 milhões de K na borda externa. A densidade também cai cem vezes – de 20 g / cm3 para apenas 0,2 g/cm3.

entre a zona radiativa e a zona convectiva, existe uma camada de transição conhecida como tachocline. Esta região é definida por uma mudança brusca na rotação uniforme da zona radiativa e na rotação diferencial da zona de convecção, o que resulta em um grande cisalhamento., Atualmente é teorizado que um dínamo magnético nesta camada é o responsável pela geração do campo magnético do sol.

na zona convectiva, que se estende da superfície para aproximadamente 200.000 km abaixo da superfície (0,7 raios solares), a temperatura e densidade do plasma é menor. Isto permite que a convecção térmica se desenvolva à medida que o material aquecido abaixo se expande e se eleva, que então arrefece e contrai quando chega à fotosfera, fazendo com que se afunde novamente e que o ciclo Convectivo continue.,a superfície visível do sol, também conhecida como fotosfera, é a camada abaixo da qual o sol se torna opaco à luz visível. Acima da fotosfera, a luz solar visível é livre para se propagar ao espaço, e sua energia escapa completamente do sol. A fotosfera tem dezenas a centenas de quilômetros de espessura, sendo ligeiramente menos opaca que o ar na Terra.como a parte superior da fotosfera é mais fria que a parte inferior, uma imagem do sol aparece mais brilhante no centro do que na borda ou parte do disco solar., Na fotosfera, a temperatura e a densidade atingem o seu ponto mais baixo – aproximadamente 5.700 K e uma densidade de 0,2 g/m3 (cerca de 1/6.000 da densidade do ar ao nível do mar).por último, há a atmosfera do sol, que é composta por três camadas distintas – a cromosfera, a região de transição e a coroa. A cromosfera (literalmente “esfera de cor”) tem cerca de 2.000 quilômetros de profundidade e tem uma densidade muito baixa (10-4 vezes a da fotosfera e 10-8 vezes a da atmosfera da Terra)., Isto, combinado com o brilho da fotosfera, torna a cromosfera normalmente invisível. No entanto, durante um eclipse total, sua cor avermelhada pode ser vista.acima da cromosfera está a região de transição fina (200 km de espessura), onde as temperaturas sobem rapidamente de 20.000 K na camada superior para perto de 1.000.000 K na coroa. Isto é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, o que reduz significativamente o resfriamento radiativo do plasma., Esta camada não é bem definida, e em vez disso forma uma espécie de nimbus em torno de características na cromosfera e está em constante movimento caótico. A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é visível no espectro ultravioleta.por último, há a coroa. Na região inferior, a densidade de partículas é extremamente baixa e a temperatura média é de cerca de 1 – 2 milhões de K – com as regiões mais quentes variando entre 8 e 20 milhões K. acredita-se que isso seja devido ao campo magnético do sol causando aceleração de partículas, que por sua vez cria energia cinética (e térmica).,

a coroa é a atmosfera estendida do sol, e o fluxo de plasma para fora do sol para o espaço interplanetário (também conhecido como. “vento solar”) forma o campo magnético solar em forma espiral. Isto é conhecido como a heliosfera, uma esfera magnética que se estende além da heliopausa (mais de 50 UA do sol) e protege o sistema Solar de partículas carregadas provenientes do meio interestelar (também conhecido como. “interstellar wind”).

evolução e futuro:

O consenso científico atual é que o sol foi formado em torno de 4.,57 bilhões de anos atrás devido ao colapso de parte de uma nuvem molecular gigante que consistia principalmente de hidrogênio e hélio e provavelmente deu à luz muitas outras estrelas. Como um fragmento da nuvem colapsou, ela também começou a rodar por causa da conservação do momento angular e aquecer com a pressão crescente.A maior parte da massa se concentrou no centro, enquanto o resto se achatou em um disco que acabaria por se acretar para formar os planetas e outros corpos do Sistema Solar., A gravidade e a pressão dentro do núcleo da nuvem geraram muito calor à medida que crescia mais matéria a partir do disco circundante, eventualmente desencadeando a fusão nuclear. A partir desta grande explosão, o sol foi formado.o sol está atualmente na sua fase de sequência principal, que se caracteriza pela produção contínua de energia térmica através da fusão nuclear. Atualmente, mais de quatro milhões de toneladas de matéria em energia dentro de seu núcleo, produzindo neutrinos e radiação solar. A esta velocidade, o sol converteu 200 vezes a massa da nossa terra em energia (cerca de 0,03% da sua massa total).,

O Sol está se tornando mais quente porque os átomos de hélio em seu núcleo estão gradualmente ocupando menos volume do que os átomos de hidrogênio que foram fundidos. O núcleo está, portanto, encolhendo, permitindo que as camadas externas do sol para se aproximar do centro e experimentar uma força gravitacional mais forte. Esta força mais forte aumenta a pressão sobre o núcleo, que por sua vez está tornando o núcleo mais denso.estima-se que o sol se tornou 30% mais brilhante nos últimos 4,5 bilhões de anos, e está aumentando em brilho a uma taxa de cerca de 1% a cada 100 milhões de anos., No final de sua fase de sequência principal, o sol não vai entrar em supernova (uma vez que não tem massa suficiente).em vez disso, uma vez que o hidrogênio no núcleo se esgota em 5,4 bilhões de anos, o sol se expandirá para se tornar uma gigante vermelha. Há a hipótese de que crescerá o suficiente para abranger a órbita de Mercúrio, Vênus e talvez até a Terra.assim que atingir a fase RGB, o sol terá cerca de 120 milhões de anos de vida activa. Mas muito vai acontecer neste período de tempo., Primeiro, o núcleo (cheio de hélio degenerado), inflamará violentamente em um flash de hélio – onde aproximadamente 6% do núcleo e 40% da massa do sol serão convertidos em carbono em uma questão de minutos.

O sol irá então encolher para cerca de 10 vezes o seu tamanho atual e 50 vezes a luminosidade, com uma temperatura um pouco mais baixa do que hoje. Nos próximos 100 milhões de anos, continuará a queimar hélio no seu núcleo até estar exausto. Por este ponto, estará em sua fase assintótica-gigante (AGB), onde se expandirá novamente (muito mais rápido desta vez) e se tornará mais luminosa.,ao longo dos próximos 20 milhões de anos, o sol tornar-se-á instável e começará a perder massa através de uma série de pulsos térmicos. Estas ocorrerão a cada 100.000 anos ou mais, tornando-se cada vez maior e aumentando a luminosidade do sol para 5.000 vezes o seu brilho atual e seu raio para mais de 1 UA. Após 500.000 anos ou mais, apenas metade da massa atual do sol permanecerá, e seu envelope exterior começará a formar uma nebulosa planetária.

a evolução pós-AGB é ainda mais rápida, à medida que a massa ejetada se torna ionizada para formar uma nebulosa planetária e o núcleo exposto atinge 30.000 K., A temperatura final do núcleo nu será superior a 100.000 K, após o que o remanescente resfriará em direção a uma anã branca. A nebulosa planetária se dispersará em cerca de 10.000 anos, mas a anã branca sobreviverá por trilhões de anos antes de desaparecer para o preto.

posição na Via Láctea:

O sol situa-se perto da borda interna do braço de Orion da Via Láctea, na nuvem interestelar Local (ou cinturão de Gould). Isto coloca – o a uma distância de 7,5 – 8,5 mil Parsecs (25.000-28.000 anos-luz) do Centro Galáctico., O sol está contido dentro da bolha Local, uma cavidade no meio interestelar que contém gás quente rarefeito.

O Sol, e assim o sistema Solar, é encontrado no que os cientistas chamam de zona habitável galáctica, uma zona que contém vários elementos de suporte à vida. Estes incluem a mistura certa de elementos, uma órbita que a mantém longe dos perigosos braços espirais, e uma distância suficiente do Centro Galáctico que garante que não é perturbado por suas forças gravitacionais ou demasiada radiação.,

A Direção Geral do movimento galáctico do sol é em direção à estrela Vega, na constelação de Lyra, em um ângulo de aproximadamente 60 graus celestes para a direção do Centro Galáctico. Dos 50 sistemas estelares mais próximos a 17 anos-luz da terra (o mais próximo é a anã vermelha Proxima Centauri a aproximadamente 4,2 anos-luz), o sol ocupa o quarto lugar em massa.acredita-se que a órbita do sol em torno da Via Láctea seja elíptica, com a adição de perturbações devido aos braços espirais galácticos e distribuições de massa não uniformes., Além disso, o sol oscila para cima e para baixo em relação ao plano galáctico aproximadamente 2,7 vezes por órbita. O sistema Solar leva cerca de 225-250 milhões de anos para completar uma órbita através da Via Láctea (um ano galáctico), então acredita-se que tenha completado 20-25 órbitas durante a vida do sol.

história da observação:

O Sol tem sido um objecto de veneração ao longo da pré-história e da história humana antiga. A maioria das culturas acreditava que era sobrenatural na natureza ou uma divindade, uma que a presença estava intimamente ligada ao tempo, às estações e ao ciclo de vida., A adoração do sol era central para civilizações como os antigos egípcios e sumérios, bem como numerosas culturas na Europa, Ásia Ocidental e África.

os primeiros exemplos conhecidos de adoração do sol são encontrados na mitologia Proto-Indo-Europeia, onde o sol é representado como atravessando o céu em uma carruagem (também conhecido como. a ” solar chariot). Na mitologia germânica, a carruagem solar é representada como Sol; em culturas védicas (e posteriormente hindus) como Surya; e na mitologia nórdica como Solvognen.,na Mesapotâmia, Utu era a divindade do sol-o deus da justiça e descendente de Nannar (Deus da lua). Para os babilônios e assírios, Shamas (ou Samas) era o equivalente, e deuses semelhantes foram adorados nos panteões Acádio e hebraico – e ao longo de toda a Península Arábica – sob nomes diferentes.para os antigos egípcios, o sol era associado a Ra, o Deus que governava o céu, a terra e o submundo. O próprio sol foi chamado de Aton, que era o corpo ou o olho de Rá., A partir do século XXV A. C., A adoração de Rá tornou-se generalizada em todo o Egito, com muitas representações dele sendo transportado através do céu em um vaso solar acompanhado pelos deuses menores.no caso das civilizações do novo mundo, os Incas, maias e astecas acreditavam que os sacrifícios humanos eram necessários para apaziguar o deus sol e manter o ciclo de vida. Para os astecas, Huitzilopochtli-o deus da guerra, o sol, O sacrifício humano e o patrono de Tenochtitlan – era responsável por todas as suas vitórias e derrotas na batalha, e só podia ser apaziguado através da oferta de sangue.,para os gregos, o deus do sol era conhecido como Hélio, o Filho do Titã Hyperion e da Titã Theia. Semelhante às representações Egípcias de Rá, Hélio era comumente descrito como sendo transportado por uma carruagem puxada por cavalos ardentes. No entanto, ao contrário dos seus antepassados antigos, os gregos viam o sol como um dos sete planetas, uma vez que girava uma vez por ano ao longo da eclíptica através do zodíaco.o Império Romano adotou hélio em sua própria mitologia como Sol., O título Sol Invicto (“o Sol Invicto”) foi aplicado a várias divindades solares, e representado em vários tipos de moedas romanas durante os séculos III e IV. O nascimento do” Sol Invicto ” foi celebrado no século III ou IV CE no dia 25 de dezembro, logo após o solstício de inverno para marcar o fim dos dias crescendo mais curto.na mitologia chinesa, a divindade do sol na mitologia chinesa é Ri Gong Tai Yang Xing Jun (ou Tai Yang Gong, “avô sol”) – também conhecido como. Senhor das estrelas do Palácio Solar, Senhor do sol., Tai Yang Xing Jun é geralmente representado com o Senhor Estrela do Palácio Lunar, Senhor da lua, Yue Gong Tai Yin Xing Jun (Tai Yin Niang Niang / Lady Tai Yin).templos e monumentos antigos foram construídos em tempos antigos com a adoração do sol ou fenômenos solares em mente. Por exemplo, megalitos de pedra que marcaram o solstício de verão ou inverno foram observados no Egito, Malta, Inglaterra (Stonehenge), Irlanda, e na antiga cidade de Chichen Itza, no sul do México.,ao longo do tempo, os antigos astrônomos começaram a desenvolver uma compreensão científica do sol, baseada em observações contínuas de seus movimentos. No início do primeiro milênio aC, astrônomos babilônicos notaram que o movimento do sol ao longo da eclíptica não era uniforme. Isto mais tarde seria aprendido a ser o resultado da órbita elíptica da terra em torno do sol.no século V a. C., O filósofo grego Anaxágoras argumentou que o sol não era a “carruagem de hélio”, mas uma bola flamejante cuja luz era refletida pela lua., No 3 ° século A.C., Eratóstenes estimou que a distância entre a Terra e o sol no 4,080,000 estádios (755,000 km) ou 804,000,000 estádios (148 – 153 milhões de km, ou 0.99 – 1.02 AU), o último dos quais é correto dentro de poucos por cento. Ptolomeu mais tarde faria suas próprias estimativas, alegando que a distância era 1.210 vezes o raio da terra, ou aproximadamente 7,71 milhões de km (0,0515 UA).foi também durante o século III a. C. que o astrônomo grego Aristarco de Samos propôs a ideia de que o sol estava no centro do universo e os planetas o giravam., Este ponto de vista seria adotado mais tarde por Seleuco de Seleucia (ca. 190 AC-ca. 150 a. C.), e continua a ser articulado por astrônomos islâmicos e indianos durante a Idade Média.

a contribuição de estudiosos árabes e islâmicos incluem Al-Battani (858-929 CE), que descobriu que a direção do apogeu do sol (o ponto em que o sol parece estar se movendo mais lento contra as estrelas fixas) está sujeito a mudança. O astrônomo Egípcio Ibn Yunus (950 – 1009) observou mais de 10.000 entradas para a posição do sol por muitos anos usando um grande astrolábio.,a partir de uma observação de um trânsito de Vênus em 1032, o astrônomo persa e Polimata Ibn Sina (também conhecido como. Avicenna, ca.?980-1037) concluiu que Vênus está mais perto da terra do que o sol. Ibn Rushd, o astrônomo andaluz do século XII, também forneceu uma descrição das manchas solares no século XII. Observações de manchas solares foram registradas anteriormente durante a Dinastia Han (206 a. C.-220 d. C.) por astrônomos chineses, que mantiveram registros dessas observações por séculos.,o modelo matemático de Nicolaus Copérnico de um sistema heliocêntrico revolucionou a astronomia, e ajudou a inaugurar nossa compreensão moderna da importância do sol em nosso universo. Além de explicar discrepâncias observacionais nos movimentos dos planetas, o modelo heliocêntrico efetivamente colocou o sol no centro do universo conhecido.

o desenvolvimento do telescópio no início do século XVII também permitiu observações detalhadas do sol e planetas., Thomas Harriot, Galileu Galilei, Christoph Scheiner, e outros astrônomos foram capazes de fazer ilustrações precisas de suas posições na superfície do sol. Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer foram capazes de determinar a distância a Marte, e assim foram capazes de calcular a distância ao sol.em 1666, Isaac Newton tornou-se o primeiro cientista a observar a luz do sol usando um prisma, e mostrou que ela é feita de luz de muitas cores. Em 1800, William Herschel construiu sobre isso descobrindo radiação infravermelha usando uma série de termômetros e um prisma., Ao notar mudanças de temperatura além da parte vermelha do espectro solar, Ele determinou que havia também formas não-visíveis de luz.estudos do espectro de luz solar também levaram a avanços de estudos espectroscópicos no século XIX. Isso culminou com a descoberta e gravação de Joseph von Fraunhofer de mais de 600 linhas de absorção no espectro, as mais fortes das quais foram agrupadas e nomeadas “linhas Fraunhofer”, em homenagem ao seu fundador.,outra grande área de estudo durante o século XIX que teria um impacto na nossa compreensão do sol foi o desenvolvimento da termodinâmica. Um dos principais contribuintes foi William Thomson (também conhecido como. Lord Kelvin, 1824-1907), que sugeriu que o sol é um corpo líquido de resfriamento gradual que está irradiando uma reserva interna de calor.Kelvin e Hermann von Helmholtz também propuseram que o mecanismo de contração gravitacional era responsável pela saída de energia do sol., Eles também estimaram a idade do sol em 20 milhões de anos-o que estava em contraste com as estimativas geológicas que colocaram a idade da terra pelo menos 300 milhões de anos.

no entanto, não foi até o século XX que uma solução documentada para a saída de energia do sol foi oferecida. O primeiro veio de Ernest Rutherford (1871 – 1937), que sugeriu que a saída do sol era mantida por uma fonte interna de calor, e sugeriu que o decaimento radioativo era essa fonte., Mas seria Albert Einstein quem iria fornecer a pista essencial para a saída de energia do sol com sua equivalência massa-energia (E = mc2).em 1920, o astrônomo e físico britânico Sir Arthur Eddington propôs que as pressões e temperaturas no núcleo do sol poderiam produzir fusão nuclear em que átomos de hidrogênio se fundiriam em núcleos de hélio, resultando na produção de energia a partir da mudança líquida na massa., Isso seria mais tarde confirmado por numerosos estudos realizados por físicos, o que também levaria à conclusão de que a fusão do hidrogênio poderia criar todos os elementos conhecidos no universo.com o início da era espacial em meados do século XX, a oportunidade de observar o sol com sondas espaciais robóticas tornou-se possível pela primeira vez. As primeiras missões ao sol foram os satélites Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9 da NASA, que foram lançados entre 1959 e 1968., Estas sondas orbitaram o sol a uma distância semelhante à da terra, e fizeram as primeiras medições detalhadas do vento solar e do campo magnético solar.

na década de 1970, as sondas Helios 1 e 2 – uma colaboração EUA-Alemanha que estudou os ventos solares de dentro da órbita de mercúrio em periélio – forneceu aos cientistas novos dados significativos sobre o vento solar e a coroa solar. A estação espacial Skylab, que foi lançada pela NASA em 1973, também fez inúmeras descobertas usando o seu observatório solar – conhecido como Apollo Telescope Mount., Estes incluíram as primeiras observações de ejeções de massa coronal e de furos coronais, agora conhecidos por estarem intimamente associados com o vento solar.em 1980, a NASA lançou a missão Solar Maximum, uma nave espacial projetada para observar raios gama, raios-x e radiação UV de erupções solares durante um tempo de alta atividade solar. Infelizmente, uma falha elétrica fez com que a sonda ficasse em espera até que pudesse ser recuperada e reparada pelo ônibus espacial Challenger em 1984., A missão Solar Maximum adquiriu milhares de imagens da coroa solar antes de reentrar na atmosfera terrestre em junho de 1989.em 1991, a Japan Aerospace and Exploration Agency (JAXA) implantou o satélite Yohkoh (sunbeam), que observava erupções solares nos comprimentos de onda de raios-X. Até 2001, quando um eclipse anular fez com que perdesse seu bloqueio sobre o sol, observou um ciclo solar inteiro e que a corona era muito mais ativa em regiões longe da atividade de pico do que se pensava anteriormente.,lançado em 1995, o Observatório solar e Heliosférico conjunto ESA-NASA (SOHO) tornou-se uma das mais importantes missões solares da história. Situado no ponto Lagrangiano entre a terra e o sol, SOHO tem fornecido uma visão constante do sol em muitos comprimentos de onda desde o seu lançamento. Originalmente destinado a servir uma missão de dois anos, uma extensão da missão até 2012 foi aprovada em 2009, e uma missão de seguimento foi lançada em 2010-o Observatório da dinâmica Solar (SDO).,

todos estes satélites observaram o sol a partir do plano da eclíptica, e assim só têm observado suas regiões equatoriais em detalhes. A primeira tentativa de estudar o sol das regiões polares foi a sonda Ulysses, uma missão conjunta ESA-NASA que foi lançada em 1990. Uma vez que assumiu seu agendada órbita, a sonda começou a observar o vento solar e a intensidade do campo magnético no solar de alta latitudes, achando que de alta latitude vento solar movido mais lento do que o esperado (750 km/s), e que existem grandes ondas magnéticas emergentes de altas latitudes que galactic espalhados raios cósmicos.,em 2006, a missão do Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) foi lançada, que consistia em duas naves idênticas sendo lançadas em órbitas que as fazem (respectivamente) puxar mais à frente e cair gradualmente atrás da Terra. Isto permite imagens estereoscópicas do sol e fenômenos solares, tais como ejetões de massa coronal.muitas mais missões solares estão planejadas para os próximos anos e décadas. Estes incluem a Organização Indiana de Pesquisa Espacial (ISRO) também tem uma missão programada chamada Aditya, um satélite de 100 kg que está programado para lançamento em 2017-18., Seu principal instrumento será um coronagrafo para estudar a dinâmica da coroa Solar.

em 2017, A ESA planeja lançar o orbitador Solar, que estudará como o sol cria e controla sua heliosfera. A missão vai voar tão perto quanto 0,28 UA para capturar suas medidas. Em 2018, A NASA planeja lançar sua Sonda Solar Plus, que se aproximará do sol a uma distância de 8,5 raios solares para fazer medições diretas das partículas e da energia que emanam da coroa solar.,por último, há a missão Solar Sentinels da NASA, uma missão não programada que envolverá um grupo de seis naves espaciais-quatro estacionadas dentro das órbitas de Vênus e Mercúrio, uma atrás do sol e uma em órbita da Terra. Juntos, eles estudarão o sol durante o máximo solar, pesquisarão partículas energéticas, ejeções de massa coronal e choques interplanetários na heliosfera interna. Os dados serão usados para prever o tempo do espaço para futuras missões de voo espacial humano.o sol faz muito mais para nos proteger do que apenas fornecer calor., Ele também fornece toda a energia que permite reações químicas e metabolismo que começou o ciclo de vida aqui na Terra. A energia contínua que nos dá, combinada com a presença protetora da nossa atmosfera, assegura que este ciclo de vida continue.o sol também liberta raios potencialmente nocivos, ventos solares e material que nos matariam se não fosse o campo magnético da Terra. No entanto, os ventos solares realizam o material carregado até a borda do sistema Solar, onde forma um campo magnético que, por sua vez, impede que outros materiais interplanetários entrem., Sem esta barreira (a heliopausa), o sistema Solar seria esmagado por raios cósmicos.neste sentido, a terra está idealmente situada para beneficiar da presença do sol. Nós não estamos muito perto ,nem muito longe para ser muito quente (como Vênus) ou muito frio (como Marte). Também estamos seguros no conhecimento de que quando o sol se expandir para o ponto em que a vida não mais existirá na terra, ou estaremos muito longe, ou teremos evoluído para além do ponto em que vivemos em apenas um planeta.