b'\n_START_ARTICLE_\nSol\n_START_SECTION_\nEstrutura solar\n_START_PARAGRAPH_\nO Sol, tal como outras estrelas, \xc3\xa9 uma esfera de plasma que se encontra em equil\xc3\xadbrio hidrost\xc3\xa1tico entre as duas for\xc3\xa7as principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao n\xc3\xbacleo solar, estas for\xc3\xa7as s\xc3\xa3o as exercidas pela press\xc3\xa3o termodin\xc3\xa2mica, produzida pelas altas temperaturas internas. No sentido do n\xc3\xbacleo solar, atua a for\xc3\xa7a gravitacional. O Sol \xc3\xa9 uma estrela da sequ\xc3\xaancia principal que cont\xc3\xa9m cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. \xc3\x89 uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milion\xc3\xa9simos, o que significa que seu di\xc3\xa2metro polar difere de seu di\xc3\xa2metro equatorial por apenas 10\xc2\xa0km. Como o Sol \xc3\xa9 uma esfera de plasma, e n\xc3\xa3o \xc3\xa9 s\xc3\xb3lido, gira mais r\xc3\xa1pido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus polos. Por\xc3\xa9m, devido \xc3\xa0 constante mudan\xc3\xa7a do ponto de observa\xc3\xa7\xc3\xa3o da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rota\xc3\xa7\xc3\xa3o aparente do Sol \xc3\xa9 de 28 dias. O efeito centr\xc3\xadfuga desta lenta rota\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 18 milh\xc3\xb5es de vezes mais fraco do que a gravidade na superf\xc3\xadcie do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas for\xc3\xa7as de mar\xc3\xa9 dos planetas s\xc3\xa3o ainda mais insignificantes. O Sol \xc3\xa9 uma estrela da popula\xc3\xa7\xc3\xa3o I, rico em elementos pesados. O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explos\xc3\xa3o de uma ou mais supernovas. Evid\xc3\xaancias incluem a abund\xc3\xa2ncia de metais pesados (tais como ouro e ur\xc3\xa2nio) no Sistema Solar levando em conta a presen\xc3\xa7a minorit\xc3\xa1ria destes elementos nas estrelas de popula\xc3\xa7\xc3\xa3o II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por rea\xc3\xa7\xc3\xb5es nucleares que ocorreram em uma supernova antiga, ou via transmuta\xc3\xa7\xc3\xa3o nuclear via captura de n\xc3\xaautrons durante uma estrela de grande massa de segunda gera\xc3\xa7\xc3\xa3o._NEWLINE_O Sol n\xc3\xa3o possui uma superf\xc3\xadcie definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente \xc3\xa0 medida que se vai afastando do centro. Mesmo assim, seu interior \xc3\xa9 bem definido. O raio do Sol \xc3\xa9 medido do centro solar at\xc3\xa9 o limite da fotosfera. Esta \xc3\xbaltima \xc3\xa9 simplesmente uma camada acima do qual gases s\xc3\xa3o frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superf\xc3\xadcie mais facilmente identific\xc3\xa1vel a olho nu._NEWLINE_O interior solar possui tr\xc3\xaas regi\xc3\xb5es diferentes: o n\xc3\xbacleo, onde se produzem as rea\xc3\xa7\xc3\xb5es nucleares que transformam a massa em energia atrav\xc3\xa9s da fus\xc3\xa3o nuclear, a zona radiativa e a zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o. O interior do Sol n\xc3\xa3o \xc3\xa9 diretamente observ\xc3\xa1vel, j\xc3\xa1 que a radia\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo \xc3\xa9 opaco \xc3\xa0 radia\xc3\xa7\xc3\xa3o electromagn\xc3\xa9tica. Por\xc3\xa9m, da mesma maneira que a sismologia utiliza ondas geradas por terremotos para revelar o interior da Terra, a heliosismologia utiliza ondas de press\xc3\xa3o (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar. Modelos de computador tamb\xc3\xa9m s\xc3\xa3o utilizados como instrumentos te\xc3\xb3ricos para investigar camadas mais profundas do Sol.\n_START_SECTION_\nN\xc3\xbacleo\n_START_PARAGRAPH_\nAcredita-se que o n\xc3\xbacleo do Sol estende-se do centro solar at\xc3\xa9 0,2 a 0,25 raios solares. O centro do Sol possui uma densidade de at\xc3\xa9 150 g/cm\xc2\xb3, 150 vezes a densidade da \xc3\xa1gua na Terra, e uma temperatura de cerca de 13\xc2\xa0600\xc2\xa0000 K. An\xc3\xa1lises recentes da miss\xc3\xa3o SOHO indicam que a rota\xc3\xa7\xc3\xa3o do n\xc3\xbacleo solar \xc3\xa9 mais r\xc3\xa1pida que a do restante da zona de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o. Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol \xc3\xa9 gerada por fus\xc3\xa3o nuclear via cadeia pr\xc3\xb3ton-pr\xc3\xb3ton, convertendo hidrog\xc3\xaanio em h\xc3\xa9lio. Menos de 2% do h\xc3\xa9lio gerado no Sol prov\xc3\xa9m do ciclo CNO. O n\xc3\xbacleo solar \xc3\xa9 a \xc3\xbanica parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fus\xc3\xa3o. O restante do Sol \xc3\xa9 aquecido pela energia transferida do n\xc3\xbacleo para as regi\xc3\xb5es externas. Toda a energia produzida pela fus\xc3\xa3o precisa passar por v\xc3\xa1rias camadas at\xc3\xa9 a fotosfera antes de escapar para o espa\xc3\xa7o como luz solar ou energia cin\xc3\xa9tica de part\xc3\xadculas.\n_START_SECTION_\nZona de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o\n_START_PARAGRAPH_\nEntre 0,25 e 0,7 raio solar de dist\xc3\xa2ncia do centro do Sol, o material solar \xc3\xa9 quente e denso o suficiente para permitir a transfer\xc3\xaancia de calor do centro para fora via radia\xc3\xa7\xc3\xa3o t\xc3\xa9rmica. Convec\xc3\xa7\xc3\xa3o t\xc3\xa9rmica n\xc3\xa3o ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta regi\xc3\xa3o cair \xc3\xa0 medida que a dist\xc3\xa2ncia ao centro solar aumenta (de 7\xc2\xa0000\xc2\xa0000 K para 2\xc2\xa0000\xc2\xa0000 K), o gradiente de temperatura \xc3\xa9 menor do que o gradiente adiab\xc3\xa1tico, n\xc3\xa3o permitindo a ocorr\xc3\xaancia de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o. Calor \xc3\xa9 transmitido por radia\xc3\xa7\xc3\xa3o \xe2\x80\x94 \xc3\xadons de hidrog\xc3\xaanio e h\xc3\xa9lio emitem f\xc3\xb3tons, que viajam apenas uma pequena dist\xc3\xa2ncia antes de serem reabsorvidos por outros \xc3\xadons. A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm\xc2\xb3 para 0,2 g/cm\xc2\xb3) do interior para o exterior da zona de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o._NEWLINE_Entre a zona de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o e a zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o existe uma camada de transi\xc3\xa7\xc3\xa3o chamada de tacoclina. Esta \xc3\xa9 uma regi\xc3\xa3o onde a mudan\xc3\xa7a s\xc3\xbabita de condi\xc3\xa7\xc3\xb5es entre a rota\xc3\xa7\xc3\xa3o uniforme da zona radiativa e a rota\xc3\xa7\xc3\xa3o diferencial da zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o resulta em grande tens\xc3\xa3o de cisalhamento \xe2\x80\x94 uma condi\xc3\xa7\xc3\xa3o onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras. A mo\xc3\xa7\xc3\xa3o do fluido na zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o gradualmente desaparece do topo do tacoclina at\xc3\xa9 a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas caracter\xc3\xadsticas calmas da zona de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o. Acredita-se que um d\xc3\xadnamo magn\xc3\xa9tico dentro desta camada gera o campo magn\xc3\xa9tico solar.\n_START_SECTION_\nZona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o\n_START_PARAGRAPH_\nA zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 a camada externa do Sol, que ocupa a regi\xc3\xa3o entre 0,7 raios solares do centro (200\xc2\xa0000 km abaixo da superf\xc3\xadcie solar) at\xc3\xa9 a superf\xc3\xadcie. Nesta regi\xc3\xa3o, o plasma solar n\xc3\xa3o \xc3\xa9 denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radia\xc3\xa7\xc3\xa3o \xe2\x80\x94 em outras palavras, n\xc3\xa3o \xc3\xa9 opaco o suficiente. Como resultado, convec\xc3\xa7\xc3\xa3o t\xc3\xa9rmica ocorre na medida em que colunas t\xc3\xa9rmicas carregam material quente para a superf\xc3\xadcie solar. Quando a temperatura deste material cai na superf\xc3\xadcie, o material cai na dire\xc3\xa7\xc3\xa3o da base da zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o, onde recebe calor do topo da zona de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o, recome\xc3\xa7ando o ciclo novamente. Na superf\xc3\xadcie solar, a temperatura cai para 5\xc2\xa0700 K, e a densidade, para 0,2\xc2\xa0g/m\xc2\xb3 (cerca de 1/10\xc2\xa0000 da densidade do ar ao n\xc3\xadvel do mar)._NEWLINE_As colunas t\xc3\xa9rmicas na zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o formam caracter\xc3\xadsticas f\xc3\xadsicas na superf\xc3\xadcie do Sol, na forma de gr\xc3\xa2nulos solares e supergranula\xc3\xa7\xc3\xa3o. Tais gr\xc3\xa2nulos s\xc3\xa3o os topos de c\xc3\xa9lulas de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o, estas possuindo cerca de 1\xc2\xa0000 km de di\xc3\xa2metro._NEWLINE_A convec\xc3\xa7\xc3\xa3o turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno d\xc3\xadnamo magn\xc3\xa9tico que produz p\xc3\xb3los norte e sul magn\xc3\xa9ticos em toda a superf\xc3\xadcie do Sol. As colunas t\xc3\xa9rmicas s\xc3\xa3o c\xc3\xa9lulas de B\xc3\xa9nard, e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.\n_START_SECTION_\nFotosfera\n_START_PARAGRAPH_\nA superf\xc3\xadcie vis\xc3\xadvel do Sol, a fotosfera, \xc3\xa9 a camada sob a qual o Sol torna-se completamente opaco \xc3\xa0 luz vis\xc3\xadvel. Visto que as camadas superiores \xc3\xa0 fotosfera tamb\xc3\xa9m n\xc3\xa3o s\xc3\xa3o opacas \xc3\xa0 luz vis\xc3\xadvel, a fotosfera \xc3\xa9 regi\xc3\xa3o mais funda do sol que pode ser observada. Nesta, e acima desta camada, luz vis\xc3\xadvel \xc3\xa9 livre para propagar-se para o espa\xc3\xa7o, escapando do Sol totalmente. A mudan\xc3\xa7a de opacidade acontece com a diminui\xc3\xa7\xc3\xa3o da abund\xc3\xa2ncia de \xc3\xadons de hidrog\xc3\xaanio (H\xe2\x81\xbb), que absorvem luz vis\xc3\xadvel facilmente. A luz vis\xc3\xadvel \xc3\xa9 produzida por el\xc3\xa9ctrons que reagem com \xc3\xa1tomos de hidrog\xc3\xaanio, produzindo \xc3\xadons H\xe2\x81\xbb._NEWLINE_Estima-se que a espessura da fotosfera me\xc3\xa7a algo entre dezenas a centenas de quil\xc3\xb4metros, sendo um pouco menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. Devido ao fato de que a parte superior da fotosfera \xc3\xa9 mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, fen\xc3\xb4meno conhecido como escurecimento de bordo. O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura m\xc3\xa9dia de 5\xc2\xa0775 K (ou 5\xc2\xa0502 \xc2\xb0C), misturada com linhas de absor\xc3\xa7\xc3\xa3o at\xc3\xb4micas das camadas t\xc3\xaanuas acima da fotosfera. A densidade de part\xc3\xadculas da fotosfera \xc3\xa9 de ~10\xc2\xb2\xc2\xb3\xc2\xa0m\xe2\x81\xbb\xc2\xb3, aproximadamente 1% da densidade de part\xc3\xadculas da atmosfera terrestre ao n\xc3\xadvel do mar. Nesta temperatura, a emiss\xc3\xa3o de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca, que aparenta ser amarela no c\xc3\xa9u terrestre devido \xc3\xa0 dispers\xc3\xa3o da luz na atmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de onda azul. A mesma dispers\xc3\xa3o causa a cor azul caracter\xc3\xadstica do c\xc3\xa9u terrestre._NEWLINE_Durante os primeiros estudos do espectro \xc3\xb3ptico da fotosfera, algumas linhas de absor\xc3\xa7\xc3\xa3o encontradas n\xc3\xa3o correspondiam a nenhum elemento qu\xc3\xadmico encontrado na Terra. Em 1868, Norman Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento qu\xc3\xadmico n\xc3\xa3o descoberto, que Lockyer chamou de "h\xc3\xa9lio", em refer\xc3\xaancia ao Deus grego H\xc3\xa9lio. O H\xc3\xa9lio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde.\n_START_SECTION_\nAtmosfera\n_START_PARAGRAPH_\nAs camadas superiores \xc3\xa0 fotosfera s\xc3\xa3o chamadas coletivamente de atmosfera solar. Estas camadas podem ser vistas com telesc\xc3\xb3pios operando em todo o espectro eletromagn\xc3\xa9tico do r\xc3\xa1dio, passando desde a luz vis\xc3\xadvel at\xc3\xa9 os raios gamas. S\xc3\xa3o compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura m\xc3\xadnima" (cromosfera), a regi\xc3\xa3o de transi\xc3\xa7\xc3\xa3o solar (coroa solar) e a heliosfera. A heliosfera, que pode ser considerado a regi\xc3\xa3o exterior t\xc3\xaanue da atmosfera solar, estende-se al\xc3\xa9m da \xc3\xb3rbita de Plut\xc3\xa3o, at\xc3\xa9 a heliopausa, onde forma uma onda de choque com o meio interestelar. A cromosfera e a coroa s\xc3\xa3o muito mais quentes do que a superf\xc3\xadcie do Sol. N\xc3\xa3o se sabe com exatid\xc3\xa3o porque isto acontece; evid\xc3\xaancias indicam que ondas de Alfv\xc3\xa9n podem ter energia suficiente para aquecer a coroa._NEWLINE_A camada mais fria do Sol \xc3\xa9 a regi\xc3\xa3o de temperatura m\xc3\xadnima, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4\xc2\xa0100 K. Esta parte do Sol \xc3\xa9 fria o suficiente para suportar mol\xc3\xa9culas simples como mon\xc3\xb3xido de carbono e \xc3\xa1gua, estas que podem ser detectadas por seus espectros de absor\xc3\xa7\xc3\xa3o._NEWLINE_Acima da camada de temperatura m\xc3\xadnima localiza-se a cromosfera, camada que possui cerca de 2\xc2\xa0000 km de espessura e \xc3\xa9 dominada por espectros de emiss\xc3\xb5es e linhas de absor\xc3\xa7\xc3\xa3o. O nome desta camada prov\xc3\xa9m do grego "chroma", que significa "cor", porque a cromosfera \xc3\xa9 vis\xc3\xadvel como um flash colorido no in\xc3\xadcio e fim de um eclipse total do Sol. A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a at\xc3\xa9 20\xc2\xa0000 K no topo. No topo da cromosfera, h\xc3\xa9lio torna-se parcialmente ionizado._NEWLINE_Acima da cromosfera localiza-se a zona de transi\xc3\xa7\xc3\xa3o solar, uma camada fina com cerca de 200\xc2\xa0km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de 20\xc2\xa0000 K para n\xc3\xadveis pr\xc3\xb3ximos a 1\xc2\xa0000\xc2\xa0000 K. O aumento r\xc3\xa1pido da temperatura \xc3\xa9 facilitado pela ioniza\xc3\xa7\xc3\xa3o completa do h\xc3\xa9lio na regi\xc3\xa3o de transi\xc3\xa7\xc3\xa3o, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma. A regi\xc3\xa3o de transi\xc3\xa7\xc3\xa3o n\xc3\xa3o ocorre em uma altitude bem definida. Ao inv\xc3\xa9s disso, forma um tipo de halo em torno de caracter\xc3\xadsticas da cromosfera, tais como esp\xc3\xadculas e filamentos solares, possuindo uma mo\xc3\xa7\xc3\xa3o constante e ca\xc3\xb3tica. A regi\xc3\xa3o de transi\xc3\xa7\xc3\xa3o n\xc3\xa3o \xc3\xa9 facilmente vis\xc3\xadvel da superf\xc3\xadcie da Terra, mas \xc3\xa9 facilmente observ\xc3\xa1vel do espa\xc3\xa7o por instrumentos sens\xc3\xadveis ao extremo ultravioleta do espectro eletromagn\xc3\xa9tico._NEWLINE_A coroa solar \xc3\xa9 a atmosfera estendida externa do Sol, que \xc3\xa9 muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espa\xc3\xa7o, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar. A base da coroa, que localiza-se muito pr\xc3\xb3xima da superf\xc3\xadcie solar, possui uma densidade de part\xc3\xadculas muito baixa, cerca de 10\xc2\xb9\xe2\x81\xb5\xe2\x80\x9310\xc2\xb9\xe2\x81\xb6\xc2\xa0m\xe2\x81\xbb\xc2\xb3 na base, diminuindo com a altitude. A temperatura m\xc3\xa9dia da coroa e do vento solar varia entre um milh\xc3\xa3o e dois milh\xc3\xb5es de kelvins. A temperatura nas regi\xc3\xb5es mais quentes alcan\xc3\xa7a 8 a 20 milh\xc3\xb5es de Kelvins. Atualmente, n\xc3\xa3o existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da f\xc3\xadsica solar. Por\xc3\xa9m, sabe-se que parte do calor prov\xc3\xa9m de reconex\xc3\xa3o magn\xc3\xa9tica._NEWLINE_A heliosfera, que \xc3\xa9 a cavidade em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), at\xc3\xa9 o limite do Sistema Solar. Seu limite interior \xc3\xa9 definido como a camada onde o vento solar torna-se "superalfv\xc3\xa9nico" \xe2\x80\x94 isto \xc3\xa9, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade das ondas de Alfv\xc3\xa9n. Turbul\xc3\xaancia e for\xc3\xa7as din\xc3\xa2micas fora deste limite n\xc3\xa3o podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informa\xc3\xa7\xc3\xa3o pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfv\xc3\xa9n. O vento solar continuamente sopra em dire\xc3\xa7\xc3\xa3o ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material atrav\xc3\xa9s do Sistema Solar, at\xc3\xa9 encontrar a heliopausa, a mais de 50 UA do Sol. A mo\xc3\xa7\xc3\xa3o do vento solar faz com que o campo magn\xc3\xa9tico solar adquira um formato de espiral. Em dezembro de 2004, a sonda espacial Voyager 1 passou por uma regi\xc3\xa3o de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyagers registraram um aumento no n\xc3\xbamero de part\xc3\xadculas energ\xc3\xa9ticas \xc3\xa0 medida que elas se aproximaram do limite.\n_START_SECTION_\nComposi\xc3\xa7\xc3\xa3o qu\xc3\xadmica\n_START_PARAGRAPH_\nO Sol \xc3\xa9 composto primariamente dos elementos qu\xc3\xadmicos hidrog\xc3\xaanio e h\xc3\xa9lio; estes comp\xc3\xb5em 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera. Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente de metais na astronomia, comp\xc3\xb5em menos de 2% da massa solar. Os elementos qu\xc3\xadmicos mais abundantes s\xc3\xa3o oxig\xc3\xaanio (compondo cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), n\xc3\xa9on (0,2%), e ferro (0,2%)._NEWLINE_O Sol herdou sua composi\xc3\xa7\xc3\xa3o qu\xc3\xadmica do meio interestelar do qual foi formado: o hidrog\xc3\xaanio e o h\xc3\xa9lio foram produzidos na nucleoss\xc3\xadntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos por nucleoss\xc3\xadntese estelar em gera\xc3\xa7\xc3\xb5es de estrelas que completaram sua evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar, e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da forma\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol. A composi\xc3\xa7\xc3\xa3o qu\xc3\xadmica da fotosfera \xc3\xa9 normalmente considerada representativa da composi\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sistema Solar primordial. Por\xc3\xa9m, desde que o Sol foi formado, o h\xc3\xa9lio e os metais presentes nas camadas externas gradualmente afundaram em dire\xc3\xa7\xc3\xa3o ao centro. Portanto, a fotosfera presentemente cont\xc3\xa9m um pouco menos de h\xc3\xa9lio e apenas 84% dos metais que o Sol protoestrelar tinha; este era composto de 71,1% hidrog\xc3\xaanio, 27,4% h\xc3\xa9lio, e 1,5% metais, em massa._NEWLINE_Fus\xc3\xa3o nuclear no n\xc3\xbacleo do Sol modificou a composi\xc3\xa7\xc3\xa3o qu\xc3\xadmica do interior solar. Atualmente, o n\xc3\xbacleo do Sol \xc3\xa9 composto em 60% por h\xc3\xa9lio, com a abund\xc3\xa2ncia de metais n\xc3\xa3o modificados. Visto que o interior do Sol \xc3\xa9 radiativo e n\xc3\xa3o convectivo, o h\xc3\xa9lio e outros produtos gerados pela fus\xc3\xa3o nuclear n\xc3\xa3o subiram para camadas superiores._NEWLINE_As abund\xc3\xa2ncias dos metais descritas acima s\xc3\xa3o tipicamente medidas utilizando espectroscopia da fotosfera do Sol, e de medidas da abund\xc3\xa2ncia destes metais em meteoritos que nunca foram aquecidos a temperaturas acima do ponto de fus\xc3\xa3o. Acredita-se que estes meteoritos retenham a composi\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol protoestelar, e portanto, n\xc3\xa3o sejam afetados pelo afundamento dos elementos mais pesados.\n_START_SECTION_\nElementos ionizados do grupo 8\n_START_PARAGRAPH_\nDurante a d\xc3\xa9cada de 1970, extensiva pesquisa foi realizada sobre as abund\xc3\xa2ncias dos elementos do grupo 8 no Sol. Apesar disso, a determina\xc3\xa7\xc3\xa3o da abund\xc3\xa2ncia de certos elementos tais como cobalto e mangan\xc3\xaas fora dif\xc3\xadcil at\xc3\xa9 1978 por causa de suas estruturas hiper-finas._NEWLINE_A for\xc3\xa7a vibracional de todos os elementos ionizados do grupo 8 foi produzida pela primeira vez durante a d\xc3\xa9cada de 1960, e melhorias nas for\xc3\xa7as de oscilamento foram produzidas em 1976. Em 1978, as abund\xc3\xa2ncias de elementos ionizados do grupo 8 foram produzidas.\n_START_SECTION_\nRela\xc3\xa7\xc3\xa3o entre massa fracionada do Sol e dos planetas\n_START_PARAGRAPH_\nV\xc3\xa1rios autores consideraram a exist\xc3\xaancia de uma rela\xc3\xa7\xc3\xa3o de massa fracionada entre as composi\xc3\xa7\xc3\xb5es isot\xc3\xb3picas dos gases nobres do Sol e dos planetas, tais como n\xc3\xa9on e x\xc3\xa9non. Acreditava-se que todo o Sol possu\xc3\xada a mesma composi\xc3\xa7\xc3\xa3o da atmosfera solar, ao menos at\xc3\xa9 1983._NEWLINE_Em 1983, uma nova teoria argumentando que o fracionamento do Sol \xc3\xa9 o que causa a rela\xc3\xa7\xc3\xa3o entre as composi\xc3\xa7\xc3\xb5es isot\xc3\xb3picas dos gases nobres dos planetas e do vento solar.\n_START_SECTION_\nCampo magn\xc3\xa9tico\n_START_PARAGRAPH_\nO Sol \xc3\xa9 uma estrela magneticamente ativa, suportando um forte campo magn\xc3\xa9tico, cujas condi\xc3\xa7\xc3\xb5es mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo-se em dire\xc3\xa7\xc3\xa3o aproximadamente a cada 11 anos, em torno do m\xc3\xa1ximo solar. O campo magn\xc3\xa9tico do Sol gera v\xc3\xa1rios efeitos que s\xc3\xa3o chamados coletivamente de atividade solar. Estes incluem as manchas solares na superf\xc3\xadcie do Sol, as erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares e as varia\xc3\xa7\xc3\xb5es no vento solar. Efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras em m\xc3\xa9dias a altas latitudes, a disrup\xc3\xa7\xc3\xa3o de comunica\xc3\xa7\xc3\xa3o de r\xc3\xa1dio e pot\xc3\xaancia el\xc3\xa9trica. Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel na forma\xc3\xa7\xc3\xa3o e evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sistema Solar. A atividade solar constantemente muda a estrutura da ionosfera terrestre._NEWLINE_Toda a mat\xc3\xa9ria no Sol est\xc3\xa1 presente na forma de g\xc3\xa1s e plasma, devido \xc3\xa0 sua alta temperatura. Isto torna poss\xc3\xadvel rota\xc3\xa7\xc3\xa3o diferencial, com o Sol girando mais r\xc3\xa1pido no seu equador (onde o per\xc3\xadodo de rota\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 de 25 dias) do que em latitudes mais altas (com o per\xc3\xadodo de rota\xc3\xa7\xc3\xa3o solar sendo de 35 dias nos p\xc3\xb3los solares). A rota\xc3\xa7\xc3\xa3o diferencial do Sol faz com que as linhas do campo magn\xc3\xa9tico entortem com o tempo, provocando a erup\xc3\xa7\xc3\xa3o de an\xc3\xa9is coronais em sua superf\xc3\xadcie, a forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de manchas solares e de proemin\xc3\xaancias solares, via reconex\xc3\xa3o magn\xc3\xa9tica. Este entortamento gera o d\xc3\xadnamo solar e o ciclo solar de atividade magn\xc3\xa9tica, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magn\xc3\xa9tico solar reverte-se a cada 11 anos._NEWLINE_O campo magn\xc3\xa9tico solar estende-se bem al\xc3\xa9m do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magn\xc3\xa9tico solar no espa\xc3\xa7o, formando o campo magn\xc3\xa9tico interplanet\xc3\xa1rio. Visto que o plasma pode se mover apenas nas linhas do campo magn\xc3\xa9tico, as linhas do campo magn\xc3\xa9tico interplanet\xc3\xa1rio inicialmente esticam-se radialmente do Sol. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe pois campos acima e abaixo do equador solar possuem polaridades diferentes. Esta camada \xc3\xa9 chamada de corrente heliosf\xc3\xa9rica difusa. \xc3\x80 medida que a dist\xc3\xa2ncia do Sol aumenta, a rota\xc3\xa7\xc3\xa3o solar entorta as linhas do campo magn\xc3\xa9tico e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a uma espiral de Arquimedes, chamada de espiral de Parker. O campo magn\xc3\xa9tico interplanet\xc3\xa1rio \xc3\xa9 muito mais forte do que o componente dipolar do campo magn\xc3\xa9tico solar. Enquanto que a \xc3\xbaltima possui 50 a 400 T na fotosfera, reduzindo com o cubo da dist\xc3\xa2ncia para 0,1 T na \xc3\xb3rbita terrestre, o campo magn\xc3\xa9tico interplanet\xc3\xa1rio na \xc3\xb3rbita terrestre \xc3\xa9 100 vezes maior, com cerca de 5 T.\n_START_SECTION_\nManchas solares\n_START_PARAGRAPH_\nQuando o Sol \xc3\xa9 observado com os filtros apropriados, as caracter\xc3\xadsticas mais imediatamente vis\xc3\xadveis s\xc3\xa3o geralmente suas manchas, \xc3\xa1reas bem definidas na superf\xc3\xadcie solar que aparentam ser mais escuras do que a regi\xc3\xa3o ao seu redor pelo fato de possu\xc3\xadrem temperaturas mais baixas. Manchas solares s\xc3\xa3o regi\xc3\xb5es de intensa atividade magn\xc3\xa9tica onde convec\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 inibida por fortes campos magn\xc3\xa9ticos, reduzindo transporte de energia do interior quente do Sol, fazendo que estas regi\xc3\xb5es possuam uma temperatura mais baixa do que ao redor. O campo magn\xc3\xa9tico gera intenso aquecimento da coroa solar, formando regi\xc3\xb5es ativas que s\xc3\xa3o as fontes de erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares e eje\xc3\xa7\xc3\xa3o de massa coronal. As maiores manchas solares podem possuir dezenas de quil\xc3\xb4metros de di\xc3\xa2metro._NEWLINE_O n\xc3\xbamero de manchas solares vis\xc3\xadveis no Sol n\xc3\xa3o \xc3\xa9 constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos chamado de ciclo solar. No in\xc3\xadcio do ciclo solar (no chamado per\xc3\xadodo de atividade m\xc3\xadnima), poucas manchas s\xc3\xa3o vis\xc3\xadveis, e por vezes nenhuma \xc3\xa9 vista. Estas que aparecem est\xc3\xa3o em altas latitudes solares. \xc3\x80 medida que o ciclo solar continua, o n\xc3\xbamero de manchas aumenta, e as manchas movem-se em dire\xc3\xa7\xc3\xa3o ao equador solar, um fen\xc3\xb4meno descrito pela lei de Sp\xc3\xb6rer. Manchas solares geralmente ocorrem em pares, de polaridades opostas. A polaridade magn\xc3\xa9tica dos pares alternam-se a cada ciclo solar (relativo \xc3\xa0 posi\xc3\xa7\xc3\xa3o do par), tendo um p\xc3\xb3lo magn\xc3\xa9tico norte em um ciclo e sul no pr\xc3\xb3ximo (e vice-versa na outra mancha)._NEWLINE_O ciclo solar possui grande influ\xc3\xaancia na meteorologia do espa\xc3\xa7o, e influencia significantemente o clima na Terra, visto que a luminosidade solar est\xc3\xa1 diretamente relacionada \xc3\xa0 atividade magn\xc3\xa9tica do Sol. Quando o Sol est\xc3\xa1 no per\xc3\xadodo de atividade m\xc3\xadnima, costuma-se registrar temperaturas m\xc3\xa9dias mais baixas do que o normal na Terra. Por outro lado, temperaturas m\xc3\xa9dias mais altas do que o normal est\xc3\xa3o correlacionadas com ciclos solares mais longos que o geral. No s\xc3\xa9culo XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por v\xc3\xa1rias d\xc3\xa9cadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este per\xc3\xadodo. A Europa experienciou temperaturas muito baixas durante este s\xc3\xa9culo, fen\xc3\xb4meno que foi denominado m\xc3\xadnimo de Maunder ou Pequena Idade do Gelo. Per\xc3\xadodos estendidos de atividade m\xc3\xadnima mais antigos foram descobertos atrav\xc3\xa9s da an\xc3\xa1lise de an\xc3\xa9is de \xc3\xa1rvores, tamb\xc3\xa9m aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal._NEWLINE_Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibra\xc3\xa7\xc3\xb5es solares", cuja freq\xc3\xbc\xc3\xaancia cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erup\xc3\xa7\xc3\xb5es. A cada 22 anos existe a manifesta\xc3\xa7\xc3\xa3o do chamado hemisf\xc3\xa9rio dominador, al\xc3\xa9m da movimenta\xc3\xa7\xc3\xa3o das estruturas magn\xc3\xa9ticas em dire\xc3\xa7\xc3\xa3o aos p\xc3\xb3los, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagn\xc3\xa9tica da Terra e da oscila\xc3\xa7\xc3\xa3o da temperatura do plasma ionosf\xc3\xa9rico na estratosfera da atmosfera terrestre.\n_START_SECTION_\nPoss\xc3\xadvel ciclo a longo termo\n_START_PARAGRAPH_\nUma teoria recente argumenta que instabilidades magn\xc3\xa9ticas existentes no n\xc3\xbacleo do Sol causariam flutua\xc3\xa7\xc3\xb5es com per\xc3\xadodos de 41\xc2\xa0000 ou 100\xc2\xa0000 anos. Isto poderia explicar melhor as idades do gelo do que os ciclos de Milankovitch.\n_START_SECTION_\nEvolu\xc3\xa7\xc3\xa3o\n_START_PARAGRAPH_\nO Sol formou-se cerca de 4,57 bilh\xc3\xb5es (4,567 mil milh\xc3\xb5es) de anos atr\xc3\xa1s quando uma nuvem molecular entrou em colapso. Evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar \xc3\xa9 medida em duas maneiras: atrav\xc3\xa9s da presente idade da sequ\xc3\xaancia principal do Sol, que \xc3\xa9 determinada atrav\xc3\xa9s de modelagens computacionais de evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar; e nucleocosmocronologia. A idade medida atrav\xc3\xa9s destes procedimentos est\xc3\xa1 de acordo com a idade radiom\xc3\xa9trica do material mais antigo encontrado no Sistema Solar, que possui 4,567 bilh\xc3\xb5es (4,567 mil milh\xc3\xb5es) de anos._NEWLINE_O Sol est\xc3\xa1 aproximadamente na metade da sequ\xc3\xaancia principal, per\xc3\xadodo onde o qual fus\xc3\xa3o nuclear fusiona hidrog\xc3\xaanio em h\xc3\xa9lio. A cada segundo, mais de 4 milh\xc3\xb5es de toneladas de mat\xc3\xa9ria s\xc3\xa3o convertidas em energia dentro do centro solar, produzindo neutrinos e radia\xc3\xa7\xc3\xa3o solar. Nesta velocidade, o Sol converteu cerca de 100 massas terrestres de massa em energia, desde sua forma\xc3\xa7\xc3\xa3o at\xc3\xa9 o presente. O Sol ficar\xc3\xa1 na sequ\xc3\xaancia principal por cerca de 10 bilh\xc3\xb5es (10 mil milh\xc3\xb5es) de anos._NEWLINE_Em cerca de 5 bilh\xc3\xb5es (5 mil milh\xc3\xb5es) de anos, o hidrog\xc3\xaanio no n\xc3\xbacleo solar esgotar\xc3\xa1. Quando isto ocorrer, o Sol entrar\xc3\xa1 em contra\xc3\xa7\xc3\xa3o devido \xc3\xa0 sua pr\xc3\xb3pria gravidade, elevando a temperatura do n\xc3\xbacleo solar at\xc3\xa9 100 milh\xc3\xb5es de kelvins, suficiente para iniciar a fus\xc3\xa3o nuclear do h\xc3\xa9lio, produzindo carbono, entrando na fase do ramo gigante assimpt\xc3\xb3tico._NEWLINE_O destino da Terra \xc3\xa9 prec\xc3\xa1rio. Como uma gigante vermelha, o Sol ter\xc3\xa1 um raio m\xc3\xa1ximo maior de 250 UA, maior do que a \xc3\xb3rbita atual da Terra. Por\xc3\xa9m, quando o Sol tornar-se uma gigante vermelha, a estrela ter\xc3\xa1 perdido cerca de 30% de sua massa atual, devido \xc3\xa0 massa perdida no vento solar, com os planetas afastando-se gradualmente do Sol, \xc3\xa0 medida que o Sol perde massa. Este fator por si mesmo provavelmente seria o suficiente para permitir que a Terra n\xc3\xa3o fosse engolida pelo Sol, visto que a Terra afastar-se-ia o suficiente da estrela, mas pesquisas recentes mostram que a Terra ser\xc3\xa1 engolida pelo Sol devido \xc3\xa0 for\xc3\xa7as de mar\xc3\xa9._NEWLINE_Mesmo que a Terra n\xc3\xa3o seja incinerada pelo Sol, a \xc3\xa1gua do planeta evaporar\xc3\xa1, e a maior parte de sua atmosfera escapar\xc3\xa1 para o espa\xc3\xa7o. De fato, o Sol gradualmente torna-se mais brilhante com o passar do tempo, mesmo na sequ\xc3\xaancia principal (10% a cada 1\xc2\xa0000\xc2\xa0000\xc2\xa0000 anos), com sua temperatura de superf\xc3\xadcie gradualmente aumentando com o tempo. O Sol foi no passado menos brilhante, sendo que no in\xc3\xadcio possu\xc3\xada 75% da luminosidade atual, uma poss\xc3\xadvel raz\xc3\xa3o pela qual vida em terra firme somente existiu nos \xc3\xbaltimos 1\xc2\xa0000\xc2\xa0000\xc2\xa0000 anos. Em outros 1\xc2\xa0000\xc2\xa0000\xc2\xa0000 anos, o aumento da temperatura far\xc3\xa1 com que a superf\xc3\xadcie da Terra torne-se quente demais para possibilitar a exist\xc3\xaancia de \xc3\xa1gua l\xc3\xadquida, e portanto, impossibilitar\xc3\xa1 vida na Terra em sua forma atual._NEWLINE_A fus\xc3\xa3o de h\xc3\xa9lio sustentar\xc3\xa1 o Sol por cerca de 100 milh\xc3\xb5es de anos, quando ent\xc3\xa3o o h\xc3\xa9lio no n\xc3\xbacleo solar esgotar\xc3\xa1. O Sol n\xc3\xa3o possui massa o suficiente para converter carbono em oxig\xc3\xaanio, e portanto, n\xc3\xa3o explodir\xc3\xa1 como uma supernova. Ao inv\xc3\xa9s disso, ap\xc3\xb3s o t\xc3\xa9rmino da fus\xc3\xa3o de h\xc3\xa9lio, intensas pulsa\xc3\xa7\xc3\xb5es t\xc3\xa9rmicas far\xc3\xa3o com que o Sol ejete suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planet\xc3\xa1ria. O \xc3\xbanico objeto que permanecer\xc3\xa1 ap\xc3\xb3s a eje\xc3\xa7\xc3\xa3o ser\xc3\xa1 o extremamente quente n\xc3\xbacleo solar, que resfriar\xc3\xa1 gradualmente, permanecendo como uma an\xc3\xa3 branca com metade da massa atual (com o di\xc3\xa2metro da Terra) por bilh\xc3\xb5es (mil milh\xc3\xb5es) de anos. Este cen\xc3\xa1rio de evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar \xc3\xa9 t\xc3\xadpico de estrelas de massa moderada e baixa.\n_START_SECTION_\nLuz solar\n_START_PARAGRAPH_\nA luz solar \xc3\xa9 a principal fonte de energia da Terra. A constante solar \xc3\xa9 a quantidade de pot\xc3\xaancia que o Sol deposita por unidade de \xc3\xa1rea diretamente exposta para luz solar. A constante solar \xc3\xa9 igual a aproximadamente 1\xc2\xa0368 W/m\xc2\xb2 a 1\xc2\xa0UA do Sol, ou seja, na ou pr\xc3\xb3xima \xc3\xa0 \xc3\xb3rbita da Terra, sendo que o planeta recebe por segundo 50\xc2\xa0000\xc2\xa0000 GW. Por\xc3\xa9m, a luz solar na superf\xc3\xadcie da Terra \xc3\xa9 atenuada pela atmosfera terrestre, diminuindo a pot\xc3\xaancia por unidade de \xc3\xa1rea recebida na superf\xc3\xadcie para aproximadamente 1\xc2\xa0000 W/m\xc2\xb2 no z\xc3\xaanite, em um c\xc3\xa9u claro._NEWLINE_A energia solar pode ser coletada atrav\xc3\xa9s de uma variedade de processos sint\xc3\xa9ticos e naturais._NEWLINE_A luz solar \xc3\xa9 indispens\xc3\xa1vel para a manuten\xc3\xa7\xc3\xa3o de vida na Terra, sendo respons\xc3\xa1vel pela manuten\xc3\xa7\xc3\xa3o de \xc3\xa1gua no estado l\xc3\xadquido, condi\xc3\xa7\xc3\xa3o indispens\xc3\xa1vel para permitir vida como se conhece, e, atrav\xc3\xa9s de fotoss\xc3\xadntese em certos organismos (utilizando \xc3\xa1gua e di\xc3\xb3xido de carbono), produz o oxig\xc3\xaanio (O\xe2\x82\x82) necess\xc3\xa1rio para a manuten\xc3\xa7\xc3\xa3o da vida nos organismos dependentes deste elemento e compostos org\xc3\xa2nicos mais complexos (como glucose) que s\xc3\xa3o utilizados por tais organismos, bem como outros que alimentam-se dos primeiros. A energia solar tamb\xc3\xa9m pode ser capturada atrav\xc3\xa9s de c\xc3\xa9lulas solares, para a produ\xc3\xa7\xc3\xa3o de eletricidade ou efetuar outras tarefas \xc3\xbateis (como aquecimento). Mesmo combust\xc3\xadveis f\xc3\xb3sseis tais como petr\xc3\xb3leo foram produzidos via luz solar \xe2\x80\x94 a energia existente nestes combust\xc3\xadveis foi originalmente convertida de energia solar via fotoss\xc3\xadntese, em um passado distante.\n_START_SECTION_\nEclipses do Sol\n_START_PARAGRAPH_\nUm eclipse solar ocorre quando a Lua passa na frente do Sol e da Terra, cobrindo parcialmente ou totalmente o Sol. Estes eventos podem ocorrer apenas durante a Lua nova, onde o Sol e a Lua est\xc3\xa3o em conjun\xc3\xa7\xc3\xa3o, como visto da Terra. Entre dois a cinco eclipses solares ocorrem por ano na Terra, com o n\xc3\xbamero de eclipses totais do Sol variando entre zero e dois. Eclipses totais do Sol s\xc3\xa3o raras em uma localiza\xc3\xa7\xc3\xa3o qualquer na Terra devido que cada eclipse total existe apenas em um estreito corredor na \xc3\xa1rea relativamente pequena da penumbra da Lua.\n_START_SECTION_\nSistema planet\xc3\xa1rio\n_START_PARAGRAPH_\nO Sol, como v\xc3\xa1rias outras estrelas, possui seu pr\xc3\xb3prio sistema planet\xc3\xa1rio, que \xc3\xa9 o Sistema Solar, constitu\xc3\xaddo de todos os corpos celestes que orbitam em torno do Sol devido \xc3\xa0 atra\xc3\xa7\xc3\xa3o gravitacional solar. Estes corpos est\xc3\xa3o divididos em tr\xc3\xaas categorias principais: planetas, planetas an\xc3\xb5es e corpos menores, bem como seus respectivos sat\xc3\xa9lites._NEWLINE_Oito planetas orbitam em torno do Sol: Merc\xc3\xbario, V\xc3\xaanus, Terra, Marte, J\xc3\xbapiter, Saturno, Urano e Neptuno. Os planetas podem ser classificados como s\xc3\xb3lidos ou gasosos, ou, mais especificamente, de acordo com suas caracter\xc3\xadsticas f\xc3\xadsico-qu\xc3\xadmicas, com os planetas mais pr\xc3\xb3ximos do Sol sendo s\xc3\xb3lidos e densos, mas de relativa pouca massa; e os planetas mais afastados sendo gasosos massivos de baixa densidade._NEWLINE_Plut\xc3\xa3o foi considerado desde sua descoberta em 1930 at\xc3\xa9 2006 como o nono planeta do Sistema Solar. Em 2006, a Uni\xc3\xa3o Astron\xc3\xb4mica Internacional criou a classifica\xc3\xa7\xc3\xa3o de planeta an\xc3\xa3o. Presentemente, o Sistema Solar possui cinco planetas an\xc3\xb5es: Plut\xc3\xa3o, Eris, Haumea, Makemake, e Ceres. Todos s\xc3\xa3o plutoides, com exce\xc3\xa7\xc3\xa3o de Ceres, localizado no cintur\xc3\xa3o de asteroides. O n\xc3\xbamero de planetas an\xc3\xb5es poder\xc3\xa1 crescer nos pr\xc3\xb3ximos anos na medida em que novos plutoides s\xc3\xa3o descobertos._NEWLINE_Os corpos menores pertencem a v\xc3\xa1rios grupos de objetos. Entre Marte e J\xc3\xbapiter localiza-se o cintur\xc3\xa3o de asteroides, com asteroides troianos nas \xc3\xb3rbitas de J\xc3\xbapiter e Neptuno. Al\xc3\xa9m da \xc3\xb3rbita de Neptuno localiza-se o cintur\xc3\xa3o de Kuiper. Entre 20 a 100 mil UA do Sol localiza-se a Nuvem de Oort, hipotetizada como a fonte de cometas do Sistema Solar._NEWLINE_A massa de todos estes objetos constituem em conjunto apenas uma pequena por\xc3\xa7\xc3\xa3o da massa total do Sistema Solar (0,14%), com o Sol concentrando a maior parte da massa total do Sistema Solar (99,86%). O espa\xc3\xa7o entre corpos celestes dentro do Sistema Solar n\xc3\xa3o \xc3\xa9 vazio, sendo preenchido por plasma proveniente do vento solar, bem como poeira, g\xc3\xa1s e part\xc3\xadculas elementares, que constituem o meio interplanet\xc3\xa1rio.\n_START_SECTION_\nMovimento e localiza\xc3\xa7\xc3\xa3o dentro da Via L\xc3\xa1ctea\n_START_PARAGRAPH_\nO Sol localiza-se pr\xc3\xb3ximo ao limite anterior do Bra\xc3\xa7o de \xc3\x93rion na Nuvem Interestelar Local ou Cintur\xc3\xa3o de Gould, a uma dist\xc3\xa2ncia hipotetizada de 7,5 a 8,5 kpc (25 a 28 mil anos-luz) do centro da Via L\xc3\xa1ctea, dentro da Bolha Local, um espa\xc3\xa7o de g\xc3\xa1s quente rarefeito, possivelmente produzido por remanescentes da supernova Geminga. A dist\xc3\xa2ncia entre o bra\xc3\xa7o local e o pr\xc3\xb3ximo bra\xc3\xa7o, o Bra\xc3\xa7o de Perseus, \xc3\xa9 de cerca de 6,5 mil anos-luz. O Sol, e portanto, o Sistema Solar, encontra-se na zona habit\xc3\xa1vel da gal\xc3\xa1xia._NEWLINE_O \xc3\xa1pice solar \xc3\xa9 a dire\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol em sua \xc3\xb3rbita na Via L\xc3\xa1ctea. A dire\xc3\xa7\xc3\xa3o geral da mo\xc3\xa7\xc3\xa3o solar aponta para a estrela Vega, pr\xc3\xb3xima \xc3\xa0 constela\xc3\xa7\xc3\xa3o H\xc3\xa9rcules, a um \xc3\xa2ngulo de cerca de 60 graus para a dire\xc3\xa7\xc3\xa3o do centro gal\xc3\xa1ctico. Para um observador em Alpha Centauri, o sistema estelar mais pr\xc3\xb3ximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constela\xc3\xa7\xc3\xa3o Cassiop\xc3\xa9ia._NEWLINE_Acredita-se que a \xc3\xb3rbita do Sol em torno do centro da Via L\xc3\xa1ctea seja el\xc3\xadptica, com a adi\xc3\xa7\xc3\xa3o de perturba\xc3\xa7\xc3\xb5es devido aos bra\xc3\xa7os espirais gal\xc3\xa1cticos e de distribui\xc3\xa7\xc3\xa3o n\xc3\xa3o uniforme de massa na gal\xc3\xa1xia. Al\xc3\xa9m disso, o Sol oscila para cima e para baixo, relativo ao plano gal\xc3\xa1ctico, cerca de 2,7 vezes por \xc3\xb3rbita. Isto \xc3\xa9 similar ao funcionamento de um oscilador harm\xc3\xb4nico simples sem for\xc3\xa7a de arrasto. Cientistas afirmaram que os eventos de passagem do Sistema Solar nos bra\xc3\xa7os espirais de maior densidade muitas vezes coincidem com eventos de extin\xc3\xa7\xc3\xa3o em massa na Terra, possivelmente devido a um aumento de eventos de impacto causado por dist\xc3\xbarbios gravitacionais de estrelas pr\xc3\xb3ximas. O Sistema Solar completa uma \xc3\xb3rbita em torno do centro da Via L\xc3\xa1ctea (um ano gal\xc3\xa1ctico) a cada 225-250 milh\xc3\xb5es de anos, com o Sol tendo completado entre 20 e 25 \xc3\xb3rbitas desde a sua forma\xc3\xa7\xc3\xa3o. A velocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro da gal\xc3\xa1xia \xc3\xa9 de cerca de 251\xc2\xa0km/s. Nessa velocidade, o Sol toma cerca de 1,4 mil anos para percorrer um ano-luz, ou oito dias para percorrer 8 UA._NEWLINE_A mo\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol relativa ao baricentro do Sistema Solar \xc3\xa9 complicada por perturba\xc3\xa7\xc3\xb5es dos planetas. A cada s\xc3\xa9culos, essa mo\xc3\xa7\xc3\xa3o alterna entre retr\xc3\xb3grada e pr\xc3\xb3grada.\n_START_SECTION_\nProblema do neutrino solar\n_START_PARAGRAPH_\nPor muitos anos o n\xc3\xbamero de neutrinos el\xc3\xa9tron solares detectado na Terra era de um ter\xc3\xa7o a metade do n\xc3\xbamero predito no modelo solar padr\xc3\xa3o. Essa anomalia foi chamada de problema dos neutrinos solares. Teorias que foram propostas para resolver o problema tentaram ou reduzir a temperatura do interior solar para explicar os n\xc3\xbameros menores, ou argumentaram que neutrinos el\xc3\xa9tron podem oscilar \xe2\x80\x94 mudar de sabor \xe2\x80\x94 durante a jornada do n\xc3\xbacleo solar para a Terra, para os neutrinos tau e m\xc3\xbaon, ambos indectet\xc3\xa1veis com a tecnologia da \xc3\xa9poca. V\xc3\xa1rios observat\xc3\xb3rios de neutrinos foram constru\xc3\xaddos na d\xc3\xa9cada de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares o mais precisamente poss\xc3\xadvel, tais como o Observat\xc3\xb3rio de Neutrinos de Sudbury e Kamiokande. Dados destes observat\xc3\xb3rios eventualmente levaram \xc3\xa0 descoberta de que neutrinos possuem uma pequena massa, e que oscilam, mudando de sabor. Al\xc3\xa9m disso, em 2001, o Observat\xc3\xb3rio de Neutrinos de Sudbury conseguiu detectar diretamente todos os tr\xc3\xaas tipos de neutrino, e descobriu que a emiss\xc3\xa3o solar de neutrinos \xc3\xa9 aproximadamente a mesma predita no Modelo Solar Padr\xc3\xa3o, embora dependendo da energia dos neutrinos, neutrinos el\xc3\xa9tron podem chegar a compor apenas um ter\xc3\xa7o do n\xc3\xbamero total. Essa propor\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 similar ao predito pelo efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, que descreve a oscila\xc3\xa7\xc3\xa3o de neutrinos em mat\xc3\xa9ria. Como consequ\xc3\xaancia, o problema do neutrino solar \xc3\xa9 considerado resolvido.\n_START_SECTION_\nProblema do aquecimento coronal\n_START_PARAGRAPH_\nSabe-se que a fotosfera, a superf\xc3\xadcie vis\xc3\xadvel do Sol, possui uma temperatura de cerca de 6\xc2\xa0000 K. Acima da fotosfera, por\xc3\xa9m, na coroa solar, as temperaturas aumentam para 1 a 2 milh\xc3\xb5es K. A alta temperatura da coroa solar indica que esta regi\xc3\xa3o \xc3\xa9 aquecida por um outro mecanismo al\xc3\xa9m de condu\xc3\xa7\xc3\xa3o t\xc3\xa9rmica da fotosfera._NEWLINE_Acredita-se que a energia necess\xc3\xa1ria para aquecer a coroa solar \xc3\xa9 fornecida pela mo\xc3\xa7\xc3\xa3o turbulenta na zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o sob a fotosfera, e dois mecanismos prim\xc3\xa1rios foram propostos para explicar este aquecimento. O primeiro mecanismo \xc3\xa9 aquecimento ondular, onde o qual ondas sonoras, gravitacionais ou magnetohidrodin\xc3\xa2micas s\xc3\xa3o produzidos pela turbul\xc3\xaancia na zona de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o. Estas ondas locomovem-se para a superf\xc3\xadcie, e dissipam na coroa, depositando sua energia no g\xc3\xa1s ambiente na forma de calor. O outro mecanismo \xc3\xa9 aquecimento magn\xc3\xa9tico, onde o qual energia magn\xc3\xa9tica \xc3\xa9 estocada continuamente pela mo\xc3\xa7\xc3\xa3o fotosf\xc3\xa9rica, e solta atrav\xc3\xa9s de reconex\xc3\xa3o magn\xc3\xa9tica, primariamente atrav\xc3\xa9s de grandes erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares, embora erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares de menor tamanho mais comuns do que grandes erup\xc3\xa7\xc3\xb5es, embora a energia total hipotetizada solta por microerup\xc3\xa7\xc3\xb5es (erup\xc3\xa7\xc3\xb5es de tamanho muito menor) seja significantemente menor do que a energia total solta por erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares tradicionais \xe2\x80\x94 tamb\xc3\xa9m contribuam para o aquecimento da coroa solar._NEWLINE_N\xc3\xa3o se sabe mecanismos de aquecimento ondular s\xc3\xa3o efetivamente respons\xc3\xa1veis pelo aquecimento da coroa solar. An\xc3\xa1lises mostram que todos os tipos de ondas exceto ondas de Alfv\xc3\xa9n dissipam-se antes de chegar na coroa solar. Al\xc3\xa9m disso, ondas de Alfv\xc3\xa9n n\xc3\xa3o dissipam-se com facilidade na coroa solar. Consequentemente, pesquisas sobre o problema do aquecimento da coroa solar est\xc3\xa3o centralizadas sobre mecanismos magn\xc3\xa9ticos de aquecimento.\n_START_SECTION_\nParadoxo do jovem Sol fraco\n_START_PARAGRAPH_\nModelos te\xc3\xb3ricos do desenvolvimento do Sol sugerem que, entre 3,8 a 2,5 bilh\xc3\xb5es de anos atr\xc3\xa1s, durante o arqueano, o Sol possu\xc3\xada apenas 75% do brilho atual. Com essa pot\xc3\xaancia, a energia solar recebida pela Terra n\xc3\xa3o seria suficiente para sustentar \xc3\xa1gua no estado l\xc3\xadquido e, portanto, vida n\xc3\xa3o poderia ter se desenvolvido durante esse per\xc3\xadodo. Por\xc3\xa9m, estudos geol\xc3\xb3gicos mostram que a temperatura terrestre tem permanecido est\xc3\xa1vel desde o t\xc3\xa9rmino de sua forma\xc3\xa7\xc3\xa3o e que, de fato, a Terra era mais quente ap\xc3\xb3s ter completado sua forma\xc3\xa7\xc3\xa3o do que no presente. O consenso entre cientistas \xc3\xa9 que a antiga atmosfera terrestre possu\xc3\xada quantidades maiores de gases do efeito estufa (tais como di\xc3\xb3xido de carbono, metano e/ou am\xc3\xb4nia) do que atualmente, tornando poss\xc3\xadvel estocar calor suficiente para compensar pela menor quantidade de energia solar recebida pelo planeta.\n_START_SECTION_\nNa antiguidade\n_START_PARAGRAPH_\nO conhecimento mais fundamental da humanidade sobre o Sol \xc3\xa9 esta como um disco luminoso no c\xc3\xa9u, cuja presen\xc3\xa7a acima do horizonte cria o dia, e sua aus\xc3\xaancia cria a noite. V\xc3\xa1rias culturas pre-hist\xc3\xb3ricas e antigas acreditavam que o Sol era uma deidade solar, ou outro fen\xc3\xb4meno sobrenatural. A venera\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol foi um aspecto central de civiliza\xc3\xa7\xc3\xb5es como os Incas da Am\xc3\xa9rica do Sul e os Aztecas no atual M\xc3\xa9xico. V\xc3\xa1rios monumentos antigos foram constru\xc3\xaddos com fen\xc3\xb4menos solares em mente; por exemplo, monumentos megal\xc3\xadticos podem ser encontrados em Nabta Plaia (no Egito), em Mnajdra (em Malta) e em Stonehenge (no Reino Unido). Newgrange, um monte pr\xc3\xa9-hist\xc3\xb3rico constru\xc3\xaddo na Irlanda, foi constru\xc3\xaddo para detectar o solst\xc3\xadcio de inverno; a pir\xc3\xa2mide de Templo de Kukulc\xc3\xa1n, em Chich\xc3\xa9n Itz\xc3\xa1 (no M\xc3\xa9xico), foi desenhada para lan\xc3\xa7ar sombras com o formato de serpentes subindo a pir\xc3\xa2mide, nos equin\xc3\xb3cios de primavera e outono._NEWLINE_Durante a era do Imp\xc3\xa9rio Romano, o anivers\xc3\xa1rio do Sol era um feriado celebrado como Sol Invicto ("Sol n\xc3\xa3o-conquistado"), logo ap\xc3\xb3s o solst\xc3\xadcio de inverno; pode ter sido um antecedente do Natal. Com respeito a estrelas fixas, o Sol, relativo \xc3\xa0 Terra, aparenta girar uma vez por ano em torno da ecl\xc3\xadptica, pelo zod\xc3\xadaco, fazendo com que astr\xc3\xb4nomos gregos considerassem o Sol como um dos sete planetas (do grego planetes, que significa "perambulador"), etimologia explicando o nome dos sete dias da semana em v\xc3\xa1rios idiomas.\n_START_SECTION_\nDesenvolvimento do conhecimento cient\xc3\xadfico\n_START_PARAGRAPH_\nUma das primeiras pessoas a oferecer uma explica\xc3\xa7\xc3\xa3o cient\xc3\xadfica ou filos\xc3\xb3fica do Sol foi o antigo fil\xc3\xb3sofo grego Anax\xc3\xa1goras de Claz\xc3\xb4menas, que chegou \xc3\xa0 conclus\xc3\xa3o de que o Sol era uma bola enorme de metal em chamas maior do que at\xc3\xa9 o Peloponeso, e n\xc3\xa3o a biga de H\xc3\xa9lio. Por ensinar esta heresia, Anax\xc3\xa1goras foi preso pelas autoridades locais e condenado \xc3\xa0 morte, tendo, no entanto, sido solto atrav\xc3\xa9s da interven\xc3\xa7\xc3\xa3o de P\xc3\xa9ricles. Erat\xc3\xb3stenes, no s\xc3\xa9culo III a.C., estimou que a dist\xc3\xa2ncia entre o Sol e a Terra de "est\xc3\xa1dios de mir\xc3\xadades 400 e 80\xc2\xa0000", cuja tradu\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 amb\xc3\xadgua, visto que pode significar 4,08 milh\xc3\xb5es de est\xc3\xa1dios (755 mil km) ou 804 milh\xc3\xb5es de est\xc3\xa1dios (148 a 153 milh\xc3\xb5es de km); o \xc3\xbaltimo valor possui apenas uma pequena percentagem de diferen\xc3\xa7a com o valor aceitado atualmente. No s\xc3\xa9culo I a.C., Ptolomeu estimou a dist\xc3\xa2ncia entre o Sol e a Terra como 1\xc2\xa0210 vezes o raio terrestre._NEWLINE_Contribui\xc3\xa7\xc3\xb5es \xc3\xa1rabes medievais incluem a descoberta de que a dire\xc3\xa7\xc3\xa3o da excentricidade orbital do Sol est\xc3\xa1 em constante mudan\xc3\xa7a (o equivalente do movimento da Terra ao longo de uma \xc3\xb3rbita el\xc3\xadptica na astronomia moderna), por Albatenius, e Ibn Yunus recordou mais de 10\xc2\xa0000 entradas sobre a posi\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol utilizando um grande astrol\xc3\xa1bio._NEWLINE_Acredita-se que a primeira teoria helioc\xc3\xaantrica, na qual o Sol \xc3\xa9 o centro em torno do qual os planetas orbitam, foi proposta pela primeira vez por Aristarco de Samos. V\xc3\xa1rios astr\xc3\xb3nomos babil\xc3\xb4nicos, indianos e \xc3\xa1rabes posteriormente tamb\xc3\xa9m propuseram teorias helioc\xc3\xaantricas, na antiguidade e na era medieval. Essa teoria foi revivida no s\xc3\xa9culo XVI por Nicolau Cop\xc3\xa9rnico. No in\xc3\xadcio do s\xc3\xa9culo XVII, a inven\xc3\xa7\xc3\xa3o do telesc\xc3\xb3pio permitiu observa\xc3\xa7\xc3\xb5es detalhadas das manchas solares por Thomas Harriot, Galileu Galilei e outros astr\xc3\xb4nomos. Galileu realizou uma das primeiras observa\xc3\xa7\xc3\xb5es ocidentais de manchas solares, teorizando que tais eram caracter\xc3\xadsticas na superf\xc3\xadcie solar ao inv\xc3\xa9s de pequenos objetos passando entre a Terra e o Sol. Manchas solares, por\xc3\xa9m, j\xc3\xa1 haviam sido observadas desde a dinastia Han, com astr\xc3\xb4nomos chineses mantendo documentos escritos destas observa\xc3\xa7\xc3\xb5es por s\xc3\xa9culos._NEWLINE_Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinaram a dist\xc3\xa2ncia entre a Terra e Marte e, com os novos dados, foram capazes de calcular a dist\xc3\xa2ncia entre a Terra e o Sol. Isaac Newton observou a luz solar utilizando um prisma, mostrando que a luz solar \xc3\xa9 feita de v\xc3\xa1rias cores e, em 1800, William Herschel descobriu a radia\xc3\xa7\xc3\xa3o infravermelha tamb\xc3\xa9m utilizando um prisma exposto \xc3\xa0 luz solar. A descoberta foi realizada ap\xc3\xb3s Hershel ter notado os novos raios, localizados al\xc3\xa9m da parte vermelha da luz vis\xc3\xadvel do espectro solar. Durante o s\xc3\xa9culo XIX, estudos de espectroscopia avan\xc3\xa7aram significantemente e Joseph von Fraunhofer fez as primeiras observa\xc3\xa7\xc3\xb5es de linhas de absor\xc3\xa7\xc3\xa3o no espectro solar - devido \xc3\xa0 sua descoberta, as linhas de absor\xc3\xa7\xc3\xa3o mais fortes do espectro s\xc3\xa3o comumente chamadas de linhas de Fraunhofer. Uma observa\xc3\xa7\xc3\xa3o detalhada do espectro solar revela um n\xc3\xbamero de cores desaparecidas, que aparecem como bandas pretas. Ainda n\xc3\xa3o se sabem as causas de algumas destas bandas pretas._NEWLINE_A fonte de energia do Sol foi um significante mist\xc3\xa9rio durante os primeiros anos da era cient\xc3\xadfica moderna. Uma sugest\xc3\xa3o feita por Lord Kelvin descreveu o Sol como um corpo celeste l\xc3\xadquido, em resfriamento gradual, cuja energia emitida seria proveniente de uma fonte interna de calor. Kelvin e Hermann von Helmholtz ent\xc3\xa3o propuseram o mecanismo de Kelvin-Helmholtz como sendo essa fonte de calor. Por\xc3\xa9m, a idade estimada do Sol, utilizando este mecanismo, foi de apenas 20 milh\xc3\xb5es de anos, bem menos do que a idade estimada do Sistema Solar, de no m\xc3\xadnimo 300 milh\xc3\xb5es de anos, na \xc3\xa9poca. Em 1890, Joseph Lockyer, que descobriu h\xc3\xa9lio no espectro solar, prop\xc3\xb4s uma hip\xc3\xb3tese meteor\xc3\xadtica para explicar a forma\xc3\xa7\xc3\xa3o e evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol, na qual o calor do Sol era mantido por meteoros._NEWLINE_Foi somente em 1904 que uma solu\xc3\xa7\xc3\xa3o substanciada foi proposta. Ernest Rutherford sugeriu desintegra\xc3\xa7\xc3\xa3o radioativa no interior do Sol como a fonte de energia solar. Por\xc3\xa9m, foi Albert Einstein que forneceu a pista essencial da fonte de energia solar, atrav\xc3\xa9s da equa\xc3\xa7\xc3\xa3o E = mc\xc2\xb2. Em 1920, Arthur Eddington prop\xc3\xb4s que a press\xc3\xa3o e a temperatura do n\xc3\xbacleo solar poderiam produzir uma rea\xc3\xa7\xc3\xa3o de fus\xc3\xa3o nuclear, em que \xc3\xa1tomos de hidrog\xc3\xaanio (pr\xc3\xb3tons) s\xc3\xa3o fundidos entre si formando n\xc3\xbacleos de h\xc3\xa9lio, resultando na produ\xc3\xa7\xc3\xa3o de energia, e da perda de massa solar. A preponder\xc3\xa2ncia de hidrog\xc3\xaanio no Sol foi confirmada em 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin. O conceito te\xc3\xb3rico de fus\xc3\xa3o foi desenvolvido na d\xc3\xa9cada de 1930 pelos astrof\xc3\xadsicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe, sendo o \xc3\xbaltimo o primeiro cientista a calcular em detalhes as duas rea\xc3\xa7\xc3\xb5es nucleares prim\xc3\xa1rias que alimentam o Sol._NEWLINE_Em 1957, um ensaio de semin\xc3\xa1rio foi publicado por Margaret Burbidge, chamado de "S\xc3\xadntese dos Elementos nas Estrelas", demonstrando que a maior parte dos elementos qu\xc3\xadmicos no universo foi sintetizada por rea\xc3\xa7\xc3\xb5es nucleares dentro de estrelas, como o Sol.\n_START_SECTION_\nMiss\xc3\xb5es espaciais solares\n_START_PARAGRAPH_\nOs primeiros sat\xc3\xa9lites designados para observar o Sol foram as Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9, que foram lan\xc3\xa7adas entre 1959 e 1968. Essas sondas orbitaram o Sol a uma dist\xc3\xa2ncia similar \xc3\xa0 da Terra, e fizeram os primeiros estudos detalhados do vento solar e do campo magn\xc3\xa9tico solar. A Pioneer 9 em especial operou por um longo tempo, transmitindo informa\xc3\xa7\xc3\xb5es at\xc3\xa9 1987._NEWLINE_Na d\xc3\xa9cada de 1970, as H\xc3\xa9lio, sondas espaciais, e o Apollo Telescope Mount da Skylab, obtiveram novas informa\xc3\xa7\xc3\xb5es significantes sobre o vento solar e a coroa solar. O programa H\xc3\xa9lio foi realizado em conjunto entre os Estados Unidos e a Alemanha, que estudaram o vento solar utilizando \xc3\xb3rbitas com os per\xc3\xa9lios localizados dentro da \xc3\xb3rbita de Merc\xc3\xbario. A esta\xc3\xa7\xc3\xa3o Skylab, lan\xc3\xa7ado pela NASA em 1973, incluiu um m\xc3\xb3dulo solar observat\xc3\xb3rio, o Apollo Telescope Mount, que era operado por astronautas residindo dentro da esta\xc3\xa7\xc3\xa3o. A Skylab fez as primeiras observa\xc3\xa7\xc3\xb5es da regi\xc3\xa3o de transi\xc3\xa7\xc3\xa3o solar e das emiss\xc3\xb5es ultravioletas da coroa solar. Descobertas dos dois programas inclu\xc3\xadram as primeiras observa\xc3\xa7\xc3\xb5es de eje\xc3\xa7\xc3\xa3o de massa coronal, nomeados ent\xc3\xa3o de "transientes coronais", e de buracos coronais, dos quais sabe-se que est\xc3\xa3o bastante relacionados com o vento solar._NEWLINE_Em 1980, a Solar Maximum Mission foi lan\xc3\xa7ada pela NASA. Este sat\xc3\xa9lite artificial foi projetada para observar raio gama, raios X e raios ultravioleta das erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares durante um per\xc3\xadodo de alta atividade solar e luminosidade solar. Por\xc3\xa9m, apenas alguns meses depois do lan\xc3\xa7amento, uma falha eletr\xc3\xb4nica fez com que a espa\xc3\xa7onave entrasse em standby, permanecendo tr\xc3\xaas anos neste estado inativo. Em 1984, a miss\xc3\xa3o STS-41-C do \xc3\xb4nibus espacial Challenger recuperou o sat\xc3\xa9lite, reparando os sistemas eletr\xc3\xb4nicos da \xc3\xbaltima, e lan\xc3\xa7ando-a em \xc3\xb3rbita novamente. Subsequentemente, a Solar Maximum Mission tomou milhares de imagens da coroa solar, antes de ser destru\xc3\xadda em sua reentrada na atmosfera terrestre, que ocorreu em junho de 1989._NEWLINE_Lan\xc3\xa7ado em 1991, o sat\xc3\xa9lite artificial japon\xc3\xaas Yohkoh ("Raio de Sol") observou erup\xc3\xa7\xc3\xb5es solares no comprimento de onda raio X. Data obtida pelo sat\xc3\xa9lite permitiram que cientistas identificassem v\xc3\xa1rios tipos diferentes de erup\xc3\xa7\xc3\xb5es, e tamb\xc3\xa9m demonstraram que as camadas da coroa solar al\xc3\xa9m das regi\xc3\xb5es de atividade m\xc3\xa1xima eram muito mais din\xc3\xa2micas e ativas do que o previsto. A Yohkoh observou um ciclo solar completo, mas entrou em standby mode quando um eclipse solar em 2001 fez com que o sat\xc3\xa9lite perdesse sua mira no Sol. Foi destru\xc3\xadda em sua reentrada na atmosfera terrestre em 2005. O sat\xc3\xa9lite Hinode, foi lan\xc3\xa7ado em 2006, continuar\xc3\xa1 com os estudos tomados pela Yohkoh._NEWLINE_Uma das miss\xc3\xb5es solares mais importantes foi a sonda Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), constru\xc3\xadda em conjunto pela Ag\xc3\xaancia Espacial Europeia e pela NASA, e lan\xc3\xa7ada em 2 de dezembro de 1995. Inicialmente planejada como uma miss\xc3\xa3o de dois anos de dura\xc3\xa7\xc3\xa3o, a sonda provou ser t\xc3\xa3o \xc3\xbatil nos estudos do Sol que ainda est\xc3\xa1 em opera\xc3\xa7\xc3\xa3o. Localizada no ponto de Lagrange entre a Terra e o Sol (sendo o ponto de Lagrange a regi\xc3\xa3o onde a atra\xc3\xa7\xc3\xa3o gravitacional da Terra e do Sol \xc3\xa9 exatamente igual), a SOHO forneceu uma vista constante do Sol em v\xc3\xa1rios comprimentos de ondas desde o seu lan\xc3\xa7amento. Al\xc3\xa9m de observar diretamente o Sol, a SOHO permitiu a descoberta de um grande n\xc3\xbamero de cometas, a maior parte dos quais s\xc3\xa3o pequenos cometas rasantes que evaporam em sua aproxima\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol._NEWLINE_Todas essas espa\xc3\xa7onaves observaram o Sol no plano da ecl\xc3\xadptica e, consequentemente, apenas as regi\xc3\xb5es equatoriais foram exploradas em detalhes por estas espa\xc3\xa7onaves. A sonda Ulysses foi lan\xc3\xa7ada em 1990 para estudar as regi\xc3\xb5es polares do Sol, utilizando uma \xc3\xb3rbita significantemente inclinada em rela\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa0 ecl\xc3\xadptica. Para atingir tal \xc3\xb3rbita, a Ulysses viajou at\xc3\xa9 J\xc3\xbapiter, utilizando o planeta como uma catapulta gravitacional para alcan\xc3\xa7ar a \xc3\xb3rbita necess\xc3\xa1ria. Como a sonda Galileu, a Ulysses estava bem localizada para estudo o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em J\xc3\xbapiter, em 1994. Quando a Ulysses alcan\xc3\xa7ou a \xc3\xb3rbita planejada, a sonda iniciou os estudos do vento solar e da for\xc3\xa7a do campo magn\xc3\xa9tico em altas altitudes solares, descobrindo que o vento solar em altas latitudes era cerca de 750\xc2\xa0km/s mais lento que o esperado, e que grandes ondas magn\xc3\xa9ticas emergiam em altas latitudes solares, com essas ondas espalhando raios c\xc3\xb3smicos gal\xc3\xa1cticos. Sua \xc3\xbaltima comunica\xc3\xa7\xc3\xa3o com a Terra foi realizada em 30 de junho de 2009._NEWLINE_As abund\xc3\xa2ncias de elementos na fotosfera do Sol s\xc3\xa3o bem conhecidas gra\xc3\xa7as a estudos espectrosc\xc3\xb3picos, mas a composi\xc3\xa7\xc3\xa3o do interior do Sol \xc3\xa9 menos definida. A sonda espacial G\xc3\xaanese foi uma sonda designada para coletar parcelas do vento solar, retornando o material coletado \xc3\xa0 Terra e, portanto, permitir que astr\xc3\xb4nomos estudassem diretamente a composi\xc3\xa7\xc3\xa3o do material solar. Embora a Genesis tenha coletado material do vento solar com sucesso, em seu retorno \xc3\xa0 Terra, durante a reentrada atmosf\xc3\xa9rica, o p\xc3\xa1ra-quedas da espa\xc3\xa7onave n\xc3\xa3o abriu, com a sonda impactando o solo terrestre em alta velocidade. A sonda foi severamente danificada, mas algumas amostras foram recuperadas, estando presentemente analisados por cientistas._NEWLINE_As duas espa\xc3\xa7onaves do programa Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) foram lan\xc3\xa7adas em outubro de 2006. As espa\xc3\xa7onaves id\xc3\xaanticas foram lan\xc3\xa7adas em \xc3\xb3rbitas helioc\xc3\xaantricas, com a sonda A \xc3\xa0 frente da Terra no seu caminho orbital, e o sat\xc3\xa9lite B, atr\xc3\xa1s da Terra, com ambas as sondas afastando da Terra (e entre si) nestas dire\xc3\xa7\xc3\xb5es opostas. Tais \xc3\xb3rbitas permitem a observa\xc3\xa7\xc3\xa3o estereosc\xc3\xb3pica do Sol e de fen\xc3\xb4menos solares como eje\xc3\xa7\xc3\xb5es de massa coronais._NEWLINE_Em 21 de abril de 2010, a NASA divulgou imagens in\xc3\xa9ditas da superf\xc3\xadcie do astro, enviadas pela sonda Solar Dynamics Observatory, lan\xc3\xa7ada em fevereiro de 2010 e equipada com c\xc3\xa2meras de alta defini\xc3\xa7\xc3\xa3o e ultravioleta de \xc3\xbaltima gera\xc3\xa7\xc3\xa3o. A miss\xc3\xa3o da SDO durar\xc3\xa1 cinco anos e os cientistas acreditam que ela mudar\xc3\xa1 completamente o entendimento que se tem hoje da estrela._NEWLINE_Em agosto de 2018 a NASA lan\xc3\xa7ou a Parker Solar Probe, equipamento que tem como objetivo fazer observa\xc3\xa7\xc3\xb5es e coletar dados do interior da coroa solar.\n_START_SECTION_\nObserva\xc3\xa7\xc3\xa3o e efeitos em Terra\n_START_PARAGRAPH_\nO Sol \xc3\xa9 muito brilhante, e olhar diretamente para o Sol a olho nu por curtos per\xc3\xadodos de tempo pode ser dolorido, mas n\xc3\xa3o \xc3\xa9 particularmente perigoso para olhos saud\xc3\xa1veis e n\xc3\xa3o-dilatados. Al\xc3\xa9m de dor, olhar diretamente para o Sol causa fosfenos e cegueira tempor\xc3\xa1ria. A retina recebe 4 mW quando o Sol \xc3\xa9 diretamente observado a olho nu, levemente aquecendo-a, e podendo lesionar olhos que n\xc3\xa3o respondem apropriadamente ao brilho excessivo. Radia\xc3\xa7\xc3\xa3o ultravioleta gradualmente faz com que as lentes dos olhos tornem-se amarelas com o tempo, e acredita-se que essa radia\xc3\xa7\xc3\xa3o contribua para a forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de cataratas, mas em ambos os casos isto \xc3\xa9 relacionado com exposi\xc3\xa7\xc3\xa3o geral ao Sol, e n\xc3\xa3o com a a\xc3\xa7\xc3\xa3o de olhar diretamente ao Sol. Observa\xc3\xa7\xc3\xb5es a olho nu do Sol de longa dura\xc3\xa7\xc3\xa3o podem causar les\xc3\xb5es na retina induzidas por raios ultravioletas, similares \xc3\xa0 queimaduras solares ap\xc3\xb3s 100 segundos de exposi\xc3\xa7\xc3\xa3o direta, particularmente quando raios ultravioleta do Sol s\xc3\xa3o intensos e bem focalizados. Pessoas com at\xc3\xa9 25 anos de idade, novos implantes de lentes (que permitem a entrada de mais raios ultravioleta dentro dos olhos do que lentes naturais envelhecidas), Sol em \xc3\xa2ngulos pr\xc3\xb3ximo ao z\xc3\xa9nite, e observa\xc3\xa7\xc3\xb5es feitas em alta altitude, s\xc3\xa3o todos fatores que aumentam a suceptibilidade de les\xc3\xb5es em observa\xc3\xa7\xc3\xb5es diretas a olho nu._NEWLINE_Observar o Sol utilizando instrumentos \xc3\xb3pticos que concentram luz, tais como bin\xc3\xb3culos e telesc\xc3\xb3pios, \xc3\xa9 uma atividade bastante perigosa sem um filtro bloqueador de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o ultravioleta e que diminui significantemente o brilho solar. Um filtro de densidade neutra pode n\xc3\xa3o filtrar raios ultravioleta e, portanto, observa\xc3\xa7\xc3\xb5es com esses filtros s\xc3\xa3o ainda perigosas. Filtros atenuantes para a observa\xc3\xa7\xc3\xa3o solar devem ser feitos especificamente para este uso: alguns filtros improvisados n\xc3\xa3o filtram raios ultravioletas ou infravermelhos, esses podendo machucar os olhos em alto brilho. Bin\xc3\xb3culos sem filtros podem aumentar em 500 vezes a quantidade de energia solar recebida pela retina, matando c\xc3\xa9lulas desse tecido de forma quase instant\xc3\xa2nea; apesar da pot\xc3\xaancia por unidade de \xc3\xa1rea da imagem na retina ser a mesma, o calor n\xc3\xa3o pode dissipar r\xc3\xa1pido o poss\xc3\xadvel devido ao tamanho maior da imagem. Mesmo r\xc3\xa1pidas observa\xc3\xa7\xc3\xb5es com bin\xc3\xb3culos sem filtros no meio-dia podem causar cegueira permanente._NEWLINE_A observa\xc3\xa7\xc3\xa3o direta de eclipses solares parciais s\xc3\xa3o perigosas porque as pupilas dos olhos n\xc3\xa3o est\xc3\xa3o adaptadas ao grande contraste de brilho: a pupila dilata de acordo com a quantidade de luz total no campo de vis\xc3\xa3o, n\xc3\xa3o de acordo com o objeto mais brilhante no campo de vis\xc3\xa3o. Durante eclipses parciais, a maior parte da luz solar \xc3\xa9 bloqueada pela Lua, passando \xc3\xa0 frente do Sol, mas as partes da fotosfera n\xc3\xa3o cobertas pela Lua possuem o mesmo brilho de superf\xc3\xadcie do que durante um dia normal. A observa\xc3\xa7\xc3\xa3o direta do Sol nessas circunst\xc3\xa2ncias aumenta o di\xc3\xa2metro da pupila de 2\xc2\xa0mm para 6\xc2\xa0mm, e nesse caso cada c\xc3\xa9lula da retina exposta \xc3\xa0 luz solar recebe cerca de 10 vezes mais luz do que a observa\xc3\xa7\xc3\xa3o do Sol em um dia normal, podendo lesionar ou matar essas c\xc3\xa9lulas, resultando em manchas de cegueira permanente no campo de vis\xc3\xa3o. O perigo n\xc3\xa3o \xc3\xa9 imediatamente percebido por observadores inexperientes e crian\xc3\xa7as devido \xc3\xa0 aus\xc3\xaancia de dor, com os observadores n\xc3\xa3o notando de imediato que sua vis\xc3\xa3o est\xc3\xa1 sendo destru\xc3\xadda. Os mesmos princ\xc3\xadpios aplicam-se para eclipses totais do Sol, com exce\xc3\xa7\xc3\xa3o da fase de totalidade, embora esta fase seja de curta dura\xc3\xa7\xc3\xa3o, e observa\xc3\xa7\xc3\xa3o direta nesta fase deve ser realizada com cuidado._NEWLINE_Durante o nascer do Sol e o p\xc3\xb4r-do-sol, a luz do Sol \xc3\xa9 atenuada devido \xc3\xa0 dispers\xc3\xa3o de Rayleigh e \xc3\xa0 dispers\xc3\xa3o de Mie, atrav\xc3\xa9s de uma passagem particularmente longa na atmosfera terrestre, e condi\xc3\xa7\xc3\xb5es atmosf\xc3\xa9ricas tais como neblina, altas quantidades de p\xc3\xb3 na atmosfera e alta umidade atmosf\xc3\xa9rica tamb\xc3\xa9m podem diminuir o brilho do Sol em pleno dia. Nestes per\xc3\xadodos, a intensidade do Sol pode diminuir o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou sem perigo utilizando instrumentos \xc3\xb3pticos (desde que n\xc3\xa3o haja risco de uma repentina mudan\xc3\xa7a nas condi\xc3\xa7\xc3\xb5es atmosf\xc3\xa9ricas, tal como o Sol aparecendo de repente entre um espa\xc3\xa7o entre nuvens)._NEWLINE_Um raro fen\xc3\xb4meno \xc3\xb3ptico que pode ocorrer logo ap\xc3\xb3s o nascer do Sol, ou antes do p\xc3\xb4r-do-sol, que \xc3\xa9 conhecido como brilho verde. O brilho \xc3\xa9 causado pela luz do Sol, esse estando um pouco abaixo do horizonte, sendo refracionada em dire\xc3\xa7\xc3\xa3o ao observador, geralmente atrav\xc3\xa9s de invers\xc3\xa3o t\xc3\xa9rmica. A refra\xc3\xa7\xc3\xa3o de luz de comprimento de ondas menores (violeta, azul e verde) \xc3\xa9 maior do que aquela que ocorre em luz de comprimento de ondas maiores (amarelo, laranja e vermelho). As luzes violeta e azul dispersam-se mais do que a luz verde, fazendo com que a luz observada seja vista como verde._NEWLINE_A luz ultravioleta do Sol possui propriedades anti-s\xc3\xa9pticas, e pode ser utilizada no saneamento de objetos e \xc3\xa1gua. Raios ultravioleta possuem um papel importante na produ\xc3\xa7\xc3\xa3o de vitamina D no corpo humano, embora em excesso causem queimaduras solares. A luz ultravioleta \xc3\xa9 fortemente atenuada pela camada de oz\xc3\xb4nio, e portanto a quantidade de luz ultravioleta varia bastante com a latitude, sendo parcialmente respons\xc3\xa1vel por v\xc3\xa1rias adapta\xc3\xa7\xc3\xb5es biol\xc3\xb3gicas em seres vivos, incluindo varia\xc3\xa7\xc3\xb5es da cor da pele humana em v\xc3\xa1rias regi\xc3\xb5es da Terra.\n_START_SECTION_\nO Sol na cultura humana\n_START_PARAGRAPH_\nComo outros fen\xc3\xb4menos naturais, o Sol foi um objeto de venera\xc3\xa7\xc3\xa3o em v\xc3\xa1rias culturas ao longo da hist\xc3\xb3ria da humanidade, sendo a origem da palavra domingo em v\xc3\xa1rios idiomas. A origem da palavra "Sol" nos idiomas rom\xc3\xa2nicos e anglo-sax\xc3\xb4nicas prov\xc3\xa9m do protoindo-europeu, um antigo ancestral dos atuais idiomas indo-europeus, sendo utilizada h\xc3\xa1 pelo menos cerca de tr\xc3\xaas mil\xc3\xaanios, n\xc3\xa3o possuindo nenhum significado cultural, sendo utilizada apenas para descrever a fonte de luz do c\xc3\xa9u durante o dia. "Sol" \xc3\xa9 o nome moderno da estrela em v\xc3\xa1rios idiomas al\xc3\xa9m do portugu\xc3\xaas, tais como espanhol, catal\xc3\xa3o, galego. A moeda do Peru, o sol novo, foi assim chamada em homenagem ao Sol (em castelhano), bem como seus antecessores, o Inti (em quechua, al\xc3\xa9m de ser o Deus solar da civiliza\xc3\xa7\xc3\xa3o Inca) e o sol antigo. Em persa, "sol" significa "ano solar"._NEWLINE_O Sol n\xc3\xa3o possui um nome oficial, de acordo com a Uni\xc3\xa3o Astron\xc3\xb4mica Internacional, o \xc3\xb3rg\xc3\xa3o respons\xc3\xa1vel pela nomea\xc3\xa7\xc3\xa3o de corpos celestes. Por exemplo, Sol em ingl\xc3\xaas pode ser "Sun" ou "Sol". Embora essa \xc3\xbaltima forma seja aceita em ingl\xc3\xaas, n\xc3\xa3o \xc3\xa9 comumente utilizada. O adjetivo do Sol \xc3\xa9 "solar"._NEWLINE_No leste da \xc3\x81sia, o Sol \xc3\xa9 representado pelo s\xc3\xadmbolo \xe6\x97\xa5 (chin\xc3\xaas pinyin r\xc3\xac, ou japon\xc3\xaas nichi) ou \xe5\xa4\xaa\xe9\x99\xbd, no chin\xc3\xaas tradicional e japon\xc3\xaas; ou \xe5\xa4\xaa\xe9\x98\xb3, no chin\xc3\xaas simplificado (pinyin t\xc3\xa0i y\xc3\xa1ng ou japon\xc3\xaas taiy\xc5\x8d). Em vietnamita, esses s\xc3\xadmbolos chineses s\xc3\xa3o descritos como nh\xe1\xba\xadt e d\xc6\xb0\xc6\xa1ng, respectivamente, enquanto que a palavra vietnmanita nativa m\xe1\xba\xb7t tr\xe1\xbb\x9di significa "face do c\xc3\xa9us". A Lua e o Sol s\xc3\xa3o associados com o yin-yang, onde a Lua representa "yin" e o Sol representa "yang", representando opostos din\xc3\xa2micos.'