Mostra la font per a Sol

{{polisèmia}}
{{Infotaula objecte astronòmic
| simbol = Sun symbol (bold).svg{{!}}☉︎
}}
El '''Sol''' és un [[estel]] situat al centre del [[sistema solar]]. Es tracta d'una esfera gairebé perfecta de [[plasma (estat de la matèria)|plasma]] calent{{sfn|English|2014|p=159}} portada a la [[incandescència]] per les reaccions de [[fusió nuclear]] que es produeixen al seu [[nucli del Sol|nucli]] i que radia energia majoritàriament en forma de [[llum visible]] i [[radiació infraroja]]. És amb molta diferència la font d'[[energia]] més important per a la [[vida]] a la [[Terra]]. Té un diàmetre d'aproximadament 1,39 milions de quilòmetres, xifra que equival a uns 109 diàmetres terrestres, i una massa equivalent a unes 330.000 [[masses terrestres]], que representa un 99,86% de la massa total del sistema solar.{{sfn|Woolfson|2000|p=10}} L'[[hidrogen]] representa unes tres quartes parts de la massa del Sol (~ 73%) i la resta es compon majoritàriament d'[[heli]] (~ 24,5%), amb traces d'elements més pesants com ara l'[[oxigen]], el [[carboni]], el [[neó]] i el [[ferro]].<ref name=LGEC>{{ref-web|títol=Sol|obra=[[Gran Enciclopèdia Catalana]]|editor=[[Grup Enciclopèdia Catalana]]|consulta=6 maig 2021|url=https://www.enciclopedia.cat/ec-gec-0239071.xml}}</ref>

El Sol és un [[estel de la seqüència principal de tipus G]] (G2V). Per aquest motiu, és descrit informalment com un [[nan groc]], tot i que en realitat la seva [[llum]] és més aviat blanca. Es formà fa aproximadament 4.600 [[milions d'anys]]{{sfn|Lang|2006|p=36}} com a resultat del [[col·lapse gravitatori]] de part d'un gran [[núvol molecular]]. La majoria de la matèria caigué al centre i la resta començà a [[òrbita|girar al seu voltant]] en un disc pla que [[formació i evolució del sistema solar|esdevindria el sistema solar]]. La massa central assolí una temperatura i una densitat tan altes que el nucli del Sol acabà entrant en [[fusió nuclear]], seguint el mateix procés d'ignició que gairebé tots els altres estels.

Cada segon es fusionen uns 600 milions de tones d'hidrogen en heli i es converteixen 4 milions de tones de [[equivalència entre massa i energia|massa en energia]] al nucli del Sol. D'aquí a uns milers de milions d'anys, quan la fusió decaigui per sota del nivell que cal per mantenir l'[[equilibri hidroestàtic]], la densitat i la temperatura del nucli augmentaran considerablement, les capes externes començaran a inflar-se i, en definitiva, el Sol evolucionarà a un [[gegant vermell]].

La [[Terra]] i tots els altres [[planetes]] del sistema solar giren al seu voltant. Els [[planeta menor|planetes menors]], els [[Cometa|cometes]], els [[meteoroide]]s i tot el [[medi interplanetari]] que hi ha enmig també giren al voltant del Sol. Com que és l'estel més pròxim a la [[Terra]] (és a 150.000.000 km), és també l'[[astre]] més brillant del firmament. La seva presència o absència en el cel determina el [[dia]] i la [[nit]], respectivament. L'[[energia]] radiada pel Sol és aprofitada pels éssers [[fotosíntesi|fotosintètics]], que constitueixen la base de la [[xarxa tròfica|cadena alimentària]]. També aporta l'energia que manté en funcionament els [[clima|processos climàtics]].<ref name=Woolfson00>{{ref-publicació |cognom=Woolfson |nom=M. |data=2000 |títol=The origin and evolution of the solar system |publicació=[[Astronomy & Geophysics]] |volum=41 |exemplar=1 |pàgina=12 |bibcode=2000A&G....41a..12W |doi=10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x|url=http://inis.jinr.ru/sl/vol1/_djvu/P_Physics/Woolfson%20M.M.%20Origin%20and%20evolution%20of%20the%20solar%20system%20(IOP)(425s).pdf |consulta=2020-10-10 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20200711133403/http://inis.jinr.ru/sl/vol1/_djvu/P_Physics/Woolfson%20M.M.%20Origin%20and%20evolution%20of%20the%20solar%20system%20(IOP)(425s).pdf |arxiudata=2020-07-11 | issn=1366-8781}}</ref>

Malgrat que és un estel de mida mitjana, la proximitat a la Terra produeix un [[diàmetre angular]] de 32[[minut d'arc|′]] 35[[segon d'arc|″]] en el [[periheli]] i 31′ 31″ en l'[[afeli]], la qual cosa dona un diàmetre mitjà de 32′ 03″. Per una estranya coincidència, la combinació de grandàries i distàncies del Sol i la [[Lluna]] són tals que, vistos des de la Terra, tenen aproximadament la mateixa grandària aparent.{{Citació necessària|data=2023}}

L'enorme efecte del Sol a la Terra ha estat reconegut des dels [[Prehistòria|temps prehistòrics]]. El Sol ha estat considerat per algunes cultures com una [[Déu del Sol|deïtat]]. La rotació [[dia sinòdic|sinòdica]] de la Terra i la seva òrbita al voltant del Sol són la base dels [[Calendari solar|calendaris solars]], un dels quals és el [[calendari]] [[Calendari gregorià|predominant]] en ús avui en dia.{{Citació necessària|data=2023}}

== Etimologia ==
La paraula ''sol'' té diverses variacions a través de les famílies de llengües. Per exemple, en les llengües de la família [[Llengües indoeuropees|indoeuropea]], en la majoria dels casos es troba una part nominativa amb una ''l'', en lloc de l'arrel genitiva en ''n'', com per exemple en llatí ''sōl'', el grec ''ἥλιος'' (''hèlios''), el gal·lès ''haul'' i el rus ''солнце'' (''solntse'') (pronunciat ''sontse''), així com (amb *l > ''r'') en sànscrit ''स्वर'' (''svár'') i persa ''خور'' (''xvar''). De fet, l'arrel de la ''l'' va sobreviure també en protogermànic, com ''*sōwelan'', que va donar lloc al gòtic ''sauil'' (al costat de ''sunnō'') i el prosaic nòrdic antic ''sól'' (al costat de la poètica ''sunna''), i a través d'ella les paraules per a ‘sol’ en les llengües escandinaves modernes: suec i danès ''solen'', islandès ''sólin'', etc.<ref name=Orel>Vladimir Orel (2003) [https://archive.org/details/Orel-AHandbookOfGermanicEtymology/mode/2up/search/sun ''A Handbook of Germanic Etymology''], Brill</ref> La paraula [[llengua anglesa|anglesa]] ''sun'' es va desenvolupar de l'[[anglès antic]] ''sunne''. Els cognats apareixen en altres [[llengües germàniques]], incloent el [[Llengua frisona occidental|frisó occidental]] ''sinne'', l'[[Llengua holandesa|holandès]] ''zon'', el [[baix alemany]] ''Sünn'', l'[[llengua alemanya|alemany]] estàndard ''Sonne'', el [[Llengua bavaresa|bavarès]] ''Sunna'', el [[nòrdic antic]] ''sunna'' i el [[Llenguatge gòtic|gòtic]] ''sunnō''. Totes aquestes paraules provenen del [[protogermànic]] ''*sunnōn''.<ref name=BARNHART776>{{ref-llibre|cognom=Barnhart |nom=R.K. |data=1995 |títol=The Barnhart Concise Dictionary of Etymology |pàgina=776 |editorial=[[HarperCollins]] |isbn=978-0-06-270084-1}}</ref><ref name=Orel/>

Les paraules grega i llatina apareixen en la poesia com a personificacions del Sol, '''[[Hèlios]]''' i '''[[Sol (mitologia romana)|Sol]]''',<ref name=OED>{{OED|Sol}}</ref> mentre que en ciència-ficció en llengua anglesa «Sol» es pot utilitzar com a nom de l'astre per distingir-lo dels altres. El terme «[[Sol (dia a Mart)|sol]]», amb essa minúscula, és utilitzat pels astrònoms planetaris per determinar la durada d'un [[Temps solar|dia solar]] en un altre planeta com [[Mart (planeta)|Mart]].<ref>{{ref-web |data=15-11-2006 |títol=Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/pia01892.html |editor=NASA |consulta=1 agost 2007 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20121022155351/http://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/pia01892.html |arxiudata=22 d'octubre 2012 }}</ref>

Els principals adjectius del Sol en català són ''assolellat'' per a la llum solar i, en contextos tècnics, ''solar'',<ref name=OED2>{{OED|solar}}</ref> del llatí ''sol''<ref>
{{ref-llibre|cognom1=Little |nom1=William |cognom2=Fowler |nom2=H.W. |cognom3=Coulson |nom3=J. |capítol=Sol |títol=Oxford Universal Dictionary on Historical Principles |chapter-url=https://archive.org/details/oxforduniversald07litt |chapter-url-access=registration |edició=3rd |asin=B000QS3QVQ |any=1955}}</ref> —aquest últim es troba en termes com ''dia solar'', ''[[eclipse solar]]'' i ''sistema solar—''.
Del grec ''helios'' ve l'adjectiu poc comú ''helíac''.<ref>{{Ref-publicació|cognom=Acadèmia Valenciana de la Llengua|article=helíac -a|publicació=Diccionari normatiu valencià|url=https://www.avl.gva.es/lexicval/?paraula=helíac}}</ref>

El terme anglès del dia de la setmana ''[[Diumenge|Sunday]]'' prové de l’anglès antic ''Sunnandæg'' (literalment 'dia del sol'), una [[Interpretatio germanica|interpretació germànica]] de la frase llatina ''[[Dies (divinitat)|diēs]] sōlis'', que és una traducció del grec ἡμέρα ἡλίου (''[[Hèmera|hēmera]] hēliou'', 'dia del sol').<ref name=BARNHART778>
{{ref-llibre|cognom=Barnhart |nom=R.K. |data=1995 |títol=The Barnhart Concise Dictionary of Etymology |pàgina=778 |editorial=[[HarperCollins]] |isbn=978-0-06-270084-1}}</ref>

== Característiques ==
[[Fitxer:The solar interior-ca.svg|miniatura|alt=Un esquema que va des del vermell a la part superior fins al blanc a la part inferior|Un esquema del Sol, amb la regió central a la part inferior]]
Cal dir que el Sol no és perfectament rodó. Al seu centre, la [[densitat]] és aproximadament 1,5 × 10⁵ kg/m³, les reaccions termonuclears ([[fusió nuclear|fusió]]) converteixen l'[[hidrogen]] en [[heli]]. 3,9 × 10<sup>45</sup> [[àtoms]] passen per reaccions nuclears cada [[segon]]. Això allibera [[energia]] que fuig de la superfície del Sol com a [[llum]]. És possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenades ''[[Bomba termonuclear|bombes d'hidrogen]]''. En un futur, podria esdevenir-se que l'energia alliberada per la fusió nuclear en reactors de fusió sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producció d'electricitat.{{Citació necessària|data=2023}}

Tota la [[matèria]] del Sol està en forma de [[plasma (Estat de la matèria)|plasma]] a causa de la seva [[temperatura]] extrema. Així, el Sol pot girar més ràpidament a l'[[línia equatorial|equador]] que a [[latitud]]s altes, ja que no és un [[sòlid]]. La rotació diferencial (segons la latitud) del Sol causa que les línies del [[camp magnètic]] s'entortolliguin amb el temps, provocant la formació de les espectaculars [[taques solars]] i [[protuberància solar|protuberàncies solars]].{{Citació necessària|data=2023}}

La [[corona solar]] té 10<sup>11</sup> àtoms/m³, i la [[fotosfera]] té 10<sup>23</sup> àtoms/m³.{{Citació necessària|data=2023}}

Durant algun temps, es va pensar que el nombre de [[neutrí|neutrins]] produïts en les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicció teòrica, un problema que es denominà ''[[problema dels neutrins solars]]''. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins més difícils de detectar en el camí de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir.{{Citació necessària|data=2023}}

El Sol no té un límit definit, però la seva densitat disminueix exponencialment a mesura que augmenta l'alçada per sobre de la fotosfera.<ref name="Beer et al, 2012-41">{{ref-llibre|cognom1=Beer |nom1=J. |cognom2=McCracken |nom2=K. |cognom3=von Steiger |nom3=R. |data=2012 |títol=Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments |pàgina=41 |editorial=[[Springer Science+Business Media]] |isbn=978-3-642-14651-0}}</ref> A efectes de mesura, es considera que el radi del Sol és la distància des del seu centre fins a la vora de la [[fotosfera]], l’aparent superfície visible del Sol.<ref name=Phillips1995-73>{{ref-llibre|cognom=Phillips |nom=K.J.H. |data=1995 |títol=Guide to the Sun |pàgina=73 |editorial=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref> Amb aquesta mesura, el Sol és una esfera gairebé perfecta amb un [[aplatament]] calculat en 9 milionèsimes,<ref name=Godier>{{ref-publicació |cognom1=Godier |nom1=S. |cognom2=Rozelot |nom2=J.-P. |data=2000 |títol=The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface|url=http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf |publicació=[[Astronomy and Astrophysics]] |volum=355 |pàgines=365–374 |bibcode=2000A&A...355..365G |consulta=22 febrer 2006 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20110510022519/http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf |arxiudata=10 maig 2011 |url-status=dead }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110510022519/http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf |date=10 de maig 2011 }}</ref> el que significa que el seu diàmetre polar difereix només del seu diàmetre equatorial en 10 km.<ref name="perfect sphere">{{ref-web|cognom=Jones |nom=G. |data=16-08-2012 |títol=Sun is the most perfect sphere ever observed in nature|url=https://www.theguardian.com/science/2012/aug/16/sun-perfect-sphere-nature |website=[[The Guardian]] |consulta=19 agost 2013}}</ref> L'efecte mareomotriu dels planetes és feble i no afecta significativament la forma del Sol.<ref name=Schutz2003>{{ref-llibre|cognom=Schutz |nom=B.F. |data=2003 |títol=Gravity from the ground up |pàgines=98–99 |editorial=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-45506-0}}</ref> El Sol gira més ràpid al seu equador que els seus [[Pols d'objectes astronòmics|pols]]. Aquesta [[rotació solar|rotació diferencial]] és causada pel [[Convecció|moviment convectiu]] a causa del transport de calor i la [[Efecte de Coriolis|força de Coriolis]] a causa de la rotació del Sol. En un marc de referència definit per les estrelles, el període de rotació és d'aproximadament 25,6 dies a l'equador i 33,5 dies als pols. Vist des de la Terra mentre orbita al voltant del Sol, el ''període de rotació aparent'' del Sol al seu equador és d'uns 28 dies.<ref name=Phillips1995-78>{{ref-llibre|cognom=Phillips |nom=K.J.H. |data=1995 |títol=Guide to the Sun |pàgines=78–79 |editorial=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref> Vist des d’un mirador sobre el seu pol nord, el Sol gira en [[Sentit horari|sentit antihorari]] al voltant del seu eix de gir.{{efn|En sentit antihorari també és la direcció de la revolució al voltant del Sol per als objectes del sistema solar i és la direcció del gir axial per a la majoria d'objectes.}}<ref name=spaceacademy>{{ref-web|títol=The Anticlockwise Solar System|url=https://www.spaceacademy.net.au/library/notes/anticlok.htm |website=www.spaceacademy.net.au |editor=Australian Space Academy}}</ref> Per a obtenir informació ininterrompuda del Sol, l'[[Agència Espacial Europea]] i la [[NASA]] van posar en òrbita l'observatori ''[[SOHO]]'' (Solar and Heliospheric Observatory) el [[2 de desembre]] del [[1995]].<ref name=navy>{{ref-web|títol=3,000th Comet Spotted by Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) |editor=NASA|url=http://www.nasa.gov/image-feature/3000th-comet-spotted-by-solar-and-heliospheric-observatory-soho |consulta=15 setembre 2015}} [https://twitter.com/SungrazerComets/status/458317466998145027 (2.703 descobriments fins al 21 d’abril de 2014)]</ref>

== Llum solar ==
{{Article principal|Llum solar}}
[[Fitxer:Sun (Earth POV).jpg|miniatura|El Sol, vist des de la superfície terrestre]]
La [[constant solar]] és la quantitat d'energia que el Sol diposita per unitat d'àrea que està directament exposada a la llum solar. La constant solar és aproximadament igual a 1.368 W/m² (watts per metre quadrat) a una distància d’una [[unitat astronòmica]] (UA) del Sol (és a dir, a la Terra o a prop).<ref name=TSI>{{ref-web|títol=Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present|url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant |consulta=5 octubre 2005 |url-status=dead |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20110801183920/http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi%2Fcomposite%2FSolarConstant |arxiudata=01-08-2011}}</ref> La llum del Sol a la superfície de la Terra és [[Atenuació (mecànica d'ones)|atenuada]] per l'[[Atmosfera de la Terra|atmosfera terrestre]], de manera que arriba menys potència a la superfície (al voltant de 1000 W/m²) en condicions clares quan el Sol és a prop del [[zenit]].<ref name=El-Sharkawi2005>{{ref-llibre|cognom=El-Sharkawi |nom=Mohamed A. |títol=Electric energy |data=2005 |editorial=CRC Press |isbn=978-0-8493-3078-0 |pàgines=87–88}}</ref> La llum solar a la part superior de l'atmosfera terrestre es compon (per energia total) d’un 50% de llum infraroja, un 40% de llum visible i un 10% de llum ultraviolada.<ref name="Solar radiation">{{ref-web|url=http://curry.eas.gatech.edu/Courses/6140/ency/Chapter3/Ency_Atmos/Radiation_Solar.pdf |títol=Solar radiation |consulta=2020-10-15 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20121101070344/http://curry.eas.gatech.edu/Courses/6140/ency/Chapter3/Ency_Atmos/Radiation_Solar.pdf |arxiudata=2012-11-01 }}</ref> L’atmosfera, en particular, filtra més del 70% dels ultraviolats solars, especialment a les longituds d'ona més curtes.<ref>{{ref-web|url=http://rredc.nrel.gov/solar/spectra/am1.5/ |títol=Reference Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5 |consulta= 12 novembre 2009}}</ref> La [[radiació ultraviolada]] solar ionitza l'atmosfera superior durant el dia a la Terra, creant una conducció elèctrica a l'anomenada [[ionosfera]].<ref name=Phillips1995>
{{ref-llibre|cognom=Phillips |nom=K.J.H. |data=1995 |títol=Guide to the Sun |pàgines=14–15, 34–38 |editorial=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref>

El color del Sol és blanc, amb un índex d'espai de color a prop [[CIE 1931 XYZ|CIE]] (0.3, 0.3), quan es veu des de l'espai o quan el Sol és alt al cel, i la radiació solar per longitud d'ona arriba a la part verda de l'espectre.<ref>{{ref-notícia|url=http://www.universetoday.com/18689/color-of-the-sun/ |títol=What Color is the Sun? |obra=Universe Today|consulta=23 maig 2016}}</ref><ref>{{ref-web|url=http://solar-center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.html |títol=What Color is the Sun? |editor=[[Universitat Stanford|Stanford]] Solar Center|consulta=23 maig 2016}}</ref> Quan el Sol està baix al cel, la [[Color del cel|dispersió atmosfèrica]] fa que el Sol sigui groc, vermell, taronja o magenta. Malgrat la seva típica blancor, la majoria de la gent veu mentalment el Sol com a groc;{{efn|Els nens al [[Japó]] aprenen a acolorir el Sol de vermell. Això es reflecteix a la [[bandera del Japó]] (anomenada ''Nisshōki'', que significa la 'bandera del Sol') que té un disc vermell, en lloc de groc.}} els motius són objecte de debat<ref name="yellow sun paradox">
{{ref-publicació|cognom=Wilk |nom=S.R. |data=2009 |títol=The Yellow Sun Paradox|url=http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147 |arxiuurl= https://web.archive.org/web/20120618183229/http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147 |url-status=dead |arxiudata= 18-06-2012 |publicació=[[Optics & Photonics News]] |pàgines=12–13 }}</ref> però barregen elements culturals amb perceptius.
El Sol és un estel [[Nana groga|G2V]], amb ''G2'' indicant la seva [[Temperatura efectiva|temperatura superficial]] d'aproximadament 5.778 K (5.505 °C), i ''V'' que, com la majoria de les estrelles, és un estel de [[seqüència principal]].<ref name=Phillips1995-47>
{{ref-llibre|cognom=Phillips |nom=K.J.H. |data=1995 |títol=Guide to the Sun |pàgines=47–53 |editorial=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref><ref>{{ref-notícia|títol=Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost|url=http://www.abc.net.au/science/articles/2012/04/17/3478276.htm |consulta=25 febrer 2014 |obra=[[Australian Broadcasting Corporation]] |data=17-04-2012 |autor=Karl S. Kruszelnicki |citació=Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen...}}</ref> La [[luminància]] mitjana del Sol és a prop de 1,88 giga [[Candela per metre quadrat|candeles per metre quadrat]], però, tal com es veu a través de l'atmosfera terrestre, es redueix a aproximadament 1,44 Gcd/m².{{efn|1=1,88 Gcd/m² es calcula a partir de la il·luminació solar de 128.000 lux (vegeu [[llum solar]]) vegades el quadrat de la distància al centre del Sol, dividit per la secció transversal del Sol. 1,44 Gcd/m² es calcula utilitzant 98.000 lux.}} No obstant això, la lluminositat no és constant a tot el disc del Sol ([[enfosquiment vers el limbe]]).{{Citació necessària|data=2023}}

== Composició ==
[[Fitxer:BLUE STEREO 3D Time for Space Wiggle.gif|miniatura|[[Estereoscòpia de wiggle|Animació en moviment]] en fals color del Sol]]
[[Fitxer:Gamma_sun.jpg|miniatura|Normalment, el Sol no produeix raigs gamma, però una flamarada el 15 de juny de 1991 va provocar aquesta observació de raigs gamma per part de l’instrument COMPTEL a l’''Observatori de Raigs Gamma Compton''. Els neutrons del Sol van xocar amb el medi intrastel·lar per produir raigs gamma.]]
[[Fitxer:Skylab Solar flare.jpg|miniatura|Flamarada solar de 1973 registrada per l'''Skylab'']]
El Sol està compost principalment per elements químics d'[[hidrogen]] i [[heli]]. En aquest moment de la vida del Sol, representen el 74,9% i el 23,8% de la massa del Sol a la fotosfera, respectivament.<ref name=lodders>
{{ref-publicació|doi=10.1086/375492 |cognom=Lodders |nom=Katharina |data=10-07-2003 |títol=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements |publicació=The Astrophysical Journal |volum=591 |exemplar=2 |pàgines=1220–1247|url=http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf |bibcode=2003ApJ...591.1220L |consulta= 1 setembre 2015|arxiuurl= https://web.archive.org/web/20151107043527/http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf|arxiudata= 07-11-2015| url-status=dead}}<br />{{ref-publicació|cognom=Lodders |nom=K. |títol=Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/metsoc2003/pdf/5272.pdf |publicació=[[Meteoritics & Planetary Science]] |volum=38 |exemplar=suppl |pàgina=5272 |data=2003 |bibcode=2003M&PSA..38.5272L }}
</ref> Tots els elements més pesants,{{Efn|referència=En [[astronomia|ciències astronòmiques]], el terme ''elements pesants'' (o ''metalls'') fa referència a tots els elements químics excepte l’hidrogen i l’heli.}} anomenats ''[[Metal·licitat|metalls]]'' en astronomia, representen menys del 2% de la massa, sent l'oxigen (aproximadament l'1% de la massa del Sol), el carboni (0,3%), el neó (0,2%) i el ferro (0,2%) els més abundants.<ref name=hkt2004>
{{ref-llibre|cognom1=Hansen |nom1=C.J. |cognom2=Kawaler |nom2=S.A. |cognom3=Trimble |nom3=V. |títol=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pàgines=19–20 |edició=2a edició|editorial=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |data=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref>

La composició química original del Sol va ser heretada del [[medi interestel·lar]] de la qual es va formar. Originalment hauria contingut aproximadament un 71,1% d’hidrogen, un 27,4% d’heli i un 1,5% d’elements més pesants.<ref name=lodders/> L'hidrogen i la major part de l'heli del Sol haurien estat produïts per [[nucleosíntesi primordial|nucleosíntesi de Big Bang]] en els primers 20 minuts de l'univers, i els elements més pesants van ser [[Nucleosíntesi estel·lar|produïts per generacions d’estrelles anteriors]] abans que es formés el Sol i es va estendre al medi interestel·lar durant les [[Evolució estel·lar|etapes finals de la vida estel·lar]] i per esdeveniments com les [[supernova]]e.<ref name=hkt2004_78>{{ref-llibre|cognom1=Hansen |nom1=C.J. |cognom2=Kawaler |nom2=S.A. |cognom3=Trimble |nom3=V. |títol=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pàgines=77–78 |edició=2a edició|editorial=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |data=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref>

Des que es va formar el Sol, el principal procés de fusió ha consistit en fusionar hidrogen amb heli. Durant els últims 4.600 milions d'anys, la quantitat d'heli i la seva ubicació dins del Sol han canviat gradualment. Dins del nucli, la proporció d'heli ha augmentat d'un 24% a un 60% a causa de la fusió, i part de l'heli i elements pesants s'han instal·lat des de la fotosfera cap al centre del Sol a causa de la [[gravetat]]. Les proporcions de metalls (elements més pesants) no canvien. La [[transmissió tèrmica|calor és transferida]] cap a fora del nucli del Sol per radiació més que per convecció (vegeu la [[#Zona radiant|zona radiant]] més avall), de manera que els productes de fusió no s’eleven cap a l'exterior per la calor; romanen al nucli<ref name=hkt2004_9.2.3>{{ref-llibre|cognom1=Hansen |nom1=C.J. |cognom2=Kawaler |nom2=S.A. |cognom3=Trimble |nom3=V. |títol=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pàgines=§ 9.2.3 |nopp=yes |edició=2a edició|editorial=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |data=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref> i a poc a poc s'ha començat a formar un nucli intern d'heli que no es pot fusionar perquè actualment el nucli del Sol no és prou calent ni dens per fusionar heli. A la fotosfera actual es redueix la fracció d'heli i la [[metal·licitat]] és només el 84% del que era en la fase [[Protoestrella|protoestel·lar]] (abans de començar la fusió nuclear al nucli). En el futur, l’heli continuarà acumulant-se al nucli i, en uns 5.000 milions d'anys, aquesta acumulació gradual farà que el Sol surti de la [[seqüència principal]] i esdevenir una [[gegant vermella]].<ref>Iben, I Jnr (1965) «Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M_{sun} Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning». (''Astrophysical Journal'', vol. 142, p. 1447)</ref>

La composició química de la fotosfera es considera normalment representativa de la composició del sistema solar primordial.<ref name=aller1968>
{{ref-publicació|cognom=Aller |nom=L.H. |títol=The chemical composition of the Sun and the solar system |publicació=Proceedings of the Astronomical Society of Australia |volum=1 |exemplar=4 |pàgina=133 |data=1968 |bibcode=1968PASAu...1..133A |doi=10.1017/S1323358000011048}}</ref> Les abundàncies d’elements pesants solars descrites anteriorment es mesuren tan usant-se [[Espectroscòpia astronòmica|espectroscòpia]] de la fotosfera del Sol o bé mesurant abundàncies en [[meteorit]]s que mai s'han escalfat a temperatures de fusió. Es creu que aquests meteorits conserven la composició del Sol protoestel·lar i, per tant, no es veuen afectats per l'assentament d'elements pesants. Els dos mètodes generalment concorden bé.<ref name=basu2008>{{ref-publicació|cognom1=Basu |nom1=S. |cognom2=Antia |nom2=H.M. |any=2008 |títol=Helioseismology and Solar Abundances |publicació=[[Physics Reports]] |volum=457 |exemplar=5-6 |pàgines=217–283 |arxiv=0711.4590 |bibcode=2008PhR...457..217B |doi=10.1016/j.physrep.2007.12.002 |s2cid=119302796}}</ref>

=== Elements del grup de ferro ionitzats individualment ===
Als anys setanta, moltes investigacions es van centrar en les abundàncies dels elements del [[grup de ferro]] al Sol.<ref name=biemont1978>
{{ref-publicació|cognom=Biemont |nom=E. |data=1978 |títol=Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun |publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volum=184 |exemplar=4 |pàgines=683-694 |bibcode=1978MNRAS.184..683B |doi=10.1093/mnras/184.4.683|doi-access=free}}</ref><ref>Ross i Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge i Engvold 1977, citats a Biemont 1978.</ref> Tot i que es van fer importants investigacions, fins al 1978 va ser difícil determinar l’abundància d’alguns elements del grup de ferro (per exemple el [[cobalt]] i el [[manganès]]) a través de l'[[espectroscòpia]] a causa de les seves [[Transició hiperfina|estructures hiperfines]].<ref name=biemont1978/>

El primer conjunt de [[força d'oscil·lador|forces d'oscil·lador]] d’elements del grup de ferro ionitzats individualment es van fer disponibles als anys seixanta,<ref>Corliss i Bozman (1962 citats a Biemont 1978) i Warner (1967 citat a Biemont 1978)</ref> i aquestes van ser millorades posteriorment.<ref>Smith (1976 citata a Biemont 1978)</ref> El 1978 es van derivar les abundàncies d’elements ionitzats individualment del grup del ferro.<ref name=biemont1978/>

=== Composició isotòpica ===
Diversos autors han considerat l'existència d'un gradient en les composicions [[isòtop|isotòpiques]] dels [[gas noble|gasos nobles]] solars i planetaris,<ref>Signer i Suess 1963; Manuel 1967; Marti 1969; Kuroda i Manuel 1970; Srinivasan i Manuel 1971, tots citats a Manuel i Hwaung 1983</ref> per exemple les correlacions entre composicions isotòpiques del [[neó]] i [[xenó]] al Sol i als planetes.<ref>Kuroda i Manuel 1970 citats a Manuel i Hwaung 1983:7</ref>

Abans del 1983, es pensava que tot el Sol tenia la mateixa composició que l’atmosfera solar.<ref name=manuel1983>
{{ref-publicació|cognom1=Manuel |nom1=O.K. |cognom2=Hwaung |nom2=G. |data=1983 |títol=Solar abundances of the elements |publicació=[[Meteoritics (revista)|Meteoritics]] |volum=18 |exemplar=3 |pàgines=209–222 |bibcode=1983Metic..18..209M |doi=10.1111/j.1945-5100.1983.tb00822.x }}</ref> El 1983 es va afirmar que va ser el [[fraccionament]] al mateix Sol el que va causar la relació de composició isotòpica a través del vent solar entre els gasos nobles planetaris.<ref name=manuel1983/>

== Estructura i fusió ==
{{article principal|Model solar estàndard}}
Com tots els cossos amb suficient [[massa]], el Sol posseeix una forma [[esfera|esfèrica]] i, a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament [[pol (geometria)|polar]]. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la [[Gravetat|força gravitacional]], però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per la [[força]] de pressió de radiació i la [[pressió]] del gas. Pel fet que aquestes forces es compensen, l'[[estel]] ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega en l'anomenat ''[[equilibri hidroestàtic]]''. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en «capes de ceba». La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. Sí que es pot, no obstant, establir una funció física que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'[[astronomia]] disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1) [[Nucli solar|nucli]], 2) [[zona radiant]], 3) [[zona convectiva]], 4) [[fotosfera]], 5) [[cromosfera]], 6) [[corona solar|corona]] i 7) [[vent solar]].{{Citació necessària|data=2023}}

=== Nucli solar ===
{{article principal|Nucli solar}}
Ocupa uns 139.000 [[Quilòmetre|km]] del radi solar, 1/5 del total, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix.<ref>{{ref-publicació|doi=10.1126/science.1140598|data=Jun 2007|autor=García, Ra|display-authors=4|autor2=Turck-Chièze, S|autor3=Jiménez-Reyes, Sj|autor4=Ballot, J|autor5=Pallé, Pl|autor6=Eff-Darwich, A|autor7=Mathur, S|autor8=Provost, J|títol=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core.|volum=316|exemplar=5831|pàgines=1591–3|issn=0036-8075|pmid=17478682|publicació=Science|bibcode=2007Sci...316.1591G|s2cid=35285705}}</ref> El Sol està constituït per un 81% d'[[hidrogen]], 18% d'[[heli]] i l'1% restant d'altres elements. En el seu centre, es calcula que existeix un 49% d'hidrogen, un 49% d'heli i el 2% restant d'altres elements que serveixen de [[catalitzadors]] en les reaccions termonuclears. A començament de la dècada dels anys 30 del {{segle|XX}}, el físic austríac [[Fritz Houtermans]] (1903-1966) i l'astrònom anglès [[Robert d'Escourt Atkinson]] (1898-1982) varen unir els seus esforços per esbrinar si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelles es podia explicar per les transformacions nuclears. El [[1938]], [[Hans Albrecht Bethe]] (1906-2005) als Estats Units i [[Carl Friedrich von Weizsäcker]] (1912) a Alemanya, simultàniament i independent, descobriren un grup de reaccions en què intervenen el [[carboni]] i el [[nitrogen]] com a catalitzadors, que constitueixen un cicle, repetint-se una i una altra vegada mentre dura l'hidrogen. Aquest grup de reaccions, se'l coneix com a «cicle de Bethe» o «cicle del carboni», i és equivalent a la fusió de quatre [[protó|protons]] en un nucli d'heli. En aquestes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa: l'hidrogen consumit pesa més que l'heli produït. Aquesta diferència de massa es transforma en energia segons l'equació d'[[Albert Einstein|Einstein]] (E = mc²), on E és l'[[energia]], m la [[massa]] i c la [[velocitat de la llum]]. Aquestes reaccions nuclears transformen el 0,7% de la massa afectada en [[Fotó|fotons]], amb una longitud d'ona molt curta i, per tant, molt energètics i penetrants. L'energia produïda manté l'equilibri tèrmic del nucli solar a temperatures d'aproximadament 15 milions de [[kelvin|kèlvins]].{{Efn|Un ésser humà adult de 50 kg té un volum aproximat 0,05 m³, que correspon a 13,8 watts, a la potència volumètrica del centre solar. Això és 285 kcal/dia, aproximadament el 10% de la ingesta i producció calòriques mitjanes reals en humans en condicions no estressants.}}{{Citació necessària|data=2023}}<br/>

El cicle consta de les etapes següents:{{Citació necessària|data=2023}}
:<math>_1^{1}\text{H}</math> + <math>_6^{12}\text{C}</math> → <math>_7^{13}\text{N}</math>
:<math>_7^{13}\text{N}</math> → <math>_6^{13}\text{C}</math> + e<sup>+</sup> + neutrí
:<math>_1^{1}\text{H}</math> + <math>_6^{13}\text{C}</math> → <math>_7^{14}\text{N}</math>
:<math>_1^{1}\text{H}</math> + <math>_7^{14}\text{N}</math> → <math>_8^{15}\text{O}</math>
:<math>_8^{15}\text{O}</math> → <math>_7^{15}\text{N}</math> + e<sup>+</sup> + neutrí
:<math>_1^{1}\text{H}</math> + <math>_7^{15}\text{N}</math> → <math>_6^{12}\text{C}</math> + <math>_2^{4}\text{He}</math>

Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, el resultat és:

4 <math>_1^{1}\text{H}</math> → <math>_2^{4}\text{He}</math> + 2 e<sup>+</sup> + 2 neutrins + 26,7 MeV.

L'energia neta alliberada en el procés és 26,7 MeV, o siga, prop de 6,7 x 10¹⁴ [[joules]] per [[quilogram]] de [[protons]] consumits. El [[carboni]] hi actua com a catalitzador, perquè al final del cicle es regenera.{{Citació necessària|data=2023}}

==== Cicle de fusió protó-protó{{Citació necessària|data=2023}} ====
[[Fitxer:Fusion in the Sun.svg|miniatura|Cicle de fusió nuclear més comú al Sol, protó-protó]]
Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en els [[estrella (astronomia)|estels]] és el cicle de Critchfiel o [[protó]]-protó. El [[1938]], [[Charles Critchfiel]], un jove físic alumne de [[George Gamow]] ([[1904]]-[[1968]]) a la [[Universitat]] de [[George Washington]], va adonar-se que, en el xoc entre dos protons molt ràpids, pot ocórrer que un dels protons perda la seua càrrega positiva i es convertisca en un [[neutró]], que roman unit a l'altre [[protó]], constituint un [[deuteró]], és a dir, un nucli d'[[hidrogen]] pesant. La reacció és: 

<math>_1^{1}\text{H}</math> + <math>_1^{1}\text{H}</math> → <math>_1^{2}\text{H}</math> + e<sup>+</sup> + [[neutrí]]

<math>_1^{1}\text{H}</math> + <math>_1^{2}\text{H}</math> → <math>_2^{3}\text{He}</math>

<math>_2^{3}\text{He}</math> + <math>_2^{3}\text{He}</math> → <math>_2^{4}\text{He}</math> + 2 <math>_1^{1}\text{H}</math>.

==== Observacions{{Citació necessària|data=2023}} ====
El primer cicle (CNO) es dona en [[estrella|estels]] més calents i amb major massa que el Sol i la cadena protó-protó en les semblants al Sol. Pel que fa al Sol, fins a l'any [[1953]] es va creure que la seva energia era produïda exclusivament per l'enllustrament de Bethe, però s'ha demostrat els últims anys que la calor solar procedix en un 99% del cicle protó-protó.

Arribarà un dia en què el Sol esgoti tot l'[[hidrogen]] de la regió central en transformar-lo en [[heli]]; la pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, escalfant cada vegada més les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendeixin a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertirà en una [[estel]] [[gegant vermell]]. El diàmetre del Sol pot arribar i sobrepassar al de l'òrbita de la [[Terra]], amb la qual cosa qualsevol forma de vida s'hi haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central arribi aproximadament a 100 milions de graus, començarà a produir-se la conversió de l'[[heli]] en [[carboni]], fins que el primer s'esgoti, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que en esgotar-se l'[[hidrogen]]. D'aquesta manera, el nucli començarà a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una [[nana blanca]] i, més tard, en refredar-se totalment, en una [[nana negra]].

=== Zona radiant ===
{{article principal|Zona de radiació}}
És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radioactiva. Aquesta zona està composta de [[plasma (Estat de la matèria)|plasma]], és a dir, grans quantitats d'[[hidrogen]] i [[heli]] [[ionitzat]].<ref>{{ref-web| url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |títol=NASA Space Science Data Coordinated Archive Sun Fact Sheet}}</ref> Com que la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6.000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés.<ref>{{ref-web | url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml | títol=NASA/Marshall Solar Physics | consulta=2022-03-10 | arxiuurl=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml | arxiudata=2019-03-29 }}</ref> Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum, a arribar a la superfície i manifestar-se com a llum visible.{{Citació necessària|data=2023}}

=== Tacoclina ===
{{article principal|Tacoclina}}

La zona radiativa i la zona convectiva estan separades per una capa de transició, la [[tacoclina]]. Aquesta és una regió on el règim agut canvia entre la rotació uniforme de la zona radiativa i la rotació diferencial de la [[zona convectiva]] dona com a resultat una gran [[Tensió tallant|tensió]] entre ambdues: una condició on les successives capes horitzontals llisquen entre si.<ref>
{{ref-llibre|cognom=Tobias |nom=S.M. |data=2005 |capítol=The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo |chapter-url=https://books.google.cat/books?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193 |pàgines=193–235 |editor=A.M. Soward |display-editors=etal |títol=Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics |editorial=[[CRC Press]] |isbn=978-0-8493-3355-2|llengua=anglès}}</ref> Actualment, ha sorgit una hipòtesi (vegeu ''[[Dinamo solar]]'') que una dinamo magnètica dins d'aquesta capa genera el [[camp magnètic]] del Sol.<ref name=NASA1>{{ref-web|data= 18 gener 2007 |títol=NASA/Marshall Solar Physics|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |editor=[[Marshall Space Flight Center]] |consulta= 11 juliol 2009 |arxiudata= 29 març 2019 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |url-status=live}}</ref>

=== Zona convectiva ===
{{article principal|Zona de convecció}}
Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en aquesta els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat, tornant-se el material opac al transport de radiació.<ref>{{ref-publicació|doi=10.1051/0004-6361:20010585|arxiv = astro-ph/0105054 |bibcode = 2001A&A...373..190B |títol= Formation of massive stars by growing accretion rate |publicació= Astronomy and Astrophysics |volum= 373 |pàgines= 190–198 |any= 2001 |cognom1= Behrend |nom1= R. |cognom2= Maeder |nom2= A. |s2cid = 18153904 }}</ref> Per tant, l'[[energia]] es transmet per [[convecció]], en la qual la calor es transporta de manera no homogènia i [[flux turbulent|turbulenta]] pel mateix fluid. Els fluids es dilaten en ser calfats i disminuïxen de [[densitat]]; per tant, es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors fredes, establint-se corrents convectius.<ref>{{ref-publicació|doi=10.1051/0004-6361/201321282|arxiv = 1304.3337 |bibcode = 2013A&A...554A..23M |títol= Evidence of quasi-chemically homogeneous evolution of massive stars up to solar metallicity |publicació= Astronomy & Astrophysics |volum= 554 |pàgines= A23 |any= 2013 |cognom1= Martins |nom1= F. |cognom2= Depagne |nom2= E. |cognom3= Russeil |nom3= D. |cognom4= Mahy |nom4= L. |s2cid = 54707309 }}</ref> Així, a uns 200.000 [[quilòmetres]] sota la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els [[Fotó|fotons]] procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència; les ''parcel·les'' de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma de [[llum visible]], refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que aquesta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'[[heliosismologia]].{{Citació necessària|data=2023}}

=== Fotosfera ===
{{article principal|Fotosfera}}
[[Fitxer:Sun920607.jpg|miniatura|[[Fotosfera]] del Sol on s'hi aprecien diverses [[taques solars]]]]
La [[fotosfera]] és la zona des d'on s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per [[granulació fotoesfèrica|grànuls]] brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, aquests grànuls pareixen estar sempre en agitació. Com que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca.<ref>{{ref-llibre|cognom1=Carroll |nom1=Bradley W.
|cognom2=Ostlie |nom2=Dale A.
| name-list-style=amp
|data=1996
|títol=Modern Astrophysics
|editorial=[[Addison-Wesley]]
}}</ref> Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un [[telescopi]], es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i, per tant, més lluminosa. Però, en mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per aquesta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 [[km]] de profunditat.{{Citació necessària|data=2023}}

El signe més evident d'activitat en la fotosfera són les [[taques solars]].{{Citació necessària|data=2023}}

=== Cromosfera ===
{{article principal|Cromosfera}}
La cromosfera és la regió de l'atmosfera solar situada entre la [[fotosfera]] i la [[corona solar]]. És una capa relativament fina, de només 2.000 km de gruix, que està dominada per un espectre de línies d'absorció i emissió. El nom ''cromosfera'' ve del [[Grec antic|grec]] ''chromos'' que significa '[[color]]<nowiki/>', perquè la cromosfera és visible com un flaix de color al principi i al final dels [[eclipsi de Sol|eclipsis totals de Sol]].<ref>{{ref-publicació|cognom1=Jess|nom1=D.B|cognom2=Morton|nom2=RJ|cognom3=Verth|nom3=G|cognom4=Fedun|nom4=V|cognom5=Grant|nom5=S.T.D|cognom6=Gigiozis|nom6=I.|data=juliol 2015|títol=Multiwavelength Studies of MHD Waves in the Solar Chromosphere.|publicació=Space Science Reviews|volum=190|exemplar=1–4|pàgines=103–161|arxiv=1503.01769|bibcode=2015SSRv..190..103J|doi=10.1007/s11214-015-0141-3|s2cid=55909887 }}</ref>

=== Atmosfera ===
{{article principal|Corona solar|Rínxol coronal}}
La corona solar és la part més exterior de l'atmosfera solar. Mesura més d'un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els [[Eclipsi solar|eclipsis solars]] o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol, denominat ''[[coronògraf]]''. Fins al [[1930]], l'única forma d'observar la corona era quan la [[Lluna]] eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, el [[1930]], d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats [[coronògraf|''coronògrafs'']], es va poder estudiar de manera més accessible el fenomen de la corona solar.{{Citació necessària|data=2023}}

La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre<ref name=Hansteen1997>
{{ref-publicació|cognom1=Hansteen |nom1=V.H. |cognom2=Leer |nom2=E. |cognom3=Holzer |nom3=T.E. |data=1997 |títol=The role of helium in the outer solar atmosphere |publicació=[[The Astrophysical Journal]] |volum=482 |exemplar=1 |pàgines=498–509 |bibcode=1997ApJ...482..498H |doi=10.1086/304111|doi-access=free }}</ref> i la seua temperatura assoleix els dos milions de graus<ref name=Aschwanden>{{ref-llibre|títol=Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions|cognom=Aschwanden|nom=Markus J.|editorial=Praxis Publishing|any=2005|isbn=978-3-540-22321-4|lloc=Chichester, UK}}
</ref> (mentre que la [[fotosfera]] té una temperatura aproximada de 6.000 °C).{{efn|L’atmosfera terrestre a prop del nivell del mar té una densitat de partícules aproximada 2{{e|25}}&nbsp;m<sup>−3</sup>.}}

La corona solar està composta per xicotetes partícules que eventualment són llançades a l'espai per l'intens camp magnètic solar, produint el [[vent solar]] i, en fenòmens d'ejecció intensos, tempestats elèctriques en la [[Terra]]. Aquests àtoms llançats, en xocar amb la part superior de la nostra [[Atmosfera terrestre|atmosfera]], són els causants de les [[aurora polar|aurores]] en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona són deguts al [[camp magnètic]] del Sol.{{Citació necessària|data=2023}}

Durant un eclipsi, el [[1870]], [[Charles Young]], observant l'espectre de llum de la corona, va identificar un traç verd l'origen del qual no es podia explicar. Entre les hipòtesis que van circular en l'època, es va parlar d'un suposat element químic desconegut que no estaria disponible en la Terra. El [[1940]], Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts sinó d'àtoms altament ionitzats d'elements disponibles en la [[Terra]] com el [[ferro]].{{Citació necessària|data=2023}}

=== Fotons i neutrins ===
{{article principal|Irradiància solar}}

Els fotons d'alta energia en [[raigs gamma]] inicialment alliberats amb reaccions de fusió al nucli són gairebé immediatament absorbits pel plasma solar de la zona radiativa, normalment després de viatjar només uns pocs mil·límetres. La reemissió es produeix en una direcció aleatòria i normalment a una energia lleugerament inferior. Amb aquesta seqüència d’emissions i absorcions, la radiació triga molt a arribar a la superfície del Sol. Les estimacions del temps de viatge del fotó oscil·len entre els 10.000 i els 170.000 anys.<ref name=NASA>{{ref-web|data=2007 |títol=Ancient sunlight|url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php |website=Technology Through Time |editor=NASA |exemplar=50 |consulta= 24 juny 2009 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20090515085541/http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php |arxiudata= 15 maig 2009 |url-status=dead}}</ref> En canvi, només triga 2,3 segons pels [[Neutrí|neutrins]], que representen aproximadament el 2% de la producció total d’energia del Sol, per arribar a la superfície. Com que el transport d’energia al Sol és un procés que implica fotons en equilibri termodinàmic amb la matèria, l'escala de temps del transport d’energia al Sol és més llarga, de l’ordre de 30 milions d'anys. Aquest és el temps que trigaria el Sol a tornar a un estat estable, si la taxa de generació d’energia en el seu nucli es canviés sobtadament.<ref>
{{ref-publicació|cognom=Stix |nom=M. |data=2003 |títol=On the time scale of energy transport in the sun |publicació=[[Solar Physics (revista)|Solar Physics]] |volum=212 |exemplar=1 |pàgines=3-6 |bibcode=2003SoPh..212....3S |doi=10.1023/A:1022952621810|s2cid=118656812}}</ref>

Els neutrins també són alliberats per les reaccions de fusió al nucli, però, a diferència dels fotons, poques vegades interactuen amb la matèria, de manera que gairebé tots són capaços d'escapar immediatament del Sol. Durant molts anys les mesures que es van fer del nombre de neutrins produïts al Sol van ser [[Problema dels neutrins solars|inferiors a les teories previstes]] per un factor de 3. Aquesta discrepància es va resoldre el 2001 mitjançant el descobriment dels efectes de l'[[oscil·lació de neutrins]]: el Sol emet el nombre de neutrins predits per la teoria, però faltaven detectors de neutrins 2⁄3 parts d'ells perquè els neutrins havien canviat de [[Sabor (física)|sabor]] en el moment de la seva detecció.<ref name=Schlattl>
{{ref-publicació|cognom=Schlattl |nom=H. |data=2001 |títol=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem |publicació=[[Physical Review D]] |volum=64 |exemplar=1 |pàgina=013009 |arxiv=hep-ph/0102063 |bibcode=2001PhRvD..64a3009S |doi=10.1103/PhysRevD.64.013009 |s2cid=117848623 }}</ref>

=== Vent solar ===
{{article principal|Vent solar}}
[[Fitxer:Heliopause diagram.png|miniatura|Diagrama de l'[[heliopausa]], en el límit entre el [[vent solar]] i el vent interestel·lar]]
El vent solar és un flux de [[Partícula elemental|partícules]] carregades (és a dir, [[plasma (Estat de la matèria)|plasma]]) que sorgeixen de la part superior de l'atmosfera solar i s'estenen per tot el sistema solar. Està format majoritàriament per [[protons]] i [[electrons]] d'alta [[energia]] (500 [[electronvolt|keV]]).{{Citació necessària|data=2023}}

La composició elemental del vent solar (en massa) és idèntica a la de la corona: un 71-73% d'[[hidrogen]] [[ionització|ionitzat]] i un 25-27% d'[[heli]] ionitzat, la resta són ions d'altres elements i electrons. Les partícules es troben completament [[ió (àtom)|ionitzades]] formant un [[Plasma (Estat de la matèria)|plasma]] molt poc dens. En les proximitats de la [[Terra]], la velocitat del vent solar varia entre els 200-889 km/s, i n'és la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar.<ref name="McComas 1517">{{ref-publicació|cognom1=McComas|nom1=D. J.|cognom2=Elliott|nom2=H. A.|cognom3=Schwadron|nom3=N. A.|cognom4=Gosling|nom4=J. T.|cognom5=Skoug|nom5=R. M.|cognom6=Goldstein|nom6=B. E.|data=2003-05-15|títol=The three-dimensional solar wind around solar maximum|publicació=Geophysical Research Letters|llengua=anglès|volum=30|exemplar=10|pàgines=1517|doi=10.1029/2003GL017136|issn=1944-8007|bibcode = 2003GeoRL..30.1517M}}</ref>

Les partícules de vent solar que són atrapades en el [[camp magnètic terrestre]] mostren tendència a agrupar-se en els [[cinturons de Van Allen]] i poden provocar les [[Aurora boreal|aurores boreals]] i les [[Aurora austral|aurores australs]] quan xoquen amb l'[[atmosfera terrestre]] prop dels pols geogràfics. Altres [[planetes]] que tenen camps magnètics semblants als de la [[Terra]] també tenen les seves pròpies aurores.<ref>{{ref-web|url=http://solar-center.stanford.edu/FAQ/Qsolwindcomp.html|títol=Stanford SOLAR Center -- Ask A Solar Physicist FAQs - Answer|website=solar-center.stanford.edu|consulta= 9 novembre 2019}}</ref>

El [[vent solar]] forma una «bombolla» enmig del [[medi interestel·lar]] (una molt baixa densitat d'àtoms d'[[hidrogen]] i [[heli]] que omple la galàxia). El punt en què la força del vent solar no és prou important per a desplaçar el medi interestel·lar es coneix com a ''[[heliopausa]]'' i es considera que és el límit exterior del [[sistema solar]]. La distància fins a l'heliopausa no és coneguda amb precisió i, probablement, depèn de la velocitat del vent solar i de la densitat local del medi interestel·lar, però se sap que està molt més enllà de l'òrbita de [[(134340) Plutó|Plutó]].{{Citació necessària|data=2023}}

== Activitat magnètica ==
=== Camp magnètic ===
{{VT|Camp magnètic estel·lar|Taca solar}}

[[Fitxer:172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg|miniatura|Fotografia de llum visible de la taca solar del 13 de desembre de 2006]]

{{imatge múltiple|direcció= vertical
|amplada= 350
|imatge1= Sunspot butterfly diagram.svg|lang=ca
|imatge2= Sunspot area variation.svg|lang=ca
|peu2= [[Cicle solar#Les taques solars|Diagrames de papallona]] que mostren un patró de taques solars aparellades. El gràfic és de l'àrea de taques solars.
}}

[[Fitxer:Sun - August 1, 2010.jpg|miniatura|En aquesta imatge ultraviolada de fals color, el Sol mostra una flamarada solar de classe C3 (zona blanca a la part superior esquerra), un tsunami solar (estructura semblant a l’ona, a la part superior dreta) i múltiples filaments de [[Plasma (estat de la matèria)|plasma]] seguint un camp magnètic, que puja de la superfície estel·lar.]]
[[Fitxer:Heliospheric-current-sheet.gif|miniatura|El [[corrent heliosfèric difús]] s’estén fins als límits exteriors del sistema solar i resulta de la influència del camp magnètic giratori del Sol sobre el [[Plasma (estat de la matèria)|plasma]] al [[medi interplanetari]].<ref>
{{ref-web|data=2006 |títol=The Mean Magnetic Field of the Sun|url=http://wso.stanford.edu/#MeanField |editor=Wilcox Solar Observatory |consulta=1 agost 2007}}</ref>]]

El Sol té un camp magnètic que varia a través de la superfície del Sol. El seu camp polar és 1–2 [[Gauss (unitat)|gauss]] (0,0001–0,0002 [[Tesla (unitat)|T]]), mentre que el camp sol ser 3.000 gauss (0,3 T) en les característiques del Sol anomenades [[taques solars]] i 10–100 gauss (0,001–0,01 T) en [[Protuberància solar|protuberàncies]].<ref name=nssdc>{{ref-web|cognom=Williams |nom=D.R. |data=1 juliol 2013 |títol=Sun Fact Sheet|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |editor=[[NASA Goddard Space Flight Center]] |consulta=12 agost 2013 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20100715200549/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |arxiudata=15 juliol 2010}}</ref>

El camp magnètic també varia en temps i ubicació. Els quasi-periòdics d’11 anys de [[cicle solar]] és la variació més destacada en què el nombre i la mida de les taques solars s’acreixen i disminueixen.<ref name=doi10.1146/annurev-astro-081913-040012>{{ref-publicació |doi=10.1146/annurev-astro-081913-040012 |títol=Solar Dynamo Theory |publicació=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volum=52 |pàgines=251–290 |any=2014 |cognom1=Charbonneau |nom1=P. |bibcode=2014ARA&A..52..251C |s2cid=17829477|url=http://pdfs.semanticscholar.org/8051/07146a1c46769a39ace5a1063d034422362a.pdf |consulta=2020-10-19 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20190226152020/http://pdfs.semanticscholar.org/8051/07146a1c46769a39ace5a1063d034422362a.pdf |arxiudata=2019-02-26 }}</ref><ref name=Zirker2002-119>{{ref-llibre|cognom=Zirker |nom=J.B. |data=2002 |títol=Journey from the Center of the Sun |pàgines=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/119 119–120] |editorial=[[Princeton University Press]] |isbn=978-0-691-05781-1|url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/119}}</ref><ref name=Lang>{{ref-llibre|cognom=Lang |nom=Kenneth R. |data=2008 |títol=The Sun from Space |pàgina=75 |editorial=[[Springer-Verlag]] |isbn=978-3-540-76952-1}}</ref>

Les taques solars són visibles com a taques fosques a la [[fotosfera]] del Sol, i corresponen a concentracions de camp magnètic on el transport convectiu de calor s’inhibeix des de l’interior solar fins a la superfície. Com a resultat, les taques solars són una mica més fresques que la fotosfera circumdant, de manera que semblen fosques. En un típic [[mínim solar]], poques taques solars són visibles i, de tant en tant, no se’n pot veure cap. Les que apareixen es troben a altes latituds solars. A mesura que el cicle solar avança cap al seu [[Màxim solar|màxim]], les taques solars tendeixen a formar-se més a prop de l'equador solar, un fenomen conegut com a [[llei de Spörer]]. Les taques solars més grans poden tenir desenes de milers de quilòmetres de diàmetre.<ref name=Sunspot2001>
{{ref-web|data= 30 març 2001 |títol=The Largest Sunspot in Ten Years|url=http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/solarexp/sunspot.htm |editor=[[Goddard Space Flight Center]] |consulta=10 juliol 2009 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20070823050403/http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/solarexp/sunspot.htm |arxiudata=23 agost 2007}}</ref>

Un cicle de taques solars d’11 anys és la meitat d’un cicle 22 anys de tipus [[Dinamo solar|dinamo]] [[Model de Babcock|Babcock]]–Leighton, que correspon a un intercanvi oscil·latori d’energia entre camps magnètics solars [[coordenades toroidal i poloidal|toroidals i poloidals]]. Al màxim del cicle solar, el camp magnètic dipolar poloidal extern està a prop de la seva força mínima del cicle de dinamo, però un camp quadripol intern toroidal, generat a través de la rotació diferencial dins de la tacoclina, és a prop de la seva força màxima. En aquest moment del cicle de la dinamo, la pujada flotant dins de la zona convectiva provoca l’aparició del camp magnètic toroidal a través de la fotosfera, donant lloc a parells de taques solars, aproximadament alineades est-oest i amb petjades amb polaritats magnètiques oposades. La polaritat magnètica dels parells de taques solars alterna cada cicle solar, un fenomen conegut com a cicle de Hale.<ref>{{ref-publicació|cognom1=Hale |nom1=G.E. |cognom2=Ellerman |nom2=F. |cognom3=Nicholson |nom3=S.B. |cognom4=Joy |nom4=A.H. |títol=The Magnetic Polarity of Sun-Spots |publicació=The Astrophysical Journal |volum=49 |pàgina=153 |any=1919 |doi=10.1086/142452 |bibcode=1919ApJ....49..153H}}</ref><ref name=solarcycle>
{{ref-web|data=4 gener 2008 |títol=NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle |editor=[[PhysOrg]]|url=http://www.physorg.com/news119271347.html |consulta=10 juliol 2009}}</ref>

Durant la fase decreixent del cicle solar, l'energia es desplaça del camp magnètic toroidal intern al camp poloidal extern, i les taques solars disminueixen en nombre i mida. Al mínim del cicle solar, el camp toroidal és, corresponentment, a una força mínima, les taques solars són relativament rares i el camp poloidal té la seva força màxima. Amb l’augment del proper cicle de taques solars de 11 anys, la rotació diferencial fa canviar l'energia magnètica del camp poloidal al camp toroidal, però amb una polaritat oposada al cicle anterior. El procés continua contínuament i, en un escenari idealitzat i simplificat, cada cicle de taques solars d’11 anys correspon a un canvi, doncs, en la polaritat general del camp magnètic a gran escala del Sol.<ref>
{{ref-notícia|data=16 febrer 2001 |títol=Sun flips magnetic field|url=http://edition.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/ |obra=[[CNN]] |consulta=11 juliol 2009}}</ref><ref>
{{ref-web|cognom=Phillips |nom=T. |data=15 febrer 2001 |títol=The Sun Does a Flip|url=https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |editor=NASA |consulta=11 juliol 2009 |url-status=dead |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20090512121817/https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |arxiudata=12 maig 2009}}</ref>

El camp magnètic solar s’estén molt més enllà del propi Sol. El plasma del vent solar que es condueix elèctricament porta el camp magnètic del Sol a l'espai, formant el que s'anomena [[camp magnètic interplanetari]].<ref name=Russell2001>{{ref-llibre|cognom=Russell |nom=C.T. |data=2001 |capítol=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial |chapter-url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf |pàgines=73–88 |editor=Song, Paul |editor2=Singer, Howard J. |editor3-link=George Siscoe |editor3=Siscoe, George L. |títol=Space Weather (Geophysical Monograph) |editorial=[[American Geophysical Union]] |isbn=978-0-87590-984-4 |consulta=11 juliol 2009 |arxiudata=1 octubre 2018 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20181001131951/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf }}</ref> En una aproximació coneguda com a [[magnetohidrodinàmica]] ideal, les partícules de plasma només es mouen al llarg de les línies del camp magnètic. Com a resultat, el vent solar que flueix cap a fora estira el camp magnètic interplanetari també cap a fora, forçant-lo a formar una estructura aproximadament radial. Per a un simple camp magnètic dipolar solar, amb polaritats hemisfèriques oposades a banda i banda de l'equador magnètic solar, el [[corrent heliosfèric difús|corrent difús]] es forma al vent solar.<ref name=Russell2001/> A grans distàncies, la rotació del Sol fa girar el camp magnètic dipolar i el corrent difús corresponent en una estructura d'[[espiral d'Arquimedes]] anomenada espiral Parker.<ref name=Russell2001/> El camp magnètic interplanetari és molt més fort que el component dipolar del camp magnètic solar. El camp magnètic dipolar del Sol de 50-400 [[tesla (unitat)|μT]] (a la fotosfera) es redueix amb el cub invers de la distància, donant lloc a un camp magnètic predit de 0,1 nT a la distància de la Terra. No obstant això, segons les observacions de les sondes espacials, el camp interplanetari a la ubicació de la Terra és al voltant 5 nT, aproximadament cent vegades més gran.<ref name=Wang2003>{{ref-publicació |cognom1=Wang |nom1=Y.-M. |cognom2=Sheeley |nom2=N.R. |data=2003 |títol=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum |publicació=[[The Astrophysical Journal]] |volum=591 |exemplar=2 |pàgines=1248–1256 |bibcode=2003ApJ...591.1248W |doi=10.1086/375449 |s2cid=7332154|url=http://pdfs.semanticscholar.org/1b67/1d20056bf7ef19d46282b01983cea0c5ca56.pdf |consulta=2020-10-19 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20190219222742/http://pdfs.semanticscholar.org/1b67/1d20056bf7ef19d46282b01983cea0c5ca56.pdf |arxiudata=2019-02-19 }}</ref> La diferència es deu als camps magnètics generats pels corrents elèctrics al plasma que envolta el Sol.{{Citació necessària|data=2023}}

=== Variació en l'activitat ===
[[Fitxer:Solar-cycle-data-ca.svg|miniatura|Mesures del 2005 de la variació del cicle solar durant els darrers 30 anys]]

El camp magnètic del Sol provoca molts efectes que s’anomenen col·lectivament [[Cicle solar|activitat solar]]. Les [[Erupció solar|erupcions solars]] i les [[Ejecció de massa coronal|ejeccions de massa coronal]] solen aparèixer en grups de taques solars. Els fluxos de vent solar d’alta velocitat que canvien lentament s'emeten des de [[Forat coronal|forats coronals]] a la superfície fotosfèrica. Tant les expulsions de massa coronal com els corrents d’alta velocitat de vent solar transporten plasma i camp magnètic interplanetari cap al sistema solar.<ref name=Zirker2002>
{{ref-llibre|cognom=Zirker |nom=J.B. |data=2002 |títol=Journey from the Center of the Sun |pàgines=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/120 120–127] |editorial=[[Princeton University Press]] |isbn=978-0-691-05781-1|url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/120}}</ref> Els efectes de l’activitat solar a la Terra inclouen [[Aurora polar|aurores]] de latituds moderades a altes i la interrupció de les comunicacions per ràdio i [[Potència elèctrica|electricitat]]. Es creu que l’activitat solar va tenir un paper important a la [[formació i evolució del sistema solar]].{{Citació necessària|data=2023}}

Amb la modulació del cicle solar del nombre de taques solars s’obté una modulació corresponent de les condicions de la [[meteorologia espacial]], inclosos els que envolten la Terra on es poden veure afectats els sistemes tecnològics.{{Citació necessària|data=2023}}

El desembre de 2019 es va observar un nou tipus d’explosió magnètica solar, coneguda com a [[reconnexió magnètica forçada]]. Anteriorment, en un procés anomenat [[reconnexió magnètica espontània]], es va observar que les línies del camp magnètic solar divergen explosivament i convergeixen de nou instantàniament. La reconnexió magnètica forçada va ser similar, però va ser desencadenada per una explosió a la corona.<ref>{{ref-web|url=https://in.mashable.com/science/9560/astronomers-observe-new-type-of-magnetic-explosion-on-the-sun?amp=1|títol=Astronomers Observe New Type Of Magnetic Explosion On The Sun|website=in.mashable.com|consulta=18-12-2019|llengua=anglès}}</ref>

=== Canvis a llarg termini ===
Alguns científics creuen que el canvi secular a llarg termini del nombre de taques solars està correlacionat amb el canvi a llarg termini de la irradiació solar,<ref>
{{ref-publicació|cognom1=Willson |nom1=R.C. |cognom2=Hudson |nom2=H.S. |data=1991 |títol=The Sun's luminosity over a complete solar cycle |publicació=[[Nature (revista)|Nature]] |volum=351 |exemplar=6321 |pàgines=42–44 |doi=10.1038/351042a0 |bibcode=1991Natur.351...42W|s2cid=4273483}}</ref> que, al seu torn, podria influir en el clima a llarg termini de la Terra.<ref>{{ref-publicació |enllaçautor=John A. Eddy |cognom=Eddy |nom=John A. |títol=The Maunder Minimum |publicació=[[Science (revista)|Science]] |volum=192 |exemplar=4245 |pàgines=1189–1202 |data=Juny 1976 |pmid=17771739 |doi=10.1126/science.192.4245.1189 |jstor=17425839 |bibcode=1976Sci...192.1189E |s2cid=33896851|url=http://pdfs.semanticscholar.org/ceea/9d0d99d9d991cf7f4f678f373253d88ca313.pdf |consulta=2020-10-25 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20200228073657/https://pdfs.semanticscholar.org/ceea/9d0d99d9d991cf7f4f678f373253d88ca313.pdf |arxiudata=2020-02-28 }}</ref>
Per exemple, al {{segle|XVII}}, el cicle solar semblava haver-se aturat completament durant diverses dècades; es van observar poques taques solars durant un període conegut com a [[mínim de Maunder]]. Això va coincidir amb l'època de la [[Petita Edat de Gel]], quan Europa va experimentar temperatures inusualment fredes.<ref name=Lean>
{{ref-publicació|cognom1=Lean |nom1=J. |cognom2=Skumanich |nom2=A. |cognom3=White |nom3=O. |data=1992 |títol=Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum |publicació=[[Geophysical Research Letters]] |volum=19 |exemplar=15 |pàgines=1591-1594 |doi=10.1029/92GL01578 |bibcode=1992GeoRL..19.1591L|url=https://zenodo.org/record/1231321}}</ref> S'han descobert mínims ampliats anteriorment mitjançant l'anàlisi dels [[Dendrocronologia#Anells de creixement|anells dels arbres]] i sembla que han coincidit amb temperatures globals inferiors a la mitjana.<ref>
{{ref-llibre|cognom1=Mackay |nom1=R.M. |cognom2=Khalil |nom2=M.A.K |capítol=Greenhouse gases and global warming |chapter-url= https://books.google.cat/books?id=tQBS3bAX8fUC&pg=PA1&dq=solar+minimum+dendochronology |editor=Singh, S.N. |data=2000 |títol=Trace Gas Emissions and Plants |pàgines=1–28 |editorial=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |isbn=978-0-7923-6545-7}}</ref>

Una teoria recent afirma que hi ha inestabilitats magnètiques al nucli del Sol que causen fluctuacions amb períodes de 41.000 o 100.000 anys. Aquests podrien proporcionar una millor explicació dels [[Època glacial|períodes glacials]] en comptes dels [[Teoria de Milanković|cicles de Milanković]].<ref>
{{ref-publicació|cognom=Ehrlich |nom=R. |títol=Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change |publicació=[[Journal of Atmospheric and Solar–Terrestrial Physics]] |volum=69 |exemplar=7 |pàgines=759–766 |any=2007 |doi=10.1016/j.jastp.2007.01.005 |arxiv=astro-ph/0701117 |bibcode=2007JASTP..69..759E |s2cid=7015360|url=http://cds.cern.ch/record/1008931}}</ref><ref>
{{ref-publicació|cognom=Clark |nom=S. |títol=Sun's fickle heart may leave us cold|url=https://www.newscientist.com/article/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html |publicació=[[New Scientist]] |exemplar=2588 |pàgina=12 |data=2007 |doi=10.1016/S0262-4079(07)60196-1 |volum=193 }}</ref>

== Naixement i mort ==
{{Vegeu també|Evolució estel·lar}}
El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de [[núvol molecular|núvols de gas i pols]] que ja contenien residus de generacions anteriors d'[[estrella|estels]].{{sfn|Prialnik|2000|loc=Capítol 10}} Gràcies a la [[metal·licitat]] de tal gas, del seu [[disc protoplanetari]] van sorgir, més tard, els [[planetes]], [[asteroides]] i [[cometa|cometes]] del [[sistema solar]].<ref name=Schaller>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26AS...96..269S Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269]</ref><ref name=Heger>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H Heger, A. et al. 2003, ApJ 591, 288]</ref> En l'interior del Sol, es produïxen reaccions de [[Fusió nuclear|fusió]] en les quals els àtoms d'[[hidrogen]] es transformen en [[heli]] i es produïx l'energia que irradia la nostre estel. Actualment, el Sol es troba en plena [[seqüència principal]], fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant, aquest es contraurà i s'encendrà la capa d'[[hidrogen]] adjacent, però això no bastarà per a retenir-lo. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada per a fusionar l'[[heli]] del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall aniran expandint-se gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de [[Lluentor superficial|brillantor]] de l'[[estel]], la seva [[temperatura efectiva]] disminuirà, situant la seva [[llum]] en la regió vermella de l'[[espectre]]. El Sol s'haurà convertit en una [[gegant roja]]. El [[radi (Geometria)|radi]] del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit [[Mercuri (planeta)|Mercuri]], [[Venus (planeta)|Venus]] i, possiblement, la [[Terra]]. Durant la seva etapa com a gegant roja (uns 1.000 milions d'anys), el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida, el [[vent solar]] s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, que formarà, amb el temps, una [[nebulosa planetària]]. El nucli i les seves regions més properes es comprimiran més, fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en què les repulsions de tipus quàntic entre els [[electrons]] extremadament propers ([[degenerats]]) frenaran el col·lapse. Quedarà, llavors, com a romanent estel·lar, una [[nana blanca]] de [[carboni]] i [[oxigen]] que s'anirà refredant gradualment.{{Citació necessària|data=2023}}

== Fases evolutives ==
{{article principal|Formació i evolució del sistema solar|Evolució estel·lar}}

El Sol actual és aproximadament a la meitat de la part més estable de la seva vida. No ha canviat dràsticament durant més de 4.000 milions d'anys, i es mantindrà bastant estable durant més de 5.000 milions més. No obstant això, després que la fusió d'hidrogen en el seu nucli s'hagi aturat, el Sol experimentarà canvis dramàtics, tant internament com externament.{{Citació necessària|data=2023}}

=== Formació ===
El Sol es va formar fa uns 4.600 milions d'anys a partir del col·lapse d’una part d’un [[núvol molecular]] gegant que consistia principalment en hidrogen i heli i que probablement va donar a llum moltes altres estrelles.<!-- Diríem 4,57, però pot haver-hi incertesa; per exemple, https://arxiv.org/pdf/1507.05847.pdf sembla suggerir 4.587 en lloc de 4.567 --><ref name=Zirker2002-7>
{{ref-llibre|cognom=Zirker |nom=Jack B. |títol=Journey from the Center of the Sun |data=2002 |editorial=[[Princeton University Press]] |isbn=978-0-691-05781-1 |pàgines=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/7 7–8]|url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/7}}
</ref> Aquesta edat s’estima utilitzant [[Simulació d'ordinador|simulacions informàtiques]] d'[[evolució estel·lar]] i a través de la [[nucleocosmocronologia]].<ref name=Bonanno>{{ref-publicació|cognom1=Bonanno |nom1=A. |cognom2=Schlattl |nom2=H.|cognom3=Paternò |nom3=L. |any=2002 |títol=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS |publicació=[[Astronomy and Astrophysics]] |volum=390 |exemplar=3 |pàgines=1115–1118 |arxiv=astro-ph/0204331 |bibcode=2002A&A...390.1115B |doi=10.1051/0004-6361:20020749 }}</ref> El resultat és coherent amb la [[Datació radiomètrica|data radiomètrica]] del material més antic del sistema solar, fa 4.567 milions d'anys.<ref>
{{ref-publicació|cognom1=Amelin |nom1=Y. |cognom2=Krot |nom2=A. |cognom3=Hutcheon |nom3=I. |cognom4=Ulyanov |nom4=A. |títol=Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions |publicació=[[Science (revista)|Science]] |volum=297 |exemplar=5587 |pàgines=1678–1683 |data=2002 |doi=10.1126/science.1073950 |pmid=12215641 |bibcode=2002Sci...297.1678A|s2cid=24923770}}</ref><ref name=nature436>
{{ref-publicació|cognom1=Baker |nom1=J. |cognom2=Bizzarro |nom2=M. |cognom3=Wittig |nom3=N. |cognom4=Connelly |nom4=J. |cognom5=Haack |nom5=H. |títol=Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites |publicació=[[Nature (revista)|Nature]] |volum=436 |exemplar=7054 |pàgines=1127–1131 |data=2005 |pmid=16121173 |doi=10.1038/nature03882 |bibcode=2005Natur.436.1127B|s2cid=4304613}}</ref> Estudis d'antics [[meteorit]]s revelen traces de nuclis estables d'isòtops de curta durada, com ara [[Isòtops del ferro|ferro-60]], que només es formen en estrelles de curta durada i en explosió. Això indica que deu haver-se produït una o més supernoves a prop de la ubicació on es va formar el Sol. Una [[ona de xoc]] d'una supernova propera hauria desencadenat la formació del Sol comprimint la matèria dins del núvol molecular i provocant el col·lapse de determinades regions sota la seva pròpia gravetat.<ref>{{ref-publicació|cognom1=Williams |nom1=J. |títol=The astrophysical environment of the solar birthplace |publicació=Contemporary Physics |volum=51 |exemplar=5 |pàgines=381–396 |any=2010 |doi=10.1080/00107511003764725 |bibcode=2010ConPh..51..381W |arxiv=1008.2973 |citeseerx=10.1.1.740.2876|s2cid=118354201}}</ref> Quan una regió del núvol es va col·lapsar, també va començar a girar a causa de la [[Moment angular#Conservació del moment angular clàssic|conservació del moment angular]] i escalfar amb la pressió creixent. Gran part de la massa es va concentrar al centre, mentre que la resta es va aplanar en un disc que es convertiria en els planetes i altres cossos del sistema solar. La gravetat i la pressió dins del nucli del núvol van generar molta calor ja que s’acumulava més matèria del disc circumdant, provocant finalment el desencadenament de la [[Nucleosíntesi estel·lar|fusió nuclear]].{{Citació necessària|data=2023}}

[[HD 162826]] i [[HD 186302]] són germans estel·lars hipotetitzats del Sol, que s'han format en el mateix núvol molecular.{{Citació necessària|data=2023}}

=== Seqüència principal ===
[[Fitxer:Solar evolution (Catalan).svg|miniatura|upright=1.45|Evolució de la [[Lluminositat solar|lluminositat]], [[Radi solar|radi]] i [[temperatura efectiva]] solar en comparació amb el Sol actual. De Ribas (2010)<ref name=ribas2010>{{ref-publicació|cognom=Ribas |nom=Ignasi |títol=Proceedings of the IAU Symposium 264 'Solar and Stellar Variability – Impact on Earth and Planets': The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres |volum=264 |pàgines=3–18 |data= febrer 2010 |doi=10.1017/S1743921309992298 |bibcode=2010IAUS..264....3R |publicació=Proceedings of the International Astronomical Union |arxiv=0911.4872|s2cid=119107400}}</ref>]]
El Sol és aproximadament a la meitat de la seva etapa de seqüència principal, durant la qual les reaccions de fusió nuclear del seu nucli fusionen l’hidrogen amb l’heli. Cada segon, més de quatre milions de [[Tona (unitat)|tones]] de matèria es converteixen en energia dins del nucli del Sol, produint neutrins i [[radiació solar]]. A aquest ritme, fins ara el Sol ha convertit al voltant de 100 vegades la massa de la Terra en energia, aproximadament el 0,03% de la massa total del Sol. El Sol passarà aproximadament 10.000 milions d'anys com a estel de seqüència principal.<ref>
{{ref-llibre|cognom1=Goldsmith |nom1=D. |cognom2=Owen |nom2=T. |títol=The search for life in the universe|url=https://books.google.cat/books?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96 |pàgina=96 |editorial=University Science Books |data=2001 |isbn=978-1-891389-16-0}}</ref> El Sol s’està escalfant gradualment durant la seva seqüència principal, perquè els àtoms d’heli del nucli ocupen menys volum que els [[àtom d'hidrogen|àtoms d'hidrogen]] que es van fusionar. Per tant, el nucli s’està reduint i permet que les capes externes del Sol s’apropin al centre i experimentin una força gravitatòria més forta, segons la [[llei de l'invers del quadrat]]. Aquesta força més forta augmenta la pressió sobre el nucli, que es resisteix amb un augment gradual de la velocitat a la qual es produeix la fusió. Aquest procés s’accelera a mesura que el nucli es torna més dens. S'estima que el Sol s'ha tornat un 30% més brillant en els darrers 4.500 milions d'anys.<ref>{{ref-web|url=http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/evolution.html |títol=The Sun's Evolution}}</ref> Actualment, augmenta la brillantor aproximadament un 1% cada 100 milions d'anys.<ref>{{ref-web|url=http://news.sciencemag.org/climate/2014/01/earth-wont-die-soon-thought |títol=Earth Won't Die as Soon as Thought |data= 22 gener 2014}}</ref>

=== Després de l'esgotament del nucli d'hidrogen ===
<!-- [[End of the Sun]] redirects to this section, please fix that if renaming this section. Thanks! -->
[[Fitxer:Sun red giant-ca Sol gegant vermella.svg|miniatura|La mida del Sol actual (actualment en la [[seqüència principal]]) en comparació amb la seva mida estimada durant la seva fase de gegant vermella en el futur]]
El Sol no té prou massa per explotar com a [[supernova]]. En lloc d'això, sortirà de la seqüència principal en aproximadament 5.000 milions d'anys i començarà a convertir-se en una [[gegant vermella]].<ref>{{ref-web|autor1=Nola Taylor Redd |títol=Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun|url=http://www.space.com/22471-red-giant-stars.html |website=space.com |consulta= 20 febrer 2016}}</ref><ref name=schroder>{{ref-publicació|cognom1=Schröder |nom1=K.-P. |cognom2=Connon Smith |nom2=R. |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |títol=Distant future of the Sun and Earth revisited |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volum=386 |exemplar=1 |pàgines=155–163 |any=2008 |arxiv=0801.4031 |bibcode=2008MNRAS.386..155S|s2cid=10073988}}</ref> Com a gegant vermella, el Sol creixerà tant que engolirà Mercuri, Venus i probablement la Terra.<ref name=schroder/><ref name=sackmann>{{ref-publicació|cognom1=Boothroyd |nom1=A.I. |cognom2=Sackmann |nom2=I.‐J. |doi=10.1086/306546 |títol=The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up |publicació=The Astrophysical Journal |volum=510 |exemplar=1 |pàgines=232–250 |any=1999 |bibcode=1999ApJ...510..232B |arxiv=astro-ph/9512121|s2cid=561413}}</ref>

Fins i tot abans que es converteixi en una gegant vermella, la lluminositat del Sol s'haurà gairebé duplicat i la Terra rebrà tanta llum solar com Venus rep avui. Un cop s'esgoti l’hidrogen del nucli en 5.400 milions d'anys, el Sol s’expandirà fins una fase de [[Estrella subgegant|subgegant]] i lentament el doble de mida durant aproximadament cinc cents milions d'anys. A continuació, s’expandirà més ràpidament durant aproximadament cinc cents milions d'anys fins que sigui més de dues-centes vegades més gran que l’actual i un parell de milers de vegades més lluminosa. A continuació, s'inicia la fase de [[branca gegant vermella]] que el Sol passarà al voltant de 1.000 milions d'anys i perdrà al voltant d’un terç de la seva massa.<ref name=schroder/>

[[Fitxer:Evolution of a Sun-like star CA.svg|miniatura|upright=1.5|Evolució d’un estel semblant al Sol. El traçat d'un estel d'una [[massa solar]] al [[diagrama de Hertzsprung-Russell]] es mostra des de la seqüència principal fins a l'etapa de branca gegant post-asimptòtica.]]
Després de la branca gegant vermella, al Sol li queden aproximadament 120 milions d'anys de vida activa, però passen diversos esdeveniments. En primer lloc, el nucli, ple d'heli que es [[Matèria degenerada|degenera]] s'encén violentament en [[flaix de l'heli]], on s’estima que el 6% del nucli, el 40% de la massa del Sol, es convertirà en carboni en qüestió de minuts a través del [[procés triple alfa]].<ref>{{ref-web|url=http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/end.html |títol=The End Of The Sun}}</ref> El Sol es redueix al voltant de deu vegades la seva mida actual i 50 vegades la lluminositat, amb una temperatura una mica inferior a l’actual. Després haurà arribat a l'[[agrupament vermell]] o [[branca horitzontal]], però un estel de la massa del Sol no evoluciona cap al blau al llarg de la branca horitzontal. En canvi, es fa moderadament més gran i més lluminós durant uns 100 milions d'anys, ja que continua reaccionant l’heli al nucli.<ref name=schroder/>

Quan l’heli s’esgoti, el Sol repetirà l'expansió que va seguir quan es va esgotar l’hidrogen del nucli, excepte que aquesta vegada tot passa més de pressa i el Sol es fa més gran i lluminós. Aquest és la fase de [[branca asimptòtica de les gegants]], i el Sol reacciona alternativament amb hidrogen en una closca o heli en una closca més profunda. Després d'uns 20 milions d'anys a la primera branca gegant asimptòtica, el Sol es torna cada vegada més inestable, amb pèrdues de massa ràpides i [[Branca asimptòtica de les gegants|polsos tèrmics]] que augmenten la mida i la lluminositat durant uns quants centenars d'anys cada 100.000 anys més o menys. Els polsos tèrmics es fan cada vegada més grans, i els polsos posteriors empenyen la lluminositat fins a 5.000 vegades el nivell actual i el radi a més d’1 ua.<ref name=agb>{{ref-publicació|cognom1=Vassiliadis |nom1=E. |cognom2=Wood |nom2=P.R. |doi=10.1086/173033 |títol=Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss |publicació=The Astrophysical Journal |volum=413 |pàgina=641 |any=1993 |bibcode=1993ApJ...413..641V}}</ref> Segons un model del 2008, l'òrbita de la Terra es redueix a causa de les [[Força de marea|forces de marea]] (i, finalment, arrossegament des de la cromosfera inferior), de manera que el Sol l'engolirà prop de la punta de la fase de la branca gegant vermella, 3,8 i 1 milió d'anys després que Mercuri i Venus hagin tingut el mateix destí respectivament. Els models varien segons la velocitat i el moment de la pèrdua de massa. Els models amb més pèrdues de massa a la branca gegant vermella produeixen estrelles més petites i menys lluminoses a la punta de la branca gegant asimptòtica, potser només 2.000 vegades la lluminositat i menys de 200 vegades el radi.<ref name=schroder/> Per al Sol, es preveuen quatre polsos tèrmics abans que perdi completament l'embolcall exterior i es comenci a fer una [[nebulosa planetària]]. Al final d’aquesta fase, amb una durada aproximada de 500.000 anys, el Sol només tindrà aproximadament la meitat de la seva massa actual.{{Citació necessària|data=2023}}

L'evolució de la branca gegant post-asimptòtica és encara més ràpida. La lluminositat es manté aproximadament constant a mesura que augmenta la temperatura, i la meitat expulsada de la massa del Sol es ionitza en una nebulosa planetària a mesura que el nucli exposat arriba a 30.000 K. El nucli nu final, una [[nana blanca]], tindrà una temperatura superior a 100.000 K i contindrà un 54,05% de la massa actual del Sol.<ref name=schroder/> La nebulosa planetària es dispersarà al cap d'uns 10.000 anys, però la nana blanca sobreviurà durant bilions d'anys abans d’esvair-se en una hipotètica [[nana negra]].<ref name=bloecker1>{{ref-publicació|bibcode = 1995A&A...297..727B|títol= Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution|cognom1= Bloecker|nom1= T.|publicació= Astronomy and Astrophysics|any= 1995|volum= 297|pàgina= 727}}</ref><ref name=bloecker2>{{ref-publicació|bibcode = 1995A&A...299..755B|títol= Stellar evolution of low- and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution|cognom1= Bloecker|nom1= T.|publicació= Astronomy and Astrophysics|any= 1995|volum= 299|pàgina= 755}}</ref>

== Moviment i situació ==
[[Fitxer:Artist%27s impression of the Milky Way (updated - annotated).jpg|miniatura|Il·lustració de la Via Làctia, que mostra la ubicació del Sol]]
El Sol és prop de la part interna del [[Braç d'Orió]] de la [[Via Làctia]], al [[Núvol Interestel·lar Local]] o [[Cinturó de Gould]], a una distància hipotètica de 7,62 ± 0,32 [[Quiloparsec|kpc]] (24.800 anys llum) del [[Centre Galàctic]].<ref name=distance1>{{ref-publicació
|cognom = Reid|nom = Mark J.
|article=The distance to the center of the Galaxy
|publicació=Annual review of astronomy and astrophysics
|any=1993
|volum=31
|pàgines=345–372
|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ARA%26A..31..345R&amp
|consulta=2007-05-10
|doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.002021}}</ref><ref name=distance2>{{ref-publicació
|autor=Eisenhauer, F.; Schödel, R.; Genzel, R.; Ott, T.; Tecza, M.; Abuter, R.; Eckart, A.; Alexander, T.
|article=A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center
|publicació=The Astrophysical Journal
|any=2003
|volum=597
|pàgines=L121–L124
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003astro.ph..6220E
|consulta=2007-05-10 
|doi = 10.1086/380188
}}</ref><ref name=distance3>{{ref-publicació
|autor=Horrobin, M.; Eisenhauer, F.; Tecza, M.; Thatte, N.; Genzel, R.; Abuter, R.; Iserlohe, C.; Schreiber, J.; Schegerer, A.; Lutz, D.; Ott, T.; Schödel, R.
|article=First results from SPIFFI. I: The Galactic Center
|publicació=Astronomische Nachrichten
|any=2004
|volum=325
|pàgines=120–123
|url=http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf
|format=PDF
|consulta=2007-05-10
|doi=10.1002/asna.200310181
|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20070621072120/http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf
|arxiudata=2007-06-21
}}</ref><ref name=eisenhaueretal2005>{{ref-publicació 
| article = SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month 
| autor = Eisenhauer, F. ''et al''.
| publicació = The Astrophysical Journal
| volum = 628
| exemplar = 1
| pàgines = 246–259
| any = 2005
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...628..246E
| consulta=2007-08-12|doi = 10.1086/430667
}}</ref>
La distància entre el braç local i el següent braç (el de [[Constel·lació de Perseu|Perseus]] és d'uns 6.500 anys llum).<ref name=fn9>{{ref-notícia |cognom= anglès |nom= Jayanne |títol= Exposing the Stuff Between the Stars |editorial= Hubble News Desk |data= 1991-07-24|url= http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html |consulta= 2007-05-10 }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20200512151743/http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html |date=2020-05-12 }} {{Ref-web|url=http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html |títol=Còpia arxivada |consulta=2009-04-08 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20200512151743/http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html |arxiudata=2020-05-12 }}</ref> El Sol i, per tant, el sistema solar, es troba en el que els científics anomenen la ''[[zona habitable]]'' de la galàxia.{{Citació necessària|data=2023}}

El Sol està contingut dins de la [[Bombolla Local]], un espai de gas calent enrarit, produït possiblement pel romanent de supernova [[Geminga]],<ref>{{ref-publicació|cognom1=Gehrels |nom1=Neil |cognom2=Chen |nom2=Wan |data= 25 febrer 1993 |títol=The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble |publicació=Nature |volum=361 |exemplar=6414 |pàgines=706–707 |doi=10.1038/361704a0 |cognom3=Mereghetti |nom3=S.|bibcode=1993Natur.361..704B|s2cid=4261939}}</ref> o supernoves múltiples al subgrup B1 del grup en moviment de les Plèiades.<ref>{{ref-publicació|títol=The origin of the young stellar population in the solar neighborhood – a link to the formation of the Local Bubble? |nom1=T.W. |cognom1=Berghoefer |nom2=D. |cognom2=Breitschwerdt |data= 1 juliol 2002 |publicació=Astronomy & Astrophysics |volum=390 |exemplar=1 |pàgines=299–306 |doi=10.1051/0004-6361:20020627 |arxiv=astro-ph/0205128 |bibcode=2002A&A...390..299B|s2cid=6002327}}</ref> La distància entre el braç local i el següent braç fora, el [[Braç de Perseu]], té uns 6.500 anys llum.<ref name=fn9/>
El Sol i, per tant, el sistema solar, es troba en el que els científics anomenen la ''[[zona habitable]]'' de la galàxia.
El ''Vèrtex del camí del Sol'', o l'[[àpex solar]], és la direcció que viatja el Sol en relació amb altres estrelles properes. Aquest moviment es dirigeix cap a un punt de la constel·lació d'[[Constel·lació d'Hèrcules|Hercules]], prop de l'estel [[Vega]].{{Citació necessària|data=2023}}

Entre 32,6 anys llum del Sol hi ha 315 estrelles conegudes en 227 sistemes, a partir del 2000, incloent 163 estrelles individuals. S'estima que encara no s'han identificat 130 sistemes més dins d'aquest rang. Dintre de 81,5 anys llum, pot haver-hi fins a 7.500 estrelles, de les quals es coneixen unes 2.600. El nombre d'[[Objecte subestel·lar|objectes subestel·lars]] en aquest volum s’espera que sigui comparable al nombre d’estrelles.<ref name=Scholz2002>{{citar ref|títol=New nearby stars among bright APM high proper motion stars |cognom1=Scholz |nom1=R.-D. |cognom2=Ibata |nom2=R. |cognom3=Irwin |nom3=M. |cognom4=Lehmann |nom4=I. |cognom5=Salvato |nom5=M. |cognom6=Schweitzer |nom6=A. |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volum=329 |exemplar=1 |pàgines=109-114 |data= gener 2002 |doi=10.1046/j.1365-8711.2002.04945.x |bibcode=2002MNRAS.329..109S|s2cid=115140039|url=http://pdfs.semanticscholar.org/a687/92d2c6bfd9e50ff39efa9925574cc6cf1a61.pdf}}</ref> Dels 50 [[Llista d'estels més propers|sistemes estel·lars més propers]] a menys de 17 anys llum de la Terra (el més proper és la nana vermella [[Pròxima del Centaure]] aproximadament 4,2 anys llum), el Sol ocupa el quart lloc en massa.<ref>{{ref-publicació|cognom1=Adams |nom1=F.C. |cognom2=Graves |nom2=G. |cognom3=Laughlin |nom3=G.J.M. |data=2004 |títol=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence|url=https://www.redalyc.org/pdf/571/57102211.pdf |publicació=[[Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica]] |volum=22 |pàgines=46–49 |bibcode=2004RMxAC..22...46A|url-status=live |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20110726103734/http://redalyc.uaemex.mx/pdf/571/57102211.pdf |arxiudata= 26 juliol 2011}}</ref>

=== Òrbita a la Via Làctia ===
El Sol orbita al voltant del centre de la Via Làctia i actualment es mou en direcció a la constel·lació del [[Constel·lació del Cigne|Cigne]]. Un model senzill del moviment d'un estel a la galàxia dona [[coordenades galàctiques]] {{mvar|X}}, {{mvar|Y}}, i {{mvar|Z}} com:
:<math>X(t)=X(0)+\frac{U(0)}\kappa\sin(\kappa t)+\frac{V(0)}{2B}(1-\cos(\kappa t))</math>
:<math>Y(t)=Y(0)+2A\left(X(0)+\frac{V(0)}{2B}\right)t-\frac{\Omega_0}{B\kappa}V(0)\sin(\kappa t)+\frac{2\Omega_0}{\kappa^2}U(0)(1-\cos(\kappa t))</math>
:<math>Z(t)=\frac{W(0)}\nu\sin(\nu t)+Z(0)\cos(\nu t)</math>
on {{mvar|U}}, {{mvar|V}}, i {{mvar|W}} són les velocitats respectives vers l'[[sistema de repós local|estàndard de repós local]], {{mvar|A}} i {{mvar|B}} són les [[constants d'Oort]], <math>\Omega_0=A-B</math> és la velocitat angular de rotació galàctica per a l'estàndard de repós local, <math>\kappa=\sqrt{-4\Omega_0B}</math> és la «freqüència epicíclica», i ν és la freqüència d'oscil·lació vertical.<ref>{{ref-publicació|cognom1=B. Fuchs |display-authors=etal |títol=The search for the origin of the Local Bubble redivivus |publicació=[[MNRAS]] |volum=373 |exemplar=3 |pàgines=993–1003 |any=2006 |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11044.x |arxiv=astro-ph/0609227 |bibcode=2006MNRAS.373..993F|s2cid=15460224}}</ref> Per al Sol, els valors actuals de {{mvar|U}}, {{mvar|V}}, i {{mvar|W}} es calculen com a <math>(U(0),V(0),W(0))=(10.00, 5.25, 7.17)</math> km/s, i les estimacions per a la resta de constants són {{mvar|A}}&nbsp;=&nbsp;15.5 km/s/[[kiloparsec|kpc]], {{mvar|B}}&nbsp;=&nbsp;−12.2 km/s/kpc, κ&nbsp;=&nbsp;37 km/s/kpc, i ν=74 km/s/kpc. D'aquí es pren {{math|''X''(0)}} i {{math|''Y''(0)}} per ser zero i {{math|''Z''(0)}} s'estima en 17 parsecs.<ref>{{ref-publicació|cognom=Bobylev |nom=Vadim V.|any=2010 |títol=Searching for Stars Closely Encountering with the Solar System |publicació=Astronomy Letters |volum=36 |exemplar=3 |pàgines=220-226 |doi=10.1134/S1063773710030060 |arxiv=1003.2160 |bibcode=2010AstL...36..220B|s2cid=118374161}}</ref> Aquest model implica que el Sol circula al voltant d'un punt que està donant voltes a la galàxia. El període de circulació del Sol al voltant del punt és <math>2\pi/\kappa</math>. que, utilitzant l'equivalència a un parsec és igual a 1 km/s vegades 0,978 milions d'anys, arriba a 166 milions d'anys, més curt que el temps que triga el punt a donar la volta a la galàxia. A les coordenades ({{mvar|X, Y}}), el Sol descriu una el·lipse al voltant del punt, la longitud del qual a la direcció {{mvar|Y}} és

:<math>2\times\sqrt{\left(\frac{2\Omega_0}{\kappa^2}U(0)\right)^2+\left(\frac{\Omega_0}{B\kappa}V(0)\right)^2}=1035\text{ parsec}.</math>

i l'amplada del qual a la direcció {{mvar|X}} és

:<math>2\times\sqrt{\left(\frac{U(0)}\kappa\right)^2+\left(\frac{V(0)}{2B}\right)^2}=691\text{ parsec}</math>

La proporció de llargada i amplada d’aquesta el·lipse, la mateixa per a totes les estrelles de la zona, és <math>2\Omega/\kappa\approx 1.50.</math>
El punt en moviment es troba actualment a

:<math>X=\frac{V(0)}{2B}=-215\text{ parsec}</math>
:<math>Y=\frac{2\Omega_0}{\kappa^2}U(0)=405\text{ parsec}.</math>

L 'oscil lació a la direcció {{mvar|Z}} pren el Sol

:<math>\sqrt{\left(\frac{W(0)}\nu\right)^2+Z(0)^2}=98\text{ parsec}</math>

per sobre del pla galàctic i la mateixa distància per sota, amb un període de <math>2\pi/\nu</math> o 83 milions d'anys, aproximadament 2,7 vegades per òrbita.<ref>{{ref-llibre|cognom1=Moore |nom1=Patrick |cognom2=Rees |nom2=Robin |títol=Patrick Moore's Data Book of Astronomy |any=2014 |editorial=Cambridge University Press |lloc=Cambridge |isbn=978-1-139-49522-6}}</ref> Tot i que <math>2\pi/\Omega_0</math> és 222 milions d'anys, el valor de <math>\Omega</math> en el punt al voltant del qual circula el Sol es troba

:<math>\Omega\approx\Omega_0-\frac{2A}{R_0}\Delta X\approx 26.1\text{ km/s/kpc}</math>

(vegeu ''[[Constants d'Oort]]''), corresponent a 235 milions d'anys, i aquest és el temps que triga a recórrer la galàxia un cop. Altres estrelles amb el mateix valor de <math>X+V/(2B)</math> cal dedicar el mateix temps a recórrer la galàxia que el Sol i, per tant, romandre a la mateixa proximitat general que el Sol.{{Citació necessària|data=2023}}

L'òrbita del Sol al voltant de la Via Làctia es pertorba a causa de la distribució de massa no uniforme a la galàxia, com la que es troba als braços espirals galàctics i entre ells. S'ha argumentat que sovint el pas del Sol a través dels braços espirals de major densitat coincideix en [[Extinció massiva|extincions massives]] a la Terra, potser a causa de l’augment d'[[Impacte astronòmic|esdeveniments d'impacte]].<ref name=extinction>{{ref-publicació|cognom1=Gillman |nom1=M. |cognom2=Erenler |nom2=H. |títol=The galactic cycle of extinction |publicació=[[International Journal of Astrobiology]] |volum=7 |exemplar=1 |pàgines=17–26 |data=2008 |doi=10.1017/S1473550408004047|bibcode=2008IJAsB...7...17G|url=http://oro.open.ac.uk/11603/1/S1473550408004047a.pdf |citeseerx=10.1.1.384.9224}}</ref> El sistema solar necessita 225-250 milions d'anys per completar una òrbita a través de la Via Làctia (un ''[[any galàctic]]''),<ref name=fn10>
{{ref-web|cognom=Leong |nom=S. |títol=Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)|url=http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml |website=The Physics Factbook |data=2002 |consulta= 10 maig 2007}}</ref> per tant, es creu que va completar 20-25 òrbites durant la vida del Sol. La [[velocitat orbital]] del sistema solar al voltant del centre de la Via Làctia és aproximadament 251 km/s.<ref name=space.newscientist.com>{{ref-publicació|cognom=Croswell |nom=K. |data=2008 |títol=Milky Way keeps tight grip on its neighbor|url=https://www.newscientist.com/article/dn12652-milky-way-keeps-a-light-grip-on-speedy-neighbours.html#.VQ7JD46WnCY |publicació=[[New Scientist]] |volum=199 |exemplar=2669 |pàgina=8 |doi=10.1016/S0262-4079(08)62026-6}}</ref> A aquesta velocitat, el sistema solar triga uns 1.190 anys a recórrer una distància d’un any llum, o 7 dies per recórrer 1 ua.<ref>{{ref-llibre|cognom=Garlick |nom=M.A. |títol=The Story of the Solar System |pàgina=[https://archive.org/details/storyofsolarsyst00garl/page/46 46] |editorial=[[Cambridge University Press]] |data=2002 |isbn=978-0-521-80336-6|url=https://archive.org/details/storyofsolarsyst00garl/page/46}}</ref>

La Via Làctia es mou respecte al [[fons còsmic de microones]] (en anglès ''cosmic microwave background radiation'', o CMB) en direcció a la constel·lació de l'[[Constel·lació de l'Hidra Femella|Hidra Femella]] amb una velocitat de 550 km/s, i la velocitat resultant del Sol respecte al CMB és d'uns 370 km/s en la direcció de [[Constel·lació de la Copa|Copa]] o del [[Constel·lació del Lleó|Lleó]].<ref>{{ref-publicació|cognom=Kogut |nom=A. |data=1993 |títol=Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps |publicació=[[Astrophysical Journal]] |volum=419 |exemplar=1993 |pàgina=1 |arxiv=astro-ph/9312056 |doi=10.1086/173453 |bibcode=1993ApJ...419....1K |display-authors=etal}}</ref>

=== Moviment en el sistema solar ===
El Sol es mou amb la tracció gravitacional dels planetes. Es pot pensar en el [[baricentre]] del sistema solar com a estacionari (o com en moviment constant al voltant de la galàxia). El centre del Sol sempre es troba a 2,2 radis solars del baricentre. Aquest moviment del Sol es deu principalment a Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Durant alguns períodes de diverses dècades, el moviment és força regular, formant un patró de [[Trèvol (art)|trèvol]], mentre que entre aquests períodes sembla més caòtic.<ref>Vegeu la imatge 5 i la referència a {{ref-publicació|cognom1=Valentina Zharkova |títol=Oscillations of the baseline of solar magnetic field and solar irradiance on a millennial timescale |publicació=Scientific Reports |data=Jun 24, 2019 |doi=10.1038/s41598-019-45584-3 |display-authors=etal|arxiv=2002.06550 |volum=9 |exemplar=1 |pàgina=9197 |pmid=31235834 |pmc=6591297}}</ref> Després de 179 anys (nou vegades el [[Període orbital#Tipologies|període sinòdic]] de Júpiter i Saturn) el patró es repeteix més o menys, però girat aproximadament 24°.<ref>{{ref-publicació|cognom1=Paul Jose |títol=Sun's Motion and Sunspots |publicació=[[The Astronomical Journal]] |data=Apr 1965 |pàgines=193–200|url=http://www.landscheidt.info/pdf/jose1965.pdf}} The value of 24° comes from (360)(15 J&nbsp;−&nbsp;6 S)/(S&nbsp;−&nbsp;J), where S and J are the periods of Saturn and Jupiter respectively.</ref> Les òrbites dels planetes interiors, inclosa la Terra, estan desplaçades de la mateixa manera per les mateixes forces de gravació, de manera que el moviment del Sol té poc efecte sobre les posicions relatives de la Terra i el Sol o sobre la irradiació solar a la Terra com a funció de temps.<ref>{{ref-publicació|títol=Retraction Note: Oscillations of the baseline of solar magnetic field and solar irradiance on a millennial timescale |publicació=Scientific Reports |data=Mar 4, 2020 |doi=10.1038/s41598-020-61020-3 |volum=10 |cognom1= Zharkova |nom1= V. V. |cognom2= Shepherd |nom2= S. J. |cognom3= Zharkov |nom3= S. I. |cognom4= Popova |nom4= E.|exemplar=1 |pàgina=4336 |pmid=32132618 |pmc=7055216 | doi-access = free}}</ref>

== Energia solar ==
{{article principal|Energia solar}}
La major part de l'[[energia]] utilitzada pels éssers vius procedeix del Sol, les [[plantes]] l'absorbeixen directament i duen a terme la [[fotosíntesi]], els [[herbívors]] absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'aquesta energia menjant les plantes, i els [[dieta carnívora|carnívors]] absorbeixen indirectament una quantitat més xicoteta menjant els herbívors.{{Citació necessària|data=2023}}

La majoria de les fonts d'energia emprades per l'ésser humà deriven indirectament del Sol. Els [[combustible fòssil|combustibles fòssils]] preserven [[energia solar]] capturada fa milions d'anys per mitjà de fotosíntesi, l'[[energia hidràulica]] usa l'energia potencial d'aigua que es va condensar en altura després d'haver-se evaporat per la calor del Sol, etc. No obstant això, l'ús directe de l'[[energia solar]] per a l'obtenció d'[[energia]] no està massa estès pel fet que els mecanismes actuals no són prou eficaços.{{Citació necessària|data=2023}}

La quantitat d'energia lluminosa que arriba en cada unitat de temps en una unitat de superfície exposada directament a la radiació solar pren el nom de ''[[constant solar]]'' i el seu valor és aproximadament 1370 [[watt (unitat)|W]]/[[metre quadrat|m²]].<ref name=costante.sol>{{ref-web|títol=Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present|url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant |consulta=5 oct 2005 |arxiuurl=https://www.webcitation.org/618JfjgmL?url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi%2Fcomposite%2FSolarConstant |arxiudata=22 ago 2011}}</ref><ref name=cost.sol.>{{ref-web|títol=Natural Forcing of the Climate System|editor=Intergovernmental Panel on Climate Change| url=http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/041.htm#121|consulta=29 set 2007|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20070929100134/http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/041.htm#121|arxiudata=29 set 2007}}</ref> Multiplicant aquest valor per la superfície de l’hemisferi terrestre exposada al Sol obtenim una potència superior a 50 milions de gigawatt (GW).<ref name=gigawatt>Un GW és tota la potència d'una gran [[central elèctrica]] de [[petroli]] o nuclear. {{ref-web|url=http://www.miniwatt.it/mwarchivio/mwb2006/0602_Energ_REN21.pdf|títol=Le energie rinnovabili nel 2005|consulta=24 jul 2008|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060515003915/http://www.miniwatt.it/mwarchivio/mwb2006/0602_Energ_REN21.pdf|arxiudata= 15 maig 2006}}</ref> No obstant això, com la llum del Sol pateix una [[atenuació (mecànica d'ones)|atenuació]] en travessar l'[[atmosfera]] terrestre, a la superfície el valor de la densitat de potència baixa aproximadament a 1000 W/m², aconseguit en condicions meteorològiques clares quan arriba el Sol al [[zenit]] (és a dir, els seus rajos són perpendiculars a la superfície).<ref name=costante.sol/><ref name=cost.sol./> Després, tenint en compte el fet que la Terra és un [[geoide|esferoide]] en rotació, l'[[insolació]] de mitjana varia segons els punts de la superfície i, a [[latitud]]s [[Europa|europees]], és prop de 200 W/m².{{Citació necessària|data=2023}}

[[Fitxer:Thylakoid membrane 3-ca.svg|miniatura|upright=1.5|Les reaccions de la [[Fase lluminosa|fase de llum dependent]] de la fotosíntesi de la clorofil·la.]]

L’home també utilitza l'energia del Sol, que és recollida per estructures com els [[Panell solar tèrmic|panells solars]], que s'utilitzen per a diferents propòsits, com ara l'escalfament d'aigua o la producció d'[[energia elèctrica]] ([[panell fotovoltaic|panells fotovoltaics]]).<ref name=butti>{{ref-llibre|autor=Ken Butti |coautors=John Perlin|any=1981|títol=A Golden Thread (2500 Years of Solar Architecture and Technology)|editor=Van Nostrand Reinhold| isbn=0-442-24005-8}}</ref> A més, l'energia emmagatzemada en el petroli i en la resta de [[combustible fòssil|combustibles fòssils]] deriva de la de l'estel, que s'ha convertit en [[energia química]] gràcies a la fotosíntesi de les plantes que van viure fa milions d'anys.<ref name=fotosintesi>{{Ref-web|títol=Photosynthesis|url=http://photoscience.la.asu.edu/photosyn/education/photointro.html|data=1998-12-03|consulta=2022-10-15|llengua=en|editor=Photo Science|arxiuurl=https://web.archive.org/web/19981203020943/http://photoscience.la.asu.edu/photosyn/education/photointro.html|arxiudata=1998-12-03|nom=Wim|cognom=Vermaas}}</ref>

=== Font d'energia alternativa ===
[[Fitxer:Insolation.png|miniatura|La insolació mitjana anual a la part superior de l'[[atmosfera terrestre|atmosfera]] (imatge superior) i a la superfície.]]

La quantitat d'energia solar que arriba a la Terra és enorme (unes deu mil vegades l'energia que la humanitat utilitza al mateix temps),<ref name=energia>{{ref-web|títol=Radiation Budget|data=17 oct 2006|editor=NASA Langley Research Center|url=http://marine.rutgers.edu/mrs/education/class/yuri/erb.html|consulta=29 set 2007|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060901043314/http://marine.rutgers.edu/mrs/education/class/yuri/erb.html|arxiudata=1 de setembre 2006}}</ref> però poc concentrada, per tant, cal recollir energia de zones molt grans per obtenir quantitats significatives; a més, és bastant difícil convertir-se en energia fàcilment explotable, com l'electricitat, amb una eficiència acceptable. Per a la seva explotació a efectes de producció d’electricitat, calen generalment productes d’alt cost (com ara panells [[Sistema fotovoltaic|fotovoltaics]]), que encareixen l'energia solar que altres fonts d’energia. El desenvolupament de tecnologies que poden fer econòmic l’ús de la fotovoltaica és un sector de recerca molt actiu, de moment no ha obtingut resultats significatius.{{Citació necessària|data=2023}}

Per contra, l'energia solar es pot utilitzar convenientment per generar calor ([[Energia solar tèrmica|solar tèrmica]]).<ref name=renewable>{{ref-web|títol=Renewables for Heating and Cooling|editor=International Energy Agency| url=https://www.iea.org/textbase/nppdf/free/2007/Renewable_Heating_Cooling.pdf|consulta= 26 maig 2008|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20080529090727/http://www.iea.org/textbase/nppdf/free/2007/Renewable_Heating_Cooling.pdf#|arxiudata= 29 maig 2008}}</ref>

Hi ha tres tecnologies principals per adquirir l'energia del Sol:<ref name=butti/>

* El ''[[panell solar tèrmic]]'' utilitza els rajos solars per escalfar un líquid amb característiques especials, contingut al seu interior, que transfereix calor, a través d’un bescanviador de calor, a l’aigua continguda en un tanc d’acumulació. Les temperatures són generalment inferiors a 100 °C.<ref name=renewable/>
* El ''[[panell solar concentrador]]'' utilitza una sèrie de miralls parabòlics amb una estructura lineal per concentrar els rajos del Sol en un tub receptor en el qual un ''fluid de transmissió de calor'' (un fluid capaç de transportar la calor rebuda del Sol als sistemes d’acumulació i intercanvi) o una sèrie de miralls plans que concentren els raigs al final d’una torre en la qual es col·loca una caldera plena de sals que es fonen a causa de la calor. En ambdós casos l'«aparell receptor» s'escalfa fins a temperatures relativament altes (400 °C ~ 600 °C) útil tant per a finalitats purament tèrmiques com termoelèctriques.<ref name=martin.>{{ref-llibre|cognom=Martin|nom=Christopher L.|coautors=D. Yogi Goswami|any=2005|títol=Solar Energy Pocket Reference|editor=International Solar Energy Society|isbn=0-9771282-0-2}}</ref>
* El ''[[panell fotovoltaic]]'' explota les propietats d’elements particulars com els [[semiconductors]] per produir electricitat quan s’estimula per la radiació lumínica ([[efecte fotoelèctric]]).<ref name=fotovolt.>{{ref-web|url= http://www.buildingsolar.com/technology.asp|títol= buildingsolar.com: Building Integrated Photovoltaics|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20070627102752/http://www.buildingsolar.com/technology.asp|arxiudata=27 jun 2007|editor= Wisconsin Public Service Corporation|consulta=23 mar 2007}}</ref>

== Problemes teòrics ==
[[Fitxer:Map of the full sun.jpg|miniatura|Mapa del Sol complet per les sondes STEREO i [[Solar Dynamics Observatory|SDO]]]]
Tot i que és l'estel més a prop de la Terra i és objecte d'innombrables estudis fets per científics, moltes preguntes sobre el Sol continuen sense resoldre's, com ara per què l'atmosfera solar té una temperatura superior al milió de [[kelvin|kèlvins]] mentre que la temperatura a la fotosfera no arriba a 6.000 K. En l'actualitat, els astrofísics estan interessats a descobrir els mecanismes que regulen el cicle de les taques solars, les causes de les ''flamarades'' i les [[Protuberància solar|protuberàncies solars]], la interacció magnètica entre la [[cromosfera]] i la [[corona solar|corona]] i les causes del vent solar.<ref name=meyer-vernet>{{Ref-llibre|títol=Basics of the solar wind|url=https://www.worldcat.org/oclc/162011792|editorial=Cambridge University Press|data=2007|lloc=Cambridge|isbn=978-0-511-26992-9|nom=Nicole|cognom=Meyer-Vernet}}</ref>

=== Problema de neutrins solars{{Citació necessària|data=2023}} ===
[[Fitxer:Kép1-ca.svg|miniatura|upright=1.5|Diagrama del nombre de neutrins produïts pel Sol: la columna esquerra representa els resultats teòrics; els resultats experimentals són correctes.]]
{{VT|Problema dels neutrins solars}}

Durant molts anys el nombre de [[neutrí|neutrins]] solars detectats a la [[Terra]] va ser inferior (un terç de la meitat) que el nombre previst pel [[model solar estàndard]]; que es va nomenar aquest resultat anòmal com a ''[[problema dels neutrins solars]]''. Les teories proposades per resoldre el problema van suggerir una reconsideració de la temperatura interna del Sol, que per tant hauria estat inferior a l’acceptada anteriorment per explicar un flux tan baix de neutrins, o van afirmar que els neutrins podrien [[Oscil·lació de neutrins|oscil·lar]], és a dir, que podrien canviar de manera indetectable els ''neutrins tau'' o ''neutrins de muons'' mentre recorrien la distància Sol - Terra.<ref name=Haxton>{{ref-publicació|cognom=Haxton|nom=W. C. |any=1995|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf |format=PDF |títol=The Solar Neutrino Problem |publicació=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volum=33 |pp=459–504}}</ref> Als [[dècada de 1980|anys vuitanta]] es van construir alguns detectors de neutrins, entre els quals l'[[observatori de neutrins de Sudbury]] i el [[Super-Kamiokande]], per tal de mesurar el flux de neutrins solars amb la màxima precisió possible. Els resultats van revelar que els neutrins tenen una [[massa en repòs]] extremadament petita i en realitat pot oscil·lar.<ref name=Schlattl/> A més, el [[2001]] l’observatori de neutrins de Sudbury va ser capaç de detectar els tres tipus de neutrins directament, trobant que l'emissió total de neutrins del Sol confirma el model solar estàndard. Aquesta proporció concorda amb la teoritzada per l'[[efecte Mikhéiev-Cmirnov-Wolfenstein]] (també conegut com a «efecte matèria»), que descriu l’oscil·lació dels neutrins en la matèria. Per tant, el problema ja està resolt.

=== Problema d'escalfament coronari ===
{{article principal|Corona estel·lar}}
{{Problema|astronomia|Per què la corona del Sol és més calenta que la seva superfície?}}
La temperatura de la fotosfera és aproximadament de 6.000 K, mentre que la temperatura de la corona arriba a 1.000.000-2.000.000 K.<ref name=Erdelyi2007>{{ref-publicació|cognom1=Erdèlyi |nom1=R. |cognom2=Ballai |nom2=I. |títol=Heating of the solar and stellar coronae: a review |data=2007 |publicació=Astron. Nachr. |volum=328 |exemplar=8 |pàgines=726–733 |doi=10.1002/asna.200710803|bibcode=2007AN....328..726E|doi-access=free}}</ref> L’alta temperatura de la corona mostra que és escalfada per una altra cosa que no és [[conducció tèrmica]] directa de la fotosfera.<ref name=Russell2001/>

Es creu que l'energia necessària per escalfar la corona és proporcionada pel moviment turbulent a la zona de convecció per sota de la fotosfera, i s'han proposat dos mecanismes principals per explicar l'escalfament de la corona.<ref name=Erdelyi2007/> El primer és l'escalfament d'ones, en què les ones sonores, gravitacionals o magnetohidrodinàmiques es produeixen per turbulència a la zona de convecció.<ref name=Erdelyi2007/> Aquestes ones viatgen cap amunt i es dissipen a la corona, dipositant la seva energia a la matèria ambiental en forma de calor.<ref name=Alfven>{{ref-publicació|cognom=Alfvén |nom=H. |títol=Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona |publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volum=107 |exemplar=2 |pàgines=211–219 |data=1947 |bibcode=1947MNRAS.107..211A|doi=10.1093/mnras/107.2.211|doi-access=free}}</ref> L’altre és l'escalfament magnètic, en el qual l'energia magnètica s’acumula contínuament mitjançant el moviment fotosfèric i s’allibera a través de la [[reconnexió magnètica]] en forma de grans erupcions solars i infinitat d’esdeveniments similars però menors—[[nanoerupció|nanoerupcions]].<ref name=Parker2>{{ref-publicació|cognom=Parker |nom=E.N. |títol=Nanoflares and the solar X-ray corona |publicació=[[Astrophysical Journal]] |volum=330 |exemplar=1 |pàgina=474 |data=1988 |doi=10.1086/166485 |bibcode=1988ApJ...330..474P}}</ref>

Actualment, no és clar si les ones són un mecanisme d'escalfament eficient. S'ha trobat que totes les ones, excepte les d'Alfvén, es dissipen o es refracten abans d'arribar a la corona.<ref name=Sturrock>{{ref-publicació|cognom1=Sturrock |nom1=P.A. |cognom2=Uchida |nom2=Y. |títol=Coronal heating by stochastic magnetic pumping |publicació=[[Astrophysical Journal]] |volum=246 |exemplar=1 |pàgina=331 |data=1981 |doi=10.1086/158926 |bibcode=1981ApJ...246..331S|hdl=2060/19800019786|hdl-access=free}}</ref> A més, les ones Alfvén no es dissipen fàcilment a la corona. Per tant, l'enfocament actual de la recerca s'ha orientat cap als mecanismes d’escalfament de la flamarada.<ref name=Erdelyi2007/>

=== Problema del Sol jove i feble ===
{{article principal|Paradoxa del Sol jove i feble}}
{{Problema|astronomia|Com podria haver tingut aigua líquida la Terra primitiva si es creu que el Sol primerenc només tenia un 70% de la intensitat actual?}}
Els models teòrics del desenvolupament del Sol suggereixen que fa 3.800 a 2.500 milions d'anys, durant l'[[Arqueà|eó Arqueà]], el Sol només tenia un 75% de brillantor de l'actualitat. Un estel tan feble no hauria estat capaç de sostenir l'aigua líquida a la superfície de la Terra i, per tant, la vida no hauria d'haver estat capaç de desenvolupar-se. No obstant això, el registre geològic demostra que la Terra s'ha mantingut a una temperatura bastant constant al llarg de la seva història i que la Terra jove era una mica més càlida del que és avui en dia. Una teoria entre els científics és que l'atmosfera de la Terra jove contenia quantitats molt més grans de [[Gas amb efecte d'hivernacle|gasos amb efecte d'hivernacle]] (com el [[diòxid de carboni]], [[metà]]) del que hi ha actualment, que ha capturat prou calor per compensar la menor quantitat d'[[energia solar]].<ref name=Kasting>
{{ref-publicació|cognom1=Kasting |nom1=J.F. |cognom2=Ackerman |nom2=T.P. |títol=Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere |publicació=[[Science]] |volum=234 |exemplar=4782 |pàgines=1383–1385 |data=1986 |doi=10.1126/science.11539665 |pmid=11539665|url=https://zenodo.org/record/1230890 |bibcode=1986Sci...234.1383K}}</ref>

Tanmateix, l'examen de sediments arqueans sembla incompatible amb la hipòtesi d’alta concentració d’hivernacle. En canvi, el rang de temperatura moderat es pot explicar per una [[albedo]] de superfície inferior provocada per una àrea menys continental i la manca de nuclis de condensació de núvols induïts biològicament. Això hauria conduït a una major absorció d’energia solar, compensant així la producció solar més baixa.<ref name=Rosing>{{ref-publicació|autor1=Rosing, Minik T. |autor2=Bird, Dennis K. |autor3=Sleep, Norman H. |autor4=Bjerrum, Christian J. |títol=No climate paradox under the faint early Sun |publicació=Nature |volum=464 |exemplar=7289 |pàgines=744–747 |data= 1 abril 2010 |pmid=20360739 |doi=10.1038/nature08955 |bibcode=2010Natur.464..744R|s2cid=205220182}}</ref>

== Sistema planetari ==
{{VT|Sistema solar}}
[[Fitxer:Solar sys.jpg|miniatura|upright=1.3|Representació esquemàtica del sistema solar. Les dimensions dels planetes i les distàncies no són a escala.]]

El Sol és una de les diverses estrelles que té el seu [[sistema planetari]],<ref name=sistema.extrasolare>{{ref-web|títol=Interactive Extra-solar Planets Catalog |editor=The Extrasolar Planets Encyclopedia|url=http://exoplanet.eu/ |cognom=Schneider |nom=Jean |data=23 des 2007 |consulta=23 des 2007}}</ref> el [[sistema solar]], format per tots els cossos que es mantenen en òrbita al voltant de l'estel per la seva atracció gravitatòria. Aquests es divideixen en: [[planetes]], [[planeta nan|planetes nans]] i [[cos menor|cossos menors]].<ref name=sis.solare>{{Ref-web|títol=Solar System Facts - Information, Size, History and Definition|url=https://nineplanets.org/solar-system/|consulta=2022-10-15|llengua=en-US}}</ref>

Els [[planetes]] del sistema solar són vuit; per ordre de distància creixent de l'estel: [[Mercuri (planeta)|Mercuri]], [[Venus (planeta)|Venus]], [[Terra]], [[Mart (planeta)|Mart]], [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], [[Saturn (planeta)|Saturn]] (coneguts des de temps remots), [[Urà (planeta)|Urà]] (descobert el [[1781]]) i [[Neptú (planeta)|Neptú]] (descobert el [[1846]]).<ref name=sis.solare/> Els planetes es distingeixen en [[planeta terrestre|''terrestres'' o ''rocosos'']] i [[gegant gasós|''gasosos'' o ''júpiters'']], segons les seves característiques químico-físiques; els primers, sòlids, densos i poc massius, es troben en la seva major part [[sistema solar intern|interna]] i calenta del sistema solar; aquests últims, gasosos, poc densos i extremadament massius, són típics de la majoria de zones [[sistema solar extern|externes]] i fredes del sistema.<ref name=sis.solare/>

Del 1930 al 2006 hi va haver nou planetes: el novè fou [[(134340) Plutó|Plutó]], descobert precisament el [[1930]]. El [[2006]] l'[[Unió Astronòmica Internacional]] va decidir rebaixar Plutó al rang de [[planeta nan]],<ref name=Tancredi>{{ref-publicació|autor=Gonzalo Tancredi, Sofia Favre|títol=Which are the dwarfs in the Solar System?|any=2008|mes=juny|publicació=Icarus|volum=195|numero=2|pp=851–862|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/acm2008/pdf/8261.pdf|doi=10.1016/j.icarus.2007.12.020|consulta=8 mar 2008}}</ref> promocionant en aquesta categoria també l'[[asteroide]] [[Ceres (planeta nan)|Ceres]] i l'[[objecte transneptunià]] [[Eris (planeta nan)|Eris]]. Recentment s'ha introduït una nova categoria d'objectes, els [[plutoide]]s, dels quals formen part els planetes nans transneptunians; fins al setembre de [[2008]]<ref name=Tancredi/><ref name=Haumea>{{ref-web|url=http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0807/|títol= News Release - IAU0807: IAU names fifth dwarf planet Haumea|consulta=20 set 2008}}</ref><ref name=Brown>{{ref-web|autor=Michael E. Brown|títol=The Dwarf Planets|editor=California Institute of Technology, Department of Geological Sciences|url=http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfplanets/|consulta=26 gen 2008}}</ref> quatre objectes pertanyen a aquesta categoria: a més dels esmentats Plutó i Eris, [[Haumea]] i [[(136472) Makemake|Makemake]];<ref name=Tancredi/><ref name=Haumea/><ref name=Brown/> no obstant això, es creu que el nombre de planetes nans creixerà en els propers anys.<ref name=Tancredi/><ref name=Brown/> No obstant això, es troben tots els planetes nans descoberts fins ara per [[Definició de «planeta»#Proposta oficial (24 d'agost de 2006)|definició]], dins els [[cinturó d'asteroides|cinturons d'asteroides]].<ref name=Brown/>

[[Fitxer:Solar system barycenter.svg|lang=ca|miniatura|El moviment del centre de gravetat del sistema solar en relació amb el Sol.]]

Un nombre molt gran d'objectes pertanyen al grup de cossos menors; entre ells recordem el [[asteroides]], disposats en cinturons d’asteroides: entre Mart i Júpiter s’estén el [[Cinturó d'asteroides|cinturó principal]], compost per milions d'objectes rocosos caracteritzats per òrbites més o menys variables; més enllà de Neptú s'estén un segon cinturó d'asteroides, el [[cinturó de Kuiper]], la densitat real de la qual és desconeguda. Encara més externament, entre 20.000 i 100.000 [[unitat astronòmica|ua]] de lluny de l'estel, es troba el [[núvol d'Oort]], es creu que és el lloc d'origen de [[cometa|cometes]].{{Citació necessària|data=2023}}

Tots aquests objectes constitueixen una part mínima del sistema: de fet, el 99,86% de la [[massa (física)|massa]] del sistema solar consisteix en el Sol.<ref>{{Ref-publicació|article=The origin and evolution of the solar system|url=https://academic.oup.com/astrogeo/article-lookup/doi/10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x|publicació=Astronomy & Geophysics|data=2000-02|issn=1468-4004|pàgines=1.12–1.19|volum=41|exemplar=1|doi=10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x|llengua=en|nom=Michael|cognom=Woolfson}}</ref> Dins del sistema solar, l'espai entre un cos celeste i un altre no està buit: la pols, el gas i les partícules elementals formen el [[medi interplanetari]].<ref name=sis.solare/>

Els planetes, i en particular el més massiu de tots, [[Júpiter (planeta)|Júpiter]],<ref>{{ref-publicació|autor= G. A. Chebotarev|títol= Gravitational Spheres of the Major Planets, Moon and Sun|publicació= Soviet Astronomy|volum=7| p=620|url= http://adsabs.harvard.edu/full/1964SvA.....7..618C|any=1964|consulta=2 ago 2009}}</ref> exerceix influències gravitatòries sobre el [[centre de massa]] del sistema solar per assegurar-se que no coincideix amb el centre del Sol, sinó més aviat, depenent de l'extensió de les interaccions (que varien amb el pas del temps), que caigui més sovint fora de l'estel. El fet que el centre de gravetat del sistema i el centre de l'estel no coincideixin és responsable del moviment de revolució que fa el centre de massa de l'estel, o el seu nucli, al voltant del centre de gravetat, un moviment que, després d'uns quants centenars d'anys, varia suposant que una direcció avança en [[Moviment retrògrad i prògrad|retrograda]].<ref>{{ref-publicació| url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0507269 |títol=Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity|autor= J. Javaraiah|data= octubre 2005|publicació= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volum= 362| numero= 4| pp=1311-1318| doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09403.x|consulta=2 jul 2010}}</ref>

== Història observacional ==
Es reconeix l'enorme efecte del Sol a la Terra des de [[Prehistòria|temps prehistòrics]], i el Sol ha estat considerat per algunes cultures com a [[Déu del Sol|deïtat]].

=== Comprensió a l'antiguitat ===
[[Fitxer:Solvognen DO-6865 2000.jpg|miniatura|El [[carro solar de Trundholm]] tirat per un cavall és una escultura que es creu que il·lustra una part important de la mitologia a l'[[edat de bronze nòrdica]]. L'escultura probablement és propera al 1350 [[Anno Domini|aC]]. Es mostra al [[Museu Nacional de Dinamarca]].]]
El Sol ha estat objecte de veneració en moltes cultures al llarg de la història de la humanitat. La comprensió més fonamental de la humanitat sobre el Sol és com el disc lluminós del cel, la presència del qual sobre l'[[horitzó]] crea el dia i l’absència de la qual provoca la nit. En moltes cultures prehistòriques i antigues, es creia que el Sol era una deïtat solar o una altra tipus d'entitat [[sobrenatural]]. El [[Déu del Sol|culte al Sol]] va ser central per a civilitzacions com els [[Antic Egipte|antics egipcis]], els [[Imperi Inca|inques]] d'Amèrica del Sud i els [[Civilització asteca|asteques]] del que ara és [[Mèxic]]. En religions com l'[[hinduisme]], el Sol encara es considera un déu. Molts monuments antics es van construir tenint en compte els fenòmens solars; per exemple, els [[megàlit]]s de pedra marquen amb precisió el [[solstici]] d’estiu o l’hivern (alguns dels megàlits més destacats es troben a [[Nabta Playa]], [[Egipte]]; [[Mnajdra]], [[Malta]] i [[Stonehenge]], [[Anglaterra]]); [[Newgrange]], una muntanya prehistòrica construïda per humans a [[Irlanda]], va ser dissenyada per detectar el solstici d’hivern; la piràmide del [[Temple de Kukulkan]] a [[Chichén Itzá]] a Mèxic està dissenyat per projectar ombres en forma de serps que escalen la [[Piràmide (arquitectura)|piràmide]] als [[equinocci]]s vernals i a la tardor.{{Citació necessària|data=2023}}

Els egipcis van retratar el déu [[Ra]] en ser transportat pel cel en una barca solar, acompanyat de déus menors, i als grecs, era Hèlios, portat per un carro tirat per cavalls de foc. Des del regnat d'[[Elagàbal]] a l'[[Caiguda de l'Imperi Romà d'Occident|Imperi tardoromà]] l'aniversari del Sol va ser una festa celebrada com a [[Sol Invictus]] (literalment 'Sol sense conquerir/invicte') poc després del solstici d’hivern, que potser va ser un antecedent del Nadal. Pel que fa a les [[estrelles fixes]], el Sol apareix des de la Terra per girar una vegada a l'any al llarg de l'[[eclíptica]] a través del [[zodíac]], i així els astrònoms grecs el van classificar com un dels set planetes (del grec ''planetes'', 'viatger/nòmada'); els noms dels [[Noms dels dies de la setmana|dies de la setmana]] per les dates dels set planetes de l'[[Imperi Romà|era romana]].<ref name=OED/><ref name=almagest>{{ref-publicació|nom=Bernard R. |cognom=Goldstein |títol=Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory |publicació=Journal for the History of Astronomy |volum=28 |exemplar=1 |data=1997 |pàgines=1-12 |bibcode=1997JHA....28....1G|doi=10.1177/002182869702800101|s2cid=118875902}}</ref><ref name=Ptolemy>{{ref-llibre|títol=Ptolemy's Almagest |autor=Ptolemy |cognom2=Toomer |nom2=G.J. |editorial=Princeton University Press |data=1998 |isbn=978-0-691-00260-6}}</ref>

=== Desenvolupament de la comprensió científica ===
A principis del primer mil·lenni aC, els [[Astronomia babilònica|astrònoms babilonis]] va observar que el moviment del Sol al llarg de l'[[eclíptica]] no és uniforme, tot i que no sabien per què; avui se sap que això es deu al moviment de la Terra en una [[òrbita el·líptica]] al voltant del Sol, amb la Terra que es mou més ràpidament quan es troba més a prop del Sol en el seu periheli i que es mou més lentament quan es troba més lluny a l’afeli.<ref>{{ref-llibre|títol=Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy |nom=David |cognom=Leverington |editorial=[[Cambridge University Press]] |data=2003 |isbn=978-0-521-80840-8 |pàgines=6–7}}</ref>

Una de les primeres persones a oferir una explicació científica o filosòfica del Sol va ser el filòsof [[Antiga Grècia|grec]] [[Anaxàgores de Clazòmenes|Anaxàgores]]. Va raonar que no era el carro d'Hèlios, sinó una bola de metall gegant flamant fins i tot més gran que la terra del [[Peloponès]] i que la Lluna reflectia la llum del Sol.<ref>
{{ref-publicació|cognom=Sider |nom=D. |títol=Anaxagoras on the Size of the Sun |jstor=269068 |publicació=[[Classical Philology (journal)|Classical Philology]] |volum=68 |exemplar=2 |pàgines=128–129 |data=1973 |doi=10.1086/365951|s2cid=161940013}}</ref> per mostrar aquesta [[heretgia]], fou empresonat per les autoritats i [[Pena de mort|condemnat a mort]], tot i que posteriorment va ser alliberat per la intervenció de [[Pèricles]]. Aquesta concepció de foc al cel es va estendre a diversos estudiosos.

[[Eratòstenes]] va estimar la distància entre la Terra i el Sol al {{segle|III|-}} entre «400 i 80.000 estadis [[miríada|miríades]]», la traducció de la qual és ambigua, el que implica qualsevol dels 4.080.000 [[Estadi (mesura)|estadis]] (755.000 km) o 804.000.000 estadis (148 a 153 milions de quilòmetres o 0,99 a 1,02 ua); aquest darrer valor és correcte en un percentatge. Al {{segle|I}}, [[Claudi Ptolemeu|Ptolemeu]] va estimar la distància en 1.210 vegades [[Radi de la Terra|el radi de la Terra]], aproximadament 7,71 milions de quilòmetres (0,0515 ua).<ref>
{{ref-publicació|cognom=Goldstein |nom=B.R. |títol=The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses |publicació=Transactions of the American Philosophical Society |volum=57 |exemplar=4 |pàgines=9–12 |data=1967 |doi=10.2307/1006040|jstor=1006040}}</ref>

La teoria que el Sol és el centre al voltant del qual orbiten els planetes va ser proposada per primer cop per l'antic grec [[Aristarc de Samos]] al {{segle|III|-}}, i adoptat posteriorment per [[Seleuc de Selèucida]] (vegeu [[Heliocentrisme]]). Aquesta visió es va desenvolupar en un model matemàtic d'un sistema heliocèntric més detallat al {{segle|XVI}} per [[Nicolau Copèrnic]].{{Citació necessària|data=2023}}

Es van registrar observacions de taques solars durant la [[Dinastia Han]] (206 aC-220 dC) pels [[Astronomia xinesa|astrònoms xinesos]], que va mantenir registres d’aquestes observacions durant segles. [[Averrois]] també va proporcionar una descripció de les taques solars al {{segle|XII}}.<ref>
{{ref-llibre|cognom=Ead |nom=Hamed A. |títol=Averroes As A Physician |editorial=[[Universitat del Caire]]}}</ref> La invenció del telescopi a principis del {{segle|XVII}} va permetre fer observacions detallades de les taques solars per [[Thomas Harriot]], [[Galileo Galilei]] i altres astrònoms. Galileu va plantejar que les taques solars estaven a la superfície del Sol en lloc d'objectes petits que passaven entre la Terra i el Sol.<ref>
{{ref-web|títol=Galileo Galilei (1564–1642)|url=https://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml |editor=BBC |consulta= 22 març 2006}}</ref>

Les [[Astronomia islàmica medieval|contribucions astronòmiques àrabs]] inclouen el descobriment d'[[Al-Battaní]] que la direcció de l'[[Àpside|apogeu]] del Sol (el lloc de l’òrbita del Sol contra les estrelles fixes on sembla que es mou més lentament) està canviant.<ref>''A short History of scientific ideas to 1900'', C. Singer, Oxford University Press, 1959, p. 151.</ref> (en termes heliocèntrics moderns, això és causat per un moviment gradual de l'afeli de l'òrbita de la ''Terra''). [[Ibn Yunus]] va observar més de 10.000 entrades per a la posició del Sol durant molts anys mitjançant un gran [[astrolabi]].<ref>The Arabian Science, C. Ronan, pp. 201–244 in ''The Cambridge Illustrated History of the World's Science'', Cambridge University Press, 1983; at pp. 213–214.</ref>

[[Fitxer:Sun-bonatti.png|miniatura|El Sol, a partir d'una edició de 1550 de ''Liber astronomiae'' de [[Guido Bonatti]].]]
A partir d’una observació d’un [[trànsit de Venus]] el 1032, l'astrònom persa i polimata [[Avicenna|Ibn Sina]] va concloure que Venus està més a prop de la Terra que del Sol.<ref name=Goldstein>{{ref-publicació|títol=Theory and Observation in Medieval Astronomy |nom=Bernard R. |cognom=Goldstein |publicació=[[Isis (journal)|Isis]] |volum=63 |exemplar=1 |data= març 1972 |pàgines=39–47 [44] |doi=10.1086/350839|bibcode=1972Isis...63...39G |s2cid=120700705}}</ref> El 1672 [[Giovanni Cassini]] i [[Jean Richer]] van determinar la distància a Mart i van ser capaços de calcular la distància al Sol.{{Citació necessària|data=2023}}

El 1666, [[Isaac Newton]] va observar la llum del Sol mitjançant un [[Prisma òptic|prisma]], i va demostrar que està format per llum de molts colors.<ref>
{{ref-web|títol=Sir Isaac Newton (1643–1727)|url=https://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml |editor=BBC |consulta= 22 març 2006}}</ref> El 1800, [[William Herschel]] va descobrir la radiació [[infraroig|infraroja]] més enllà de la part vermella de l'espectre solar.<ref>
{{ref-web|títol=Herschel Discovers Infrared Light|url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html |editor=Cool Cosmos |consulta= 22 març 2006 |url-status=dead |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20120225094516/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html |arxiudata= 25 febrer 2012}}</ref> Al {{segle|XIX}} es va avançar en els estudis espectroscòpics del Sol; [[Joseph von Fraunhofer]] va enregistrar més de 600 [[Línia espectral|línies d’absorció]] en l'espectre, les més potents de les quals encara s'anomenen sovint [[línies de Fraunhofer]]. En els primers anys de l'era científica moderna, la font d'energia del Sol era un trencaclosques significatiu. [[William Thomson|Lord Kelvin]] va suggerir que el Sol és un cos líquid que es refreda gradualment i que irradia un dipòsit intern de calor.<ref name=kelvin>
{{ref-publicació|cognom=Thomson |nom=W. |títol=On the Age of the Sun's Heat|url=http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html |publicació=[[Macmillan's Magazine]] |data=1862 |volum=5 |pàgines=388–393}}</ref> Kelvin i [[Hermann von Helmholtz]] després va proposar un mecanisme de [[Mecanisme de Kelvin-Helmholtz|contracció gravitatòria]] per explicar la producció d'energia, però l'estimació d'edat resultant només va ser de 20 milions d'anys, molt menys del període d’almenys 300 milions d'anys suggerits per alguns descobriments geològics d’aquella època.<ref name=kelvin/><ref>{{ref-publicació|any=2000 |títol=Kelvin's age of the Earth paradox revisited |publicació=[[Journal of Geophysical Research]] |volum=105 |exemplar=B6 |pàgines=13155–13158 |bibcode=2000JGR...10513155S |doi=10.1029/2000JB900028 |cognom1=Stacey |nom1=Frank D.|doi-access=free}}</ref><!-- Al {{segle|XIX}}, abans del descobriment de la datació per radionúclids, no hi havia cap raó per suggerir que la Terra existís fins als 4.000 milions d'anys. --> El 1890 [[Joseph Norman Lockyer|Joseph Lockyer]], que va descobrir heli a l'espectre solar, va proposar una hipòtesi meteorítica per a la formació i evolució del Sol.<ref>
{{ref-publicació|cognom=Lockyer |nom=J.N. |títol=The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems |publicació=Londres i Nova York |data=1890 |bibcode=1890mhsr.book.....L}}</ref>

Fins al 1904 no es va oferir una solució documentada. [[Ernest Rutherford]] va suggerir que la producció del Sol podria ser mantinguda per una font interna de calor, i va suggerir la [[Radioactivitat|desintegració radioactiva]] com a font.<ref>
{{ref-web|cognom=Darden |nom=L. |títol=The Nature of Scientific Inquiry|url=http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ |data=1998}}</ref> Tanmateix, seria [[Albert Einstein]] qui proporcionaria la pista essencial de la font de la producció d'energia del Sol amb la seva relació d'[[equivalència entre massa i energia]] {{nowrap|''E'' {{=}} ''mc''²}}.<ref>{{ref-llibre|cognom=Hawking |nom=S.W. |enllaçautor= Stephen Hawking |data=2001 |títol=The Universe in a Nutshell |editorial=Bantam Books |isbn=978-0-553-80202-3}}</ref> El 1920, [[Arthur Eddington]] va proposar que les pressions i les temperatures al nucli del Sol poguessin produir una reacció de fusió nuclear que fusionés l'hidrogen (protons) en nuclis d'heli, resultant en una producció d'energia a partir del canvi net de massa.<ref>
{{ref-web|títol=Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington|url=http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html |website=Space Science |editor=[[European Space Agency]] |data=2005 |consulta= 1 agost 2007}}</ref> La preponderància de l'hidrogen al Sol va ser confirmada el 1925 per [[Cecilia Payne-Gaposchkin|Cecilia Payne]] utilitzant la teoria de la ionització desenvolupada per [[Meghnad Saha]]. El concepte teòric de fusió va ser desenvolupat als anys trenta pels astrofísics [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] i [[Hans Bethe]]. Hans Bethe va calcular els detalls de les dues principals reaccions nuclears productores d’energia que alimenten el Sol.<ref name=Bethe>
{{ref-publicació|cognom1=Bethe |nom1=H. |títol=On the Formation of Deuterons by Proton Combination |publicació=[[Physical Review]] |volum=54 |exemplar=10 |pàgina=862 |data=1938 |doi=10.1103/PhysRev.54.862.2 |cognom2=Critchfield |nom2=C.|bibcode=1938PhRv...54Q.862B}}</ref><ref name=Bethe2>{{ref-publicació |cognom=Bethe |nom=H. |títol=Energy Production in Stars |publicació=[[Physical Review]] |volum=55 |exemplar=1 |pàgines=434–456 |data=1939 |doi=10.1103/PhysRev.55.434 |pmid=17835673 |bibcode=1939PhRv...55..434B |s2cid=36146598|url=http://pdfs.semanticscholar.org/5225/bfd09f4695d20924102f06a3ea63a301ffe1.pdf |consulta=2021-05-02 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20200412144445/http://pdfs.semanticscholar.org/5225/bfd09f4695d20924102f06a3ea63a301ffe1.pdf |arxiudata=2020-04-12 }}</ref> El 1957, [[Margaret Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge]], [[William Alfred Fowler|William Fowler]] i [[Fred Hoyle]] va mostrar que la majoria dels elements de l'univers han estat [[Nucleosíntesi|sintetitzats]] per reaccions nuclears a l’interior d’estrelles, com el Sol.<ref>
{{ref-publicació|nom1=E.M. |cognom1=Burbidge |nom2=G.R. |cognom2=Burbidge |nom3=W.A. |cognom3=Fowler |nom4=F. |cognom4=Hoyle |títol=Synthesis of the Elements in Stars |publicació=[[Reviews of Modern Physics]] |volum=29 |exemplar=4 |pàgines=547-650 |data=1957 |doi=10.1103/RevModPhys.29.547 |bibcode=1957RvMP...29..547B|url=https://authors.library.caltech.edu/45747/1/BURrmp57.pdf}}</ref>

=== Missions espacials solars ===
{{VT|Observatori solar}}
[[Fitxer:Sunspots and Solar Flares.jpg|miniatura|El Sol va deixar anar una gran [[tempesta geomagnètica]] a les 1:29 EST del 13 de març de 2012.]]
[[Fitxer:Moon transit of sun large.ogv|miniatura|Un trànsit lunar del Sol capturat durant el calibratge de les càmeres d’imatges ultraviolades de ''STEREO B''.<ref>{{ref-web|cognom=Phillips |nom=T. |títol=Stereo Eclipse|url=https://science.nasa.gov/headlines/y2007/12mar_stereoeclipse.htm |website=Science@NASA |editor=NASA |data=2007 |consulta= 19 juny 2008 |url-status=dead |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20080610082213/https://science.nasa.gov/headlines/y2007/12mar_stereoeclipse.htm |arxiudata= 10 juny 2008}}</ref>]]
Els primers satèl·lits dissenyats per a l'observació a llarg termini del Sol des de l'espai interplanetari van ser les sondes [[programa Pioneer|''Pioneers'']] 6, 7, 8 i 9 de la NASA, que es van llançar entre 1959 i 1968. Aquestes sondes van orbitar al voltant del Sol a una distància similar a la de la Terra i van fer les primeres mesures detallades del vent solar i del camp magnètic solar. ''[[Pioneer 9]]'' va funcionar durant un temps particularment llarg, transmetent dades fins al maig de 1983.<ref>{{ref-web|cognom=Wade |nom=M. |títol=Pioneer 6-7-8-9-E|url=http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm |data=2008 |editor=[[Encyclopedia Astronautica]] |consulta= 22 març 2006 |url-status=dead |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060422075141/http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm |arxiudata= 22 abril 2006 |df=dmy-all}}</ref><ref>{{ref-web|títol=Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09 |editor=[[NASA]] |consulta= 30 octubre 2010 |citació=NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983 |url-status=dead |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20120402205810/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09 |arxiudata= 2 abril 2012 |df=dmy-all}}</ref>

Als anys setanta, dues [[sondes Helios|sondes ''Helios'']] i l'Skylab [[Apollo Telescope Mount]] van proporcionar als científics noves dades significatives sobre el vent i la corona solar. Les sondes ''Helios'' 1 i 2 van ser col·laboracions entre Estats Units i Alemanya que van estudiar el vent solar des d'una òrbita a l'interior de Mercuri al seu periheli.<ref name=Burlaga2001>{{ref-publicació|cognom=Burlaga |nom=L.F. |títol=Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results |data=2001 |publicació=Planetary and Space Science |volum=49 |exemplar=14–15 |pàgines=1619–1627 |doi=10.1016/S0032-0633(01)00098-8|bibcode=2001P&SS...49.1619B|url=https://zenodo.org/record/1259695}}</ref> L'estació espacial Skylab, llançada per la NASA el 1973, incloïa el mòdul d'observatori solar Apollo Telescope Mount que era operat per astronautes residents a l'estació.<ref name=Dwivedi2006>{{ref-publicació |cognom=Dwivedi |nom=B.N. |data=2006 |títol=Our ultraviolet Sun|url=http://www.iisc.ernet.in/currsci/sep102006/587.pdf |publicació=[[Current Science]] |volum=91 |exemplar=5 |pàgines=587–595 |consulta=22 març 2015 |arxiudata=25 octubre 2020 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20201025001339/http://www.iisc.ernet.in/currsci/sep102006/587.pdf }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20201025001339/http://www.iisc.ernet.in/currsci/sep102006/587.pdf |date=2020-10-25 }}</ref> Skylab va fer les primeres observacions en temps real de la regió de transició solar i de les emissions ultraviolades de la corona solar.<ref name=Dwivedi2006/> Els descobriments van incloure les primeres observacions d'expulsions de massa coronal, llavors anomenades «transitoris coronals», i de [[Forat coronal|forats coronals]], que ara se sap que està íntimament associats amb el vent solar.<ref name=Burlaga2001/>
[[Fitxer:PIA22197-SunFormsQuestionMark-20171222.jpg|miniatura|El forat coronari del Sol forma un [[signe d'interrogació]] (22 de desembre de 2017).]]
El 1980, la ''[[Solar Maximum Mission]]'' va ser llançada per la NASA. Aquesta sonda va ser dissenyada per observar els raigs gamma, [[raigs X]] i radiació [[Ultraviolat|UV]] d'erupcions solars durant una època d’alta activitat solar i [[#Enllaços externs|lluminositat solar]]. Tanmateix, pocs mesos després del llançament, una fallada electrònica va fer que la sonda entrés en mode d'espera i va passar els tres anys següents en aquest estat inactiu. El 1984, la missió [[STS-41C]] del [[Transbordador Espacial Challenger|Transbordador Espacial ''Challenger'']] va recuperar el satèl·lit i va reparar la seva electrònica abans de tornar-lo a alliberar en òrbita. La ''Solar Maximum Mission'' posteriorment va adquirir milers d’imatges de la corona solar abans de [[reentrada atmosfèrica|reentrar]] a l'atmosfera terrestre al juny de 1989.<ref>
{{ref-web|cognom=Burkepile |nom=C.J. |títol=Solar Maximum Mission Overview|url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |data=1998 |consulta= 22 març 2006 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060405183758/http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |arxiudata= 5 abril 2006}}</ref>

El satèl·lit japonès ''[[Yohkoh]]'' ('raig de sol') llançat el 1991 va observar erupcions solars a longituds d'ona de raigs X. Les dades de la missió van permetre als científics identificar diversos tipus diferents d'erupcions i van demostrar que la corona allunyada de les regions de màxima activitat era molt més dinàmica i activa del que s'havia suposat anteriorment. Yohkoh va observar tot un cicle solar, però va entrar en mode d'espera quan un eclipsi anular el 2001 va fer que perdés l'objectiu al Sol. Va ser destruït per la reentrada atmosfèrica el 2005.<ref>{{ref-web|títol=Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere|url=http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html |editor=Japan Aerospace Exploration Agency |data=2005 |consulta=2006-03-22 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20130810150641/http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html |arxiudata=2013-08-10 }}</ref>

Una de les missions solars més importants fins ara ha estat la ''[[Solar and Heliospheric Observatory]]'', fabricada conjuntament per l'[[Agència Espacial Europea]] i la NASA i llançat el 2 de desembre de 1995.<ref name=Dwivedi2006/> Destinat originalment a complir una missió de dos anys, es va aprovar una extensió de la missió fins al 2012 l'octubre del 2009.<ref name=sohoext>{{ref-web|data= 7 octubre 2009|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=45685 |títol=Mission extensions approved for science missions |website=ESA Science and Technology |consulta= 16 febrer 2010}}</ref> Va demostrar ser tan útil que una missió de continuació, la ''[[Solar Dynamics Observatory]]'' (SDO), es va llançar al febrer de 2010.<ref name=sdolaunch>{{ref-web|data= 11 febrer 2010|url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2010/feb/HQ_10-040_SDO_launch.html |títol=NASA Successfully Launches a New Eye on the Sun |website=NASA Press Release Archives |consulta= 16 febrer 2010}}</ref> Situada al [[punt de Lagrange]] entre la Terra i el Sol (on l'atracció gravitatòria d'ambdós és igual), SOHO ha proporcionat una visió constant del Sol a moltes longituds d'ona des del seu llançament.<ref name=Dwivedi2006/> A més de la seva observació solar directa, SOHO ha permès descobrir un gran nombre de [[cometa|cometes]], majoritàriament [[Cometa rasant|cometes rasants]] diminuts que s'incineren al passar el Sol.<ref>
{{ref-web|títol=Sungrazing Comets|url=http://sungrazer.nrl.navy.mil/ |editor=[[Large Angle and Spectrometric Coronagraph|LASCO]] ([[Laboratori de Recerca Naval dels Estats Units]]) |consulta= 19 març 2009}}</ref>
[[Fitxer:Giant prominence on the sun erupted.jpg|miniatura|Una prominència solar esclata l'agost del 2012, tal com va capturar el SDO.]]

Tots aquests satèl·lits han observat el Sol des del pla de l'eclíptica i, per tant, només han observat amb profunditat les seves regions equatorials. La [[sonda Ulysses|sonda ''Ulysses'']] es va llançar el 1990 per estudiar les regions polars del Sol. Primer va viatjar a Júpiter, per fer-la «llançar» cap a una òrbita que la portaria molt per sobre del pla de l'eclíptica. Una cop ''Ulysses'' estava a la seva òrbita programada, va començar a observar la força del vent solar i del camp magnètic a altes latituds solars, trobant que el vent solar de latituds altes es movia aproximadament 750 km/s, que era més lent del que s’esperava i que hi havia grans ones magnètiques emergents de latituds altes que dispersaven els rajos còsmics galàctics.<ref>
{{ref-web|autor=[[Jet Propulsion Laboratory|JPL]]/[[California Institute of Technology|CALTECH]] |títol=Ulysses: Primary Mission Results|url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html |editor=NASA |data=2005 |consulta= 22 març 2006 |url-status=dead |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060106150819/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html |arxiudata= 6 gener 2006}}</ref>

Les abundàncies elementals a la fotosfera són ben conegudes en estudis [[espectroscòpia astronòmica|espectroscòpics]], però la composició de l’interior del Sol està poc estudiada. Una missió de retorn de mostres del vent solar, ''[[Genesis (sonda)|Genesis]]'', va ser dissenyada per permetre als astrònoms mesurar directament la composició del material solar.<ref>
{{ref-publicació|cognom1=Calaway |nom1=M.J. |títol=Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1 |publicació=[[Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B]] |volum=267 |exemplar=7 |pàgines=1101-1108 |data=2009 |doi=10.1016/j.nimb.2009.01.132 |cognom2=Stansbery |nom2=Eileen K. |cognom3=Keller |nom3=Lindsay P.|bibcode=2009NIMPB.267.1101C|url=https://zenodo.org/record/1259269}}</ref>

La missió [[STEREO|''Solar Terrestrial Relations Observatory'']] (STEREO) es va llançar l'octubre del 2006. Dues naus espacials idèntiques es van llançar cap a òrbites que els fan (respectivament) avançar i caure gradualment darrere de la Terra. Això permet l'observació [[estereoscòpia|estereoscòpica]] del Sol i dels fenòmens solars, com ara les ejeccions de massa coronal.<ref name=inst>{{ref-web |data=8 març 2006|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html |títol=STEREO Spacecraft & Instruments |website=NASA Missions |consulta=30 maig 2006 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20130523040216/http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html |arxiudata=23 de maig 2013 }}</ref><ref>{{ref-publicació|títol=Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI) |cognom1=Howard |nom1=R.A. |cognom2=Moses |nom2=J.D. |cognom3=Socker |nom3=D.G. |cognom4=Dere |nom4=K.P. |cognom5=Cook |nom5=J.W. |publicació=Advances in Space Research |volum=29 |exemplar=12 |pàgines=2017–2026 |data=2002|bibcode=2008SSRv..136...67H |doi=10.1007/s11214-008-9341-4 |s2cid=122255862|url=https://orbi.uliege.be/bitstream/2268/21196/1/secchi%20space%20sci%20rev.pdf}}</ref>

La [[sonda solar Parker|sonda solar ''Parker'']] es va llançar el 2018 a bord d’un coet [[Delta IV Heavy]] i arribarà a un perigeu de 0,046 ua el 2025, el que el converteix en el satèl·lit artificial que orbita més a prop així com la primera sonda en volar baix a la corona solar.<ref>{{ref-notícia|url=https://www.space.com/three-big-missions-spotlight-the-sun.html|títol=Our sun will never look the same again thanks to two solar probes and one giant telescope|autor=Meghan Bartels|editorial=Space.com|consulta= 9 març 2020}}</ref>

L'[[Indian Space Research Organisation|Agència Espacial Índia]] ha programat el llançament d'un satèl·lit de 100 kg anomenat ''[[Aditya (sonda)|Aditya]]'' pel 2022. El seu instrument principal serà un [[coronògraf]] per estudiar la dinàmica de la corona solar.<ref>{{ref-web|url=https://www.firstpost.com/tech/science/aditya-l-1-after-chandrayaan-2-isro-to-pursue-indias-first-mission-to-the-sun-in-2020-7053851.html|títol=Aditya L-1: After Chandrayaan 2, ISRO to pursue India's first mission to the Sun in 2020- Technology News, Firstpost|data= 25 juliol 2019|website=Tech2}}</ref>

== Observació i efectes ==
[[Fitxer:Anatomy of a Sunset-2.jpg|miniatura|Durant certes condicions atmosfèriques, el Sol es fa visible a simple vista i es pot observar sense estrès als ulls. Feu clic en aquesta foto per veure el cicle complet d'una [[posta de sol]], com s'observa des de les altes planes del [[desert de Mojave]].]]
[[Fitxer:STS-134 EVA4 view to the Russian Orbital Segment.jpg|miniatura|El Sol, tal com es veu des de l'òrbita terrestre baixa amb vistes a l'[[Estació Espacial Internacional]]. Aquesta llum solar no és filtrada per l'atmosfera inferior, que bloqueja gran part de l'espectre solar.]]
La brillantor del Sol pot causar dolor en mirar-lo amb l'[[ull nu]]; tanmateix, fer-ho durant breus períodes no és perillós per als ulls normals no dilatats però si té un impacte permanent en períodes més llargs depenent de l'exposició.<ref>{{ref-publicació|nom1=T.J. |cognom1=White |nom2=M.A. |cognom2=Mainster |nom3=P.W. |cognom3=Wilson |nom4=J.H. |cognom4=Tips |títol=Chorioretinal temperature increases from solar observation |publicació=[[Bulletin of Mathematical Biophysics]] |volum=33 |exemplar=1 |pàgines=1-17 |data=1971 |doi=10.1007/BF02476660 |pmid=5551296}}</ref><ref>
{{ref-publicació|nom1=M.O.M. |cognom1=Tso |nom2=F.G. |cognom2=La Piana |títol=The Human Fovea After Sungazing |publicació=Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology |data=1975 |volum=79 |pàgines=OP788–95 |pmid=1209815 |exemplar=6}}</ref> Mirar directament al Sol causa defectes visuals de [[fosfè]] i ceguesa parcial temporal. També proporciona uns 4 mil·liwatts de llum solar a la retina, escalfant-la lleugerament i causant danys als ulls que no poden respondre adequadament a la brillantor.<ref>
{{ref-publicació|cognom1=Hope-Ross |nom1=M.W. |títol=Ultrastructural findings in solar retinopathy |publicació=[[Eye (journal)|Eye]] |volum=7 |exemplar=4 |data=1993 |doi=10.1038/eye.1993.7 |pmid=8325420 |cognom2=Mahon |nom2=GJ |cognom3=Gardiner |nom3=TA |cognom4=Archer |nom4=DB|pàgines=29–33|doi-access=free}}</ref><ref>
{{ref-publicació|títol=Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD |cognom1=Schatz |nom1=H. |cognom2=Mendelblatt |nom2=F. |publicació=[[British Journal of Ophthalmology]] |volum=57 |exemplar=4 |data=1973 |doi=10.1136/bjo.57.4.270 |pmid=4707624|pmc=1214879 |pàgines=270-273}}</ref> L'exposició als ulls progressivament es fa groga la lent de l'ull durant un període d'anys i es creu que contribueix a la formació de [[cataracta|cataractes]], però això depèn de l'exposició general als rajos UV solars i no de si es mira directament al Sol.<ref>
{{ref-web|cognom=Chou |nom=B.R. |títol=Eye Safety During Solar Eclipses|url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety2.html |data=2005}} «Tot i que se sap que l'exposició ambiental a la radiació ultraviolada contribueix a l'envelliment accelerat de les capes externes de l'ull i al desenvolupament de cataractes, la preocupació per la visualització inadequada del Sol durant un eclipsi és pel desenvolupament de «ceguesa per eclipsi» o cremades a la retina.»</ref> La visió de llarga durada del Sol directe a simple vista pot començar a causar lesions induïdes per UV, semblants a les cremades solars, a la retina al cap d'uns 100 segons, sobretot en condicions on la llum UV del Sol és intensa i ben enfocada;<ref>
{{ref-publicació|nom1=W.T. Jr. |cognom1=Ham |nom2=H.A. |cognom2=Mueller |nom3=D.H. |cognom3=Sliney |publicació=[[Nature]] |títol=Retinal sensitivity to damage from short wavelength light |volum=260 |exemplar=5547 |pàgines=153–155 |data=1976 |doi=10.1038/260153a0 |pmid=815821|bibcode=1976Natur.260..153H|s2cid=4283242}}</ref><ref>
{{ref-llibre|nom1=W.T. Jr. |cognom1=Ham |nom2=H.A. |cognom2=Mueller |nom3=J.J. Jr. |cognom3=Ruffolo |nom4=D. III |cognom4=Guerry |capítol=Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear |títol=The Effects of Constant Light on Visual Processes |editor=Williams, T.P. |editor2=Baker, B.N. |editorial=[[Plenum Press]] |pàgines=319–346 |data=1980 |isbn=978-0-306-40328-6}}</ref> les condicions empitjoren pels ulls joves o els nous implants de lents (que admeten més raigs ultraviolats que els ulls naturals envellits), els angles solars prop del zenit i l'observació de llocs a gran altitud.{{Citació necessària|data=2023}}

Veure el Sol a través de la concentració [[òptica]] de llum com els [[binoculars]] pot provocar danys permanents a la retina sense un filtre adequat que bloquegi els raigs ultraviolats i disminueixi substancialment la llum solar. Quan s’utilitza un filtre atenuant per veure el Sol, s’adverteix que s'utilitzi un filtre dissenyat específicament per a aquest ús. Alguns filtres improvisats que passen raigs UV o [[infraroig|IR]], poden danyar l'ull a nivells de brillantor elevats.<ref>
{{ref-llibre|nom=T. |cognom=Kardos |títol=Earth science|url=https://books.google.cat/books?id=xI6EDV_PRr4C&pg=PT102 |pàgina=87 |editorial=J.W. Walch |data=2003 |isbn=978-0-8251-4500-1}}</ref> Les ulleres de sol, filtres fets amb pel·lícula fotogràfica velada, polaritzadors, gelatines, CD o vidres fumats no ofereixen suficient protecció als ulls. Una bona protecció la proporcionen els filtres MYLAR<sup>®</sup> o equivalents. Les ulleres utilitzades per a la [[soldadura a l'arc]] amb vidres de densitats 14 a 16 són idònies per a aquesta finalitat. Les mateixes precaucions s'han de tenir en compte si s'utilitzen aparells òptics. Els filtres han d'anar col·locats a la part frontal i mai a l'ocular.
Els [[Prisma de Herschel|prismes de Herschel]], també anomenats diagonals solars, són eficaços i econòmics per a telescopis petits. La llum solar que es destina a l’ocular es reflecteix a partir d’una superfície sense plata d’un tros de vidre. Només es reflecteix una fracció molt petita de la llum incident. La resta passa pel vidre i deixa l’instrument. Si el vidre es trenca a causa de la calor, no es reflecteix cap llum, cosa que fa que el dispositiu sigui a prova de fallades. Els senzills filtres de vidre enfosquit permeten passar tota la intensitat de la llum solar si es trenquen, posant en perill la vista de l’observador. Els prismàtics sense filtrar poden proporcionar centenars de vegades més energia que si es fa servir a simple vista, cosa que pot causar danys immediats. S'afirma que fins i tot breus vistes al Sol del migdia a través d'un telescopi sense filtrar poden causar danys permanents.<ref name=Macdonald>{{ref-llibre|cognom=Macdonald |nom=Lee |data=2012 |títol=How to Observe the Sun Safely |editorial=Springer Science + Business Media |place=New York |capítol=2. Equipment for Observing the Sun |pàgina=17 |doi=10.1007/978-1-4614-3825-0_2 |citació=NEVER LOOK DIRECTLY AT THE SUN THROUGH ANY FORM OF OPTICAL EQUIPMENT, EVEN FOR AN INSTANT. A brief glimpse of the Sun through a telescope is enough to cause permanent eye damage, or even blindness. Even looking at the Sun with the naked eye for more than a second or two is not safe. Do not assume that it is safe to look at the Sun through a filter, no matter how dark the filter appears to be. |series=Patrick Moore's Practical Astronomy Series |isbn=978-1-4614-3824-3}}</ref>
<!-- reference is useful but doesn't support the claim here. -- <ref name=Marsh>
{{Cite journal |last=Marsh |first=J.C.D. |title=Observing the Sun in Safety |journal=[[Journal of the British Astronomical Association]] |volume=92 |issue=6 |page=257 |date=1982 |bibcode=1982JBAA...92..257M}}</ref>-->

[[Fitxer:Doppelsonne Halo Echzell Hessen 12-08-2012.jpg|miniatura|[[Halo (fenomen òptic)|Halo]] amb [[parheli]]s]]
Els eclipsis solars parcials són perillosos de veure perquè la [[pupil·la]] dels ulls no s’adapta al contrast visual inusualment elevat: la pupil·la es dilata segons la quantitat total de llum del camp visual, no pas per l’objecte més brillant del camp. Durant els eclipsis parcials, la majoria de la llum solar es bloqueja quan la Lluna passa davant del Sol, però les parts descobertes de la fotosfera tenen la mateixa [[brillantor superficial]] com durant un dia normal. En la penombra general, la pupil·la s’expandeix de ~ 2 a ~ 6 mm, i cada cèl·lula retiniana exposada a la imatge solar rep fins a deu vegades més llum de la que es veuria al Sol no eclipsat. Això pot danyar o matar aquestes cèl·lules, resultant en petits punts cecs permanents per a l'espectador.<ref name=Espenak>
{{ref-web|cognom=Espenak |nom=Fred |títol=Eye Safety During Solar Eclipses|url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety.html |editor=NASA |data= 26 abril 1996}}</ref> El perill és insidiós per als observadors inexperts i per als nens perquè no hi ha percepció del dolor: no és obvi immediatament que es destrueixi la seva visió.{{Citació necessària|data=2023}}

{{imatge múltiple|direcció= vertical
|amplada= 250
|imatge1= Hazy Crazy Sunrise.jpg
|imatge2= D85 1116 Sunset in Thailand photographed by Trisorn Triboon.jpg
|peu1=Una sortida del sol als Estats Units a l'estiu
|peu2= Una posta de sol a Tailàndia a l'estiu
}}

Durant la sortida i la posta de sol, la llum del Sol s’atenua a causa de la [[difusió de Rayleigh]] i la de [[Difusió de Mie|Mie]] d’un pas particularment llarg per l’atmosfera terrestre,<ref name=Haber2005>{{ref-publicació|cognom1=Haber |nom1=Jorg |cognom2=Magnor |nom2=Marcus |cognom3=Seidel |nom3=Hans-Peter |títol=Physically based Simulation of Twilight Phenomena |data=2005 |publicació=ACM Transactions on Graphics |volum=24 |exemplar=4 |pàgines=1353–1373 |doi=10.1145/1095878.1095884 |citeseerx=10.1.1.67.2567 |s2cid=2349082}}</ref> i el Sol de vegades és prou feble com per ser vist còmodament a simple vista o amb seguretat amb òptica (sempre que no hi hagi risc que aparegui sobtadament la llum solar brillant a través d’un trencament entre núvols). Les condicions nebuloses, la pols atmosfèrica i l’alta humitat contribueixen a aquesta atenuació atmosfèrica.<ref>{{ref-publicació|títol=Diurnal asymmetries in global radiation |nom=I.G. |cognom=Piggin |publicació=Springer |data=1972 |volum=20 |exemplar=1 |doi=10.1007/BF02243313 |pàgines=41–48|bibcode=1972AMGBB..20...41P|s2cid=118819800}}</ref>

Un [[fenomen òptic]], conegut com a [[raig verd]], de vegades es pot veure poc després de la posta de Sol o abans de la sortida. El flaix és causat per la llum del Sol just a sota de l’horitzó sent [[Refracció|desviat]] (generalment a través d’una [[inversió tèrmica]]) cap a l’observador. La llum de longituds d'ona més curtes (violeta, blau, verd) es desvia més que la de les longituds d'ona més llargues (groc, taronja, vermell), però la llum violeta i blava és més dispersa, deixant la llum que es percep com a verda.<ref>
{{ref-web|títol=The Green Flash|url=https://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml |editor=BBC |consulta= 10 agost 2008 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20081216135504/http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml |arxiudata=16 desembre 2008}}</ref>

La llum ultraviolada del Sol té propietats [[Antisèptic|antisèptiques]] i es pot utilitzar per sanejar eines i aigua. També provoca [[Cremada solar|cremades]], i té altres efectes biològics com la producció de [[vitamina D]] i [[bronzejat]]s, però l'exposició excessiva pot produir una [[insolació (patologia)|insolació]]. També és la principal causa del [[càncer de pell]]. La llum ultraviolada està fortament atenuada per la [[capa d'ozó]] terrestre, de manera que la quantitat d'UV varia molt amb la [[latitud]] i ha estat parcialment responsable de moltes adaptacions biològiques, incloses les variacions en el [[color de la pell humana]] a diferents regions de la Terra.<ref>
{{ref-publicació|cognom=Barsh |nom=G.S. |títol=What Controls Variation in Human Skin Color? |publicació=[[PLOS Biology]] |volum=1 |exemplar=1 |pàgina=e7 |data=2003 |pmid=14551921 |pmc=212702 |doi=10.1371/journal.pbio.0000027}}</ref>

== Cultura i religió ==
{{article principal|Símbols solars|Déu del Sol}}
[[Fitxer:Sun symbol (planetary color).svg|frameless|esquerra|frameless|upright=0.35|☉︎]]
Simbolitza la llum i el poder. En [[alquímia]], es relaciona amb l'[[or]] i s'escriu com un cercle amb un punt enmig (el mateix signe que en l'[[astrologia]]). El Sol és un [[Simbologia astronòmica|símbol]] principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi masculí, com en la majoria del [[Mediterrani]], o femení, com a l'[[Àsia]], per exemple. Sol tenir relació amb el gènere que té la paraula en cada llengua. Les deïtats solars tenen un paper important en moltes religions i mitologies del món.<ref>{{ref-llibre|cognom1=Coleman |nom1=J.A. |cognom2=Davidson |nom2=George |títol=The Dictionary of Mythology: An A–Z of Themes, Legends, and Heroes |data=2015 |editorial=Arcturus Publishing Limited |lloc=Londres|isbn=978-1-78404-478-7 |pàgina=316}}</ref> El [[culte al Sol]] va ser fonamental per a civilitzacions com els [[antic Egipte|egipcis]], els [[inques]] d'Amèrica del Sud i els [[asteques]] del que ara és Mèxic. En religions com l'[[hinduisme]], el Sol encara es considera un déu, se'l coneix com a [[Surya|Surya Dev]]. Molts monuments antics es van construir tenint en compte els fenòmens solars; per exemple, els [[megàlit]]s de pedra marquen amb precisió el [[solstici]] d'estiu o d'hivern (alguns dels megàlits més destacats es troben a [[Nabta Playa]], [[Egipte]]; [[Mnajdra]], [[Malta]] i a [[Stonehenge]], Anglaterra); [[Newgrange]], una muntanya prehistòrica construïda per humans a Irlanda, va ser dissenyada per detectar el solstici d'hivern; la piràmide del [[Temple de Kukulkan]] a [[Chichén Itzá]] a Mèxic està dissenyada per projectar ombres en forma de serps que pugen a la [[piràmide]] a l'[[equinocci]] vernal i tardoral.{{Citació necessària|data=2023}}

Els antics [[Sumèria|sumeris]] creien que el Sol era [[Utu]],<ref name=BlackGreen1992>{{ref-llibre|cognom1=Black |nom1=Jeremy |nom2=Anthony |cognom2=Green |títol=Gods, Demons and Symbols of Ancient Mesopotamia: An Illustrated Dictionary|url=https://books.google.cat/books?id=05LXAAAAMAAJ&q=Inana |editorial=The British Museum Press |any=1992 |isbn=978-0-7141-1705-8 |pàgines=182–184 |consulta=22 agost 2020 |arxiudata=20 novembre 2020 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20201120094829/https://books.google.cat/books?id=05LXAAAAMAAJ&q=Inana |url-status=live }}</ref><ref name=Nemet1998>{{citar ref|cognom=Nemet-Nejat |nom=Karen Rhea |enllaçautor=Karen Rhea Nemet-Nejat |data=1998 |títol=Daily Life in Ancient Mesopotamia |editorial=Greenwood |series=Daily Life |isbn=978-0-313-29497-6 |pàgina=[https://archive.org/details/dailylifeinancie00neme/page/203 203]|url=https://archive.org/details/dailylifeinancie00neme/page/203}}</ref> el déu de la justícia i germà bessó d'[[Inanna]], la [[Reina del Cel (antiguitat)|Reina del Cel]],<ref name=BlackGreen1992/> que va ser identificada com el planeta Venus.<ref name=Nemet1998/> Més tard, Utu va ser identificat amb el déu [[semitic oriental]] [[Shamash]].<ref name=BlackGreen1992/><ref name=Nemet1998/> Utu era considerat com una deïtat ajudant, que ajudava aquells en dificultats,<ref name=BlackGreen1992/> i, a la [[iconografia]], se'l representa generalment amb una llarga barba i agafant una serra,<ref name=BlackGreen1992/> que representava el seu paper com a dispensador de justícia.<ref name=BlackGreen1992/>[[Fitxer:Ra_Barque.jpg|miniatura|Ra a la barca solar, adorada amb el disc solar]]
[[Fitxer:Maler_der_Grabkammer_der_Nefertari_001.jpg|miniatura|Ra de la [[tomba de Nefertari]], segle XIII aC]]
Almenys des de la [[Quarta Dinastia]] de l'Antic Egipte, el Sol va ser adorat com el [[Ra|déu Ra]], retratat com una divinitat amb cap de falcó coronada pel disc solar i envoltada per una serp. En el període de [[Nou Regne d'Egipte|Nou Imperi]], el Sol es va identificar amb l'[[escarabat femer]], la bola esfèrica de fem es va identificar amb el Sol. En la forma del disc solar [[Aton]], el Sol va tenir un breu ressorgiment durant el [[Període Amarna]] quan va tornar a ser la divinitat preeminent, si no només, per al faraó [[Akhenaton]].<ref>{{ref-llibre|cognom1=Teeter |nom1=Emily |títol=Religion and Ritual in Ancient Egypt |data=2011 |editorial=Cambridge University Press |lloc=Nova York|isbn=978-0-521-84855-8}}</ref><ref>{{ref-llibre|cognom1=Frankfort |nom1=Henri |títol=Ancient Egyptian Religion: an Interpretation |data=2011 |editorial=Dover Publications |isbn=978-0-486-41138-5}}</ref>

Els egipcis van retratar el déu Ra com portat pel cel en una barca solar, acompanyat de déus menors, i per als grecs, era Helios, portat per un carro tirat per cavalls de foc. Des del regnat d'[[Elagabalus]] a l'[[Caiguda de l'Imperi Romà d'Occident|Imperi Romà tardà]] l'aniversari del Sol va ser una festa celebrada com a [[Sol Invictus]] (literalment 'Sol Invicte') poc després del solstici d'hivern, que pot haver estat un antecedent de [[Nadal]]. Pel que fa a les [[estrelles fixes]], el Sol sembla des de la Terra per girar una vegada a l'any al llarg de l'[[eclíptica]] a través del [[zodíac]], i per això els astrònoms grecs el van classificar com un dels set [[planetes clàssics|planetes]] (en grec ''planetes'', 'vagant'); la denominació dels [[Noms dels dies de la setmana|dies de les setmanes]] a partir dels set planetes data de l'[[Imperi Romà|Era romana]].<ref name=OED/><ref name=almagest/><ref name=Ptolemy/>

A la [[religió protoindoeuropea]], el Sol era personificat com la deessa [[Deïtat del sol|''*Seh₂ul'']].<ref>{{ref-enciclopèdia|data=1997 |títol=Encyclopedia of Indo-European Culture |editor1-last=Mallory |editor1-first=James P. |editor1-link=J. P. Mallory |editor2-last=Adams |editor2-first=Douglas Q. |editor2-link=Douglas Q. Adams |place=London |editorial=[[Routledge]] |id=(EIEC)|url=https://books.google.cat/books?id=tzU3RIV2BWIC&q=Sun+goddess |isbn=978-1-884964-98-5 |consulta=20 octubre 2017 |arxiudata=31 març 2017 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20170331204930/https://books.google.cat/books?id=tzU3RIV2BWIC&q=Sun+goddess |url-status=live }}</ref><ref name=MALLORY129>
{{ref-llibre|cognom=Mallory |nom=J.P. |data=1989 |títol=In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth|url=https://archive.org/details/insearchofindoeu00jpma |url-access=registration |pàgina=[https://archive.org/details/insearchofindoeu00jpma/page/129 129] |editorial=[[Thames & Hudson]] |isbn=978-0-500-27616-7}}</ref> Els derivats d'aquesta deessa en els [[idiomes indoeuropeus]] inclouen el [[nordic antic]] ''[[Sól (sol)|Sól]]'', [[sànscrit]] ''[[Surya]]'', [[idioma gal·les|galec]] ''[[Sulis]]'', [[idioma lituà|lituà]] ''[[Saulė]]'' i [[idiomes eslaus|eslau]] ''Solntse''.<ref name=MALLORY129/> A la [[religió grega antiga]], la deïtat del Sol era el déu masculí Helios,<ref>[[Hesiod]], ''[[Theogony]]'' [https://www.perseus.tufts.edu/hopper/text?doc=Perseus%3Atext%3A1999.01.0130%3Acard%3D371 371] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210915222218/https://www.perseus.tufts.edu/hopper/text?doc=Perseus:text:1999.01.0130:card%3D371|date=15 September 2021}}</ref> que en temps posteriors va ser [[sincretisme|sincretitzat]] amb [[Apol·lo]].<ref>{{ref-llibre|cognom=Burkert |nom=Walter |enllaçautor=Walter Burkert |data=1985 |títol=Greek Religion |editorial=Harvard University Press |lloc=Cambridge |isbn=978-0-674-36281-9 |pàgina=120}}</ref>

A la [[Bíblia]], Malàquies 4:2 esmenta el «Sol de la justícia»,<ref>[https://en.wikisource.org/wiki/Bible_(King_James)/Malachi#4:2 Malachi 4:2] a Wikisource en anglès</ref><ref>{{citar ref|títol=Bible, Book of Malachi |editorial=King James Version|url=https://www.biblegateway.com/passage/?search=Malachi+4&version=KJV |consulta=20 octubre 2017 |arxiudata=20 octubre 2017 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20171020140215/https://www.biblegateway.com/passage/?search=Malachi+4&version=KJV |url-status=live }}</ref> que alguns [[cristianisme|cristians]] han interpretat com una referència al [[Messies]] ([[Crist]]).<ref>{{ref-llibre|cognom=Spargo |nom=Emma Jane Marie |títol=The Category of the Aesthetic in the Philosophy of Saint Bonaventure|url=https://books.google.cat/books?id=SUkWAAAAMAAJ&q=sol+iustitiae+malachiae+IV+2&pg=PA86 |pàgina=86 |any=1953 |editorial=The Franciscan Institute |lloc=St. Bonaventure, New York; E. Nauwelaerts, Louvain, Belgium; F. Schöningh, Paderborn, Germany |consulta=3 novembre 2020 |arxiudata=17 abril 2021 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20210417054707/https://books.google.cat/books?id=SUkWAAAAMAAJ&q=sol+iustitiae+malachiae+IV+2&pg=PA86 |url-status=live }}</ref> En la cultura romana antiga, [[diumenge]] era el dia del déu del Sol. Va ser adoptat com el dia [[Sabbat]] per cristians que no tenien antecedents jueus. El símbol de la llum era un dispositiu pagà adoptat pels cristians, i potser el més important que no provenia de les tradicions jueves. En el paganisme, el Sol era una font de vida, donava calor i il·luminació a la humanitat. Era el centre d'un culte popular entre els romans, que s'aturaven a l'alba per captar els primers raigs de Sol mentre resaven. La celebració del [[solstici d'hivern]] (que va influir en el Nadal) formava part del culte romà al Sol invicte ([[Sol Invictus]]). Les esglésies cristianes es van construir amb una orientació de tal manera que la congregació mirava cap a la sortida del sol a l'est.<ref>{{ref-llibre|autor=Owen Chadwick |títol=A History of Christianity|url=https://books.google.cat/books?id=qugouOh3KjMC&pg=PA22 |any=1998 |editorial=St. Martin's Press |pàgina=22 |isbn=978-0-312-18723-1 |consulta=15 novembre 2015 |arxiudata=18 maig 2016 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20160518085001/https://books.google.cat/books?id=qugouOh3KjMC&pg=PA22 |url-status=live }}</ref>

A vegades, s'ha utilitzat com a [[al·legoria]] de [[Jesús]], ja que «mor» i «ressuscita» (es pon i surt cada dia per a l'ull humà), està al cel i irradia llum. Les corones dels sants sovint tenen rajos com els del Sol.{{Citació necessària|data=2023}}

[[Tonatiuh]], el déu asteca del sol, es representava generalment sostenint fletxes i un escut<ref name=Townsend1979>{{ref-llibre|títol=State and Cosmos in the Art of Tenochtitlan|url=https://archive.org/details/statecosmosinart00town |url-access=registration |cognom=Townsend |nom=Richard |editorial=Dumbarton Oaks |any=1979 |lloc=Washington, DC |pàgina=[https://archive.org/details/statecosmosinart00town/page/66 66]}}</ref> i estava estretament associat amb la pràctica del [[sacrifici humà]].<ref name=Townsend1979/> La deessa del Sol [[Amaterasu]] és la deïtat més important de la religió [[xintoista]],<ref name=Roberts_110>{{ref-llibre|cognom=Roberts |nom=Jeremy |títol=Japanese Mythology A To Z |lloc=Nova York|editorial=[[Chelsea House Publishers]] |any=2010 |edició=2a edició|isbn=978-1-60413-435-3 |pàgines=4–5}}</ref><ref>{{ref-llibre|cognom=Wheeler |nom=Post |títol=The Sacred Scriptures of the Japanese |lloc=Nova York|editorial=Henry Schuman |pàgines=393–395 |any=1952 |isbn=978-1-4254-8787-4}}</ref> i es creu que és l'ancestra directa de tots els [[Llista d'emperadors del Japó|emperadors japonesos]].<ref name=Roberts_110/>

=== En literatura i la música ===
En cultura, el Sol s'utilitza principalment com a referent [[mitologia|mitològic]] i místic-[[religiós]], més que en la literatura: de fet, a diferència dels astres, que són citats com a meravelles nocturnes pels poetes i pels homes de lletres, el Sol en la literatura s'utilitza principalment com a referència per a l'alternança del dia i la nit. Tanmateix, hi ha fortes referències dedicades específicament a aquesta estrella a la [[literatura]], a la [[pintura]] i fins i tot a la [[música]].{{Citació necessària|data=2023}}

Per exemple, un dels textos més famosos i també més antics de la [[literatura italiana]] que fa referència al Sol es troba a [[Càntic del germà Sol]], també conegut com el ''Càntic de les criatures'' escrit per [[Sant]] [[Francesc d'Assís]], completat, segons la llegenda, dos anys abans de la seva mort el 1226. El Càntic és una lloança a [[Déu]], una [[Pregària|oració]] impregnada d'una visió positiva de [[natura]], ja que la imatge del Creador es reflecteix en la creació. Amb el naixement de la ciència [[Historiografia|historiogràfica]], entre el {{segle|XVIII}} i el {{segle|XIX}} i amb els ideals del [[romanticisme]] de les «arrels populars de poesia», l'obra va ser presa en consideració per la tradició crítica i filològica.<ref name=Bajetto>{{ref-publicació|autor=F. Bajetto|títol=Un trentennio di studi (1941-73) sul Cantico di Frate Sole|publicació=L'Italia francescana|volum=XLIX|any=1974|pp=5-62}}</ref><ref name=baldelli>{{Citar conferència | autor= Baldelli | data= 17-17 ottobre 1976 | títol= Il «Cantico»: problemi di lingua e di stile |conferència= Francesco d'Assisi e francescanesimo dal 1216 al 1226. Atti del IV Convegno internazionale | lloc= Assisi| pàgina= 75-99}}</ref>

[[Fitxer:Giovanni di paolo, paradiso 18 cielo del sole.jpg|upright=1.5|miniatura|esquerra|[[Dante]] i [[Beatrice Portinari|Beatrice]] al [[Cels del Paradís#Quart Cel (Sol) - Esperits savis|Cel del Sol]], seu dels esperits [[saviesa (teologia)|savis]]: miniatura de [[Joan de Pau]] (1440).]]
[[Fitxer:MarsSunset.jpg|miniatura|La [[Ocàs|posta]] del Sol al final d'un ''sol'' marcià vist pel [[rover (astronàutica)|rover]] ''[[Spirit (rover)|Spirit]]'' a la vora del [[cràter Gusev]].]]

Fins i tot [[Dante Alighieri]], com a bon coneixedor de l'[[astronomia]], no deixa d'esmentar el Sol en les seves obres, utilitzant-lo com a referència astronòmica: al [[Paradiso - Primer Cant|Primer Cant]] del [[Paradiso (Dante)|Paradiso]], per exemple, descriu la llum del Sol, explicant que com que il·lumina l'hemisferi on es troba el [[Purgatori]], la ciutat de [[Jerusalem]], que es troba al costat oposat de la Terra, es troba en aquell moment immers en la foscor de la nit. Dante s'atura així per observar l'esplendor de la nostra estrella, imitant la seva guia, [[Beatrice Portinari|Beatrice]].<ref name=dante1>{{ref-llibre|autor=[[Dante Alighieri]]|títol=Paradiso|any=2001|url=https://archive.org/details/paradiso0000dant_u7n3|pàgina=Canto I, versi 1-63}}</ref><ref name=dante2>{{ref-web|títol=Dante_1|url=http://www.sfi.it/ipertesti/cinema/html/Dante_1.htm|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20071107020500/http://www.sfi.it/ipertesti/cinema/html/Dante_1.htm|arxiudata=7 novembre 2007|consulta=5 oct 2008}}</ref>

Fins i tot a les [[faula|faules]] s'utilitza ocasionalment la figura del Sol, on, però, apareix com un personatge en tots els aspectes; entre els exemples més coneguts hi ha, a més dels de [[Fedre]],<ref name=fedro>{{ref-web|títol=Fedro - Tutte le favole|url=http://www.albertomelis.it/nuovotestofedro.htm|consulta=5 oct 2008|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20080617141549/http://www.albertomelis.it/nuovotestofedro.htm|arxiudata=17 gen 2008}}</ref> les faules escrites per [[Jean de La Fontaine]], un escriptor [[França|francès]] que va viure al {{segle|XVII}}, com ara ''El Sol i les granotes'' o '' El Sol i el Vent''.<ref name=fontaine>{{ref-web|títol=Le site de La Fontaine|url=http://www.lafontaine.net/nouveau-site/index.php|consulta=5 oct 2008|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20080922105319/http://www.lafontaine.net/nouveau-site/index.php|arxiudata=22 set 2008}}</ref>

El Sol fins i tot ha influït directament en algunes peces de la [[música clàssica|música simfònica]]: de fet, durant el [[Romanticisme]] i les fases posteriors, els compositors sovint van agafar temes «naturals» amb la intenció de traduir-los a les [[partitura|partitures]] per a diversos [[instrument musical|instruments musicals]]. Un dels exemples més coneguts és la [[posta de sol]] orquestrada per [[Ludwig Van Beethoven]] als compassos finals de la seva [[Simfonia núm. 6 (Beethoven)|Sisena Simfonia]], una peça plena d'innombrables referències naturalistes.<ref name=beethoven>{{ref-web|títol=Analysis of the Beethoven Symphony No. 6, su ''All About Ludwig van Beethoven''|url=http://www.all-about-beethoven.com/symphony6.html|consulta=5 oct 2008|arxiudata=17 set 2010|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20100917050631/http://all-about-beethoven.com/symphony6.html}}</ref> Un altre exemple conegut el dona la ''Sinfonia delle Alpi'' de [[Richard Strauss]], en la qual hi ha explícitament (tant en l'orquestració com precisament com a títol de les diverses seccions del [[poema simfònic]]) referències a la sortida i la posta del Sol.<ref name=Osborne>{{ref-llibre|autor= Charles Osborne| títol= The Complete Operas of Richard Strauss.|url= https://archive.org/details/completeoperasof0000osbo_g4g2|any= 1991|lloc= Nova York|editor= Da Capo Press|isbn= 0-306-80459-X}}</ref> Altres autors han descrit les diferents fases del dia en la música, amb una referència a la sortida del sol, inclòs [[Anton Bruckner]] (a la quarta simfonia)<ref name=bruckner>{{ref-llibre|cognom =Redlich| nom =Hans| títol =Introduction to Bruckner's Symphony No. 4 in E♭ major (Romantische)| editor =Eulenburg| any =1954| lloc = Londres, Nova York | llengua=en}}</ref> i [[Modest Petrovič Musorgskij]] (a la peça titulada ''[[A night on Bald Mountain]]'', també reprès per [[Walt Disney]] per al final de la seva famosa ''[[Fantasia (pel·lícula)|Fantasia]]'').<ref name=dirks>{{ref-web|autor=Tim Dirks|títol=Fantasia|url=http://www.filmsite.org/fant.html|consulta=7 des 2007}}</ref>

Entre les diverses referències presents en la música del {{segle|XX}}, una important referència ve donada pel títol de la famosa ''[[La canzone del sole/Anche per te|Canzone del sole]]'', signat per [[Lucio Battisti]] i [[Giulio Rapetti Mogol|Mogol]] i gravat per primera vegada l'any 1971 a [[45 rpm]]; aquesta peça també és interpretada sovint per aquells que aprenen a tocar la [[guitarra]], com a pràctica.<ref name=battisti>{{ref-web|títol=Accordi di Lucio Battisti - La canzone del sole|url=http://www.lucio-battisti.com/menu/Testi_e_Accordi/Accordi/La_canzone_del_sole.asp|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20120331191414/http://chitarradaspiaggia.com/canzone-del-sole-battisti.htm|arxiudata=31 mar 2012 |consulta=5 oct 2008}}</ref><ref name=battisti2>{{ref-web|títol=Lucio Battisti - la canzone del sole|url=http://www.chitarradaspiaggia.com/canzone-del-sole-battisti.htm|consulta=5 oct 2008}}</ref>

El Sol és el protagonista d'algunes cançons per a la mainada en l'àmbit tradicional català, com ''[[Plou i fa sol]]'' o ''Sol solet''.<ref>Viquitexts: ''[[:s:Sol solet|Sol solet]]'' com a títol d'obres literàries.</ref>

== Notes ==
{{Notes}}

== Referències ==
{{referències}}

== Bibliografia ==
* {{ref-llibre|cognom=English|nom=N.|títol=Grab 'n' Go Astronomy|data=2014|editorial=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|isbn=9781493908264|llengua=anglès}}
* {{ref-llibre|cognom=Lang|nom=K. R|enllaçautor=Kenneth R. Lang|títol=Sun, Earth and Sky|data=2006|editorial=Springer Science+Business Media|edició=2a edició|isbn=9780387333656|llengua=anglès}}
* {{ref-llibre|cognom=Woolfson|nom=M. M|títol=The Origin and Evolution of the Solar System|data=2000|editorial=[[IOP Publishing]]|isbn=0 7503 0458 8|llengua=anglès}}
* {{ref-llibre|nom=Dina |cognom=Prialnik |títol=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution |any=2000 |editorial=Cambridge University Press | isbn=0-521-65065-8}}
* {{ref-llibre |nom= Emilio| cognom=Sassone Corsi | títol= Il sole nero. Alla scoperta dell'eclisse di sole| editorial= Gremese Editore| data= 2005|isbn=88-8440-384-7|llengua=italià}}
* {{ref-llibre |nom= Walter| cognom=Widmann|nom2= Karl|cognom2=Schütte| títol= Guía de las estrellas| editorial= Ediciones Omega| any=1989|mes=maig|lloc=Barcelona|isbn=84-282-0843-3 i 978-84-282-0843-7|llengua=es}}

== Vegeu també ==
{{columnes}}
* [[Analema]]
* [[Saros]]
* [[Efecte Wilson]]
{{nova columna}}
* [[Nombre de Wolf]]
* [[Variació solar]]
* [[Aprofitament tèrmic]]
{{final columnes}}

== Enllaços externs ==
{{Projectes germans|Viquidites=sol}}
* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satellite] {{en}}
* [http://www.nso.edu National Solar Observatory] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140408014721/http://www.nso.edu/ |date=2014-04-08 }} {{en}}

{{Sol}}
{{Sistema solar}}
{{Il·luminació}}
{{Estel}}
{{Temps}}
{{1000 Ciència}}
{{Autoritat}}
{{Viccionari-lateral|Sol}}

[[Categoria:Sol| ]]
[[Categoria:Articles de qualitat de física]]
[[Categoria:Traduccions que són articles de qualitat]]
{{Article de qualitat}}