Sol

De Viquipèdia
(S'ha redirigit des de: El Sol)
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Per a altres significats vegeu «Sol (desambiguació)».
Sol Sol
El Sol
Dades observacionals
Distància mitjana
de la Terra
149,6 milions de km
8,31 min a la velocitat de la llum
Brillantor −26,74m[1]
Magnitud absoluta 4,83m[1]
Classe espectral G2V
Metal·licitat Z = 0,0177[2]
Diàmetre angular 31.6' - 32.7'[3]
Adjectius solar
Característiques orbitals
Distància mitjana
del centre de la Via Làctia
~2,5·1017 km
26.000 anys-llum
Període orbital galàctic 2,25–2,50·108 anys
Velocitat ~2,20·105 m/s
(òrbita al voltant del centre de la galàxia)

~2·104 m/s
(en relació a la velocitat mitjana d'altres estels en l'estel·lar)
Característiques físiques
Diàmetre mitjà 1,392·109 m[1]
109 Terres
Radi equatorial 6,955·108 m[4]
109 vegades el de la Terra[4]
Circumferència equatorial 4.379·109 m[4]
109 vegades la de la Terra[4]
Aplaname 9·10-6
Superfície 6,0877·1018 m²[4]
11.990 Terres[4]
Volum 1,4122·1027 m³[4]
1.300.000 Terres
Massa 1,9891 ·1030 kg[1]
332.946 Terres
Densitat mitjana ≈1,409 ·103 kg/m³[4][1][5]
Densitats diferents Nucli: 1.5·105 kg/m³
Baixa fotosfera: 2×10−4 kg/m³
Baixa cromosfera: 5×10−6 kg/m³
Corona mitjana: 10×10−12kg/m³[6]
Gravetat de superfície equatorial 274,0 m/s2[1]
27,94 g
28 vegades la de la Terra[4]
Velocitat d'escapament
(de la superfície)
617,7 km/s[4]
55 vegades la de la Terra[4]
Temperatura
de la superfície (efectiva)
5.778 K[1]
Temperatura
de la corona
~5×106 K
Temperatura
del nucli
~15.7×106 K[1]
Lluminositat (Lsol) 3,846×1026 W[1]
~3,75×1028 lm
~98 lm/W eficiència
Intensitat mitjana (Isol) 2,009×107 W m-2 sr-1
Característiques de rotació
Obliqüitat 7,25 °[1]
(a l'ecliptica)
67,23 °
(al pla galàctic)
Ascensió recta
del Pol Nord[7]
286,13 °
19 h 4 min 30 s
Declinació
del Pol Nord
+63,87 °
63 °52' Nord
Període de rotació sideral
(a 16 ° de latitud)
25,38 dies[1]
25 d 9 h 7 min 13 s[7]
(a l'equador) 25,05 days[1]
(als pols) 34,3 days[1]
Velocitat de rotació
(a l'equador)
7,284 ×103 km/h
Composició de la fotosfera (per massa)
Hidrogen 73,46 %[8]
Heli 24,85 %
Oxigen 0,77 %
Carboni 0,29 %
Ferro 0,16 %
Sofre 0,12 %
Neó 0,12 %
Nitrogen 0,09 %
Silici 0,07 %
Magnesi 0,05 %

El Sol és un estel situat al centre del sistema solar. La Terra i tots els altres planetes del sistema solar orbiten al seu voltant. Els planetes menors, els cometes, els meteoroides i tot el medi interplanetari que hi ha enmig també orbiten el Sol.

Com que és l'estel més pròxim a la Terra (es troba a 150 milions de 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 fotosintètics, els quals constituïxen la base de la cadena alimentària. Així, és la principal font d'energia de la vida. També aporta l'energia que manté en funcionament els processos climàtics.

És un estel de la seqüència principal, de classe espectral G2, cosa que indica que és una mica més gran i calent que un estel mitjà. És una immensa esfera de plasma formada majoritàriament per hidrogen i heli. Radia una gran quantitat d'energia a l'espai mitjançant processos nuclears de fusió. Es va formar fa uns 4.500 milions d'anys, al mateix temps que el sistema solar, i arribarà al final de la seva vida d'aquí a uns 5.000 milions d'anys més. Arribat aquell moment, es convertirà en una gegant vermella i després en una nana blanca.

Malgrat que és un estel de mida mitjana, és l'únic que es resol a simple vista des de la Terra, amb un diàmetre angular de 32' 35" minuts d'arc en el periheli i 31' 31" en l'afeli. El que dóna 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.

Característiques[modifica | modifica el codi]

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) converteixen l'hidrogen en heli. 3,9 × 1045 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 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.

Tota la matèria del Sol està en forma de plasma degut a la seva temperatura extrema. Així, el Sol pot girar més ràpidament a l'equador que a latituds 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 protuberàncies solars.

La corona solar té 1011 àtoms/m3, i la fotosfera té 1023 àtoms/m3.

Durant algun temps es va pensar que el nombre de neutrins produïts a 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.

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 de 1995.

Situació a la galàxia[modifica | modifica el codi]

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 kpc (24.800 anys llum) del Centre Galàctic.[9][10][11][12] La distància entre el braç local i el següent braç (el de Perseus és d'uns 6.500 anys llum.[13] El Sol, i per tant el Sistema Solar, es troba en el que els científics anomenen la zona habitable de la galàxia.

Naixement i mort del Sol[modifica | modifica el codi]

Vegeu també: Evolució estel·lar

El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de núvols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors d'estrelles. Gràcies a la metal·licitat de tal gas, del seu disc protoplanetari van sorgir, més tard, els planetes, asteroides i cometes del sistema solar. En l'interior del Sol es produïxen reaccions de fusió en les que els àtoms d'hidrogen es transformen en heli produint-se l'energia que irradia la nostra estrella. 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 brillantor de l'estrella, 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 del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit a Mercuri, Venus i, possiblement, a la Terra. Durant la seva etapa com 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, el qual, 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 el que 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.

Estructura del Sol[modifica | modifica el codi]

Com tots els cossos amb suficient massa, el Sol posseeix una forma esfèrica i a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament polar. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la 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 estes forces es compensen, l'estrella ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. És l'anomenat equilibri hidrostàtic. 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 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 este model, el Sol està format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona i 7) vent solar.

Nucli solar[modifica | modifica el codi]

Ocupa uns 139 000 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. 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 inglès Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) varen unir els seus esforços per averiguar si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelles es podia explicar per les transformacions nuclears. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) als Estats Units y Karl Friedrich von Weizsäker (1912-), a Alemania, simultània i independentment, 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 mentra dura l'hidrogen. A aquest grup de reaccions se les coneix com "cicle de Bethe o del carboni", i és equivalent a la fusió de quatre 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'Einstein (E = mc2), on E és l'energia, m la massa y c la velocitat de la llum. Aquestes reaccions nuclears transformen el 0,7 % de la massa afectada en fotons, amb una longitud d'onda 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 kèlvins.

El cicle consta de les següents etapes:

1H1 + 6C127N13 ;
7N136C13 + e+ + neutrino ;
1H1 + 6C137N14 ;
1H1 + 7N148O15 ;
8O157N15 + e+ + neutrino ;
1H1 + 7N156C12 + 2He4.

Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, tenim

4 1H12He4 + 2e+ + 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 actua com a catalitzador, perquè al final del cicle es regenera.

Cicle de fusió protó-protó[modifica | modifica el codi]

Cicle de fusió nuclear més comú al Sol, protó-protó.

Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en les estrelles, 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 perdi 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: 1H1 + 1H12H2 + e+ + neutrí; 1H1 + 1H22He3; 2He3 + 2He32He4 + 2 1H1.

Observacions[modifica | modifica el codi]

El primer cicle (CNO) es dóna en estrelles més calentes i amb major massa que el Sol i la cadena protó-protó en les semblants al Sol. Quant al Sol, fins a l'any 1953 es va creure que la seva energia era produïda exclusivament per l'enllustre 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 en la regió central al transformar-lo en heli, la pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, escalfant-se 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 estrella gegant roja. El diàmetre del Sol pot arribar i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central arribi aproximadament a 100 milions de graus, començarà a produir-se la reacció del heli en carboni, fins que el primera s'esgoti, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que a l'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, al refredar-se totalment, en una nana negra.

Zona radiant[modifica | modifica el codi]

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 radiativa. Esta zona està composta de plasma, és a dir, grans quantitats d'hidrogen i heli ionitzat. Com la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés. Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum a arribar la superfície i manifestar-se com a llum visible.

Zona convectiva[modifica | modifica el codi]

Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en ella els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant, el transport d'energia es realitza per convecció, en la qual la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminuïxen la seva 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 freds establint-se corrents convectives. Així a uns 200.000 quilòmetres baix la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els fotons procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència, que 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 esta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'heliosismologia.

Fotosfera[modifica | modifica el codi]

Fotosfera del Sol. S'hi aprecien diverses taques solars.

La fotosfera és la zona des de la que 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 grànuls brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, estos grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja 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. 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 al 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 esta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 km de profunditat.

El signe més evident d'activitat en la fotosfera són les taques solars.

Cromosfera[modifica | modifica el codi]

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 chromos que significa color, perquè la cromosfera és visible com un flaix de color al principi i al final dels eclipsis totals de Sol.

Corona solar[modifica | modifica el codi]

Imatge de raigs X del Sol.

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 eclipsis solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol i denominat coronògraf. Fins a 1930 l'única forma d'observar la corona era possible quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, el 1930 d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coronògrafs, es va poder estudiar de forma més accessible el fenomen de la corona solar.

La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la fotosfera té una temperatura aproximada de 6000 °C).

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. Estos àtoms llançats, al xocar amb la part superior de la nostra atmosfera són els causants de les aurores en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona són deguts al camp magnètic del Sol.

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 va poder ser explicat. 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. En 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.

Vent solar[modifica | modifica el codi]

Diagrama de l'heliopausa, en el límit entre el vent solar i el vent interestel·lar.

El vent solar és un flux de partícules carregades (és a dir, plasma) que sorgeixen de la part superior de l'atmosfera solar i s'estenen per tot el sistema solar. Està format majoriatàriament per protons i electrons d'alta energia (500 keV).

La composició elemental del vent solar (en massa) és idèntica a la de la corona: un 71-73% d'hidrogen ionitzat i un 25-27% d'heli ionitzat, la resta són ions d'altres elements i electrons. Les partícules es troben completament ionitzades formant un plasma molt poc dens. En les proximitats de la Terra, la velocitat del vent solar varia entre els 200-889 km/s, sent la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar.

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 aurores boreals i les 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.

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 heliopausa i es considera que és la "vora" més 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 Plutó.

Energia solar[modifica | modifica el codi]

Article principal: Energia solar

La major part de l'energia utilitzada pels éssers vius procedeix del Sol, les plantes l'absorbeixen directament i realitzen la fotosíntesi, els herbívors absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'aquesta energia menjant les plantes, i els carnívors absorbeixen indirectament una quantitat més xicoteta menjant els herbívors.

La majoria de les fonts d'energia emprades per l'home deriven indirectament del Sol. Els 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 molt estès pel fet que els mecanismes actuals no són prou eficaços.

Precaucions en l'observació[modifica | modifica el codi]

Imatge que pren el Sol amb una lent fotogràfica, des de la superfície de la Terra
  • Mirar directament el Sol sense la protecció adient pot causar lesions i cremades greus als ulls i fins i tot ceguesa permanent.
  • Les ulleres de sol, filtres fets amb pel·lícula fotogràfica velada, polaritzadors, gelatines, CDs o vidres fumats no ofereixen la suficient protecció als ulls.
  • Una bona protecció la proporcionen els filtres MYLAR® o equivalents. Les ulleres utilitzades per a la soldadura a l'arc amb vidres de densitats 14 a 16, són idònies per a aquesta fi. 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.
  • L'exposició excessiva al sol pot produir una insolació.

El sol a la cultura[modifica | modifica el codi]

Article principal: Símbols solars
Símbol del Sol.

El sol és un símbol principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi masculí, com a 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.

Simbolitza la llum i el poder. En l'alquímia es relaciona amb l'or i s'escriu com un cercle amb un punt enmig (el mateix signe que a l'astrologia).

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. Igualment, la data de Nadal estaria associada al solstici d'hivern. Les corones dels sants sovint tenen rajos com els del sol.

En molts indrets va ser venerat un Déu del Sol. A Egipte era Ra i va ser el primer culte monoteista de la història. Al panteó de la mitologia grega era Apol·lo. També és una divinitat important a les cultures precolombines d'Amèrica.

El sol és el protagonista d'algunes cançons per la mainada en l'àmbit tradicional català, com Plou i fa sol o Sol solet.[14]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 NASA "Sun Fact Sheet"
  2. Montalban, Miglio, Noels, Grevesse, DiMauro. «Solar model with CNO revised abundances». [Consulta: 30 de novembre].
  3. National Aeronautics and Space Administration. «Eclipse 99 - Frequently Asked Questions». [Consulta: 16 d'octubre].
  4. 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 Sun:Facts & figures NASA Solar System Exploration page
  5. The Physics Factbook™ Editat per Glenn Elert -- Escrit pels seus estudiants.
  6. University of Michigan, Astronomy Department.
  7. 7,0 7,1 Seidelmann, P. K.; V. K. Abalakin; M. Bursa; M. E. Davies; C. de Bergh; J. H. Lieske; J. Oberst; J. L. Simon; E. M. Standish; P. Stooke; P. C. Thomas. «Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000», 2000. [Consulta: 22-03-2006].
  8. Eddy, John. A New Sun: The Solar Results From Skylab. Washington, D.C: NASA SP-402, 1979, p. 37. 
  9. Reid, Mark J.. «The distance to the center of the Galaxy». Annual review of astronomy and astrophysics, 31, 1993, pàg. 345–372. DOI: 10.1146/annurev.aa.31.090193.002021 [Consulta: 10 maig 2007].
  10. Eisenhauer, F.; Schödel, R.; Genzel, R.; Ott, T.; Tecza, M.; Abuter, R.; Eckart, A.; Alexander, T.. «A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center». The Astrophysical Journal, 597, 2003, pàg. L121–L124. DOI: 10.1086/380188 [Consulta: 10 maig 2007].
  11. Horrobin, M.; Eisenhauer, F.; Tecza, M.; Thatte, N.; Genzel, R.; Abuter, R.; Iserlohe, C.; Schreiber, J.; Schegerer, A.; Lutz, D.; Ott, T.; Schödel, R.. «First results from SPIFFI. I: The Galactic Center» (PDF). Astronomische Nachrichten, 325, 2004, pàg. 120–123. DOI: 10.1002/asna.200310181 [Consulta: 10 maig 2007].
  12. Eisenhauer, F. et al.. «SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month». The Astrophysical Journal, 628, 1, 2005, pàg. 246–259. DOI: 10.1086/430667 [Consulta: 12 agost 2007].
  13. anglès, Jayanne. «Exposing the Stuff Between the Stars». Hubble News Desk, 1991-07-24 [Consulta: 10 maig 2007].
  14. Viquitexts: Sol solet com a títol d'obres literàries.

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]