Conocimiento sobre el sol
Nombre chino: sol
Nombre en inglés: sol
Definición: 1: El cuerpo celeste central del sistema solar, una esfera luminosa Con un diámetro de 1.392.000 km, es la estrella más cercana a la Tierra y más relacionada con ella. Materia: Geografía (asignatura de primer nivel); Introducción a la Geografía (dos materias) Definición 2: La estrella más brillante y más cercana a la tierra. La tierra gira a su alrededor. Materia: Astronomía (materia de primer nivel); Sol (materia doble)
Xilografía
El sol es la estrella más cercana a la tierra y el objeto central del sistema solar. El 99,87% de la masa del sistema solar se concentra en el sol. Los ocho planetas principales del sistema solar, asteroides, meteoros, cometas, objetos transneptunos y polvo interestelar, giran alrededor del sol.
Datos de observación
La distancia media entre el sol y la tierra (1 unidad astronómica) es 1,49597870×10 1 metro (1,5 millones de kilómetros), y la distancia más larga entre el sol y la tierra mide 1.5210×60. La distancia más cercana entre el Sol y la Tierra es 1,4710 × 11 m, la magnitud aparente es -26,74, la magnitud absoluta es 4,83, la magnitud térmica es -26,82 y la magnitud térmica absoluta es 4,75.
Datos físicos
1, diámetro 1.392.000 kilómetros (109 veces el diámetro de la Tierra)
2 La superficie es de 6,09× 10 12km2.
3. Volumen: 1.412×10 18 kilómetros cúbicos (13.000 veces el de la Tierra).
4. Masa: 1.989 × 10 30 kilogramos (333.400 veces la de la Tierra)
5 En relación con la masa de la Tierra, 333.400
6. La densidad es de 1411 kg/m3, que es 0,26 con respecto a la tierra y 1,409 con respecto al agua.
7. La aceleración de la gravedad en la superficie terrestre es 2,74×10 2 m/s 2 (27,9 veces la aceleración de la gravedad en la superficie terrestre).
8. La temperatura de la superficie es de 5780 Kelvin, la temperatura del núcleo es de unos 15 millones de Kelvin y la temperatura de la corona es de 5 × 200 Kelvin.
9. Brillo (LS) 3.827× 10 26 J S-1
Datos orbitales
Periodo de rotación:
Ecuador: 27 Los días son 6 horas y 36 minutos, latitud 30: 28 días, 4 horas y 48 minutos, latitud 60: 30 días, 19 horas y 12 minutos, latitud 75: 31 días, 19 horas y 12 minutos, período orbital alrededor del centro de la Vía Láctea.
Otros datos
La edad del sol: unos 4,57 × 10 9 años.
Símbolo astronómico: VIII
Ciclo solar: 11,04 años.
Potencia total radiada: 3,86×10 26 vatios (Julios/segundo).
Constante solar f = 1,97 cal cm 2 min-1.
Tipo espectral: G2V
Velocidad de desprendimiento de la superficie del Sol = 618 kilómetros/segundo.
La velocidad del viento solar cerca de la Tierra: 450 kilómetros/segundo.
La velocidad del sol (dirección α = 18H07m, δ =+30) = 19,7km/s.
El sol está situado en el brazo espiral de Orión, al norte del plano galáctico, a unos 30.000 años luz del centro de la Vía Láctea y a 26 años luz al norte del plano galáctico. Por un lado, gira alrededor del centro de la Vía Láctea a una velocidad de 250 kilómetros por segundo (con un período de unos 250 millones de años). Por otro lado, se mueve hacia las proximidades de Vega a una velocidad de 19,7. kilómetros por segundo en relación con las estrellas circundantes. El sol también gira y su período es de unos 25 días en el ecuador y de unos 35 días en los polos.
El sol es simplemente una estrella muy común y corriente. En el vasto mundo de las estrellas, el brillo, el tamaño y la densidad de la materia del Sol se encuentran en un nivel intermedio. Debido a que está tan cerca de la Tierra, parece ser el objeto más grande y brillante del cielo. Otras estrellas están lejos de nosotros. Incluso la estrella más cercana está 270.000 veces más lejos que el Sol y parece una luz parpadeante. La mayoría de los materiales que componen el Sol son gases ordinarios, de los cuales el hidrógeno representa aproximadamente el 71,3%, el helio aproximadamente el 27% y otros elementos el 2%. Desde el centro hacia afuera, el Sol se puede dividir en zona de reacción nuclear, zona de radiación, zona de convección y atmósfera solar. La atmósfera del sol es igual que la atmósfera terrestre, se puede dividir en varios círculos según diferentes alturas y propiedades, es decir, se divide en tres capas de adentro hacia afuera: la fotosfera, la cromosfera y la corona.
La superficie del sol que vemos habitualmente es la capa más baja de la atmósfera solar, con una temperatura de unos 6.000 grados Fahrenheit. Es opaco, por lo que no podemos ver directamente la estructura interna del Sol. Sin embargo, los astrónomos han establecido un modelo de la estructura interna y el estado físico del sol basado en teorías físicas y estudios de diversos fenómenos en la superficie del sol. Este modelo también ha sido confirmado, al menos en gran medida, por estudios de otras estrellas. Recientemente, los dos satélites de exploración solar STEREO lanzados por la NASA en 2006 se movieron a posiciones opuestas a ambos lados del sol, tomando por primera vez fotografías tridimensionales completas del sol desde ambos lados. Angelos-Vourlidas, miembro del equipo de STEREO, dijo que este es un momento importante en la física solar. STEREO confirmó por primera vez que el sol es una esfera.
El interior del sol se puede dividir en tres capas: zona del núcleo, zona de radiación y zona de convección. El radio del área central del sol es 65438 + 0/4 del radio del sol, que es aproximadamente la mitad de la masa total del sol. La temperatura del núcleo del Sol es extremadamente alta, alcanza los 15 millones de grados Celsius, y la presión también es extremadamente alta, lo que provoca que la reacción termonuclear del hidrógeno se fusione en helio, liberando así una enorme energía. Esta energía sólo puede transferirse a través del material de la capa radiativa y la troposfera, transmitirse al fondo de la fotosfera solar y luego irradiarse a través de la fotosfera. La densidad de materia en la región central del Sol es muy alta. Puede alcanzar los 160 gramos por centímetro cúbico. Bajo la atracción de su propia fuerte gravedad, la región central del Sol se encuentra en un estado de alta densidad, alta temperatura y alta presión. Es el lugar de nacimiento de la inmensa energía del sol. La energía generada en la región central del sol se transfiere principalmente por radiación. Fuera de la región central del sol se encuentra la capa radiativa, que varía desde 0,25 radios solares en la parte superior de la región central del termonúcleo hasta 0,86 radios solares, con temperatura, densidad y presión disminuyendo desde el interior hacia el exterior. En términos de volumen, la capa radiativa representa la mayor parte del volumen solar total. Además de la radiación, la energía interna del sol se propaga hacia el exterior y también se producen procesos de convección. Es decir, desde 0,86 del radio solar del Sol hasta el fondo de la atmósfera solar, este intervalo se llama troposfera. Las propiedades de esta capa de gas cambian mucho y son inestables, formando un movimiento de convección obvio hacia arriba y hacia abajo. Esta es la capa más externa de la estructura interna del Sol.
La fotosfera solar es la superficie circular del sol que solemos ver, y el radio del sol es también el radio de la fotosfera. La fotosfera se encuentra fuera de la troposfera y es la capa más baja o más interna de la atmósfera solar. La superficie de la fotosfera es gaseosa, con una densidad media de sólo unos cientos de millones de veces la del agua, pero debido a su espesor de 500 kilómetros, la fotosfera es opaca. Hay una intensa actividad en la atmósfera fotosférica. Con un telescopio, se puede ver que hay muchas estructuras puntuales densamente empaquetadas en la superficie de la fotosfera, que son muy similares a los granos de arroz. Se llaman granos de arroz. Son extremadamente inestables, generalmente duran sólo de 5 a 10 minutos y sus temperaturas son de 300 a 400 °C más altas que la temperatura promedio de la fotosfera. Actualmente se cree que esta estructura granular es provocada por la violenta convección de gas bajo la fotosfera. Otra actividad famosa en la superficie de la fotosfera son las manchas solares. Las manchas solares son enormes vórtices de aire en la fotosfera, la mayoría de los cuales tienen forma casi elíptica. Parecen más oscuras contra el brillante fondo fotosférico, pero en realidad sus temperaturas alcanzan los 4000°C. Si las manchas solares pudieran eliminarse individualmente, una mancha solar grande podría emitir tanta luz como una luna llena. La apariencia de las manchas solares en la superficie del sol cambia constantemente, reflejando cambios en la energía de la radiación solar. Existe un complejo fenómeno cíclico en los cambios de las manchas solares, con un período medio de actividad de 11,2 años.
La atmósfera cercana a la fotosfera se llama cromosfera y no es fácil de observar. En el pasado, esta zona sólo era visible durante un eclipse solar total. Cuando la luna oculta el brillo de la fotosfera, la gente puede encontrar un brillo de color rosa en el borde de la rueda solar, que es la esfera cromática. La cromosfera tiene unos 8.000 kilómetros de espesor y tiene básicamente la misma composición química que la fotosfera, pero la densidad y presión de la materia en la cromosfera es mucho menor que la de la fotosfera. En la vida diaria, cuanto más lejos estamos de la fuente de calor, más fría es la temperatura, pero en la atmósfera solar ocurre todo lo contrario. La temperatura en la parte superior de la fotosfera, cerca de la cromosfera, es de casi 4300 °C, pero alcanza decenas de miles de grados en la parte superior de la cromosfera y luego aumenta a millones de grados en la corona. La gente está desconcertada por este fenómeno de calentamiento anormal y aún no se ha encontrado la causa exacta. En la esfera cromática también se pueden ver muchas llamas elevadas, que en astronomía son las llamadas "protuberancias". La prominencia solar es un fenómeno de actividad que cambia rápidamente y un proceso completo de prominencia solar suele tardar decenas de minutos. Al mismo tiempo, también se puede decir que las formas de las protuberancias solares son diversas: algunas son como nubes y humo, algunas son como cascadas y fuentes, algunas son como puentes de arco curvo, algunas son como hierba, y la lista continúa. Los astrónomos dividen las prominencias en tres categorías según el tamaño y la velocidad de los cambios morfológicos: prominencias silenciosas, prominencias activas y prominencias explosivas.
Las más espectaculares son las protuberancias explosivas, que pueden estar silenciosas o activas. A veces, de repente se vuelve "violento", arroja desesperadamente materiales gaseosos hacia arriba y luego regresa a la superficie del sol para formar un anillo, por lo que también se le llama prominencia anular.
La corona es la capa más externa de la atmósfera del sol. El material de la corona también es plasma, con una densidad inferior a la de la cromosfera y una temperatura superior a la de la cromosfera, alcanzando varios millones de grados centígrados. Durante un eclipse solar total, se puede ver una luz blanca plateada muy brillante alrededor de la superficie del sol: la corona. La corona se extiende por encima de la cromosfera hasta varios radios solares. La corona también se expande hacia afuera, lo que hace que partículas frías de gas ionizado fluyan fuera del sol para formar el viento solar.
El sol parece tranquilo, pero en realidad está constantemente activo. El sol se divide en la zona de reacción nuclear, la troposfera y la atmósfera desde el interior hacia el exterior. En su región central continúan las reacciones termonucleares, produciendo energía que se emite al espacio a través de la radiación. Una de las 2.200 millones de energías se irradia hacia la Tierra y se convierte en la principal fuente de luz y calor de la Tierra. Los fenómenos activos en la superficie del sol y en la atmósfera, como las manchas solares, las llamaradas y las eyecciones de masa coronal (prominencias solares), reforzarán enormemente el viento solar y provocarán muchos fenómenos geofísicos, como el aumento de las auroras, los cambios en la ionosfera atmosférica y El campo geomagnético. El aumento de la actividad solar y del viento solar también interferirá gravemente con el funcionamiento normal de los equipos espaciales y de radiocomunicaciones en la Tierra, dañará los instrumentos electrónicos de precisión de los satélites, provocará caos en las redes de comunicaciones terrestres y en las redes de control de energía, e incluso puede causar daños a astronautas en transbordadores y estaciones espaciales supone una amenaza para la vida de sus miembros. Por lo tanto, es cada vez más importante monitorear la actividad solar y la intensidad del viento solar y hacer pronósticos oportunos del "clima espacial".
Hace 4.000 años, en la antigüedad, las manchas solares que nuestros antepasados veían a simple vista parecían cuervos de tres patas. Al mirar el Sol a través de un telescopio óptico común, observamos actividad en la fotosfera. A menudo se pueden ver muchas manchas oscuras en la fotosfera. Se les llama "manchas solares". El tamaño, número, ubicación y forma de las manchas solares en la superficie del sol varían de un día a otro. Las manchas solares son áreas locales de fuertes campos magnéticos formadas por el movimiento violento de la materia fotosférica y también son un símbolo importante de la actividad fotosférica. La observación a largo plazo de las manchas solares revelará que hay muchas manchas solares en algunos años, pocas en otros años y, a veces, no hay manchas solares en el Sol durante varios días o docenas de días. Los astrónomos han notado desde hace tiempo que hay una brecha de aproximadamente 11 años entre un año con la mayor o menor cantidad de manchas solares y el siguiente año con la mayor o menor cantidad de manchas solares. En otras palabras, el período de actividad promedio de las manchas solares es 11, que es también el período de actividad de todo el sol. Los astrónomos llaman al año con más manchas solares un "año de máxima actividad solar" y al año con menos manchas solares un "año de baja actividad solar".
Las llamaradas solares son uno de los eventos solares más intensos. Generalmente se cree que ocurre en la cromosfera, por lo que también se le llama "explosión de la cromosfera". Su principal característica de observación es que una mancha brillante que se desarrolla rápidamente aparece repentinamente en la superficie del sol (a menudo por encima del grupo de manchas solares). Su vida útil es sólo de unos pocos minutos a decenas de minutos, y su brillo aumenta rápidamente y disminuye lentamente. Especialmente durante los períodos pico de actividad solar, las llamaradas aparecen con frecuencia y se vuelven más fuertes. Aunque es solo un punto brillante, una vez que aparece, es una explosión devastadora. La energía de las llamaradas solares liberada por este tipo de brillo equivale a la energía total de 654,38+ millones a 654,38+0 millones de erupciones volcánicas fuertes, o equivalente a la explosión de decenas de miles de millones de bombas de hidrógeno de 100 toneladas, pero a una gran explosión; Puede alcanzar 120 lanzamientos de 10 a 25 julios en minutos. Además del repentino brillo local de la superficie del sol, las llamaradas se manifiestan principalmente como un aumento repentino del flujo de radiación de las bandas de radio a los rayos X. Las llamaradas emiten una amplia gama de radiación, incluidos los rayos ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma, e infrarrojos; y emisiones de radio, y ondas de choque y corrientes de partículas de alta energía, e incluso rayos cósmicos extremadamente energéticos. Las llamaradas tienen un gran impacto en el entorno espacial de la Tierra. Hubo una explosión en la cromosfera del sol y hubo una reverberación inmediata en la atmósfera terrestre. Cuando estalla una llamarada, cuando una gran cantidad de partículas de alta energía alcanzan la órbita de la Tierra, puede poner en grave peligro la seguridad de los astronautas y de los instrumentos de la nave espacial. Cuando la radiación de la llamarada se acerca a la Tierra, chocará violentamente con las moléculas atmosféricas, dañando la ionosfera y provocando que pierda su capacidad de reflejar ondas de radio. Las comunicaciones por radio, especialmente las de onda corta, así como la televisión y la radio, pueden verse perturbadas o incluso interrumpidas. La corriente de partículas cargadas de alta energía emitida por la llamarada interactúa con la atmósfera superior de la Tierra para producir auroras, alterar el campo magnético de la Tierra y producir tormentas magnéticas. Además, las llamaradas también tienen distintos grados de impacto directo o indirecto en la meteorología y la hidrología. Debido a esto, la gente presta cada vez más atención a la detección y predicción de brotes de llamaradas y trata de descubrir el misterio de las llamaradas.
Un punto en la fotosfera solar que es más brillante que el área circundante.
Cuando observamos con un telescopio astronómico, a menudo encontramos que algunas superficies de la fotosfera son brillantes y otras oscuras. Esta mancha clara y oscura se forma debido a las diferentes temperaturas aquí. Los puntos más oscuros se denominan "manchas" y los puntos más claros se denominan "manchas". Las manchas solares a menudo "actuan" en los bordes de la superficie del sol y rara vez aparecen en el centro de la superficie del sol. Dado que la radiación en la zona central de la superficie solar pertenece a la capa de gas más profunda de la fotosfera, y la luz en el borde proviene principalmente de la parte superior de la fotosfera, el punto de luz es más alto que la superficie solar y puede considerarse como una "meseta" en la fotosfera. Las manchas solares también son tormentas poderosas en el Sol, que los astrónomos llaman "tormentas de meseta". Pero en comparación con las tormentas terrestres con nubes oscuras, fuertes lluvias y fuertes vientos, las "tormentas de meseta" tienen un carácter mucho más suave. El brillo del punto de luz es sólo un poco más fuerte que el de la fotosfera silenciosa, generalmente sólo un 10% mayor; la temperatura es 300 °C más alta que la de la fotosfera silenciosa. Muchas manchas solares tienen un vínculo indisoluble con las manchas solares y, a menudo, "actuan" alrededor de ellas. Una pequeña cantidad de manchas solares no tienen nada que ver con las manchas solares y están activas en el área de 70 ° de latitud alta, con un área relativamente pequeña. La vida media de una mancha es de unos 15 días y las manchas más grandes pueden vivir hasta tres meses. El punto de luz no sólo aparece en la fotosfera, sino que también tiene su lugar de actividad en la cromosfera. Cuando "actúa" en la esfera cromática, la actividad se encuentra aproximadamente en la misma posición que cuando aparece en la esfera de luz. Sin embargo, lo que aparece en la esfera cromática no es un "punto de luz", sino un "punto de luz espectral". De hecho, el punto de luz y el punto espectral son el mismo todo, simplemente porque sus alturas de "residencia" son diferentes. Es como un edificio: los puntos de luz viven abajo y los puntos de espectro viven arriba.
La textura es una estructura de la superficie solar en la fotosfera solar. Tiene la forma de pequeñas partículas poligonales que sólo pueden observarse con un telescopio astronómico. La temperatura de la estructura granular es aproximadamente 300°C más alta que la temperatura del área intergranular, por lo que es más brillante y más fácil de ver. Aunque es una partícula pequeña, su diámetro real es de 1000 km ~2000 km. Es probable que la estructura de las partículas brillantes sea una masa de aire caliente que se eleva desde la troposfera a la fotosfera. No cambia con el tiempo y está distribuida uniformemente, mostrando un movimiento fluctuante violento. Cuando la textura se eleva a cierta altura, se enfría rápidamente e inmediatamente cae a lo largo de los espacios entre las térmicas ascendentes. Su vida útil también es corta, va y viene rápidamente; Aparecen y desaparecen casi más rápido que las nubes en la atmósfera terrestre, con una vida media de sólo unos pocos minutos. Además, la supergranulación descubierta en los últimos años tiene una escala de unos 30.000 kilómetros y una vida útil de unas 20 horas. Curiosamente, mientras el tejido antiguo del grano de arroz desaparece, rápidamente aparece tejido nuevo del grano de arroz en su ubicación original. Este fenómeno continuo es como las burbujas calientes que suben y bajan constantemente sobre las gachas de arroz hirviendo que vemos todos los días.
Las celebridades también tienen su propia historia de vida, desde el nacimiento, el crecimiento hasta el envejecimiento y finalmente la muerte. Son de diferentes tamaños, diferentes colores y evolucionaron de manera diferente. La conexión de la estrella con la vida va más allá de la luz y el calor que proporciona. De hecho, los átomos pesados que forman los planetas y la vida se crean en explosiones que ocurren al final de la vida de algunas estrellas. En la actualidad, mediante simulaciones por computadora de la evolución estelar y modelos de cronología cósmica, la etapa estelar de la secuencia principal del Sol ha recorrido unos 4.570 millones de años. Según la investigación, el rápido colapso de un grupo de moléculas de hidrógeno hace 4.590 millones de años formó la tercera generación de estrellas T Tauri y el primer grupo de estrellas, el Sol. La estrella recién nacida orbita en una órbita casi circular a unos 27.000 años luz del centro de la Vía Láctea. El Sol ha alcanzado la mediana edad en su fase estelar de secuencia principal, durante la cual las reacciones de nucleosíntesis estelar dentro de su núcleo fusionan hidrógeno en helio. En el núcleo del Sol, cada segundo se pueden convertir más de 4 millones de toneladas de materia en energía, produciendo neutrinos y radiación solar. A este ritmo, hasta ahora el Sol ha convertido aproximadamente 100 masas terrestres de materia en energía. La época del Sol como estrella de secuencia principal dura aproximadamente 654,38+ mil millones de años. El Sol no tiene la masa suficiente para explotar como supernova. En 5.000 a 6.000 millones de años, el hidrógeno del Sol se agotará y el núcleo estará formado principalmente por átomos de helio. El sol se convertirá en una gigante roja. Cuando se agota el hidrógeno de su núcleo, el núcleo se encoge, la temperatura aumenta y las capas exteriores del Sol se expanden. Cuando su temperatura central aumente a 100.000.000 K, el helio se fusionará para producir carbono y entrará en la rama gigante asintótica. Cuando todo el helio del sol se convierta en carbono, el sol dejará de brillar y se convertirá en una estrella muerta. El destino final del planeta sigue sin estar claro. Cuando el sol se convierte en gigante roja, su radio puede exceder 1 unidad astronómica, lo que excede la órbita actual de la Tierra y es 260 veces el radio actual del sol. Pero para entonces, el Sol, como rama gigante asintótica, habrá perdido alrededor del 30% de su masa actual debido al viento estelar, por lo que la órbita planetaria será extrapolada. Sólo por esta razón, la Tierra puede sobrevivir a la devoración del Sol.
Sin embargo, una nueva investigación muestra que la Tierra seguirá siendo tragada por el sol debido a la influencia de las mareas. Incluso si la Tierra evita ser derretida por el sol, su agua se evaporará y su atmósfera escapará. De hecho, incluso cuando el Sol era una estrella de la secuencia principal, se fue iluminando gradualmente y la temperatura de su superficie aumentó lentamente. El aumento de las temperaturas en el Sol hará que las temperaturas de la superficie de la Tierra aumenten en 900 millones de años, haciendo insostenible la vida tal como la conocemos actualmente. En los próximos 65.438 mil millones de años, el agua de la superficie terrestre desaparecerá por completo. Después de la etapa de gigante roja, intensos pulsos de calor se desprenden de la capa exterior del Sol, formando una nebulosa planetaria. Después de perder su capa exterior, sólo queda el núcleo extremadamente caliente, que se convertirá en una enana blanca y se enfriará lentamente y se oscurecerá durante mucho tiempo. Este es un proceso de evolución típico de las estrellas de baja masa [3].
El diámetro angular de la superficie circular del Sol en el cielo es de 32 minutos, lo que está muy cerca del diámetro angular de la Luna vista desde la Tierra. Qué maravillosa coincidencia (el Sol tiene aproximadamente 400 veces el diámetro de la Luna y exactamente 400 veces más lejos de nosotros que la Tierra y la Luna), lo que hace que el eclipse parezca particularmente espectacular. Debido a que el Sol está mucho más cerca de nosotros que otras estrellas, tiene una magnitud aparente de -26,8, lo que lo convierte en el cuerpo celeste más brillante de la Tierra. El Sol gira una vez cada 25,4 días (período promedio; la velocidad de rotación ecuatorial es más rápida que en latitudes altas) y orbita el centro de la Vía Láctea una vez cada 200 millones de años. El sol está ligeramente aplanado debido a su rotación, la cual se diferencia de una esfera perfecta en un 0.001%, lo que equivale a una diferencia de 6km entre el radio ecuatorial y el radio polar (la diferencia entre la tierra es de 21km, la luna es de 9km, Júpiter es 9000 km y Saturno es 5500 km). Aunque la diferencia es pequeña, medir esta planitud es importante porque cualquier planitud ligeramente mayor (incluso 0,005%) cambiaría el efecto de la gravedad del Sol en la órbita de Mercurio, haciendo intratables las pruebas de la relatividad general basadas en la precesión del perihelio de Mercurio.
El viento solar es un flujo continuo de plasma procedente del sol que se mueve a una velocidad de 200-800 km/s. Aunque este material es diferente del aire de la Tierra, no está compuesto por moléculas de gas, sino que. Compuestos por partículas elementales más simples, como protones y electrones, son un nivel más pequeños que los átomos, pero su flujo es muy similar al de las corrientes de aire, por eso se le llama viento solar. Por supuesto, la densidad del viento solar es muy, muy fina e insignificante en comparación con la densidad del viento en la Tierra. Generalmente, en el espacio interplanetario cercano a la Tierra, hay entre varias y decenas de partículas por centímetro cúbico. La densidad del viento en la Tierra es de 268,7 mil millones de moléculas por centímetro cúbico. Aunque el viento solar es muy tenue, sopla con más violencia que el viento de la Tierra. En la Tierra, la velocidad del viento de los tifones de categoría 12 es de más de 32,5 metros por segundo, mientras que la velocidad del viento solar a menudo se mantiene entre 350 y 450 kilómetros por segundo cerca de la Tierra, lo que es decenas de miles de veces la velocidad del viento. de la Tierra, y puede alcanzar los 800 kilómetros por segundo en su punto más violento. El viento solar es una corriente de partículas materiales expulsadas continuamente al espacio desde la corona, la capa más externa de la atmósfera solar. Esta corriente de partículas es expulsada del agujero coronal y sus componentes principales son partículas de hidrógeno y partículas de helio. Hay dos tipos de viento solar: uno es la radiación continua, que se denomina "viento solar continuo" por su baja velocidad y bajo contenido de partículas; el otro es la radiación cuando el sol está activo, que es rápida y tiene un alto contenido de partículas. Este tipo de viento solar se llama "viento solar perturbado". El viento solar perturbado tiene un gran impacto en la Tierra. Cuando llega a la Tierra, suele provocar enormes tormentas magnéticas e intensas auroras, además de perturbaciones ionosféricas. La existencia del viento solar nos brinda comodidad para estudiar el sol y la relación entre el sol y la tierra.
Además de la energía atómica, los volcanes, los terremotos y las mareas, la energía del sol y otras estrellas es la fuente total de toda la energía de la Tierra. La fracción de densidad espectral de la energía de la radiación solar. La energía de la radiación solar que alcanza el límite superior de la atmósfera terrestre se denomina radiación solar astronómica. Cuando la Tierra está ubicada a la distancia promedio entre el Sol y la Tierra, la energía total del espectro completo de radiación solar recibida por el límite superior de la atmósfera terrestre por unidad de tiempo y perpendicular a los rayos del Sol por unidad de área se llama constante solar. La unidad común para la constante solar es el vatio por metro cuadrado. Debido a los diferentes métodos y tecnologías de observación, los valores de las constantes solares obtenidos también son diferentes. La constante solar anunciada por la Organización Meteorológica Mundial (OMM) en 1981 fue de 1368 W/m2. Si la constante solar se multiplica por el área esférica con la distancia promedio entre el sol y la tierra como radio, la energía total emitida por el sol por minuto es aproximadamente 2,273 × 10 28 julios por minuto. El calor irradiado por el sol al espacio por segundo equivale a la suma del calor producido por la combustión completa de 100 millones de toneladas de carbón, lo que equivale a la potencia de un motor de 520 billones de caballos. Cada metro cuadrado de la superficie del sol equivale a una central eléctrica de 85.000 caballos de fuerza.
) y la Tierra recibe sólo 2,2 mil millones de esta energía. La energía que envía el sol a la Tierra cada año equivale a 6543,8+00 mil millones de kilovatios hora de energía. Se puede decir que la energía solar es inagotable, libre de contaminación y la fuente de energía más ideal. Más del 99% del espectro de radiación solar en el límite superior de la atmósfera terrestre se encuentra entre 0,15 y 4,0 micrones. Aproximadamente el 50% de la energía de la radiación solar se encuentra en el espectro visible (longitud de onda: 0,4 ~ 0,76 micrones), el 7% está en el espectro ultravioleta (longitud de onda; 0,76 micrones) y la energía máxima se encuentra en una longitud de onda de 0,475 micrones. Dado que la longitud de onda de la radiación solar es mucho más pequeña que la longitud de onda de la radiación terrestre y atmosférica (alrededor de 3 ~ 120 micrones), generalmente se la llama radiación de onda corta y radiación de onda larga. Los cambios en la actividad solar y la distancia entre el sol y la tierra provocarán cambios en el límite superior de energía de radiación solar en la atmósfera terrestre. El sol ha estado transmitiendo luz y calor a la tierra. Con la luz solar, las plantas de la tierra pueden realizar la fotosíntesis. La mayoría de las hojas de las plantas son verdes porque contienen clorofila. La clorofila sólo puede utilizar la energía luminosa para sintetizar diversos compuestos orgánicos. Este proceso se llama fotosíntesis. Se calcula que las plantas verdes de todo el mundo pueden producir alrededor de 400 millones de toneladas de proteínas, carbohidratos y grasas cada día, y pueden liberar casi 500 millones de toneladas de oxígeno al aire cada día, proporcionando suficiente alimento y oxígeno para humanos y animales.
Para el ser humano, el sol es sin duda el cuerpo celeste más importante del universo. Todas las cosas crecen bajo el sol. Sin el sol, no habría diversos fenómenos de vida en la Tierra y, por supuesto, no existirían seres humanos como criaturas inteligentes. El sol da a las personas luz y calor, marca el ciclo del día, la noche y las estaciones, afecta los cambios en la temperatura de la Tierra y proporciona diversas formas de energía para la vida en la Tierra.