Sol

El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente con el aumento de la altura sobre la fotosfera . ^{[ 39 ]} A efectos de medición, el radio del Sol se considera la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. ^{[ 40 ]} La redondez del Sol es la diferencia relativa entre su radio en su ecuador,${\displaystyle R_{\textrm {eq}}}$y en su polo,${\displaystyle R_{\textrm {pol}}}$, llamado el achatamiento , ^{[ 41 ]}

$${\displaystyle \Delta _{\odot }=(R_{\textrm {eq}}-R_{\textrm {pol}})/R_{\textrm {pol}}.}$$

El valor es difícil de medir. La distorsión atmosférica hace que la medición deba realizarse mediante satélites; el valor es muy pequeño, lo que requiere una técnica muy precisa. ^{[ 42 ]}

En una ocasión se propuso que el achatamiento era suficiente para explicar la precesión del perihelio de Mercurio , pero Einstein propuso que la relatividad general podría explicar la precesión utilizando un Sol esférico. ^{[ 42 ]} Cuando se dispuso de mediciones de alta precisión del achatamiento a través del Observatorio de Dinámica Solar ^{[ 43 ]} y el satélite Picard ^{[ 41 ]} el valor medido fue incluso menor de lo esperado, ^{[ 42 ]}8,2 × 10⁻⁶ , o 8 partes por millón. Estas mediciones determinaron ^que el Sol es el objeto natural más cercano a una esfera perfecta jamás observado. ^{[ 44 ]} El valor de achatamiento permanece constante independientemente de los cambios en la irradiación solar. ^{[ 41 ]} El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol. ^{[ 45 ]}

El Sol rota más rápido en su ecuador que en sus polos . Esta rotación diferencial se debe al movimiento convectivo causado por el transporte de calor y a la fuerza de Coriolis debida a la rotación del Sol. En un sistema de referencia definido por las estrellas, el período de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y de 33,5 días en los polos. Visto desde la Tierra mientras orbita alrededor del Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de unos 28 días. ^{[ 46 ]} Visto desde un punto de vista sobre su polo norte, el Sol rota en sentido contrario a las agujas del reloj alrededor de su eje de rotación. ^{[ c ] [ 47 ]}

Un estudio de análogos solares sugiere que el Sol primitivo giraba hasta diez veces más rápido que en la actualidad. Esto habría hecho que la superficie fuera mucho más activa, con mayor emisión de rayos X y ultravioleta. Las manchas solares habrían cubierto5%–30% de la superficie. ^{[ 48 ]} La velocidad de rotación se ralentizó gradualmente por el frenado magnético , a medida que el campo magnético del Sol interactuaba con el viento solar saliente . ^{[ 49 ]} Un vestigio de esta rápida rotación primordial aún sobrevive en el núcleo del Sol, que rota a una velocidad de una vez por semana; cuatro veces la velocidad media de rotación de la superficie. ^{[ 50 ] [ 51 ]}

El Sol se compone principalmente de hidrógeno y helio . En esta etapa de su vida, estos elementos representan el 74,9 % y el 23,8 %, respectivamente, de la masa del Sol en la fotosfera. ^{[ 52 ]} Todos los elementos más pesados, denominados metales en astronomía, representan menos del 2 % de la masa, siendo el oxígeno (aproximadamente el 1 % de la masa del Sol), el carbono (0,3 %), el neón (0,2 %) y el hierro (0,2 %) los más abundantes. ^{[ 53 ]}

La composición química original del Sol fue heredada del medio interestelar del que se formó. Originalmente, habría estado compuesto por aproximadamente un 71,1 % de hidrógeno, un 27,4 % de helio y un 1,5 % de elementos más pesados. ^{[ 52 ]} El hidrógeno y la mayor parte del helio del Sol se habrían producido mediante la nucleosíntesis del Big Bang en los primeros 20 minutos del universo, y los elementos más pesados ​​fueron producidos por generaciones anteriores de estrellas antes de la formación del Sol, y se dispersaron en el medio interestelar durante las etapas finales de la vida estelar y por eventos como las supernovas . ^{[ 54 ]}

Desde la formación del Sol, el principal proceso de fusión ha consistido en la fusión de hidrógeno en helio. Durante los últimos 4.600  millones de años, la cantidad de helio y su ubicación dentro del Sol han cambiado gradualmente. La proporción de helio dentro del núcleo ha aumentado de aproximadamente un 24 % a aproximadamente un 60 % debido a la fusión, y parte del helio y los elementos pesados ​​se han depositado desde la fotosfera hacia el centro del Sol debido a la gravedad . Las proporciones de los elementos más pesados ​​no han cambiado. El calor se transfiere hacia afuera desde el núcleo del Sol por radiación en lugar de por convección (véase Zona radiativa más adelante), por lo que los productos de la fusión no son elevados hacia afuera por el calor; permanecen en el núcleo, ^{[ 55 ]} y gradualmente ha comenzado a formarse un núcleo interno de helio que no puede fusionarse porque actualmente el núcleo del Sol no es lo suficientemente caliente o denso para fusionar helio. En la fotosfera actual, la fracción de helio se ha reducido, y la metalicidad es solo el 84 % de lo que era en la fase protoestelar (antes de que comenzara la fusión nuclear en el núcleo). En el futuro, el helio continuará acumulándose en el núcleo, y en unos 5  mil millones de años esta acumulación gradual eventualmente hará que el Sol abandone la secuencia principal y se convierta en una gigante roja . ^{[ 56 ]}

La composición química de la fotosfera se considera normalmente representativa de la composición del Sistema Solar primordial. ^{[ 57 ]} Por lo general, las abundancias de elementos pesados ​​solares descritas anteriormente se miden tanto mediante espectroscopia de la fotosfera del Sol como midiendo las abundancias en meteoritos que nunca han alcanzado temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos conservan la composición del Sol protoestelar y, por lo tanto, no se ven afectados por la sedimentación de elementos pesados. Ambos métodos suelen coincidir bastante bien. ^{[ 58 ]}

El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. ^{[ 59 ]} Tiene una densidad de hasta150  g/cm³ ^{[ 60 ] [ 61 ] (} aproximadamente 150 veces la densidad del agua líquida) y una temperatura cercana a los 15,7  millones de kelvin (K). ^{[ 61 ]} Por el contrario, la temperatura de la superficie del Sol es aproximadamente5800  K. Un análisis reciente de los datos de la misión SOHO favorece la idea de que el núcleo está girando más rápido que la zona radiactiva que lo rodea. ^{[ 59 ]} Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía se ha producido por fusión nuclear en la región del núcleo a través de la cadena protón-protón ; este proceso convierte el hidrógeno en helio. ^{[ 62 ]} Actualmente, el 0,8 % de la energía generada en el Sol proviene de otra secuencia de reacciones de fusión llamada ciclo CNO ; se espera que la proporción proveniente del ciclo CNO aumente a medida que el Sol envejece y se vuelve más luminoso. ^{[ 63 ] [ 64 ]}

El núcleo es la única región del Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica mediante fusión; el 99 % de la energía del Sol se genera en el 24 % más interno de su radio, y casi no se produce fusión más allá del 30 % del radio. El resto del Sol se calienta por esta energía a medida que se transfiere hacia afuera a través de muchas capas sucesivas, hasta llegar finalmente a la fotosfera solar, donde escapa al espacio mediante radiación (fotones) o advección (partículas masivas). ^{[ 32 ] [ 65 ]}

La cadena protón-protón ocurre alrededor9,2 × 10 ³⁷ veces cada segundo en el núcleo, convirtiendo aproximadamente 3,7 × 10³⁸ protones en partículas alfa (núcleos de helio) cada segundo (de un total de ~8,9 × 10 ⁵⁶ protones libres en el Sol), o aproximadamente6,2 × 10 ¹¹  kg/s . Sin embargo, cada protón (en promedio) tarda alrededor de 9 mil millones de años en fusionarse con otro usando la cadena PP. ^{[ 32 ]} Fusionar cuatro protones libres (núcleos de hidrógeno) en una sola partícula alfa (núcleo de helio) libera alrededor del 0,7% de la masa fusionada como energía, ^{[ 66 ]} por lo que el Sol libera energía a la tasa de conversión masa-energía de 4,26  mil millones de kg/s (que requiere 600 mil millones de kg de hidrógeno ^{[ 67 ]} ), para 384,6 yottavatios ( 3,846 × 10 ²⁶  W ), ^{[ 5 ]} o 9,192 × 10¹⁰ megatones de TNT por segundo. La gran potencia que produce el Sol se debe principalmente al enorme tamaño y densidad de su núcleo (en comparación con la Tierra y los objetos terrestres), con una cantidad de energía relativamente pequeña generada por metro cúbico . Los modelos teóricos del interior del Sol indican una densidad de potencia máxima, o producción de energía, de aproximadamente 276,5 vatios por metro cúbico en el centro del núcleo, ^{[ 68 ]} que, según Karl Kruszelnicki , es aproximadamente la misma densidad de potencia que la de un montón de compost . ^{[ 69 ]} 

La tasa de fusión en el núcleo se encuentra en un equilibrio estable: una tasa de fusión ligeramente mayor provocaría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas exteriores, reduciendo la densidad y, por lo tanto, la tasa de fusión y corrigiendo la perturbación ; y una tasa ligeramente menor provocaría que el núcleo se enfriara y se contrajera ligeramente, aumentando la densidad y la tasa de fusión, y volviendo a su tasa actual. ^{[ 70 ]}

La zona radiativa es la capa más gruesa del Sol. Comienza sobre el núcleo a unos 0,25 radios solares y se extiende hasta unos 0,7 radios solares . La zona recibe este nombre porque la radiación térmica es el principal medio de transferencia de energía: los fotones se dispersan en el gas denso con tanta frecuencia que tardan un millón de años en cruzar esta zona. ^{[ 71 ]} La temperatura desciende de aproximadamente 7  millones a 2  millones de kelvin a medida que aumenta la distancia al núcleo. ^{[ 61 ]} Este gradiente de temperatura es menor que el valor del gradiente adiabático y, por lo tanto, no puede impulsar la convección, lo que explica por qué la transferencia de energía a través de esta zona se produce por radiación en lugar de por convección térmica. ^{[ 61 ]} La densidad se reduce cien veces (de 20 000  kg/m³ ^a 200  kg/m³ ⁾ entre 0,25 radios solares y 0,7 radios, la parte superior de la zona radiativa. ^{[ 71 ]}

La zona radiativa y la zona convectiva están separadas por una capa de transición, la tacoclina. Esta es una región donde el cambio brusco de régimen entre la rotación uniforme de la zona radiativa y la rotación diferencial de la zona convectiva produce una gran cizalladura entre ambas, una condición en la que las capas horizontales sucesivas se deslizan una sobre otra. ^{[ 72 ]} Actualmente, se plantea la hipótesis de que una dinamo magnética, o dinamo solar , dentro de esta capa genera el campo magnético del Sol . ^{[ 61 ]}

La zona de convección del Sol se extiende desde 0,7 radios solares (500 000  km) hasta cerca de la superficie. En esta capa, el plasma solar no es lo suficientemente denso ni caliente como para transferir la energía térmica del interior hacia el exterior mediante radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que se desarrollen corrientes convectivas que muevan la energía del Sol hacia su superficie. El material calentado en la tacoclina absorbe calor y se expande, reduciendo así su densidad y permitiéndole ascender. Como resultado, se desarrolla un movimiento ordenado de la masa en células térmicas que transportan la mayor parte del calor hacia la fotosfera del Sol. Una vez que el material se enfría por difusión y radiación justo debajo de la superficie fotosférica, su densidad aumenta y desciende hasta la base de la zona de convección, donde vuelve a absorber calor de la parte superior de la zona radiactiva y el ciclo convectivo continúa. En la fotosfera, la temperatura ha descendido 350 veces hasta los 5700 K (9800 °F) y la densidad a tan solo 0,2 g/m³ ⁽ aproximadamente 1/10 000 de la densidad del aire a nivel del mar y 1 millonésima parte de la de la capa interna de la zona convectiva). ^{[ 61 ]}   

Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol, dándole una apariencia granular llamada granulación solar a la escala más pequeña y supergranulación a escalas mayores. La convección turbulenta en esta parte exterior del interior solar mantiene una acción de dinamo a "pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. ^{[ 61 ]} Las columnas térmicas del Sol son celdas de Bénard y adoptan la forma de prismas aproximadamente hexagonales. ^{[ 73 ]}

La atmósfera solar es la región del Sol que se extiende desde la parte superior de la zona de convección hasta el límite interior de la heliosfera . A menudo se divide en tres capas principales: la fotosfera, la cromosfera y la corona . ^{[ 74 ]} La cromosfera y la corona están separadas por una delgada región de transición que frecuentemente se considera una capa distinta adicional. ^{[ 75 ] : 173–174} Algunas fuentes consideran que la heliosfera es la atmósfera solar externa o extendida . ^{[ 76 ] [ 77 ]}

Fotosfera

La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa por debajo de la cual el Sol se vuelve opaco a la luz visible. ^{[ 78 ]} Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente que se encuentra por encima y se convierten en radiación solar, luz solar. El cambio de opacidad se debe a la disminución de la cantidad de iones H ⁻ , que absorben fácilmente la luz visible. ^{[ 78 ]} Por el contrario, la luz visible percibida se produce cuando los electrones reaccionan con los átomos de hidrógeno para producir iones H ^{− . [ 79 ] [ 80 ]}

La fotosfera tiene un espesor de decenas a cientos de kilómetros y es ligeramente menos opaca que el aire de la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la inferior, una imagen del Sol aparece más brillante en el centro que en el borde o limbo del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento del limbo . ^{[ 78 ]} El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a 5772 K (9930 °F) , ^{[ 12 ]} intercalado con líneas de absorción atómica de las tenues capas sobre la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de ~10²³ ^m⁻³ ( aproximadamente el 0,37 % del número de partículas por volumen de la ^atmósfera terrestre a nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizada: el grado de ionización es de aproximadamente el 3 %, dejando la mayor parte del hidrógeno en forma atómica. ^{[ 81 ]}   

La capa más fría del Sol es una región de temperatura mínima que se extiende hasta aproximadamente500  km por encima de la fotosfera, y tiene una temperatura de aproximadamente4100  K. [ ^{78 ]} Esta parte del Sol es lo suficientemente fría como para permitir la existencia de moléculas simples como el monóxido de carbono ^y el agua. ^{[ 82 ]}

Atmósfera

Por encima de la capa de temperatura mínima hay una capa de unos 2000 km de espesor, dominada por un espectro de líneas de emisión y absorción. ^{[ 78 ]} Se llama cromosfera, del griego chroma , que significa color, porque la cromosfera es visible como un destello de color al principio y al final de los eclipses solares totales. ^{[ 71 ]} La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, llegando a unos 20 000 K cerca de la parte superior. ^{[ 78 ]} En la parte superior de la cromosfera, el helio se ioniza parcialmente . ^{[ 83 ]}

La cromosfera y la corona suprayacente están separadas por una delgada (aproximadamente200  km ) región de transición donde la temperatura aumenta rápidamente desde aproximadamente20.000  K en la cromosfera superior a temperaturas coronales más cercanas a1.000.000  K. ^{[ 84} ] El aumento de temperatura se ve facilitado por la ionización completa del helio en la región de transición, lo que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma. ^{[ 83 ] La} región de transición no se produce a una altitud bien definida, sino que forma una especie de halo alrededor de características cromosféricas como espículas y filamentos , y está en constante movimiento caótico. ^{[ 71 ]} La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde el espacio mediante instrumentos sensibles al ultravioleta extremo . ^{[ 85 ]}

Corona

La corona es la siguiente capa del Sol. La corona baja, cerca de la superficie del Sol, tiene una densidad de partículas de alrededor de 10 ¹⁵  m ⁻³ a 10 ¹⁶  m ⁻³ . ^{[ 83 ] [ d ]} La temperatura promedio de la corona y el viento solar es de aproximadamente 1 000 000–2 000 000  K; sin embargo, en las regiones más calientes es de 8 000 000–20 000 000 K. ^{[ 84 ]} Aunque todavía no existe una teoría completa que explique la temperatura de la corona, se sabe que al menos parte de su calor proviene de la reconexión magnética . ^{[ 84 ] [ 86 ]}

El límite exterior de la corona se encuentra donde la velocidad del viento solar a gran escala, que aumenta radialmente, es igual a la velocidad de fase de la onda de Alfvén, que disminuye radialmente . Esto define una superficie cerrada y no esférica, denominada superficie crítica de Alfvén , por debajo de la cual los flujos coronales son subalfvénicos y por encima de la cual el viento solar es superalfvénico. ^{[ 87 ]} La altura a la que ocurre esta transición varía en el espacio y con la actividad solar, alcanzando su punto más bajo cerca del mínimo solar y su punto más alto cerca del máximo solar. En abril de 2021, la superficie fue cruzada por primera vez a distancias heliocéntricas que oscilan entre 16 y 20  radios solares por la sonda solar Parker . ^{[ 88 ] [ 89 ]} Las predicciones de su posible extensión total han situado su rango completo entre 8 y 30  radios solares. ^{[ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]}

La heliosfera se define como la región del espacio donde el viento solar domina sobre el medio interestelar. ^{[ 93 ]} La turbulencia y las fuerzas dinámicas en la heliosfera no pueden afectar la forma de la corona solar en su interior, porque la información solo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja hacia afuera continuamente a través de la heliosfera, ^{[ 94 ] [ 95 ]} formando el campo magnético solar en forma de espiral , ^{[ 86 ]} hasta que impacta la heliopausa a más de 50 ua (7.5 mil millones de km) del Sol. En diciembre de 2004, la sonda Voyager 1 pasó a través de un frente de choque que se cree que es parte de la heliopausa. ^{[ 96 ]} A finales de 2012, la Voyager 1 registró un marcado aumento en las colisiones de rayos cósmicos y una fuerte caída en las partículas de menor energía del viento solar, lo que sugirió que la sonda había atravesado la heliopausa y entrado en el medio interestelar , ^{[ 97 ]} y de hecho lo hizo el 25 de agosto de 2012, a aproximadamente 122 ua (18.300 millones de km) del Sol. ^{[ 98 ]} La heliosfera tiene una heliocola que se extiende detrás de ella debido al peculiar movimiento del Sol a través de la galaxia. ^{[ 99 ]}      

El color del Sol es blanco , con un índice de espacio de color CIE cercano a (0,3, 0,3), cuando se observa desde el espacio o cuando el Sol está alto en el cielo. La radiación solar por longitud de onda alcanza su máximo en la porción verde del espectro cuando se observa desde el espacio. ^{[ 109 ] [ 110 ]} Cuando el Sol está muy bajo en el cielo, la dispersión atmosférica lo hace parecer amarillo, rojo, naranja o magenta, y en raras ocasiones incluso verde o azul . Algunas culturas visualizan mentalmente al Sol como amarillo y otras incluso como rojo; las razones culturales de esto son objeto de debate. ^{[ 111 ]}

Un fenómeno óptico , conocido como destello verde , puede observarse a veces poco después del atardecer o antes del amanecer. El destello se produce cuando la luz del Sol, justo debajo del horizonte, se desvía (generalmente debido a una inversión térmica ) hacia el observador. La luz de longitudes de onda más cortas (violeta, azul, verde) se desvía más que la de longitudes de onda más largas (amarillo, naranja, rojo), pero la luz violeta y azul se dispersa más, dejando una luz que se percibe como verde. ^{[ 112 ]}

Exposición al ojo

El brillo del Sol puede causar dolor al mirarlo a simple vista ; sin embargo, hacerlo durante períodos breves no es peligroso para ojos normales sin dilatación . ^{[ 113 ] [ 114 ]} Mirar directamente al Sol, conocido como mirar al sol , causa artefactos visuales fosfénicos y ceguera parcial temporal. También proporciona aproximadamente 4  milivatios de luz solar a la retina, calentándola ligeramente y pudiendo causar daños en ojos que no pueden responder adecuadamente al brillo. ^{[ 115 ] [ 116 ]} La observación directa del Sol a simple vista puede causar lesiones inducidas por rayos UV, similares a quemaduras solares en la retina, que comienzan después de aproximadamente 100  segundos, particularmente en condiciones donde la luz UV es intensa y focalizada. ^{[ 117 ] [ 118 ]}

Observar el Sol a través de ópticas que concentran la luz, como los binoculares, puede provocar daños permanentes en la retina si no se utiliza un filtro adecuado. Algunos filtros improvisados ​​que dejan pasar los rayos UV o IR pueden dañar el ojo a altos niveles de brillo. ^{[ 119 ]} Observar brevemente el Sol del mediodía a través de un telescopio sin filtro puede causar daños permanentes. ^{[ 120 ]}

Durante el amanecer y el atardecer, la luz solar se atenúa debido a la dispersión de Rayleigh y la dispersión de Mie, producto de un paso particularmente largo a través de la atmósfera terrestre, ^{[ 121 ]} y a veces el Sol es lo suficientemente tenue como para ser observado cómodamente a simple vista o de forma segura con óptica (siempre que no exista riesgo de que la luz solar brillante aparezca repentinamente a través de un hueco entre las nubes). Las condiciones de bruma, el polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica. ^{[ 122 ]}

La radiación ultravioleta solar ioniza la atmósfera superior del lado diurno de la Tierra, creando su ionosfera conductora de electricidad . ^{[ 123 ]} Esta radiación causa quemaduras solares y tiene otros efectos biológicos como la producción de vitamina D y el bronceado . Es la principal causa de cáncer de piel . La luz ultravioleta es fuertemente atenuada por la capa de ozono de la Tierra , por lo que la cantidad de UV varía mucho con la latitud y ha sido parcialmente responsable de muchas adaptaciones biológicas, incluidas las variaciones en el color de la piel humana . ^{[ 124 ]} La luz ultravioleta del Sol tiene propiedades antisépticas y puede usarse para desinfectar herramientas y agua.

Los fotones de rayos gamma de alta energía , liberados inicialmente por reacciones de fusión en el núcleo, son absorbidos casi de inmediato por el plasma solar de la zona radiactiva, generalmente tras recorrer solo unos pocos milímetros. La reemisión se produce en una dirección aleatoria y, por lo general, con una energía ligeramente inferior. Debido a esta secuencia de emisiones y absorciones, la radiación tarda mucho tiempo en llegar a la superficie del Sol. Las estimaciones del tiempo de viaje de los fotones oscilan entre 10 000 y 170 000  años. ^{[ 125 ]} En contraste, los neutrinos , que representan aproximadamente el 2 % de la producción total de energía del Sol, tardan solo 2,3  segundos en llegar a la superficie. Dado que el transporte de energía en el Sol es un proceso que involucra fotones en equilibrio termodinámico con la materia , la escala temporal del transporte de energía en el Sol es mayor, del orden de 30 000 000 de años. Este es el tiempo que tardaría el Sol en volver a un estado estable si la tasa de generación de energía en su núcleo cambiara repentinamente. ^{[ 126 ]} 

Los neutrinos electrónicos se liberan mediante reacciones de fusión en el núcleo, pero, a diferencia de los fotones, rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos logran escapar del Sol inmediatamente. Sin embargo, las mediciones del número de estos neutrinos producidos en el Sol son tres veces menores que las predichas por las teorías. En 2001, el descubrimiento de la oscilación de neutrinos resolvió la discrepancia: el Sol emite el número de neutrinos electrónicos predicho por la teoría, pero los detectores de neutrinos no detectaban dos tercios de ellos porque los neutrinos habían cambiado de sabor para cuando fueron detectados. ^{[ 127 ]}

Las manchas solares son visibles como parches oscuros en la fotosfera del Sol y corresponden a concentraciones de campo magnético donde se inhibe el transporte convectivo de calor desde el interior solar hacia la superficie. Como resultado, las manchas solares son ligeramente más frías que la fotosfera circundante, por lo que aparecen oscuras. En un mínimo solar típico , se observan pocas manchas solares, y ocasionalmente ninguna. Las que aparecen se encuentran en latitudes solares altas. A medida que el ciclo solar avanza hacia su máximo , las manchas solares tienden a formarse más cerca del ecuador solar, un fenómeno conocido como la ley de Spörer . Las manchas solares más grandes pueden tener decenas de miles de kilómetros de diámetro. ^{[ 131 ]}

Un ciclo de manchas solares de 11 años es la mitad de un ciclo de dinamo de Babcock -Leighton de 22 años , que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre los campos magnéticos solares toroidales y poloidales . En el máximo del ciclo solar, el campo magnético dipolar poloidal externo se encuentra cerca de su intensidad mínima del ciclo de dinamo; pero un campo cuadrupolar toroidal interno, generado por rotación diferencial dentro de la tacoclina, se encuentra cerca de su intensidad máxima. En este punto del ciclo de dinamo, el ascenso de aire dentro de la zona convectiva fuerza la emergencia del campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, aproximadamente alineadas de este a oeste y con huellas de polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de los pares de manchas solares alterna en cada ciclo solar, un fenómeno descrito por la ley de Hale . ^{[ 132 ] [ 133 ]}

Durante la fase descendente del ciclo solar, la energía se desplaza del campo magnético toroidal interno al campo poloidal externo, y las manchas solares disminuyen en número y tamaño. En el mínimo del ciclo solar, el campo toroidal se encuentra, en consecuencia, en su intensidad mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal alcanza su intensidad máxima. Con el inicio del siguiente ciclo de manchas solares de 11 años, la rotación diferencial desplaza la energía magnética de nuevo del campo poloidal al toroidal, pero con una polaridad opuesta a la del ciclo anterior. El proceso continúa de forma ininterrumpida y, en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde, por lo tanto, a un cambio en la polaridad general del campo magnético a gran escala del Sol. ^{[ 134 ] [ 135 ]}

El campo magnético del Sol produce numerosos efectos que, en conjunto, se denominan actividad solar . Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal suelen ocurrir en grupos de manchas solares. Desde los agujeros coronales en la superficie fotosférica se emiten corrientes de viento solar de alta velocidad que cambian lentamente. Tanto las eyecciones de masa coronal como las corrientes de viento solar de alta velocidad transportan plasma y el campo magnético interplanetario hacia el Sistema Solar. ^{[ 136 ]} Los efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras en latitudes moderadas a altas y la interrupción de las comunicaciones por radio y el suministro eléctrico . Se cree que la actividad solar desempeñó un papel importante en la formación y evolución del Sistema Solar . ^{[ 137 ]}

Los cambios en la irradiancia solar durante el ciclo solar de 11 años se han correlacionado con cambios en el número de manchas solares. ^{[ 138 ]} El ciclo solar influye en las condiciones del clima espacial , incluidas las que rodean la Tierra. Por ejemplo, en el siglo XVII, el ciclo solar pareció detenerse por completo durante varias décadas; se observaron pocas manchas solares durante un período conocido como el mínimo de Maunder . Esto coincidió con la era de la Pequeña Edad de Hielo , cuando Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. ^{[ 139 ] [ 140 ]} Se han descubierto mínimos extendidos anteriores mediante el análisis de anillos de árboles y parecen haber coincidido con temperaturas globales inferiores al promedio. ^{[ 141 ]}

La temperatura de la fotosfera es aproximadamente 6.000  K, mientras que la temperatura de la corona alcanza1.000.000–2.000.000  K. ^{[ 84} ] La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo distinto a la conducción directa de calor ^desde la fotosfera. ^{[ 86 ]}

Se cree que la energía necesaria para calentar la corona es proporcionada por el movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento coronal. ^{[ 84 ]} El primero es el calentamiento por ondas, en el que se producen ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas por la turbulencia en la zona de convección. ^{[ 84 ]} Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en la materia circundante en forma de calor. ^{[ 142 ]} El otro es el calentamiento magnético, en el que la energía magnética se acumula continuamente por el movimiento fotosférico y se libera a través de la reconexión magnética en forma de grandes llamaradas solares y una miríada de eventos similares pero más pequeños: nanollamaradas . ^{[ 143 ]}

Actualmente, no está claro si las ondas constituyen un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha observado que todas las ondas, excepto las de Alfvén, se disipan o refractan antes de alcanzar la corona. ^{[ 144 ]} Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, la investigación actual se ha centrado en los mecanismos de calentamiento de las erupciones solares. ^{[ 84 ]}

El Sol se formó  hace unos 4.600 millones de años a partir del colapso de parte de una nube molecular gigante que consistía principalmente en hidrógeno y helio y que probablemente dio origen a muchas otras estrellas. ^{[ 145 ]} Esta edad se estima utilizando modelos informáticos de evolución estelar y a través de la nucleocosmocronología . ^{[ 14 ]} El resultado es consistente con la fecha radiométrica del material más antiguo del Sistema Solar, hace 4.567 millones de años. ^{[ 146 ] [ 147 ]} Los estudios de meteoritos antiguos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de vida corta, como el hierro-60 , que se forman solo en estrellas de vida corta que explotan. Esto indica que una o más supernovas debieron haber ocurrido cerca del lugar donde se formó el Sol. Una onda de choque de una supernova cercana habría desencadenado la formación del Sol al comprimir la materia dentro de la nube molecular y causar que ciertas regiones colapsaran bajo su propia gravedad. ^{[ 148 ]} Cuando un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a rotar debido a la conservación del momento angular y a calentarse con el aumento de la presión. ^{[ 149 ]} El gas y el polvo con demasiado momento angular para caer en la nueva estrella circulan, formando un disco protoplanetario que se convertiría en los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar. ^{[ 150 ]} La gravedad y la presión dentro del núcleo de la nube generaron mucho calor a medida que acumulaba más materia del disco circundante, lo que finalmente desencadenó la fusión nuclear . ^{[ 151 ]} 

El Sol se encuentra aproximadamente a la mitad de su etapa de secuencia principal, durante la cual las reacciones de fusión nuclear en su núcleo transforman el hidrógeno en helio. Cada segundo, más de cuatro mil millones de kilogramos de materia se convierten en energía dentro del núcleo del Sol, produciendo neutrinos y radiación solar . A este ritmo, el Sol ha convertido hasta ahora alrededor de 100 veces la masa de la Tierra en energía, aproximadamente el 0,03 % de su masa total. El Sol pasará un total de aproximadamente 10 a 11  mil millones de años como estrella de secuencia principal antes de convertirse en gigante roja. ^{[ 152 ]} A los 8 mil millones de años, el Sol estará en su punto más caliente, según la misión del observatorio espacial Gaia de la ESA en 2022. ^{[ 153 ]}

El Sol se está volviendo gradualmente más caliente en su núcleo, más caliente en su superficie, más grande en radio y más luminoso durante su tiempo en la secuencia principal: desde el comienzo de su vida en la secuencia principal, ha expandido su radio en un 15 % y la temperatura de su superficie ha aumentado de 5620 K (9660 °F) a 5772 K (9930 °F) , lo que resulta en un aumento del 48 % en la luminosidad, de 0,677 luminosidades solares a su luminosidad solar actual de 1,0. Esto ocurre porque los átomos de helio en el núcleo tienen un peso molecular medio mayor que los átomos de hidrógeno que se fusionaron, lo que resulta en una menor presión térmica. Por lo tanto, el núcleo se está contrayendo, lo que permite que las capas exteriores del Sol se muevan más cerca del centro, liberando energía potencial gravitatoria . Según el teorema del virial , la mitad de esta energía gravitatoria liberada se convierte en calentamiento, lo que lleva a un aumento gradual en la tasa a la que ocurre la fusión y, por lo tanto, a un aumento en la luminosidad. Este proceso se acelera a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. ^{[ 154 ]} Actualmente, su brillo aumenta aproximadamente un 1 % cada 100 millones de años. Se necesitarán al menos mil millones de años a partir de ahora para agotar el agua líquida de la Tierra debido a dicho aumento. ^{[ 155 ]} Después de eso, la Tierra dejará de ser capaz de sustentar vida multicelular compleja y los últimos organismos multicelulares que queden en el planeta sufrirán una extinción masiva final y completa . ^{[ 156 ]}      

El Sol no tiene suficiente masa para explotar como una supernova . En cambio, cuando se agote el hidrógeno en el núcleo en aproximadamente 5  mil millones de años, la fusión de hidrógeno del núcleo se detendrá y no habrá nada que impida que el núcleo se contraiga. La liberación de energía potencial gravitatoria hará que el Sol sea más luminoso y pondrá fin a su fase de secuencia principal, lo que llevará al Sol a expandirse durante los próximos 2 mil millones de años: primero en una subgigante durante mil millones de años, y luego en una gigante roja . ^{[ 154 ] [ 157 ] [ 158 ]} El calentamiento debido a la contracción gravitatoria continuará la expansión del Sol y conducirá a la fusión de hidrógeno en una capa justo fuera de su núcleo, donde permanece hidrógeno no fusionado, contribuyendo al aumento de la luminosidad, que eventualmente alcanzará más de 1000 veces su valor actual. ^{[ 154 ]} Cuando el Sol entre en su fase de rama de gigante roja (RGB), engullirá (y destruirá) Mercurio y Venus . La órbita de la Tierra podría expandirse inicialmente hasta un máximo de 1,5 ua (220 millones de km; 140 millones de millas) debido a la pérdida de masa del Sol. Sin embargo, la órbita de la Tierra podría comenzar a contraerse debido a las fuerzas de marea (y, eventualmente, por la fricción de la cromosfera inferior del Sol) de modo que sea engullida por el Sol durante la fase de la rama de las gigantes rojas, dentro de 7590 millones de años, 3,8 y 1 millón de años después de que Mercurio y Venus hayan sufrido el mismo destino, respectivamente. ^{[ 158 ]} No obstante, este resultado sigue siendo incierto, ya que la pérdida total de masa del Sol es incierta. La Tierra podría sobrevivir a la engullimiento. ^{[ 159 ]}       

Para cuando el Sol alcance la punta de la rama de las gigantes rojas, tendrá un diámetro aproximadamente 256 veces mayor que el actual, con un radio de 1,19 ua (178 millones de km; 111 millones de millas) . ^{[ 158 ] [ 160 ]} El Sol pasará alrededor de mil millones de años en la rama de las gigantes rojas y perderá alrededor de un tercio de su masa. ^{[ 158 ]}     

After the red-giant branch, the Sun has approximately 120 million years' active life left, but much happens in that relatively brief period. First, the core (full of degenerate helium) ignites violently in the helium flash; it is estimated that 6% of the core—by then itself 40% of the Sun's mass—will be converted into carbon within a matter of minutes through the triple-alpha process.^[161] The Sun then shrinks to around 10 times its current size and 50 times its current luminosity, with a temperature a little lower than today's. It will eventually reach the red clump or horizontal branch, but a star of the Sun's metallicity does not evolve blueward along the horizontal branch. Instead, it becomes moderately larger and more luminous over about 100 million years as it begins fusing helium in its core.^[158]

When the helium is exhausted, the Sun will repeat the expansion it followed when the hydrogen in the core was exhausted. This time, however, it all happens faster, and the Sun becomes larger and more luminous. This is the asymptotic-giant-branch phase, when the Sun is alternately reacting hydrogen in a shell or helium in a deeper shell. After about 20 million years on the early asymptotic giant branch, the Sun becomes increasingly unstable, with rapid mass loss and thermal pulses that increase its size and luminosity for a few hundred years every 100,000 years or so. The thermal pulses become larger each time, with the later pulses pushing the luminosity to as much as 5,000 times the current level. Despite this, the Sun's maximum AGB radius will be less than its tip-RGB maximum, or 179 R_☉, or about 0.832 au (124.5 million km; 77.3 million mi).^[158][162]

Models vary depending on the rate and timing of mass loss. Models that have higher mass loss on the red-giant branch produce smaller, less luminous stars at the tip of the asymptotic giant branch, perhaps only 2,000 times the luminosity and less than 200 times the radius.^[158] For the Sun, four thermal pulses are predicted before it completely loses its outer envelope and starts to make a planetary nebula.^[163]

La evolución posterior a la rama asintótica gigante es aún más rápida. La luminosidad permanece aproximadamente constante a medida que aumenta la temperatura, con la mitad eyectada de la masa del Sol ionizándose en una nebulosa planetaria cuando el núcleo expuesto alcanza los 30 000 K (53 500 °F) , como si estuviera en una especie de bucle azul . El núcleo desnudo final, una enana blanca , tendrá una temperatura de más de 100 000 K (180 000 °F) y contendrá un estimado del 54,05 % de la masa actual del Sol. ^{[ 158 ]} Las simulaciones indican que el Sol puede estar entre las estrellas menos masivas capaces de formar una nebulosa planetaria. ^{[ 164 ]} Esta nebulosa se dispersará en unos 10 000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años mientras se desvanece gradualmente en una hipotética enana negra superdensa . ^{[ 165 ] [ 166 ] [ 167 ]} Por lo tanto, no emitiría más energía. ^{[ 168 ]}     

El Sol, llevando consigo todo el Sistema Solar, orbita el centro de masa de la galaxia a una velocidad media de 230  km/s (828 000  km/h), ^{[ 191 ]} tardando entre 220 y 250  millones de años terrestres en completar una revolución (un año galáctico ), habiéndolo hecho unas 20 veces desde la formación del Sol. ^{[ 192 ] [ 193 ]} La dirección del movimiento del Sol, el ápice solar , está aproximadamente en la dirección de la estrella Vega . ^{[ 194 ]} En el pasado, es probable que el Sol se moviera a través de la Superburbuja de Orión-Eridano , antes de entrar en la Burbuja Local. ^{[ 195 ]}

A medida que el Sol gira alrededor de la galaxia, también se mueve con respecto al movimiento promedio de las otras estrellas a su alrededor. Un modelo simple predice que, en un sistema de referencia que rota con la galaxia, el Sol se mueve en una elipse, circulando alrededor de un punto que a su vez gira alrededor de la galaxia. ^{[ 196 ]} El período de la circulación del Sol alrededor del punto es de aproximadamente 166  millones de años, más corto que el tiempo que tarda el punto en dar la vuelta a la galaxia. La longitud de la elipse es de aproximadamente 1760 pársecs y su anchura de aproximadamente 1170 pársecs. (Compárese esto con la distancia del Sol al centro de la galaxia, de aproximadamente 7 u 8 kilopársecs). Al mismo tiempo, el Sol se mueve "al norte" y "al sur" del plano galáctico con un período diferente, de aproximadamente 83 millones de años, alejándose unos 99 pársecs del plano. ^{[ 197 ]} El punto alrededor del cual circula el Sol tarda unos 240 millones de años en dar una vuelta completa a la galaxia.    

La órbita del Sol alrededor de la Vía Láctea se ve perturbada debido a la distribución no uniforme de masa en la Vía Láctea, como la que existe dentro y entre los brazos espirales galácticos. Se ha argumentado que el paso del Sol a través de los brazos espirales de mayor densidad a menudo coincide con extinciones masivas en la Tierra, quizás debido a un aumento de los eventos de impacto . ^{[ 198 ]} El Sistema Solar tarda entre 225 y 250  millones de años en completar una órbita a través de la Vía Láctea (un año galáctico ), ^{[ 193 ]} por lo que se cree que ha completado entre 20 y 25 órbitas durante la vida del Sol. La velocidad orbital del Sistema Solar alrededor del centro de la Vía Láctea es de aproximadamente 251  km/s (156  mi/s). ^{[ 199 ]} A esta velocidad, el Sistema Solar tarda alrededor de 1190 años en recorrer una distancia de 1 año luz, o 7 días en recorrer 1 UA. ^{[ 200 ]}

La Vía Láctea se mueve con respecto a la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) en dirección a la constelación de Hydra a una velocidad de 550  km/s, pero como el Sol se mueve con respecto al Centro Galáctico en dirección a Cygnus (longitud galáctica 90°; latitud 0°) a más de 200  km/s, la velocidad resultante con respecto a la CMB es de aproximadamente 370  km/s en dirección a Crater o Leo (latitud galáctica 264°, latitud 48°). ^{[ 201 ]} Esto está a 132° de Cygnus.

En muchas culturas prehistóricas y antiguas, se creía que el Sol era una deidad solar u otra entidad sobrenatural . ^{[ 202 ] [ 203 ]} A principios del primer milenio  a. C., los astrónomos babilonios observaron que el movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica no es uniforme, aunque desconocían la razón; hoy se sabe que esto se debe al movimiento de la Tierra en una órbita elíptica , moviéndose más rápido cuando está más cerca del Sol en el perihelio y más lento cuando está más lejos en el afelio. ^{[ 204 ]}

Una de las primeras personas en ofrecer una explicación científica o filosófica para el Sol fue el filósofo griego Anaxágoras . Razonó que era una gigantesca bola de metal llameante incluso más grande que la tierra del Peloponeso y que la Luna reflejaba la luz del Sol. ^{[ 205 ]} Eratóstenes estimó la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo III  a. C. como "de estadios miríadas 400 y 80000", cuya traducción es ambigua, lo que implica 4.080.000 estadios (755.000  km) u 804.000.000 estadios (148 a 153  millones de kilómetros o 0,99 a 1,02 UA); este último valor es correcto con un margen de error de unos pocos por ciento. En el siglo I  d. C., Ptolomeo estimó la distancia como 1.210 veces el radio de la Tierra , aproximadamente 7,71 millones de kilómetros (0,0515 UA) . ^{[ 206 ]}  

La teoría de que el Sol es el centro alrededor del cual orbitan los planetas fue propuesta por primera vez por el antiguo griego Aristarco de Samos en el siglo III  a. C. ^{[ 207 ]} y posteriormente adoptada por Seleuco de Seleucia . ^{[ 208 ]} Esta visión fue desarrollada en un modelo matemático más detallado de un sistema heliocéntrico en el siglo XVI por Nicolás Copérnico . ^{[ 209 ]}

Los astrónomos chinos registraron observaciones de manchas solares durante la dinastía Han (202  a. C. - 220 d. C. ), y sus registros se conservaron durante siglos. Averroes también describió las manchas solares en el siglo XII. ^{[ 210 ]} La invención del telescopio a principios del siglo XVII permitió a Thomas Harriot , Galileo Galilei y otros astrónomos realizar observaciones detalladas de las manchas solares. Galileo postuló que las manchas solares se encontraban en la superficie del Sol, en lugar de ser pequeños objetos que pasaban entre la Tierra y el Sol. ^{[ 211 ]}  

Las contribuciones astronómicas islámicas medievales incluyen el descubrimiento de al-Battani de que la dirección del apogeo del Sol (el punto en la órbita del Sol con respecto a las estrellas fijas donde parece moverse más lentamente) está cambiando. ^{[ 212 ]} En términos heliocéntricos modernos, esto se debe a un movimiento gradual del afelio de la órbita terrestre . Ibn Yunus observó más de 10 000 registros de la posición del Sol durante muchos años utilizando un gran astrolabio . ^{[ 213 ]}

La primera distancia razonablemente precisa al Sol fue determinada en 1684 por Giovanni Domenico Cassini . Sabiendo que las mediciones directas de la paralaje solar eran difíciles, optó por medir la paralaje marciana. Tras enviar a Jean Richer a Cayena , parte de la Guayana Francesa , para realizar mediciones simultáneas, Cassini, en París, determinó la paralaje de Marte cuando este se encontraba en su punto más cercano a la Tierra en 1672. Utilizando la distancia circunferencial entre las dos observaciones, Cassini calculó la distancia Tierra-Marte y, posteriormente, aplicó las leyes de Kepler para determinar la distancia Tierra-Sol. Su valor, aproximadamente un 10 % menor que los valores actuales, fue mucho mayor que todas las estimaciones anteriores. ^{[ 214 ]}

A partir de una observación de un tránsito de Venus en 1032, Ibn Sina concluyó que Venus estaba más cerca de la Tierra que el Sol. ^{[ 215 ]} En 1677, Edmond Halley observó un tránsito de Mercurio frente al Sol, lo que le llevó a darse cuenta de que las observaciones de la paralaje solar de un planeta (idealmente usando el tránsito de Venus) podían usarse para determinar trigonométricamente las distancias entre la Tierra, Venus y el Sol. ^{[ 216 ]} Las observaciones del tránsito de Venus de 1769 permitieron a los astrónomos calcular la distancia promedio Tierra-Sol como 93 726 900 millas (150 838 800 km) , solo un 0,8 % mayor que el valor moderno. ^{[ 217 ]} 

En 1666, Isaac Newton observó la luz del Sol usando un prisma y demostró que está compuesta de luz de muchos colores. ^{[ 218 ]} En 1800, William Herschel descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. ^{[ 219 ]} El siglo XIX vio avances en los estudios espectroscópicos del Sol; Joseph von Fraunhofer registró más de 600 líneas de absorción en el espectro, las más fuertes de las cuales todavía se denominan a menudo líneas de Fraunhofer . El siglo XX trajo consigo varios sistemas especializados para observar el Sol, especialmente en diferentes longitudes de onda de banda estrecha, como aquellos que usan filtrado  de Calcio-H (396,9 nm), Calcio-K (393,37  nm) e Hidrógeno-alfa (656,46  nm) . ^{[ 220 ]}

Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondían a ningún elemento químico conocido entonces en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer planteó la hipótesis de que estas líneas de absorción eran causadas por un nuevo elemento al que denominó helio , en honor al dios griego del Sol, Helios . Veinticinco años después, el helio fue aislado en la Tierra. ^{[ 221 ]}

En los inicios de la era científica moderna, el origen de la energía del Sol era un enigma importante. Lord Kelvin sugirió que el Sol es un cuerpo líquido que se enfría gradualmente y que irradia una reserva interna de calor. ^{[ 222 ]} Kelvin y Hermann von Helmholtz propusieron un mecanismo de contracción gravitacional para explicar la emisión de energía, pero la estimación de edad resultante fue de solo 20  millones de años, muy por debajo del lapso de tiempo de al menos 300  millones de años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de la época. ^{[ 222 ] [ 223 ]} En 1890, Lockyer propuso una hipótesis meteorítica para la formación y evolución del Sol. ^{[ 224 ]}

No fue hasta 1904 que se ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la producción del Sol podría mantenerse mediante una fuente interna de calor, y sugirió la desintegración radiactiva como la fuente. ^{[ 225 ]} Albert Einstein proporcionó la clave esencial para la fuente de la producción de energía del Sol con su relación de equivalencia masa-energía E = mc ² . ^{[ 226 ]} En 1920, Sir Arthur Eddington propuso que las presiones y temperaturas en el núcleo del Sol podrían producir una reacción de fusión nuclear que fusionara hidrógeno (protones) en núcleos de helio, resultando en una producción de energía a partir del cambio neto en la masa. ^{[ 227 ]} La preponderancia de hidrógeno en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne utilizando la teoría de ionización desarrollada por Meghnad Saha . El concepto teórico de fusión fue desarrollado en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe . Bethe calculó los detalles de las dos principales reacciones nucleares productoras de energía que alimentan al Sol. ^{[ 228 ] [ 229 ]} En 1957, Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler y Fred Hoyle demostraron que la mayoría de los elementos del universo se han sintetizado mediante reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunas como el Sol. ^{[ 230 ]}

Los primeros satélites diseñados para la observación a largo plazo del Sol desde el espacio interplanetario fueron los Pioneer 6 , 7 , 8 y 9 , lanzados por la NASA entre 1959 y 1968. Estas sondas orbitaron el Sol a una distancia similar a la de la Tierra y realizaron las primeras mediciones detalladas del viento solar y el campo magnético solar. El Pioneer 9 operó durante un tiempo particularmente prolongado, transmitiendo datos hasta mayo de 1983. ^{[ 231 ] [ 232 ]}

En la década de 1970, dos naves espaciales Helios y el telescopio espacial Apollo del Skylab proporcionaron a los científicos nuevos datos significativos sobre el viento solar y la corona solar. Las sondas Helios 1 y 2 fueron colaboraciones entre Estados Unidos y Alemania que estudiaron el viento solar desde una órbita que transportaba las naves espaciales dentro de la órbita de Mercurio en el perihelio. ^{[ 233 ]} La estación espacial Skylab, lanzada por la NASA en 1973, incluía un módulo de observatorio solar llamado telescopio espacial Apollo, operado por astronautas residentes en la estación. ^{[ 85 ]} Skylab realizó las primeras observaciones con resolución temporal de la región de transición solar y de las emisiones ultravioleta de la corona solar. ^{[ 85 ]} Entre los descubrimientos se incluyeron las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal, entonces llamadas "transitorios coronales", y de agujeros coronales , ahora conocidos por estar íntimamente asociados con el viento solar. ^{[ 233 ]}

En 1980, la NASA lanzó las sondas de la Misión Máximo Solar . Esta nave espacial fue diseñada para observar rayos gamma, rayos X y radiación ultravioleta provenientes de erupciones solares durante un período de alta actividad y luminosidad solar. Sin embargo, pocos meses después del lanzamiento, una falla electrónica provocó que la sonda entrara en modo de espera, permaneciendo inactiva durante tres años. En 1984, la misión STS-41-C del transbordador espacial Challenger recuperó el satélite y reparó sus componentes electrónicos antes de volver a ponerlo en órbita. Posteriormente, la Misión Máximo Solar obtuvo miles de imágenes de la corona solar antes de reingresar a la atmósfera terrestre en junio de 1989. ^{[ 234 ]}

Lanzado en 1991, el satélite japonés Yohkoh ( Rayo de Sol ) observó erupciones solares en longitudes de onda de rayos X. Los datos de la misión permitieron a los científicos identificar varios tipos diferentes de erupciones y demostraron que la corona, lejos de las regiones de máxima actividad, era mucho más dinámica y activa de lo que se había supuesto anteriormente. Yohkoh observó un ciclo solar completo, pero entró en modo de espera cuando un eclipse anular en 2001 le hizo perder su seguimiento del Sol. Fue destruido por reentrada atmosférica en 2005. ^{[ 235 ]}

El Observatorio Solar y Heliosférico , construido conjuntamente por la Agencia Espacial Europea y la NASA, fue lanzado el 2 de diciembre de 1995. ^{[ 85 ]} Originalmente concebido para una misión de dos años, ^{[ 236 ]} SOHO sigue en funcionamiento en 2024. ^{[ 237 ]} Situado en el punto de Lagrange entre la Tierra y el Sol (donde la atracción gravitatoria de ambos es igual), SOHO ha proporcionado una vista constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. ^{[ 85 ]} Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de un gran número de cometas , en su mayoría pequeños cometas rasantes que se incineran al pasar cerca del Sol. ^{[ 238 ]}

Todos estos satélites han observado el Sol desde el plano de la eclíptica, por lo que solo han observado en detalle sus regiones ecuatoriales. La sonda Ulysses fue lanzada en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol. Primero viajó a Júpiter para impulsarse hacia una órbita que la llevaría muy por encima del plano de la eclíptica. Una vez que Ulysses estuvo en su órbita prevista, comenzó a observar el viento solar y la intensidad del campo magnético en latitudes solares altas, descubriendo que el viento solar de latitudes altas se movía a unos 750  km/s (más lento de lo esperado) y que había grandes ondas magnéticas que emergían de latitudes altas y dispersaban los rayos cósmicos galácticos. ^{[ 239 ]}

Las abundancias elementales en la fotosfera se conocen bien gracias a estudios espectroscópicos , pero la composición del interior del Sol se comprende menos. La misión Genesis , que busca recolectar muestras del viento solar , fue diseñada para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar. ^{[ 240 ]}