Sol

De Viquip??dia

Si busqueu la moneda d'aquest nom, vegeu Sol (moneda).

Sol

Dades observacionals
Dist??ncia 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]
Di??metre angular	31.6' - 32.7' [3]
Adjectius	solar
Caracter??stiques orbitals
Dist??ncia mitjana del centre de la Via L??ctia	~2,5??1017 km 26.000 anys-llum
Per??ode orbital gal??ctic	2,25???2,50??108 anys
Velocitat	~2,20??105 m/s (??rbita al voltant del centre de la gal??xia) ~2??104 m/s (en relaci?? a la velocitat mitjana d'altres estels en la estelar)
Caracter??stiques f??siques
Di??metre mitj??	1,392??109 m [1] 109 Terres
Radi equatorial	6,955??108 m [4] 109 vegades el de la Terra[4]
Circumfer??ncia equatorial	4.379??109 m [4] 109 vegades la de la Terra[4]
Aplaname	9??10-6
Superf??cie	6,0877??1018 m?? [4] 11.990 Terres[4]
Volum	1,4122??1027 m?? [4] 1.300.000 Terres
Massa	1,9891 ??1030 kg[1] 332.946 Terres
Densitat mitja	???1,409 ??103 kg/m??[4][1][5]
Densitats diferents	Nucli: 1.5??105 kg/m?? Baixa fotosfera: 2??10-4 kg/m?? Baixa cromosfera: 5??10-6 kg/m?? Corona mitjana: 10??10-12kg/m??[6]
Gravetat de superf??cie equatorial	274,0 m/s2 [1] 27,94 g 28 vegades la de la Terra[4]
Velocitat d'escapament (de la superf??cie)	617,7 km/s [4] 55 vegades la de la Terra[4]
Temperatura de la superf??cie (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 efici??ncia
Intensitat mitjana (Isol)	2,009??107 W m-2 sr-1
Caracter??stiques de rotaci??
Obliq??itat	7,25?? [1] (a l'ecliptica) 67,23?? (al pla gal??ctic)
Ascensi?? recta del Pol Nord[7]	286,13?? 19 h 4 min 30 s
Declinaci?? del Pol Nord	+63,87?? 63??52' Nord
Per??ode de rotaci?? 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 rotaci?? (a l'equador)	7,284 ??103 km/h
Composici?? de la fotosfera (per massa)
Hidrogen	73m46 %[8]
Heli	24,85 %
Oxigen	0,77 %
Carboni	0,29 %
Ferro	0,16 %
Sofre	0,12 %
Ne??	0,12 %
Nitrogen	0,09 %
Silici	0,07 %
Magnesi	0,05 %
mostra ??? ;disc. ??? edita

El Sol ??s un estel situat al centre del sistema solar. La Terra i tots els altres planetes del sistema solar orbiten el Sol. Els planetes menors, els cometes, els meteoroides i tot el medi interplanetari que hi ha enmig tamb?? orbiten el Sol. Al ser l'estel m??s pr??xim a la Terra (es troba a 150 milions de km) ??s tamb?? l'astre m??s brillant del firmament. La seva pres??ncia o abs??ncia en el cel determina el dia i la nit, respectivament. L'energia radiada pel Sol ??s aprofitada pels ??ssers fotosint??tics que constitu??xen la base de la cadena aliment??ria. Aix??, ??s la principal font d'energia de la vida. Tamb?? aporta l'energia que mant?? en funcionament els processos clim??tics.

??s un estel de la seq????ncia principal, de classe espectral G2, cosa que indica que ??s una mica m??s gran i calent que un estel mitj??. ??s una immensa esfera de plasma formada majorit??riament per hidrogen i heli. Radia una gran quantitat d'energia a l'espai mitjan??ant processos nuclears de fusi??. Es va formar fa uns 4.500 milions d'anys, al mateix temps que el sistema solar, i arribar?? al final de la seva vida d'aqu?? a uns 5.000 milions d'anys m??s. Arribat aquell moment, es convertir?? en una gegant vermella i despr??s en una nana blanca.

Malgrat que ??s un estel de mida mitjana, ??s l'??nic que es resol a simple vista des de la Terra, amb un di??metre angular de 32' 35" minuts d'arc en el periheli i 31' 31" en l'afeli. El que d??na un di??metre mitj?? de 32' 03". Per una estranya coincid??ncia, la combinaci?? de grand??ries i dist??ncies del Sol i la Lluna s??n tals que, vistos des de la Terra, tenen aproximadament la mateixa grand??ria aparent.

Taula de continguts 1 Caracter??stiques 2 Naixement i mort del Sol 3 Estructura del Sol 3.1 Nucli solar 3.1.1 Cicle de fusi?? CNO 3.1.2 Cicle de fusi?? prot??-prot?? 3.1.3 Observacions 3.2 Zona radiant 3.3 Zona convectiva 3.4 Fotosfera 3.5 Cromosfera 3.6 Corona solar 3.7 Vent solar 4 Energia solar 5 Precaucions necess??ries per a observar el Sol 6 Simbolisme 7 P??gines que s'hi relacionen

[edita] Caracter??stiques

En el centre del Sol, la densitat ??s aproximadament 1,5 ?? 10⁵ kg/m³, les reaccions termonuclears (fusi??) converteixen l'hidrogen en heli. 3,9 ?? 10⁴⁵ ??toms passen per reaccions nuclears cada segon. Aix?? allibera energia que fuig de la superf??cie del Sol com a llum. ??s possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenades bombes d'hidrogen. En un futur podria esdevenir-se que la energia alliberada per la fusi?? nuclear en reactors de fusi?? sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producci?? d'electricitat.

Tota la mat??ria del Sol est?? en forma de plasma degut a la seva temperatura extrema. Aix??, el Sol pot girar m??s r??pidament a l'equador que a latituds altes, ja que no ??s un s??lid. La rotaci?? diferencial (segons la latitud) del Sol causa que les l??nies del camp magn??tic s'entortolliguin amb el temps, provocant la formaci?? de les dram??tiques taques solars i protuber??ncies solars.

La corona solar t?? 10¹¹ ??toms/m³, i la fotosfera t?? 10²³ ??toms/m³.

Durant algun temps es va pensar que el nombre de neutrins produ??ts a les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicci?? te??rica, un problema que es denomin?? problema dels neutrins solars. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins m??s dif??cils de detectar en el cam?? de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir.

Per a obtenir informaci?? ininterrompuda del Sol, l'Ag??ncia Espacial Europea i la NASA van posar en ??rbita l'observatori SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de desembre de 1995.

[edita] Naixement i mort del Sol

M??s informaci?? en: Evoluci?? estel??lar

El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de n??vols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors d'estrelles. Gr??cies a la metal??licitat de tal gas, del seu disc protoplanetari van sorgir, m??s tard, els planetes, asteroides i cometes del sistema solar. En l'interior del Sol es produ??xen reaccions de fusi?? en les que els ??toms d'hidrogen es transformen en heli produint-se l'energia que irradia la nostra estrela. Actualment, el Sol es troba en plena seq????ncia principal, fase en qu?? seguir?? uns 5.000 milions d'anys m??s cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant aquest es contraur?? i s'encendr?? la capa d'hidrogen adjacent, per?? aix?? no bastar?? per a retenir-lo. Seguir?? compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada com per a fusionar l'heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall se n'aniran expandint gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de brillantor de la estrela, la seva temperatura efectiva disminuir??, situant el seu llum en la regi?? roja del espectre. El Sol s'haur?? convertit en una gegant roja. El radi del Sol, per a llavors, ser?? tan gran que haur?? engolit a Mercuri, Venus i, possiblement, a la Terra. Durant la seva etapa com gegant roja (uns 1.000 milions d'anys) el Sol anir?? expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els ??ltims moments de la seva vida el vent solar s'intensificar?? i el Sol es desprendr?? de tot el seu embolcall, la qual, formar??, amb el temps, una nebulosa planet??ria. El nucli i les seves regions m??s pr??ximes es comprimiran m??s fins a formar un estat de la mat??ria molt concentrat en el que les repulsions de tipus qu??ntic entre els electrons extremadament pr??xims (degenerats) frenaran el col??lapse. Quedar?? llavors, com a romanent estel??lar, una nana blanca de carboni i oxigen que s'anir?? refredant gradualment.

[edita] Estructura del Sol

Com tots els cossos amb suficient massa, el Sol posseeix una forma esf??rica i a causa del seu lent moviment de rotaci??, t?? tamb?? un lleu aplatament polar. Com en qualsevol gran cos esf??ric, totes les part??cules que el constitu??xen tendeixen a caure cap al centre per la for??a gravitacional, per?? no totes poden fer-ho perqu?? s??n rebutjades per la for??a de pressi?? de radiaci?? i la pressi?? del gas. Pel fet que estes forces es compensen, l'estrella ni es col??lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. ??s l'anomenat equilibri hidrost??tic. El Sol presenta una estructura en capes esf??riques o en "capes de ceba". La frontera f??sica i les difer??ncies qu??miques entre les distintes capes s??n dif??cils d'establir. S?? es pot no obstant establir una funci?? f??sica que ??s diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'Astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfact??riament la majoria dels fen??mens observats. Segons este model, el Sol est?? format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona i 7) vent solar.

[edita] Nucli solar

Ocupa uns 139.000 km del radi solar, 1/5 del mateix, i ??s en esta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produ??x. La nostra estrela est?? constitu??da per un 81% d'hidrogen, 18% d'heli i 1% restant que es reparteix entre altres elements. En el seu centre es calcula que hi ha un 49 % de hidrogen, 49 % de heli i el 2 % restant en altres elements que serveixen com catalitzadors en les reaccions termonuclears.

[edita] Cicle de fusi?? CNO

(carboni-nitrogen-oxigen)
El f??sic austr??ac Fritz Houtermans i el astr??nom angl??s Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) van unir els seus esfor??os per a veure si la producci?? d'energia en l'interior del Sol i en les estrelas es podia explicar per les transformacions nuclears que originen les temperatures extremadament altes del seu interior. Temperatures que s??n de l'orde de 10 a 20 milions de graus. Aix??, les reaccions de fusi?? s??n les fonts d'energia del Sol i les estrelas. Va ser en 1938 quan Hans Albrecht Bethe (1906- ) a Estats Units i Carl Friedrich von Weizs??ker, a Alemanya, simult??niament i independentment van trobar el fet notable que el grup de reaccions en qu?? intervenen carboni i nitrogen constitu??xen un cicle, que es repetix una vegada i una altra, mentre dura el hidrogen. A este grup de reaccions se les coneix com "cicle de Bethe o del carboni", que ??s equivalent a la fusi?? de quatre protons en un nucli de heli. En estes reaccions de fusi?? hi ha una p??rdua de massa, a???? ??s, el hidrogen consumit pesa m??s que el heli produ??t. Eixa difer??ncia de massa es transforma en energia segons l'equaci?? de Einstein. E = mc², on E ??s l'energia, m la massa i c la velocitat de la llum. Estes reaccions nuclears transformen el 0,7 % de la massa afectada en fotons, amb una longitud d'ona curt??ssima i per tant molt energ??tics i penetrants. El cicle ocorre en les etapes seg??ents:

₁H¹ + ₆C¹² ??? ₇N¹³;

₇N¹³ ??? ₆C¹³ + e⁺ + neutr??;

₁H¹ + ₆C¹³ ??? ₇N¹⁴;

₁H¹ + ₇N¹⁴ ??? ₈O¹⁵;

₆O¹⁵ ??? ₇N¹⁵ + e⁺ + neutr??, i finalment

₁H¹ + ₇N¹⁵ ??? ₆C¹² + ₂He⁴.

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

4 ₁H¹ ??? ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrins + 26,7 MeV.

L'energia neta alliberada en el proc??s ??s 26,7 MeV, o siga prop de 6,7 x 10¹⁴ Joules per kg de protons consumits. El carboni actua com a catalitzador, perqu?? al final del cicle es regenera.

[edita] Cicle de fusi?? prot??-prot??

Una altra reacci?? de fusi?? que ocorre en el Sol i en les estrelles, ??s el cicle de Critchfiel o prot??-prot??. El 1938, Charles Critchfiel, un jove f??sic alumne de George Gamow (1904-1968) a la Universitat de George Washington, va adonar-se que en el xoc entre dos protons molt r??pids pot oc??rrer que un dels protons perdi la seua c??rrega positiva i es convertisca en un neutr??, que roman unit a l'altre prot??, constituint un deuter??, ??s a dir un nucli d'hidrogen pesat. La reacci?? ??s: ₁H¹ + ₁H¹ ??? ₂H² + e⁺ + neutr??; ₁H¹ + ₁H² ??? ₂He³; ₂He³ + ₂He³ ??? ₂He⁴ + 2 ₁H¹.

[edita] Observacions

El primer cicle (CNO) es d??na en estrelless m??s calents i amb major massa que el Sol i la cadena prot??-prot?? en les semblants al Sol. Quant al Sol, fins a l'any 1953 es va creure que la seua energia era produ??da exclusivament pel enllustre de Bethe, per?? s'ha demostrat en estos ??ltims anys que la calor solar procedix en un 99 % del cicle prot??-prot??.

Arribar?? un dia en qu?? el Sol esgote tot l'hidrogen en la regi?? central al transformar-lo en heli, la pressi?? ser?? incapa?? de sostenir les capes superiors i la regi?? central tendir?? a contraure's gravitacionalment, calfant-se cada vegada m??s les capes adjacents. L'exc??s d'energia produ??da far?? que les capes exteriors del Sol tendisquen a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertir?? en una estrella gegant roja. El di??metre del Sol pot arribar a arribar i sobrepassar al de l'??rbita de la Terra amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'haur?? extingit. Quan la temperatura de la regi?? central abast aproximadament 100 milions de graus, comen??ar?? a produir-se la reacci?? del heli en carboni, fins que el primera s'esgote, amb la qual cosa es verificar?? el mateix proc??s que a l'esgotar-se l'[hidrogen]]. D'esta manera el nucli comen??ar?? a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una nana blanca i, m??s tard, al refredar-se totalment, en una nana negra.

[edita] Zona radiant

??s la zona exterior al nucli en qu?? el transport de l'energia generada en l'interior es produ??x per radiaci?? cap al l??mit exterior de la zona radiativa. Esta zona est?? composta de plasma, ??s a dir, grans quantitats de hidrogen i heli ionitzat. Com la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perif??ria (6000 graus en la fotosfera), ??s m??s f??cil que un fot?? qualsevol es moga del centre a la perif??ria que no al rev??s. Es calcula que un fot?? qualsevol inverteix un mili?? d'anys, movent-se a la velocitat de la llum a arribar la superf??cie i manifestar-se com a llum visible.

[edita] Zona convectiva

Esta regi?? s'est??n per damunt de la zona radiant i en ella els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons s??n absorbits amb facilitat tornant-se el material opac al transport de radiaci??. Per tant el transport d'energia es realitza per convecci?? en la que la calor es transporta de manera no homog??nia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminu??xen 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. Aix?? a uns 200.000 quil??metres baix la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminuci?? de la temperatura; en conseq????ncia, absorbeix els fotons procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen aix?? seccions convectives de turbul??ncia, que les parcel??les de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiaci?? i el gas calent cedeix la seva energia en forma de llum visible, refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'an??lisi de les oscil??lacions solars ha perm??s establir que esta zona s'est??n fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil??lacions solars constitu??x l'heliosismologia.

[edita] Fotosfera

La fotosfera ??s la zona des de la que s'emet pr??cticament tota la llum visible del Sol i es considera com la ??superf??cie?? solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per gr??nuls brillants que es projecten sobre un fons mes fosc. A causa de l'agitaci?? de la nostra atmosfera, estos gr??nuls pareixen estar sempre en agitaci??. Ja que el Sol ??s gas??s, la fotosfera ??s un poc transparent: pot ser observada fins una profunditat d'uns centenars de quil??metres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou n??tid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, es nota f??cilment que la brillantor del disc solar disminu??x cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe ??s conseq????ncia que el Sol ??s un cos gas??s amb una temperatura que disminu??x amb la dist??ncia al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, m??s calenta i per tant m??s lluminosa. Per?? al mirar cap al limbe, la direcci?? visual de l'observador ??s quasi tangent a la vora del disc solar i est?? mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan m??s fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes m??s profundes en la base de la fotosfera; per esta ra??, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera t?? uns 100 o 200 km de profunditat.

El signe m??s evident d'activitat en la fotosfera s??n les taques solars.

[edita] Cromosfera

La cromosfera ??s la regi?? de l'"atmosfera" solar situada entre la fotosfera i la corona solar. ??s una capa relativament fina, de nom??s 2.000 km de gruix, que est?? dominada per un espectre de l??nies d'absorci?? i emissi??. El nom "cromosfera" ve del grec chromos que significa color, perqu?? la cromosfera ??s visible com un flaix de color al principi i al final dels eclipsis totals de Sol.

[edita] Corona solar

La corona solar ??s la part m??s exterior de l'atmosfera solar. Mesura m??s d'un mili?? de quil??metres i pot observar-se durant els eclipsis solars o utilitzant un dispositiu capa?? d'ocultar la llum del Sol i denominat coron??graf. Fins a 1930 l'??nica forma d'observar la corona era possible quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Gr??cies a la invenci??, el 1930 d'un enginy??s dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coron??grafs, es va poder estudiar de forma m??s accessible el fenomen de la corona solar.

La densitat de la corona solar ??s un bili?? de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la fotosfera t?? una temperatura aproximada de 6000??C).

La corona solar est?? composta per xicotetes part??cules que eventualment s??n llan??ades a l'espai per l'intens camp magn??tic solar produint el vent solar i, en fen??mens d'ejecci?? intensos, tempestats el??ctriques en la Terra. Estos ??toms llan??ats, al xocar amb la part superior de la nostra atmosfera s??n els causants de les aurores en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona s??n deguts al camp magn??tic del Sol.

Durant un eclipsi, el 1870, Charles Young observant l'espectre de llum de la corona va identificar un tra?? verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hip??tesis que van circular en l'??poca es va parlar d'un suposat element qu??mic desconegut que no estaria disponible en la Terra. En 1940 Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produ??des per l'espectre de materials desconeguts sin?? d'??toms altament ionitzats d'elements disponibles en la Terra com el ferro.

[edita] Vent solar

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

La composici?? elemental del vent solar (en massa) ??s id??ntica a la de la corona: un 71-73% d'hidrogen ionitzat i un 25-27% d'heli ionitzat, la resta s??n ions d'altres elements i electrons. Les part??cules 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 mat??ria cada segon en forma de vent solar.

Les part??cules de vent solar que s??n atrapades en el camp magn??tic terrestre, mostren tend??ncia 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 geogr??fics. Altres planetes que tenen camps magn??tics semblants als de la Terra tamb?? tenen les seves pr??pies aurores.

El vent solar forma una "bombolla" enmig del medi interestel??lar (una molt baixa densitat d'??toms d'hidrogen i heli que omple la gal??xia). El punt en qu?? la for??a del vent solar no ??s prou important com per a despla??ar el medi interestel??lar es coneix com heliopausa i es considera que ??s la "vora" m??s exterior del sistema solar. La dist??ncia fins a l'heliopausa no ??s coneguda amb precisi?? i probablement dep??n de la velocitat del vent solar i de la densitat local del medi interestel??lar, per?? se sap que est?? molt m??s enll?? de l'??rbita de Plut??.

[edita] Energia solar

La major part de l'energia utilitzada pels ??ssers vius procedeix del Sol, les plantes l'absorbeixen directament i realitzen la fotos??ntesi, els herb??vors absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'esta energia menjant les plantes, i els carn??vors absorbeixen indirectament una quantitat m??s xicoteta menjant als herb??vors.

La majoria de les fonts d'energia usades per l'home deriven indirectament del Sol. Els combustibles f??ssils preserven energia solar capturada fa milions d'anys per mitj?? de fotos??ntesi, l'energia hidroel??ctrica usa l'energia potencial d'aigua que es va condensar en altura despr??s d'haver-se evaporat per la calor del Sol, etc.

No obstant, l'??s directe de l'energia solar per a l'obtenci?? d'energia no est?? molt est??s pel fet que els mecanismes actuals no s??n prou efica??os.

[edita] Precaucions necess??ries per a observar el Sol

• No mireu mai directament el Sol sense la protecci?? adient. Fer-ho pot causar lesions i cremades greus als ulls i fins i tot ceguesa permanent.

• Les ulleres de sol, filtres fets amb pel??l??cula fotogr??fica velada, polaritzadors, gelatines, CDs o vidres fumats NO ofereixen la suficient protecci?? als ulls.

• Una bona protecci?? la proporcionen els filtres MYLAR^?? o equivalents. Les ulleres utilitzades per a la soldadura a l'arc amb vidres de densitats 14 a 16, s??n id??nies per a aquesta fi. Les mateixes precaucions s'han de tenir en compte si s'utilitzen aparells ??ptics. Els filtres han d'anar col??locats a la part frontal i mai a l'ocular.

• La exposici?? excessiva al sol pot produir una insolaci??.

[edita] Simbolisme

El sol ??s un s??mbol principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi mascul??, com a la majoria del Mediterrani, o femen??, com a l'??sia, per exemple. Sol tenir relaci?? amb el g??nere que t?? la paraula en cada llengua.

Simbolitza la llum i el poder. En l'alqu??mia 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 usat com a al??legoria de Jes??s, ja que "mor" i "ressuscita" (es pon i surt cada dia per a l'ull hum??), est?? 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 com un d??u. A Egipte era Ra i va ser el primer culte monoteista. Al pante?? de la mitologia grega era Apol??lo. Tamb?? ??s una divinitat important a les cultures precolombines d'Am??rica.

[edita] P??gines que s'hi relacionen

A Wikimedia Commons hi ha contingut multim??dia relatiu a: Sol

Analema Eclipsi de Sol Lluminositat solar Massa solar Model helioc??ntric Saros Taca solar

Energia solar D??u del Sol Cicle solar Efecte Wilson Nombre de Wolf Variaci?? solar Temps solar

El Sol v ??? d ??? e
Estructura: Nucli - Zona de radiaci?? - Zona de convecci??
Atmosfera - Fotosfera - Cromosfera - Regi?? de transici?? - Corona
Estructura estesa: Xoc de terminaci?? - Heliosfera - Heliopausa - Heliosheath - Xoc en arc
Fen??mens solars: Taques solars - F??cules - Granulaci?? - Supergranulaci?? - Vent solar - Esp??culs
R??nxols coronals - Erupcions - Protuber??ncies - Ejeccions de massa coronal
Ones de Moreton - Forats coronals
Altres: Sistema solar - Variaci?? solar - D??namo solar - Capa de corrent heliosf??ric - Radiaci?? solar - Eclipsi de Sol - Llum solar

Sistema solar
Sol ??? Mercuri ??? Venus ??? Terra ??? Mart ??? J??piter ??? Saturn ??? Ur?? ??? Nept??
Plut?? ??? Cintur?? d'asteroides ??? Cintur?? de Kuiper ??? Eris ??? N??vol d'Oort Sat??l??lits de Mart ??? Sat??l??lits de J??piter ??? Sat??l??lits de Saturn ??? Sat??l??lits d'Ur?? ??? Sat??l??lits de Nept?? Lluna ??? I?? ??? Europa ??? Ganimedes ??? Cal??listo ??? Tit?? ??? Trit?? ??? Caront

Fonts de Llum:
Fonts lluminoses naturals:	Sol | Bioluminesc??ncia | Objectes celests | Llamp
Fonts lluminoses basades en la combusti??:	Candeles | Foc | Il??luminaci?? de gas | L??mpades de queros?? | Quinqu??s | L??mpades Davy
Fonts lluminoses el??ctriques:	L??mpades d'arc | Bombeta d'incandesc??ncia | L??mpades de desc??rrega (L??mpades fluorescents) | L??mpades hal??gena
Fonts lluminoses de desc??rrega d'alta intensitat:	L??mpades de HMI | L??mpades de vapor de mercuri | L??mpades d'halur de metall | L??mpades de vapor de sodi | L??mpades d'arc de xen??
Altres fonts lluminoses el??ctriques:	L??mpades electroluminescents | Il??luminaci?? inductiva | LED | Ne?? i l??mpades d'arg?? | L??mpada de sofre | Flaixos de xen??

Meteorologia

Sol | N??vol | Pluja | Vent | Tempesta | Neu | Pedra | Llamp i Llampec | Boira | Gelada Sequera | Inundaci?? | Tornado | Cicl?? | Tempesta de pols | Tsunami | Mons??