Foto do Sol na linha Halfa do hidrogênio, obtida pelo National Solar Observatory, EUA. Os filamentos escuros são proeminências.
Apesar de parecer tão grande e brilhante (seu brilho aparente é 200 bilhões de vezes maior do que o de Sírius, a estrela mais brilhante do céu noturno), na verdade o Sol é uma estrela bastante comum. Suas principais características são:
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Massa
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m = 1,989 x 1030 kg
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Raio
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R = 696 000 km
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Densidade média
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= 1409 kg/m3
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Densidade central
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= 160 000 kg/m3
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Distância
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1 UA = 1,499 x 108 km
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Luminosidade
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L=3,9×1026 watts=3,9×1033 ergs/s
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Temperatura efetiva
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Tef = 5785 K
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Temperatura central
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Tc = 10 000 000 K
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Magnitude absoluta bolométrica
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Mbol = 4,72
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Magnitude absoluta visual
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MV = 4,79
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Tipo espectral e classe de luminosidade
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G2 V
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Índices de cor
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B-V=0,62
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U-B=0,10
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Composição química principal (No)
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Hidrogênio = 91,2 %
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Hélio = 8,7%
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Oxigênio = 0,078 %
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Carbono = 0,043 %
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Período rotacional no equador
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25,67 d
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na latitude 75°
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33,40 d
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Algumas das características listadas acima são obtidas mais ou menos diretamente. Por exemplo, a distância do Sol, chamada Unidade Astronômica, é medida por ondas de radar direcionadas a um planeta em uma posição favorável de sua órbita (por exemplo Vênus, quando Terra e Vênus estão do mesmo lado do Sol e alinhados com ele). O tamanho do Sol é obtido a partir de seu tamanho
angular e da sua distância. A massa do Sol pode ser medida a partir do movimento orbital da Terra (ou de qualquer outro planeta) usando a terceira lei de Kepler. Sabendo então sua massa e seu raio temos a densidade média do Sol.

Outras características são
determinadas a partir de modelos. Por exemplo, a equação de equilíbrio
hidrostático, descrita no capítulo Evolução Estelar, permite determinar a
pressão e a temperatura no centro do Sol, supondo que elas têm que
ser extremamente altas para suportar o peso das camadas mais externas.
As células de conveção têm cerca de 5000 km e se movimentam em
escalas de 10 minutos
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