o sol

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:

Massa M = 1,989 x 1030 kg
Raio R = 695 500 km = 109 RTerra
Densidade média $\rho$ = 1409 kg/m3
Densidade central $\rho_c$ = 160 000 kg/m3
Distância 1 UA = 149 600 000 km
Luminosidade L=3,9×1026 watts=3,9×1033 ergs/s
Temperatura efetiva Tef = 5785 K
Temperatura central Tc = 15 000 000 K
Magnitude absoluta bolométrica Mbol = 4,72
Magnitude absoluta visual MV = 4,79
Tipo espectral e classe de luminosidade G2 V
Índices de cor B-V=0,62 U-B=0,10
Composição química principal (No) Hidrogênio = 91,2 % Hélio = 8,7% Oxigênio = 0,078 % Carbono = 0,043 %
Período rotacional no equador 25,67 d na latitude 75° 33,40 d
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, 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.

A primeira determinação quantitativa da composição química da atmosfera solar foi obtida em 1929 por Henry Norris Russel (1877-1957), publicada no Astrophysical Journal, 70, 11, baseada em estimativas a olho das intensidades