Sol

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O Sol Sun symbol.svg
The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg
Dados observacionais
Distância média
da Terra
1,496×1011 m
8,317 min (499 sec), na velocidade da luz
Magnitude aparente (V)−26,74 [1]
Magnitude absoluta4,85 [2]
Classificação estelarG2V
MetalicidadeZ = 0,0177 [3]
Diâmetro angular31,6′ – 32,7′ [4]
Adjetivosolar[5]
Características orbitais
Distância média
do centro da Via Láctea
~2,5×1020 m
26 000 anos-luz
Período orbital galáctico(2,25–2,50) × 108 anos
Velocidade~2,20×105 m/s
órbita em torno do centro da Galáxia

~2×104 m/s
relativo à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar.
Características físicas
Diâmetro médio1,392×109 m[1]
109 × Terra
Raio equatorial6,963×108 m[6][7]
109 × Terra[7]
Circunferência equatorial4,379 × 109 m[7]
109 × Terra[7]
Achatamento9 × 10−6
Área de superfície6,0877 × 1012 km2[7]
11 990 × Terra[7]
Volume1,412 × 1018 km3 [7]
1 300 000 × Terra
Massa1,9891 × 1030 kg[1]
332 900 × Terra[7]
Densidade média1,408 × 103 kg/m3[1][7][8]
Densidade por região[9]Núcleo: 1,5 ×10 5 kg/m3
Base da fotosfera: 2×10−4 kg/m3
Base da cromosfera: 5×10−6 kg/m3


Coroa solar: 1×10−12 kg/m3

Gravidade na superfície equatorial274,0 m/s2 [1]
27,4 g
28 × Terra[7]
Velocidade de escape
(da superfície)
617,7 km/s[7]
55 × Terra[7]
Temperatura
da superfície (efetiva)
5 778 K[1]
Temperatura
da coroa solar
~5×106 K
Temperatura
do núcleo
~15,7 × 106 K[1]
Luminosidade (Lsol)3,846 × 1026 W [1]
~3,75×10 28 lm
~98 lm/W eficiência
Intensidade (Isol)2,009 × 107 W·m−2·sr−1
Características de rotação
Obliquidade7,25° [1]
(para a eclíptica)
67,23°
(para o plano galático)
Ascensão reta
do pólo norte[10]
286,13°
19h 4min 30s
Declinação
do pólo norte
+63,87°
63°52' N
Período de rotação sideral
(na latitude 16°)
25,38 dias [1]
25d 9h 7min 13s[10]
(no equador)25,05 dias[1]
(nos pólos)34,3 dias[1]
Velocidade de rotação
(no equador)
7,189×103 km/h[7]
Composição fotosférica por massa[11]
Hidrogênio73,46%
Hélio24,85%
Oxigênio0,77%
Carbono0,29%
Ferro0,16%
Enxofre0,12%
Néon0,12%
Nitrogênio0,09%
Silício0,07%
Magnésio0,05%

O Sol (do latim sol, solis[12]) é a estrela central do Sistema Solar. Todos os outros corpos do Sistema Solar, como planetas, planetas anões, asteroides, cometas e poeira, bem como todos os satélites associados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, o Sol possui uma massa 332 900 vezes maior que a da Terra, e um volume 1 300 000 vezes maior que o do nosso planeta.[13] A distância da Terra ao Sol é cerca de 150 milhões de quilômetros ou 1 unidade astronômica (UA). Esta distância varia com o ano de um mínimo de 147,1 milhões de quilômetros (0,9833 UA) no perélio (ou periélio) a um máximo de 152,1 milhões de quilômetros (1,017 UA) no afélio, em torno de 4 de julho.[14] A luz solar demora aproximadamente 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra. Energia do Sol na forma de luz solar é armazenada em glicose por organismos vivos através da fotossíntese, processo do qual, direta ou indiretamente, dependem todos os seres vivos que habitam nosso planeta.[15] A energia solar também é responsável pelos fenômenos meteorológicos e o clima na Terra.[16]

É composto primariamente de hidrogênio (74% de sua massa, ou 92% de seu volume) e hélio (24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindo ferro, níquel, oxigênio, silício, enxofre, magnésio, néon, cálcio e crômio.[17] Possui a classe espectral de G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780 K, o que lhe confere uma cor branca (apesar de ser visto como amarelo no céu terrestre, o que se deve à dispersão dos raios na atmosfera);[18] O V (5 em números romanos) na classe espectral indica que o Sol, como a maioria das estrelas, faz parte da sequência principal. Isto significa que o astro gera sua energia através da fusão de núcleos de hidrogênio para a formação de hélio. Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 na Via Láctea. Considerado anteriormente uma estrela pequena, acredita-se atualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas da Via Láctea, sendo a maioria dessas anãs vermelhas.[19][20]O espectro do Sol contém linhas espectrais de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogênio muito fracas. A coroa solar expande-se continuamente no espaço, criando o vento solar, uma corrente de partículas carregadas que estende-se até a heliopausa, a cerca de 100 UA do Sol. A bolha no meio interestelar formada pelo vento solar, a heliosfera, é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.[21][22]

O Sol orbita em torno do centro da Via Láctea, atravessando no momento a Nuvem Interestelar Local de gás de alta temperatura, no interior do Braço de Órion da Via Láctea, entre os braços maiores Perseus e Sagitário. Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio de até 17 anos-luz da Terra, o Sol é a quarta maior em massa.[23] Diferentes valores de magnitude absoluta foram dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85,[24] e 4,81.[25] O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, movendo-se geralmente na direção de Cygnus e completando uma órbita entre 225 a 250 milhões de anos (um ano galáctico). A estimativa mais recente e precisa da velocidade orbital do sol é da ordem de 251 km/s.[26][27] Visto que a Via Láctea move-se na direção da constelação Hidra, com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol relativa à radiação cósmica de fundo em micro-ondas é de 370 km/s, na direção da constelação da Taça.[28]

Estrutura solar

Uma ilustração da estrutura do Sol:
Vídeo obtido pela Solar Dynamics Observatory de 24 horas de atividade em 25 de setembro de 2011.

O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão termodinâmica, produzida pelas altas temperaturas internas. No sentido do núcleo solar, atua a força gravitacional. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,[29] o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km. Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus polos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias.[30] O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes.[31] O Sol é uma estrela da população I, rico em elementos pesados.[nota 1][33] O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais supernovas.[34] Evidências incluem a abundância de metais pesados (tais como ouro e urânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de população II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em uma supernova antiga, ou via transmutação nuclear via captura de nêutrons durante uma estrela de grande massa de segunda geração.[33]

O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro.[35] Mesmo assim, seu interior é bem definido. O raio do Sol é medido do centro solar até o limite da fotosfera. Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável a olho nu.[36]

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear, a zona radiativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à radiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que a sismologia utiliza ondas geradas por terremotos para revelar o interior da Terra, a heliosismologia utiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.[37] Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.[38]

Núcleo

Ver artigo principal: Núcleo solar

Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares.[39] O centro do Sol possui uma densidade de até 150 g/cm³,[40][41] 150 vezes a densidade da água na Terra, e uma temperatura de cerca de 13 600 000 K. Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da zona de radiação.[39] Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por fusão nuclear via cadeia próton-próton, convertendo hidrogênio em hélio.[42] Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do ciclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até a fotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia cinética de partículas.[43][44]

Produção de energia

Diagrama da cadeia próton-próton, o ciclo de fusão nuclear que gera a maior parte da energia do Sol.

A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada de cadeia próton-próton:[45]

4 ¹H → 2 ²H + 2 e+ + 2 νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)
2 ¹H + 2 ²H → 2 3He + 2 γ (5,5 MeV)
2 3He → 4He + 2 ¹H (12,9 MeV)

Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

4 ¹H → 4He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ (26,7 MeV)

O Sol possui cerca de 8,9 x 1056 núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 1037 vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 1038 prótons (ou 6,2 x 1011 kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo.[44] Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia,[46] e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 1026 W),[44] ou 9,15 x 1010 megatoneladas de TNT de energia por segundo, segundo a equação de massa-energia E=mc² de Albert Einstein.[47]

A densidade de potência é de cerca de 194 µW/kg de matéria,[48] e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior.[49] Em comparação, o calor produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.[50]

Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente pouca energia, a uma taxa de 0,272 W/m³. Surpreendentemente, essa potência é muito inferior àquela gerada por uma vela acesa.[nota 2] O uso de plasma na Terra com parâmetros similares ao do núcleo solar é imprático, se não impossível: mesmo uma modesta usina de 1 GW requereria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas de plasma.

A taxa de fusão nuclear depende muito da densidade e da temperatura do núcleo: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas e a taxa de fusão. Com a diminuição da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, o que novamente aumentará a taxa de fusão fazendo repetir-se o ciclo.[52][53]

Os fótons de alta energia (raios gamas) gerados pela fusão nuclear são absorvidos por núcleos presentes no plasma solar e reemitidos novamente em uma direção aleatória, dessa vez com uma energia um pouco menor. Depois são novamente absorvidos e o ciclo se repete. Como consequência, a radiação gerada pela fusão nuclear no núcleo solar demora muito tempo para chegar à superfície. Estimativas do tempo de viagem variam entre 10 a 170 mil anos.[54]

Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam como luz visível. Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço. Neutrinos também são gerados por fusão nuclear no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria. A maior parte dos neutrinos produzidos acabam por escapar do Sol imediatamente. Por vários anos, medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol eram três vezes mais baixas do que o previsto. Este problema foi resolvido recentemente com a descoberta dos efeitos da oscilação de neutrinos. O Sol de fato produz o número de neutrinos previsto em teoria, mas detectores de neutrinos na Terra não detectavam dois terços deles porque os neutrinos mudavam de sabor.[55]

Zona de radiação

Ver artigo principal: Zona de radiação
Trânsito lunar do Sol capturado durante calibração das câmeras ultravioletas da STEREO-B.
Interior de estrelas similares ao Sol.

Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de calor do centro para fora via radiação térmica.[49] Convecção térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), o gradiente de temperatura é menor do que o gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção.[41] Calor é transmitido por radiaçãoíons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons.[49] A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm³ para 0,2 g/cm³) do interior para o exterior da zona de radiação.[49][56]

Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de tacoclina. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grande tensão de cisalhamento — uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras.[57] A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do tacoclina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que um dínamo magnético dentro desta camada gera o campo magnético solar.[41]

Zona de convecção

Ver artigo principal: Zona de convecção

A zona de convecção é a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200 000 km abaixo da superfície solar) até a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação — em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para 5 700 K, e a densidade, para 0,2 g/m³ (cerca de 1/10 000 da densidade do ar ao nível do mar).[41]

As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma de grânulos solares e supergranulação. Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de 1 000 km de diâmetro.

A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno dínamo magnético que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol.[41] As colunas térmicas são células de Bénard, e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.[58]

Fotosfera

Ver artigo principal: Fotosfera
Imagem do satélite artificial Hinode, de 12 de janeiro de 2007, revelando a natureza filamentar do plasma conectando regiões de diferentes polaridades magnéticas.
A temperatura efetiva (a temperatura que um corpo negro do mesmo tamanho precisa ter para emitir a mesma potência) do Sol é de 5 777 K (5 502 oC).

A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada sob a qual o Sol torna-se completamente opaco à luz visível.[59] Visto que as camadas superiores à fotosfera também não são opacas à luz visível, a fotosfera é região mais funda do sol que pode ser observada.[59] Nesta, e acima desta camada, luz visível é livre para propagar-se para o espaço, escapando do Sol totalmente. A mudança de opacidade acontece com a diminuição da abundância de íons de hidrogênio (H), que absorvem luz visível facilmente.[59] A luz visível é produzida por eléctrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H.[60][61]

Estima-se que a espessura da fotosfera meça algo entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. Devido ao fato de que a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, fenômeno conhecido como escurecimento de bordo.[59] O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5 775 K (ou 5 502 °C), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~1023 m−3, aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre ao nível do mar.[49][60][61] Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca, que aparenta ser amarela no céu terrestre devido à dispersão da luz na atmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de onda azul. A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre.[18]

Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868, Norman Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "hélio", em referência ao Deus grego Hélio. O Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde.[62]

Atmosfera

Durante um eclipse total do Sol, a coroa Solar pode ser vista a olho nu.
Temperatura (linha contínua) e densidade (linha tracejada) da atmosfera solar a partir da base da fotosfera.

As camadas superiores à fotosfera são chamadas coletivamente de atmosfera solar. Estas camadas podem ser vistas com telescópios operando em todo o espectro eletromagnético do rádio, passando desde a luz visível até os raios gamas. São compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima" (cromosfera), a região de transição solar (coroa solar) e a heliosfera.[59] A heliosfera, que pode ser considerado a região exterior tênue da atmosfera solar, estende-se além da órbita de Plutão, até a heliopausa, onde forma uma onda de choque com o meio interestelar. A cromosfera e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol.[59] Não se sabe com exatidão porque isto acontece; evidências indicam que ondas de Alfvén podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.[63]

A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4 100 K.[59] Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples como monóxido de carbono e água, estas que podem ser detectadas por seus espectros de absorção.[64]

Acima da camada de temperatura mínima localiza-se a cromosfera, camada que possui cerca de 2 000 km de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção.[59] O nome desta camada provém do grego "chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como um flash colorido no início e fim de um eclipse total do Sol.[49] A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até 20 000 K no topo.[59] No topo da cromosfera, hélio torna-se parcialmente ionizado.[65]

Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200 km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de 20 000 K para níveis próximos a 1 000 000 K.[66] O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma.[65] A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo de halo em torno de características da cromosfera, tais como espículas e filamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica.[49] A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo ultravioleta do espectro eletromagnético.[67]

A coroa solar é a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar.[68] A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 1015–1016 m−3 na base, diminuindo com a altitude.[65][nota 3] A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de kelvins. A temperatura nas regiões mais quentes alcança 8 a 20 milhões de Kelvins.[66] Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da física solar.[69] Porém, sabe-se que parte do calor provém de reconexão magnética.[66][68]

Diagrama mostrando a estrutura da heliosfera.

A heliosfera, que é a cavidade em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde o vento solar torna-se "superalfvénico" — isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade das ondas de Alfvén.[70] Turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar a heliopausa, a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que o campo magnético solar adquira um formato de espiral.[68] Em dezembro de 2004, a sonda espacial Voyager 1 passou por uma região de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyagers registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limite.[71]

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Nāhuatl: Tōnatiuh
Napulitano: Sole
Plattdüütsch: Sünn
Nedersaksies: Zunne
नेपाली: सूर्य
नेपाल भाषा: सूर्द्य
Nederlands: Zon
norsk nynorsk: Sola
norsk: Solen
Novial: Sune
Nouormand: Solé
Diné bizaad: Jóhonaaʼéí
occitan: Soleu
Livvinkarjala: Päiväine
ଓଡ଼ିଆ: ସୂର୍ଯ୍ୟ
Ирон: Хур
ਪੰਜਾਬੀ: ਸੂਰਜ
Kapampangan: Aldo
Papiamentu: Solo
Picard: Solel
Deitsch: Sunn
Pälzisch: Sonne
polski: Słońce
Piemontèis: Sol
پنجابی: سورج
Ποντιακά: Ήλος
پښتو: لمر
Runa Simi: Inti
rumantsch: Sulegl
Romani: Kham
română: Soare
armãneashti: Soari
русский: Солнце
русиньскый: Сонце
संस्कृतम्: सूर्यः
саха тыла: Күн (сулус)
ᱥᱟᱱᱛᱟᱲᱤ: ᱥᱤᱧ ᱪᱟᱸᱫᱚ
sardu: Sole
sicilianu: Suli
Scots: Sun
سنڌي: سج
davvisámegiella: Beaivváš
srpskohrvatski / српскохрватски: Sunce
සිංහල: හිරු
Simple English: Sun
slovenčina: Slnko
slovenščina: Sonce
chiShona: Zuva
Soomaaliga: Qorax
shqip: Dielli
српски / srpski: Сунце
Seeltersk: Sunne
Basa Sunda: Panonpoé
svenska: Solen
Kiswahili: Jua
ślůnski: Słůńce
ತುಳು: ಸೂರ್ಯ
తెలుగు: సూర్యుడు
тоҷикӣ: Офтоб
Türkmençe: Gün (ýyldyz)
Tok Pisin: San
Türkçe: Güneş
татарча/tatarça: Кояш
chiTumbuka: Zuwa
Twi: Ewia
тыва дыл: Хүн (сылдыс)
удмурт: Шунды
ئۇيغۇرچە / Uyghurche: قۇياش
українська: Сонце
اردو: سورج
oʻzbekcha/ўзбекча: Quyosh
vèneto: Sołe
vepsän kel’: Päiväine
Tiếng Việt: Mặt Trời
West-Vlams: Zunne
Volapük: Sol
walon: Solea
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хальмг: Нарн
isiXhosa: UKat
მარგალური: ბჟა
ייִדיש: זון
Yorùbá: Òrùn
Vahcuengh: Daengngoenz
Zeêuws: Zunne
中文: 太阳
文言:
Bân-lâm-gú: Ji̍t-thâu
粵語: 太陽
isiZulu: Ilanga