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Sol

Sol 
Primera imagen: fotografía de la luz visible del Sol con un filtro solar en 2013
Segunda imagen: fotografía ultravioleta retocada de la NASA en 2020
Datos derivados de la observación terrestre
Distancia media desde la Tierra 149 597 870 700 m (~ 1,5 × 1011 m)
Brillo visual (V) –26,8
Diám. angular en el perihelio 32′35,64″
Diám. angular en el afelio 31′31,34″
Índice color (U-B) +0,10
Índice color (B-V) +0,63
Características físicas
Diámetro 1 391 016 km
(~1,4 × 109 m)
Diámetro relativo (dS/dT) 109
Superficie  6,0877 × 1012 km²
Volumen  1,4123 × 1018 km³
Masa relativa a la de la Tierra 332 946 X
Masa  1,9891 × 1030 kg
Densidad 1411 kg/m³
Densidad relativa a la de la Tierra 0,255x
Densidad relativa al agua 1,41x
Gravedad en la superficie 274 m/s² (27,9 g)
Velocidad de escape 617,8 km/s
Temperatura efectiva de la superficie 5778 K (5505 )
Temperatura máxima de la corona 1-2×105 K[1]
Temperatura del núcleo ~ 1,36 × 107 K
Luminosidad (LS)  3,827 × 1026 W
Periodo de rotación
En el ecuador: 27d 6h 36min
A 30° de latitud: 28d 4h 48min
A 60° de latitud: 30d 19h 12min
A 75° de latitud: 31d 19h 12min
Características orbitales
Distancia máxima al centro de la Galaxia
~2.5×1017 km
~26000 años luz
Periodo orbital alrededor del
centro galáctico
 2,25 - 2,50 × 108 años[2]
Velocidad orbital máxima ~251 km/s.[3]
Inclinación axial con la eclíptica 7,25°
Inclinación axial con el plano de la galaxia 67,23°
Composición de la fotosfera
Hidrógeno 74,36%
Helio 24,85%
Oxígeno 0,78%
Carbono 0,30%
Hierro 0,16%
Neón 0,12%
Nitrógeno 0,09%
Silicio 0,07%
Magnesio 0,06%
Azufre 0,05%

El Sol (del latín sol, solis, «dios Sol invictus» o «sol», Helios en la mitología griega, a su vez de la raíz protoindoeuropea sauel-, «brillar»)[4]​ es una estrella de tipo-G de la secuencia principal y clase de luminosidad V que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética de este sistema planetario.[5]​ Es una esfera casi perfecta de plasma, con un movimiento convectivo interno que genera un campo magnético a través de un proceso de dinamo. Cerca de tres cuartas partes de la masa del Sol constan de hidrógeno; el resto es principalmente helio, con cantidades mucho más pequeñas de elementos, incluyendo el oxígeno, carbono, neón y hierro.

Se formó hace aproximadamente 4600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se acumuló en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el sistema solar. La masa central se volvió cada vez más densa y caliente, dando lugar con el tiempo al inicio de la fusión nuclear en su núcleo. Se cree que casi todas las estrellas se forman por este proceso. El Sol es más o menos de edad intermedia y no ha cambiado drásticamente desde hace más de cuatro mil millones de años, y seguirá siendo bastante estable durante otros cinco mil millones de años más. Sin embargo, después de que la fusión del hidrógeno en su núcleo se haya detenido, el Sol sufrirá cambios importantes y se convertirá en una gigante roja. Se estima que el Sol se volverá lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales de Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra.[6][7]


La Tierra y otros cuerpos (incluidos otros planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitan alrededor del Sol.[5]​ Por sí solo, representa alrededor del 99,86% de la masa del sistema solar.[8]​ La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unión Astronómica Internacional en 149 597 870 700 metros[9]​ (aproximadamente 150 millones de kilómetros). Su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 20 segundos.

La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y determina el clima de la Tierra y la meteorología.

Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por lo tanto, es el astro con mayor brillo aparente. Su visibilidad en el cielo local determina, respectivamente, el día y la noche en diferentes regiones de diferentes planetas. En la Tierra, la energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos.[10]

El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral G2 y clase de luminosidad V, por tanto, también es denominada como enana amarilla. Se formó hace entre 4567,9 y 4570,1 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones de años más. El Sol, junto con todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, incluida la Tierra, forman el sistema solar.

A pesar de ser una estrella enana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32′35″ de arco en el perihelio y 31′31″ en el afelio, lo que da un diámetro medio de 32′03″. La combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).[11]

El vasto efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos y el astro ha sido considerado por algunas culturas como una deidad. El movimiento de la Tierra alrededor del Sol es la base del calendario solar, el cual es el calendario predominante en uso hoy en día.

La disciplina científica que se encarga del estudio del Sol en su totalidad es la física solar.

Características

El Sol es una estrella de tipo-G de la secuencia principal que abarca aproximadamente el 99,86% de la masa del sistema solar. El Sol tiene una magnitud absoluta de +4,83, estimada como más brillante que el 85% de las estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas. El Sol pertenece a la Población I, o a las estrellas ricas en elementos pesados. La formación del Sol pudo haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas próximas. Esto fue planteado debido a la gran abundancia de elementos pesados en el sistema solar, como el oro y el uranio, en relación con las abundancias de estos elementos en la llamada Población II de estrellas, siendo estas pobres en elementos pesados. Estos elementos podrían haberse producido por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova, o por transmutación a través de la absorción neutrónica dentro de una estrella masiva de segunda generación.[12]

El Sol es, con diferencia, el objeto más brillante en el cielo, con magnitud aparente de -26,74. Es unos 13 000 millones de veces más brillante que la segunda estrella más luminosa, Sirio, que tiene una magnitud aparente de -1.46. La distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra es de aproximadamente 1 unidad astronómica (alrededor de 150 millones de kilómetros), aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio. En esta distancia media, la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 19 segundos, mientras que la luz desde los puntos más cercanos del Sol y de la Tierra tarda aproximadamente dos segundos menos.

El Sol no tiene un límite definido y en sus partes externas su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la distancia a su centro. No obstante, a efectos de medición, se considera el radio solar como la distancia que engloba desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. Con base en esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado de 9 millonésimas, lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial por tan solo 10 kilómetros. El efecto mareal de los planetas es débil y no afecta significativamente a la forma del Sol. El Sol rota más deprisa por su ecuador que por sus polos. Esta rotación diferencial está causada por el movimiento de convección debido al transporte de calor y al efecto Coriolis producido por la rotación del Sol. En un marco de referencia definido por las estrellas, el periodo de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y de 33,5 días en los polos. Visto desde la Tierra en su órbita alrededor del Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de unos 28 días.

Luz solar

 
Amanecer desde el mirador del Garbí en Valencia (España)

La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de tiempo y superficie y que es directamente expuesta como luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente a 1368 W/m² (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (ua) del Sol (es decir, en la Tierra o a la misma distancia del Sol que ella).[13]​ La luz del Sol en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera terrestre, de modo que, llega menos energía a la superficie (cerca de 1000 W/m²) en condiciones claras cuando el Sol está cerca del cenit. La luz del Sol en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesta (por energía total) de aproximadamente un 50% de luz infrarroja, un 40% por luz visible y un 10% de luz ultravioleta. La atmósfera terrestre filtra más del 70% de la radiación ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. La radiación ultravioleta solar ioniza la parte superior de la atmósfera en el lado diurno de la Tierra, volviendo a la ionosfera conductora de electricidad.

El color del Sol es blanco con un índice de color-espacio (CIE) cercano al (0,3; 0,3) cuando se ve desde el espacio o desde lo alto del cielo; en cambio, cuando se observa desde una zona baja del cielo la dispersión atmosférica del Sol tiene un color amarillo, rojo, naranja y magenta. A pesar de su blancura típica, la mayoría de la gente se imagina el Sol como amarillo; las razones de ello son objeto de debate. El Sol es una estrella G2V, con G2 se indica que su temperatura superficial es de aproximadamente 5778 K (5505 °C), y V que, como la mayoría de las estrellas, es una estrella enana de la secuencia principal. La luminancia media del Sol es de aproximadamente 1,88 giga candelas por metro cuadrado, pero como se ve a través de la atmósfera de la Tierra, esto se reduce a aproximadamente 1,44 Gcd/m². Sin embargo, la luminancia no es constante a través del disco del Sol (oscurecimiento del limbo).[14]

Composición

El Sol está compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio; que representan el 74,9% y el 23,8% de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2% de la masa, con el oxígeno (más o menos el 1% de la masa del Sol), carbono (0,3%), neón (0,2%), y el hierro (0,2%), que es el más abundante.

El Sol heredó su composición química del medio interestelar a través del cual se formó. El hidrógeno y el helio en el Sol fueron producidos por nucleosíntesis del Big Bang, y los elementos más pesados se crearon por nucleosíntesis estelar en generaciones de estrellas que completaron su evolución estelar y devolvieron su material al medio interestelar antes de la formación del Sol. La composición química de la fotosfera se considera normalmente como representativa de la composición del sistema solar primordial. Sin embargo, desde que se formó el Sol, parte del helio y de elementos pesados se han asentado gravitacionalmente desde la fotosfera. Por lo tanto, en la fotosfera de hoy en día, la fracción de helio es reducida, y la metalicidad es solo el 84% de lo que era en la fase protoestelar (antes de que la fusión nuclear comenzara en el núcleo). Se cree que la composición protoestelar del Sol ha sido de un 71,1% de hidrógeno, 27,4% de helio, y de un 1,5% de elementos más pesados.

Hoy en día la fusión nuclear en el núcleo del Sol ha modificado la composición mediante la conversión del hidrógeno en helio, por lo que ahora la parte más interna del Sol es más o menos un 60% de helio, junto con la abundancia de elementos más pesados que no han sido alterados. Debido a que el calor se transfiere desde el centro del Sol por radiación en vez de por convección, ninguno de los productos de fusión del núcleo ha llegado a la fotosfera.

La zona reactiva del núcleo de «combustión del hidrógeno», donde el hidrógeno se convierte en helio, está empezando a ser circundado por un núcleo interno de «cenizas de helio». Este desarrollo continuará y posteriormente tendrá lugar la salida del Sol de la secuencia principal para llegar a convertirse así en una gigante roja.

La abundancia de elementos pesados solares descritos anteriormente son medidos usando tanto espectroscopia de la fotosfera del Sol como midiendo las abundancias en los meteoritos que nunca han sido calentados a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos retienen la composición del Sol protoestelar y, por lo tanto, no se ven afectados por la sedimentación de elementos pesados. Por lo general los dos métodos concuerdan bien.[15]

Estructura del Sol

 
Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el espectro de luz visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles, así como la granulación solar.

Como toda estrella, el Sol posee una forma esférica, y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio, ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria, lo que genera un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe, además de la contribución puramente térmica, una de origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.

Casi todos los elementos químicos terrestres (aluminio, azufre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, germanio, helio, hidrógeno, hierro, indio, magnesio, manganeso, níquel, nitrógeno, oro, oxígeno, paladio, plata, platino, plomo, potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, circonio y zinc) y diversos compuestos (como el cianógeno, el óxido de carbono y el amoniaco) han sido identificados en la constitución del astro rey, por lo que se ha concluido que, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendría un espectro luminoso casi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constató su presencia en nuestro planeta.[16]

El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en «capas de cebolla». La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin embargo, se puede determinar una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo solar, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manchas solares, 8) granulación y 9) viento solar.

Núcleo

 
Imagen que muestra las capas del interior del Sol

Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Esta energía generada en el núcleo del Sol tarda un millón de años en alcanzar la superficie solar.[17]​ En su centro se calcula que existe un 49% de hidrógeno, 49% de helio y un 2% que se distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005), en los Estados Unidos, y Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se le conoce como ciclo de Bethe o del carbono, y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía, según la ecuación de Einstein (E = mc²), donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 por ciento de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins.

El ciclo ocurre en las siguientes etapas:

1H1 + 6C127N13
7N136C13 + e+ + neutrino
1H1 + 6C137N14
1H1 + 7N148O15
8O157N15 + e+ + neutrino
1H1 + 7N156C12 + 2He4.
Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene
4 1H12He4 + 2e+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.

La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·1014 J por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues se regenera al final del ciclo.

Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel, más comúnmente conocido como cadena protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un joven físico, alumno de George Gamow, (1904-1968) en la Universidad George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones a velocidades próximas a la de la luz, puede ocurrir que uno de ellos pierda su carga positiva (e+), se fusionen y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón y forma un núcleo de deuterio, es decir, un núcleo pesado formado por un isótopo estable del hidrógeno. El positrón (e+) al ser liberado tiende a aniquilarse con bastante rapidez, fusionándose con un electrón (e-), produciendo en el proceso radiación fotónica. Al mismo tiempo, en esta segunda fase, se libera un neutrino electrónico de baja energía, que no interactúa con ningún átomo y se libera al espacio a velocidades próximas a la de la luz sin colisionar con la materia.

Más tarde, la fusión de un protón (p+), o lo que es lo mismo, un núcleo H1, con un núcleo de deuterio da lugar a un isótopo del helio He³ y a la emisión de fotones gamma (γ). Finalmente, con un 97% de probabilidad aproximadamente, dos núcleos del isótopo He³ dan lugar, al ser fusionados, en un núcleo estable de He4 más dos nuevos protones (p+), con lo que el ciclo se retroalimenta hasta la primera fase inicial, al tiempo que pierde energía a razón de 26,7 MeV netos.

La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:

1H1 + 1H11H² + e+ + neutrino electrónico ;
1H1 + 1H² → 2He³ + fotones gamma ;
2He³ + 2He³ → 2He4 + 2 1H1.
también expresada con la notación:
p+ + p+ → H2 + e+ + νe ;
H2 + p+ → He3 + γ ;
He3 + He3 → He4 + p+ + p+

El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las estrellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estos últimos años que el calor solar proviene en su mayor parte (~75%) del ciclo protón-protón.

En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará también el helio producto de estos procesos para producir carbono y oxígeno (véase proceso triple-alfa).

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiactiva. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera puede tardar un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.[18]

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiante y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad y se convierten en un material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad.[19]​ Por lo cual se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores menos calientes. Así, a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, y se enfría antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y el estudio de estas oscilaciones solares constituyen el campo de trabajo de la heliosismología.[20]

Fotosfera

La fotosfera es la zona visible donde se emite luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo más oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad.[21]

 
Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo electromagnético

Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, menos calientes y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.

Un fotón tarda un promedio de 10 días desde que surge de la fusión de dos átomos de hidrógeno, en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan solo unos 8 minutos y medio en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol.

Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras.[22]​ Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada «supergranulación», con diámetros típicos de unos 35 000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.

 
El Sol con algunas manchas solares visibles. Las dos manchas en el medio tienen casi el mismo diámetro que la Tierra.

El signo más evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares.[23]​ En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaba que era debido a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del Universo, hizo la siguiente afirmación: «Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen continuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde». Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada «umbra», rodeada por una «penumbra» más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra.

 
Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles así como la granulación solar.

Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están menos calientes que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, inferiores en ambos casos a los 6000  K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ = 5,67051·10−8 W/m²·K4), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente 10 000 km, y es imposible observarla sin filtros especiales, pues es eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse durante un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en , una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.[24]

Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera, alcanzan alturas de hasta 150 000 km y producen erupciones solares espectaculares.

Corona solar

 
Manifestación de la naturaleza filamentaria del plasma al conectar dos regiones con diferente polaridad magnética. Imagen tomada por el Telescopio Óptico Solar Hinode, el 12 de enero de 2007.

La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de kelvin, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Estas elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emite gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poco densa como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.

Todos estos fenómenos combinados ocasionan extrañas rayas en el espectro luminoso que hicieron pensar en la existencia de un elemento desconocido en la Tierra al que incluso denominaron coronium hasta que investigaciones posteriores en 1942 concluyeron que se trataban de radiaciones producidas por átomos neutros de oxígeno de la parte externa de la misma corona, así como de hierro, níquel, calcio y argón altamente ionizados (fenómenos imposibles de obtener en laboratorios).[25]

La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

En 1970 el físico sueco Hannes Alfvén obtuvo el premio Nobel. Él estimó que había ondas que transportaban energía por líneas del campo magnético que recorre el plasma de la corona solar. Pero hasta hoy no se había podido detectar la cantidad de ondas que eran necesarias para producir dicha energía.

Pero imágenes de alta definición ultravioleta, tomadas cada ocho segundos por el satélite de la NASA Solar Dynamics Observatory (SDO), han permitido a científicos como Scott McIntosh y a sus colegas del Centro Nacional Estadounidense de Investigación Atmosférica, detectar gran cantidad de estas ondas.[26]​ Las mismas se propagan a gran velocidad (entre 200 y 250 kilómetros por segundo) en el plasma en movimiento. Ondas cuyo flujo energético se sitúa entre 100 y 200 vatios por kilómetro cuadrado «son capaces de proveer la energía necesaria para propulsar a los rápidos vientos solares y así compensar las pérdidas de calor de las regiones menos agitadas de la corona solar», estiman los investigadores.

Sin embargo, para McIntosh esto no es suficiente para generar los 2000 vatios por metro cuadrado que se necesitan para abastecer a las zonas activas de la corona. Es por esto que se requiere de instrumentos con mayor capacidad temporal y espacial para estudiar todo el espectro de energía irradiada en las regiones activas de nuestra estrella.

Heliosfera

 
Vista de la heliosfera protegiéndonos de las radiaciones provenientes del centro de la galaxia

La heliosfera sería la región que se extiende desde el Sol hasta más allá de Plutón y que se encuentra bajo la influencia del viento solar. Es en esta región donde se extienden los efectos de las tormentas geomagnéticas y también donde se extiende el influyo del campo magnético solar. La heliosfera protege al sistema solar de las radiaciones provenientes del medio interestelar y su límite se extiende a más de 100 UA del Sol, límite solo superado por los cometas.

Actividad solar

Eyección de masa coronal

 
Filamento solar fotografiado el 31 de agosto de 2012 (NASA). La eyección de masa solar viajó a 1500 kilómetros por segundo.

La eyección de masa coronal (CME) es una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar. Esta onda es muy peligrosa ya que daña los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar.

  • Cada 11 años, el Sol entra en un turbulento ciclo (Actividad Máxima Solar) que representa la época más propicia para que el planeta sufra una tormenta solar. Dicho proceso acaba con el cambio de polaridad solar (no confundir con el cambio de polaridad terrestre).
  • Nos encontramos en el Ciclo Solar 25, que comenzó en diciembre de 2019.[27]
  • Una potente tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red eléctrica de las grandes ciudades, una situación que podría durar semanas, meses o incluso años.
  • Las tormentas solares pueden causar interferencias en las señales de radio, afectar a los sistemas de navegación aéreos, dañar las señales telefónicas e inutilizar satélites por completo.
  • El 13 de marzo de 1989, la ciudad de Quebec, en Canadá, fue azotada por una fuerte tormenta solar. Como resultado de ello, seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagón que duró 90 segundos. La red eléctrica de Montreal estuvo paralizada durante más de nueve horas. Los daños que provocó el apagón, junto con las pérdidas originadas por la falta de energía, alcanzaron los cientos de millones de dólares.
  • Entre los días 1 y 2 de septiembre de 1859, una intensa tormenta solar afectó a la mayor parte del planeta. Las líneas telegráficas de los Estados Unidos y el norte de Europa quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Además, una impresionante aurora boreal, fenómeno que normalmente solo puede observarse desde las regiones árticas, pudo verse en lugares tan alejados de los polos como el sur de Europa, el Caribe, Hawái.,[28]​ e incluso en Colombia, cerca del ecuador terrestre.[29]

Cambio de polaridad solar

El campo magnético del sol se forma como sigue: En el núcleo, las presiones del hidrógeno provocan que sus átomos únicamente queden excluidos por las fuerzas de polaridad de los protones, dejando una nube de electrones en torno a dicho núcleo (los electrones se han desprendido de las órbitas tradicionales, formando una capa de radiación electrónica común). La fusión de los átomos de hidrógeno en helio se produce en la parte más interna del núcleo, en donde el helio queda restringido por ser un material más pesado. Dicho 'ordenamiento' induce que los propios electrones compartan estados de energía y en consecuencia sus campos magnéticos adquieran aún más densidad y potencia. Las enormes fuerzas de gravedad, impiden que los fotones (portadores de esas fuerzas) escapen de forma libre. De esta forma se genera en su interior un potente campo magnético que influye en la dinámica del plasma en las capas siguientes.[30]

Los campos magnéticos, tal como si se tratase de un material fluido, encuentran su dinámica por las fuerzas magnetohidrodinámicas en constante interacción con las gravitatorias y rotacionales de la estrella, llegando a la superficie de manera que, los materiales más externos quedan ordenados conforme a las líneas de fuerza Gauss. La rotación solar produce que las capas más externas no giren todas a la misma velocidad, por lo que el ordenamiento de estas líneas de fuerza se va descompensando a medida que los materiales distribuidos entre los polos y el ecuador van perdiendo sincronismo en el giro rotacional de la estrella. Por cada ruptura en la integridad del campo magnético, se produce un escape de líneas de fuerza Gauss (produciendo las típicas manchas negras), en las que un aumento de estas, puede tener como consecuencia una erupción solar consecuente por la desintegración local del campo gauss. Cuando el Sol se acerca a su máximo desorden, las tormentas solares son máximas. Estos periodos se dan cada 11 años. El sol no posee un campo electromagnético como el de la Tierra, sino que posee lo que se denomina viento solar, producido por esas inestabilidades rotacionales del Sol. Si no fuera por eso, los campos magnéticos del Sol quedarían restringidos a la dinámica del plasma.

Por esa misma razón, una reacción de fusión entre dos átomos de hidrógeno en el interior del Sol, tarda 11 años en llegar a escapar de las enormes fuerzas gravitatorias y magnéticas.

Nacimiento y muerte del Sol

 
La diferencia de tamaños entre el Sol y la Tierra queda patente en esta imagen comparativa de ambos, con la Tierra en el lado izquierdo, y un trozo del Sol a la derecha.

El Sol se formó hace 4650 millones de años y tiene combustible para 7500 millones de años más.[31][nota 1]​ Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar unos mil millones de años en enfriarse.[32]
Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circunestelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más fusionando hidrógeno de manera estable.

 
El Sol rodeado por un arcoíris

Cada segundo se transforman 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio, este proceso transforma cinco millones de toneladas de materia en energía, lo que da como resultado que el Sol cada vez se vuelve más liviano.[17]

Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte —compuesto de carbono y oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados— que lo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero esta vez de la rama asintótica gigante y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegará a estallar como una supernova al no tener la masa suficiente para ello.

 
Ciclo de vida del Sol

Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre –al igual que la de los demás planetas del sistema solar– se expandiría posiblemente y salvaría a nuestro planeta de ese destino.[33]​ Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales, así como el roce con la materia de la cromosfera solar, harán que nuestro planeta sea absorbido.[34]​ Otro artículo posterior apunta en la misma dirección.[35]

Importancia de la energía solar en la Tierra

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirectamente una pequeña cantidad de esta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.

La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condensó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol.

Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.[36]

Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre

Una mínima cantidad de materia puede convertirse en una enorme manifestación de energía. Esta relación entre la materia y la energía explica la potencia del Sol, que hace posible la vida. ¿Cuál es la equivalencia? En 1905, Einstein había predicho una equivalencia entre la materia y la energía mediante su ecuación E=mc². Una vez que Einstein formuló la relación, los científicos pudieron explicar por qué ha brillado el Sol por miles de millones de años. En el interior del Sol se producen continuas reacciones termonucleares. De este modo, el Sol convierte cada segundo unos 564 millones de toneladas de hidrógeno en 560 millones de toneladas de helio, lo que significa que unos cuatro millones de toneladas de materia se transforman en energía solar, una pequeña parte de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida.

Con la fórmula y los datos anteriores se puede calcular la producción de energía del Sol, obteniéndose que la potencia de nuestra estrella es aproximadamente 3'8x1026 vatios, o 3'8x1023 kilovatios —o, dicho de otra manera, el Sol produce en un segundo 760 000 veces la producción energética anual a nivel mundial—.

Observación astronómica del Sol

Tránsito lunar frente al Sol capturado durante la calibración de las cámaras de imagen ultravioleta de la sonda STEREO B

Unas de las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron las realizadas por Galileo Galilei en el siglo XVII, utilizando vidrios ahumados al principio, y usando el método de proyección después. Galileo observó así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de estas.[37]​ En la actualidad la actividad solar es monitoreada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra, no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar, sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.[38][39]

Exploración solar

Video con un mosaico de imágenes captadas por instrumentos de la sonda espacial Solar Dynamics Observatory que permite observar la luz producida por el Sol más allá de lo que el ojo humano puede percibir

La luz solar que apreciamos a simple vista es de color amarillo, pero en realidad el sol la emite en todas las longitudes de onda.[40]

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre, la Agencia Espacial Europea y la NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995.[41]​ La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar,[42]​ y la sonda estadounidense Génesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliósfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar.[43]​ Génesis regresó a la Tierra en el 2004, pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaídas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie.[44]​ El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Cálculo histórico del tamaño del Sol y su distancia

Aristarco de Samos fue el primero en hacer estimaciones sobre la distancia al Sol. No llegó a distancias concretas, sino que estableció distancias relativas a la distancia entre la Tierra y la Luna. Esperó a que la fase de la Luna sea de un cuarto exactamente, momento en que el ángulo Tierra-Luna-Sol debería ser un ángulo recto. Entonces la hipotenusa del rectángulo sería la distancia de la Tierra al Sol. Para esto era necesario medir con exactitud el ángulo del Sol respecto a la Luna, cosa que no es nada fácil.[45][46]

Entonces determinó la distancia y el tamaño del Sol (relativos). Sin embargo, siendo necesario medir unos ángulos demasiado pequeños, y sin los instrumentos para ello, no logró la suficiente exactitud. Determinó que el Sol se encuentra 20 veces más lejos de lo que está la Luna, y determinó que su diámetro era al menos 7 veces el diámetro de la Tierra.[46]​ Según los cálculos actuales el Sol se encuentra 400 veces más alejado que la Luna, y su diámetro es 109 veces más grande que el de la Tierra, por lo que fue muy grande el error de medición.

Para establecer la distancia real de la Tierra a la Luna sugirió un método utilizando curvatura de la sombra de la Tierra proyectada en la Luna, durante los eclipses lunares.[47]​ (Este método fue utilizado por Hiparco de Nicea posteriormente para calcular esa distancia).

Aristarco, pensando que el Sol era al menos 7 veces más grande que la Tierra, sugirió que no es el Sol el que gira alrededor de la Tierra, sino al contrario, siendo el primero en sugerir un modelo heliocéntrico.[48]​ Sin embargo, sus ideas no fueron aceptadas por sus contemporáneos y la teoría heliocéntrica no se retomó hasta 1543, 17 siglos después, cuando Copérnico publicó su libro ≪Sobre las revoluciones de los orbes celestes≫.[49][50]

En 1650 Godefroy Wendelin repitió las mediciones de Aristarco midiendo directamente la distancia al Sol, esta vez con mayores recursos técnicos que 18 siglos atrás. Llegó a la conclusión de que el Sol estaba unas 240 veces más alejado que la Luna.[51]​ Esta vez el error fue menor, pero el valor todavía menor al que se mide actualmente.[52]

En 1609, Kepler abrió el camino para determinar las distancias relativas de todos los cuerpos del sistema solar, no solo de la Luna y el Sol, por lo que sabiendo la distancia a cualquiera de los planetas se podría saber la distancia al Sol.[53]​ Posteriormente Cassini, en 1673 obtuvo el paralaje de Marte, por lo que logró determinar su distancia. Entonces, sobre la base de los cálculos de Kepler, determinó la distancia al Sol en 136 millones de kilómetros (esta vez la distancia se acercó bastante a los datos actuales, y el error fue solo de 7%).[54]

Véase también

Notas aclaratorias

  1. En algunos documentos es posible encontrar 5,5 billones de años, error que se comete por una mala traducción de 5.5 billions del sistema inglés.

Referencias

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Bibliografía

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Enlaces externos

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Generales

  • Sobre la edad más exacta del Sol/sistema solar (en inglés).
  • El Sol (en solarviews.com).
  • Actividad educativa: el sistema solar.

Observación del Sol

  • Recomendaciones para observar el Sol.
  • OAN. Sección del Sol de la página de efemérides del Observatorio Astronómico Nacional, con información actualizada sobre la actividad del Sol.
  • (en inglés).
  • Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory) (en inglés).
  • (en inglés).
  •   Datos: Q525
  •   Multimedia: Sun
  •   Citas célebres: Sol

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Este articulo o seccion tiene referencias pero necesita mas para complementar su verificabilidad Este aviso fue puesto el 17 de octubre de 2018 Para otros usos de este termino veanse Sol desambiguacion y Disco solar desambiguacion Sol Primera imagen fotografia de la luz visible del Sol con un filtro solar en 2013 Segunda imagen fotografia ultravioleta retocada de la NASA en 2020Datos derivados de la observacion terrestreDistancia media desde la Tierra 149 597 870 700 m 1 5 1011 m Brillo visual V 26 8Diam angular en el perihelio 32 35 64 Diam angular en el afelio 31 31 34 Indice color U B 0 10Indice color B V 0 63Caracteristicas fisicasDiametro 1 391 016 km 1 4 109 m Diametro relativo dS dT 109Superficie 6 0877 1012 km Volumen 1 4123 1018 km Masa relativa a la de la Tierra 332 946 XMasa 1 9891 1030 kgDensidad 1411 kg m Densidad relativa a la de la Tierra 0 255xDensidad relativa al agua 1 41xGravedad en la superficie 274 m s 27 9 g Velocidad de escape 617 8 km sTemperatura efectiva de la superficie 5778 K 5505 Temperatura maxima de la corona 1 2 105 K 1 Temperatura del nucleo 1 36 107 KLuminosidad LS 3 827 1026 WPeriodo de rotacionEn el ecuador 27d 6h 36minA 30 de latitud 28d 4h 48minA 60 de latitud 30d 19h 12minA 75 de latitud 31d 19h 12minCaracteristicas orbitalesDistancia maxima al centro de la Galaxia 2 5 1017 km 26000 anos luzPeriodo orbital alrededor delcentro galactico 2 25 2 50 108 anos 2 Velocidad orbital maxima 251 km s 3 Inclinacion axial con la ecliptica 7 25 Inclinacion axial con el plano de la galaxia 67 23 Composicion de la fotosferaHidrogeno 74 36 Helio 24 85 Oxigeno 0 78 Carbono 0 30 Hierro 0 16 Neon 0 12 Nitrogeno 0 09 Silicio 0 07 Magnesio 0 06 Azufre 0 05 El Sol del latin sol solis dios Sol invictus o sol Helios en la mitologia griega a su vez de la raiz protoindoeuropea sauel brillar 4 es una estrella de tipo G de la secuencia principal y clase de luminosidad V que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiacion electromagnetica de este sistema planetario 5 Es una esfera casi perfecta de plasma con un movimiento convectivo interno que genera un campo magnetico a traves de un proceso de dinamo Cerca de tres cuartas partes de la masa del Sol constan de hidrogeno el resto es principalmente helio con cantidades mucho mas pequenas de elementos incluyendo el oxigeno carbono neon y hierro Se formo hace aproximadamente 4600 millones de anos a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una region de una gran nube molecular La mayor parte de esta materia se acumulo en el centro mientras que el resto se aplano en un disco en orbita que se convirtio en el sistema solar La masa central se volvio cada vez mas densa y caliente dando lugar con el tiempo al inicio de la fusion nuclear en su nucleo Se cree que casi todas las estrellas se forman por este proceso El Sol es mas o menos de edad intermedia y no ha cambiado drasticamente desde hace mas de cuatro mil millones de anos y seguira siendo bastante estable durante otros cinco mil millones de anos mas Sin embargo despues de que la fusion del hidrogeno en su nucleo se haya detenido el Sol sufrira cambios importantes y se convertira en una gigante roja Se estima que el Sol se volvera lo suficientemente grande como para engullir las orbitas actuales de Mercurio Venus y posiblemente la Tierra 6 7 La Tierra y otros cuerpos incluidos otros planetas asteroides meteoroides cometas y polvo orbitan alrededor del Sol 5 Por si solo representa alrededor del 99 86 de la masa del sistema solar 8 La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Union Astronomica Internacional en 149 597 870 700 metros 9 aproximadamente 150 millones de kilometros Su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 20 segundos La energia del Sol en forma de luz solar sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a traves de la fotosintesis y determina el clima de la Tierra y la meteorologia Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra por lo tanto es el astro con mayor brillo aparente Su visibilidad en el cielo local determina respectivamente el dia y la noche en diferentes regiones de diferentes planetas En la Tierra la energia radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosinteticos que constituyen la base de la cadena trofica siendo asi la principal fuente de energia de la vida Tambien aporta la energia que mantiene en funcionamiento los procesos climaticos 10 El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal con un tipo espectral G2 y clase de luminosidad V por tanto tambien es denominada como enana amarilla Se formo hace entre 4567 9 y 4570 1 millones de anos y permanecera en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones de anos mas El Sol junto con todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor incluida la Tierra forman el sistema solar A pesar de ser una estrella enana es la unica cuya forma se puede apreciar a simple vista con un diametro angular de 32 35 de arco en el perihelio y 31 31 en el afelio lo que da un diametro medio de 32 03 La combinacion de tamanos y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven aproximadamente con el mismo tamano aparente en el cielo Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos totales anulares o parciales 11 El vasto efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistoricos y el astro ha sido considerado por algunas culturas como una deidad El movimiento de la Tierra alrededor del Sol es la base del calendario solar el cual es el calendario predominante en uso hoy en dia La disciplina cientifica que se encarga del estudio del Sol en su totalidad es la fisica solar Indice 1 Caracteristicas 2 Luz solar 3 Composicion 4 Estructura del Sol 4 1 Nucleo 4 2 Zona radiante 4 3 Zona convectiva 4 4 Fotosfera 4 5 Cromosfera 4 6 Corona solar 4 7 Heliosfera 5 Actividad solar 5 1 Eyeccion de masa coronal 5 2 Cambio de polaridad solar 6 Nacimiento y muerte del Sol 7 Importancia de la energia solar en la Tierra 7 1 Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre 8 Observacion astronomica del Sol 8 1 Exploracion solar 8 2 Calculo historico del tamano del Sol y su distancia 9 Vease tambien 10 Notas aclaratorias 11 Referencias 12 Bibliografia 13 Enlaces externos 13 1 Generales 13 2 Observacion del SolCaracteristicasEl Sol es una estrella de tipo G de la secuencia principal que abarca aproximadamente el 99 86 de la masa del sistema solar El Sol tiene una magnitud absoluta de 4 83 estimada como mas brillante que el 85 de las estrellas de la Via Lactea la mayoria de las cuales son enanas rojas El Sol pertenece a la Poblacion I o a las estrellas ricas en elementos pesados La formacion del Sol pudo haber sido provocada por ondas de choque de una o mas supernovas proximas Esto fue planteado debido a la gran abundancia de elementos pesados en el sistema solar como el oro y el uranio en relacion con las abundancias de estos elementos en la llamada Poblacion II de estrellas siendo estas pobres en elementos pesados Estos elementos podrian haberse producido por reacciones nucleares endotermicas durante una supernova o por transmutacion a traves de la absorcion neutronica dentro de una estrella masiva de segunda generacion 12 El Sol es con diferencia el objeto mas brillante en el cielo con magnitud aparente de 26 74 Es unos 13 000 millones de veces mas brillante que la segunda estrella mas luminosa Sirio que tiene una magnitud aparente de 1 46 La distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra es de aproximadamente 1 unidad astronomica alrededor de 150 millones de kilometros aunque la distancia varia a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio En esta distancia media la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 19 segundos mientras que la luz desde los puntos mas cercanos del Sol y de la Tierra tarda aproximadamente dos segundos menos El Sol no tiene un limite definido y en sus partes externas su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la distancia a su centro No obstante a efectos de medicion se considera el radio solar como la distancia que engloba desde su centro hasta el borde de la fotosfera la superficie visible aparente del Sol Con base en esta medida el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado de 9 millonesimas lo que significa que su diametro polar difiere de su diametro ecuatorial por tan solo 10 kilometros El efecto mareal de los planetas es debil y no afecta significativamente a la forma del Sol El Sol rota mas deprisa por su ecuador que por sus polos Esta rotacion diferencial esta causada por el movimiento de conveccion debido al transporte de calor y al efecto Coriolis producido por la rotacion del Sol En un marco de referencia definido por las estrellas el periodo de rotacion es de aproximadamente 25 6 dias en el ecuador y de 33 5 dias en los polos Visto desde la Tierra en su orbita alrededor del Sol el periodo de rotacion aparente del Sol en su ecuador es de unos 28 dias Luz solarArticulo principal Luz solar Amanecer desde el mirador del Garbi en Valencia Espana La constante solar es la cantidad de energia que el Sol deposita por unidad de tiempo y superficie y que es directamente expuesta como luz solar La constante solar es igual a aproximadamente a 1368 W m vatios por metro cuadrado a una distancia de una unidad astronomica ua del Sol es decir en la Tierra o a la misma distancia del Sol que ella 13 La luz del Sol en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmosfera terrestre de modo que llega menos energia a la superficie cerca de 1000 W m en condiciones claras cuando el Sol esta cerca del cenit La luz del Sol en la parte superior de la atmosfera terrestre esta compuesta por energia total de aproximadamente un 50 de luz infrarroja un 40 por luz visible y un 10 de luz ultravioleta La atmosfera terrestre filtra mas del 70 de la radiacion ultravioleta solar especialmente en las longitudes de onda mas cortas La radiacion ultravioleta solar ioniza la parte superior de la atmosfera en el lado diurno de la Tierra volviendo a la ionosfera conductora de electricidad El color del Sol es blanco con un indice de color espacio CIE cercano al 0 3 0 3 cuando se ve desde el espacio o desde lo alto del cielo en cambio cuando se observa desde una zona baja del cielo la dispersion atmosferica del Sol tiene un color amarillo rojo naranja y magenta A pesar de su blancura tipica la mayoria de la gente se imagina el Sol como amarillo las razones de ello son objeto de debate El Sol es una estrella G2V con G2 se indica que su temperatura superficial es de aproximadamente 5778 K 5505 C y V que como la mayoria de las estrellas es una estrella enana de la secuencia principal La luminancia media del Sol es de aproximadamente 1 88 giga candelas por metro cuadrado pero como se ve a traves de la atmosfera de la Tierra esto se reduce a aproximadamente 1 44 Gcd m Sin embargo la luminancia no es constante a traves del disco del Sol oscurecimiento del limbo 14 ComposicionEl Sol esta compuesto principalmente por los elementos quimicos hidrogeno y helio que representan el 74 9 y el 23 8 de la masa del Sol en la fotosfera respectivamente Todos los elementos mas pesados llamados metales en astronomia representan menos del 2 de la masa con el oxigeno mas o menos el 1 de la masa del Sol carbono 0 3 neon 0 2 y el hierro 0 2 que es el mas abundante El Sol heredo su composicion quimica del medio interestelar a traves del cual se formo El hidrogeno y el helio en el Sol fueron producidos por nucleosintesis del Big Bang y los elementos mas pesados se crearon por nucleosintesis estelar en generaciones de estrellas que completaron su evolucion estelar y devolvieron su material al medio interestelar antes de la formacion del Sol La composicion quimica de la fotosfera se considera normalmente como representativa de la composicion del sistema solar primordial Sin embargo desde que se formo el Sol parte del helio y de elementos pesados se han asentado gravitacionalmente desde la fotosfera Por lo tanto en la fotosfera de hoy en dia la fraccion de helio es reducida y la metalicidad es solo el 84 de lo que era en la fase protoestelar antes de que la fusion nuclear comenzara en el nucleo Se cree que la composicion protoestelar del Sol ha sido de un 71 1 de hidrogeno 27 4 de helio y de un 1 5 de elementos mas pesados Hoy en dia la fusion nuclear en el nucleo del Sol ha modificado la composicion mediante la conversion del hidrogeno en helio por lo que ahora la parte mas interna del Sol es mas o menos un 60 de helio junto con la abundancia de elementos mas pesados que no han sido alterados Debido a que el calor se transfiere desde el centro del Sol por radiacion en vez de por conveccion ninguno de los productos de fusion del nucleo ha llegado a la fotosfera La zona reactiva del nucleo de combustion del hidrogeno donde el hidrogeno se convierte en helio esta empezando a ser circundado por un nucleo interno de cenizas de helio Este desarrollo continuara y posteriormente tendra lugar la salida del Sol de la secuencia principal para llegar a convertirse asi en una gigante roja La abundancia de elementos pesados solares descritos anteriormente son medidos usando tanto espectroscopia de la fotosfera del Sol como midiendo las abundancias en los meteoritos que nunca han sido calentados a temperaturas de fusion Se cree que estos meteoritos retienen la composicion del Sol protoestelar y por lo tanto no se ven afectados por la sedimentacion de elementos pesados Por lo general los dos metodos concuerdan bien 15 Estructura del SolArticulo principal Estructura estelar Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el espectro de luz visible La umbra y la penumbra son claramente discernibles asi como la granulacion solar Como toda estrella el Sol posee una forma esferica y a causa de su lento movimiento de rotacion tiene tambien un leve achatamiento polar Como en cualquier cuerpo masivo toda la materia que lo constituye es atraida hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria Sin embargo el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presion en el interior solar compensa la atraccion gravitatoria lo que genera un equilibrio hidrostatico Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su nucleo y a las enormes temperaturas que se dan en el gracias a las reacciones termonucleares que alli acontecen Existe ademas de la contribucion puramente termica una de origen fotonico Se trata de la presion de radiacion nada despreciable que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol Casi todos los elementos quimicos terrestres aluminio azufre bario cadmio calcio carbono cerio cobalto cobre cromo estano estroncio galio germanio helio hidrogeno hierro indio magnesio manganeso niquel nitrogeno oro oxigeno paladio plata platino plomo potasio rodio silicio sodio talio titanio tungsteno vanadio circonio y zinc y diversos compuestos como el cianogeno el oxido de carbono y el amoniaco han sido identificados en la constitucion del astro rey por lo que se ha concluido que si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar tendria un espectro luminoso casi identico al Sol Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constato su presencia en nuestro planeta 16 El Sol presenta una estructura en capas esfericas o en capas de cebolla La frontera fisica y las diferencias quimicas entre las distintas capas son dificiles de establecer Sin embargo se puede determinar una funcion fisica que es diferente para cada una de las capas En la actualidad la astrofisica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenomenos observados Segun este modelo el Sol esta formado por 1 nucleo solar 2 zona radiante 3 zona convectiva 4 fotosfera 5 cromosfera 6 corona 7 manchas solares 8 granulacion y 9 viento solar Nucleo Articulos principales Nucleosintesis estelar Cadena proton protony Ciclo CNO Imagen que muestra las capas del interior del Sol Ocupa unos 139 000 km del radio solar 1 5 del mismo y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energia que el Sol produce Esta energia generada en el nucleo del Sol tarda un millon de anos en alcanzar la superficie solar 17 En su centro se calcula que existe un 49 de hidrogeno 49 de helio y un 2 que se distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares A comienzos de la decada de los anos 30 del siglo XX el fisico austriaco Fritz Houtermans 1903 1966 y el astronomo ingles Robert d Escourt Atkinson 1898 1982 unieron sus esfuerzos para averiguar si la produccion de energia en el interior del Sol y en las estrellas se podia explicar por las transformaciones nucleares En 1938 Hans Albrecht Bethe 1906 2005 en los Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsacker 1912 2007 en Alemania simultanea e independientemente encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrogeno como catalizadores constituyen un ciclo que se repite una y otra vez mientras dura el hidrogeno A este grupo de reacciones se le conoce como ciclo de Bethe o del carbono y es equivalente a la fusion de cuatro protones en un nucleo de helio En estas reacciones de fusion hay una perdida de masa esto es el hidrogeno consumido pesa mas que el helio producido Esa diferencia de masa se transforma en energia segun la ecuacion de Einstein E mc donde E es la energia m la masa y c la velocidad de la luz Estas reacciones nucleares transforman el 0 7 por ciento de la masa afectada en fotones con una longitud de onda cortisima y por lo tanto muy energeticos y penetrantes La energia producida mantiene el equilibrio termico del nucleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins El ciclo ocurre en las siguientes etapas 1H1 6C12 7N13 7N13 6C13 e neutrino 1H1 6C13 7N14 1H1 7N14 8O15 8O15 7N15 e neutrino 1H1 7N15 6C12 2He4 Sumando todas las reacciones y cancelando los terminos comunes se tiene 4 1H1 2He4 2e 2 neutrinos 26 7 MeV La energia neta liberada en el proceso es 26 7 MeV o sea cerca de 6 7 1014 J por kg de protones consumidos El carbono actua como catalizador pues se regenera al final del ciclo Otra reaccion de fusion que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel mas comunmente conocido como cadena proton proton Charles Critchfield 1910 1994 era en 1938 un joven fisico alumno de George Gamow 1904 1968 en la Universidad George Washington y tuvo una idea completamente diferente al darse cuenta de que en el choque entre dos protones a velocidades proximas a la de la luz puede ocurrir que uno de ellos pierda su carga positiva e se fusionen y se convierta en un neutron que permanece unido al otro proton y forma un nucleo de deuterio es decir un nucleo pesado formado por un isotopo estable del hidrogeno El positron e al ser liberado tiende a aniquilarse con bastante rapidez fusionandose con un electron e produciendo en el proceso radiacion fotonica Al mismo tiempo en esta segunda fase se libera un neutrino electronico de baja energia que no interactua con ningun atomo y se libera al espacio a velocidades proximas a la de la luz sin colisionar con la materia Mas tarde la fusion de un proton p o lo que es lo mismo un nucleo H1 con un nucleo de deuterio da lugar a un isotopo del helio He y a la emision de fotones gamma g Finalmente con un 97 de probabilidad aproximadamente dos nucleos del isotopo He dan lugar al ser fusionados en un nucleo estable de He4 mas dos nuevos protones p con lo que el ciclo se retroalimenta hasta la primera fase inicial al tiempo que pierde energia a razon de 26 7 MeV netos La reaccion puede producirse de dos maneras algo distintas 1H1 1H1 1H e neutrino electronico 1H1 1H 2He fotones gamma 2He 2He 2He4 2 1H1 tambien expresada con la notacion p p H2 e ne H2 p He3 g He3 He3 He4 p p El primer ciclo se da en estrellas mas calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena proton proton en las estrellas similares al Sol En cuanto al Sol hasta el ano 1953 se creyo que su energia era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe pero se demostro durante estos ultimos anos que el calor solar proviene en su mayor parte 75 del ciclo proton proton En los ultimos estadios de su evolucion el Sol fusionara tambien el helio producto de estos procesos para producir carbono y oxigeno vease proceso triple alfa Zona radiante En la zona exterior al nucleo el transporte de la energia generada en el interior se produce por radiacion hasta el limite exterior de la zona radiactiva Esta zona esta compuesta de plasma es decir grandes cantidades de hidrogeno y helio ionizado Como la temperatura del Sol decrece del centro 15 MK a la periferia 6 kK en la fotosfera es mas facil que un foton cualquiera se mueva del centro a la periferia que al reves Sin embargo los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino Se calcula que un foton cualquiera puede tardar un millon de anos en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible 18 Zona convectiva Esta region se extiende por encima de la zona radiante y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad y se convierten en un material opaco al transporte de radiacion Por lo tanto el transporte de energia se realiza por conveccion de modo que el calor se transporta de manera no homogenea y turbulenta por el propio fluido Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad 19 Por lo cual se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior y simultaneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores menos calientes Asi a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol el gas se vuelve opaco por efecto de la disminucion de la temperatura en consecuencia absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energia Se forman asi secciones convectivas turbulentas en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera donde nuevamente la atmosfera solar se vuelve transparente a la radiacion y el gas caliente cede su energia en forma de luz visible y se enfria antes de volver a descender a las profundidades El analisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente La observacion y el estudio de estas oscilaciones solares constituyen el campo de trabajo de la heliosismologia 20 Fotosfera Articulo principal Fotosfera La fotosfera es la zona visible donde se emite luz visible del Sol La fotosfera se considera como la superficie solar y vista a traves de un telescopio se presenta formada por granulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro A causa de la agitacion de nuestra atmosfera estos granulos parecen estar siempre en agitacion Puesto que el Sol es gaseoso su fotosfera es algo transparente puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilometros antes de volverse completamente opaca Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad 21 Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformacion de las lineas del campo electromagnetico Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nitido en una fotografia o en la imagen solar proyectada con un telescopio se aprecia facilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde Este fenomeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera mas caliente y por tanto mas luminosa Al mirar hacia el limbo la direccion visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiacion procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera menos calientes y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera Un foton tarda un promedio de 10 dias desde que surge de la fusion de dos atomos de hidrogeno en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva empleando tan solo unos 8 minutos y medio en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol No se trata de que los fotones viajen mas rapidamente ahora sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios choques quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol Los granulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y estan separados por finas lineas oscuras 22 Los granulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol En efecto la fotosfera es una masa en continua ebullicion en el que las celulas convectivas se aprecian como granulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos El diametro medio de los granulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los periodos de minima actividad solar Hay tambien movimientos turbulentos a una escala mayor la llamada supergranulacion con diametros tipicos de unos 35 000 km Cada supergranulacion contiene cientos de granulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas Fue Richard Christopher Carrington 1826 1875 cervecero y astronomo aficionado el primero en observar la granulacion fotosferica en el siglo XIX En 1896 el frances Pierre Jules Cesar Janssen 1824 1907 consiguio fotografiar por primera vez la granulacion fotosferica El Sol con algunas manchas solares visibles Las dos manchas en el medio tienen casi el mismo diametro que la Tierra El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares 23 En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y por consiguiente perfecto e infalible Del mismo modo se sabia que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras pero se imaginaba que era debido a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra Cuando Galileo 1564 1642 construyo el primer telescopio astronomico dando origen a una nueva etapa en el estudio del Universo hizo la siguiente afirmacion Repetidas observaciones me han convencido de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol en la que se producen continuamente y en la que tambien se disuelven unas mas pronto y otras mas tarde Una mancha solar tipica consiste en una region central oscura llamada umbra rodeada por una penumbra mas clara Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km casi tan grande como el diametro de la Tierra pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extension e incluso algunas veces mas La penumbra esta constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden mas o menos radialmente desde la umbra Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible La umbra y la penumbra son claramente discernibles asi como la granulacion solar Ambas umbra y penumbra parecen oscuras por contraste con la fotosfera simplemente porque estan menos calientes que la temperatura media de la fotosfera Asi la umbra tiene una temperatura de 4000 K mientras que la penumbra alcanza los 5600 K inferiores en ambos casos a los 6000 K que tienen los granulos de la fotosfera Por la ley de Stefan Boltzmann en que la energia total radiada por un cuerpo negro como una estrella es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva E sT4 donde s 5 67051 10 8 W m K4 la umbra emite aproximadamente un 32 de la luz emitida por un area igual de la fotosfera y analogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 de la fotosfera La oscuridad de una mancha solar esta causada unicamente por un efecto de contraste si pudieramos ver a una mancha tipo con una umbra del tamano de la Tierra aislada y a la misma distancia que el Sol brillaria una 50 veces mas que la Luna llena Las manchas estan relativamente inmoviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotacion solar El area de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en terminos de millonesima del disco visible Cromosfera Articulo principal Cromosfera La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho mas transparente Su tamano es de aproximadamente 10 000 km y es imposible observarla sin filtros especiales pues es eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera La cromosfera puede observarse durante un eclipse solar en un tono rojizo caracteristico y en longitudes de onda especificas notablemente en Ha una longitud de onda caracteristica de la emision por hidrogeno a muy alta temperatura 24 Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzan alturas de hasta 150 000 km y producen erupciones solares espectaculares Corona solar Manifestacion de la naturaleza filamentaria del plasma al conectar dos regiones con diferente polaridad magnetica Imagen tomada por el Telescopio optico Solar Hinode el 12 de enero de 2007 Articulo principal Corona solar La corona solar esta formada por las capas mas tenues de la atmosfera superior solar Su temperatura alcanza los millones de kelvin una cifra muy superior a la de la capa que le sigue la fotosfera siendo esta inversion termica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente Estas elevadisimas temperaturas son un dato enganoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas particulas que componen la atmosfera solar Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal a los intensos campos magneticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las celulas convectivas Como resultado de su elevada temperatura desde la corona se emite gran cantidad de energia en rayos X En realidad estas temperaturas no son mas que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las lineas de campo magnetico y en dramaticas eyecciones de material coronal EMCs Lo cierto es que esa capa es demasiado poco densa como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitacion termica Todos estos fenomenos combinados ocasionan extranas rayas en el espectro luminoso que hicieron pensar en la existencia de un elemento desconocido en la Tierra al que incluso denominaron coronium hasta que investigaciones posteriores en 1942 concluyeron que se trataban de radiaciones producidas por atomos neutros de oxigeno de la parte externa de la misma corona asi como de hierro niquel calcio y argon altamente ionizados fenomenos imposibles de obtener en laboratorios 25 Eclipse solar del 3 de octubre de 2005 La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiacion solar dando lugar a un viento solar Asi pues se cree que las estructuras observadas en la corona estan modeladas en gran medida por el campo magnetico solar y las celulas de transporte convectivo En 1970 el fisico sueco Hannes Alfven obtuvo el premio Nobel El estimo que habia ondas que transportaban energia por lineas del campo magnetico que recorre el plasma de la corona solar Pero hasta hoy no se habia podido detectar la cantidad de ondas que eran necesarias para producir dicha energia Pero imagenes de alta definicion ultravioleta tomadas cada ocho segundos por el satelite de la NASA Solar Dynamics Observatory SDO han permitido a cientificos como Scott McIntosh y a sus colegas del Centro Nacional Estadounidense de Investigacion Atmosferica detectar gran cantidad de estas ondas 26 Las mismas se propagan a gran velocidad entre 200 y 250 kilometros por segundo en el plasma en movimiento Ondas cuyo flujo energetico se situa entre 100 y 200 vatios por kilometro cuadrado son capaces de proveer la energia necesaria para propulsar a los rapidos vientos solares y asi compensar las perdidas de calor de las regiones menos agitadas de la corona solar estiman los investigadores Sin embargo para McIntosh esto no es suficiente para generar los 2000 vatios por metro cuadrado que se necesitan para abastecer a las zonas activas de la corona Es por esto que se requiere de instrumentos con mayor capacidad temporal y espacial para estudiar todo el espectro de energia irradiada en las regiones activas de nuestra estrella Heliosfera Vista de la heliosfera protegiendonos de las radiaciones provenientes del centro de la galaxia Articulo principal Heliosfera La heliosfera seria la region que se extiende desde el Sol hasta mas alla de Pluton y que se encuentra bajo la influencia del viento solar Es en esta region donde se extienden los efectos de las tormentas geomagneticas y tambien donde se extiende el influyo del campo magnetico solar La heliosfera protege al sistema solar de las radiaciones provenientes del medio interestelar y su limite se extiende a mas de 100 UA del Sol limite solo superado por los cometas Vease tambien Viento solarActividad solarEyeccion de masa coronal Filamento solar fotografiado el 31 de agosto de 2012 NASA La eyeccion de masa solar viajo a 1500 kilometros por segundo Articulo principal Tormenta geomagnetica La eyeccion de masa coronal CME es una onda hecha de radiacion y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Maxima Solar Esta onda es muy peligrosa ya que dana los circuitos electricos los transformadores y los sistemas de comunicacion Cuando esto ocurre se dice que hay una tormenta solar Cada 11 anos el Sol entra en un turbulento ciclo Actividad Maxima Solar que representa la epoca mas propicia para que el planeta sufra una tormenta solar Dicho proceso acaba con el cambio de polaridad solar no confundir con el cambio de polaridad terrestre Nos encontramos en el Ciclo Solar 25 que comenzo en diciembre de 2019 27 Una potente tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red electrica de las grandes ciudades una situacion que podria durar semanas meses o incluso anos Las tormentas solares pueden causar interferencias en las senales de radio afectar a los sistemas de navegacion aereos danar las senales telefonicas e inutilizar satelites por completo El 13 de marzo de 1989 la ciudad de Quebec en Canada fue azotada por una fuerte tormenta solar Como resultado de ello seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagon que duro 90 segundos La red electrica de Montreal estuvo paralizada durante mas de nueve horas Los danos que provoco el apagon junto con las perdidas originadas por la falta de energia alcanzaron los cientos de millones de dolares Entre los dias 1 y 2 de septiembre de 1859 una intensa tormenta solar afecto a la mayor parte del planeta Las lineas telegraficas de los Estados Unidos y el norte de Europa quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios Ademas una impresionante aurora boreal fenomeno que normalmente solo puede observarse desde las regiones articas pudo verse en lugares tan alejados de los polos como el sur de Europa el Caribe Hawai 28 e incluso en Colombia cerca del ecuador terrestre 29 Cambio de polaridad solar El campo magnetico del sol se forma como sigue En el nucleo las presiones del hidrogeno provocan que sus atomos unicamente queden excluidos por las fuerzas de polaridad de los protones dejando una nube de electrones en torno a dicho nucleo los electrones se han desprendido de las orbitas tradicionales formando una capa de radiacion electronica comun La fusion de los atomos de hidrogeno en helio se produce en la parte mas interna del nucleo en donde el helio queda restringido por ser un material mas pesado Dicho ordenamiento induce que los propios electrones compartan estados de energia y en consecuencia sus campos magneticos adquieran aun mas densidad y potencia Las enormes fuerzas de gravedad impiden que los fotones portadores de esas fuerzas escapen de forma libre De esta forma se genera en su interior un potente campo magnetico que influye en la dinamica del plasma en las capas siguientes 30 Los campos magneticos tal como si se tratase de un material fluido encuentran su dinamica por las fuerzas magnetohidrodinamicas en constante interaccion con las gravitatorias y rotacionales de la estrella llegando a la superficie de manera que los materiales mas externos quedan ordenados conforme a las lineas de fuerza Gauss La rotacion solar produce que las capas mas externas no giren todas a la misma velocidad por lo que el ordenamiento de estas lineas de fuerza se va descompensando a medida que los materiales distribuidos entre los polos y el ecuador van perdiendo sincronismo en el giro rotacional de la estrella Por cada ruptura en la integridad del campo magnetico se produce un escape de lineas de fuerza Gauss produciendo las tipicas manchas negras en las que un aumento de estas puede tener como consecuencia una erupcion solar consecuente por la desintegracion local del campo gauss Cuando el Sol se acerca a su maximo desorden las tormentas solares son maximas Estos periodos se dan cada 11 anos El sol no posee un campo electromagnetico como el de la Tierra sino que posee lo que se denomina viento solar producido por esas inestabilidades rotacionales del Sol Si no fuera por eso los campos magneticos del Sol quedarian restringidos a la dinamica del plasma Por esa misma razon una reaccion de fusion entre dos atomos de hidrogeno en el interior del Sol tarda 11 anos en llegar a escapar de las enormes fuerzas gravitatorias y magneticas Nacimiento y muerte del SolArticulos principales Evolucion estelary Nebulosa protosolar La diferencia de tamanos entre el Sol y la Tierra queda patente en esta imagen comparativa de ambos con la Tierra en el lado izquierdo y un trozo del Sol a la derecha El Sol se formo hace 4650 millones de anos y tiene combustible para 7500 millones de anos mas 31 nota 1 Despues comenzara a hacerse mas y mas grande hasta convertirse en una gigante roja Finalmente se hundira por su propio peso y se convertira en una enana blanca que puede tardar unos mil millones de anos en enfriarse 32 Se formo a partir de nubes de gas y polvo que contenian residuos de generaciones anteriores de estrellas Gracias a la metalicidad de dicho gas de su disco circunestelar surgieron mas tarde los planetas asteroides y cometas del sistema solar En el interior del Sol se producen reacciones de fusion en las que los atomos de hidrogeno se transforman en helio produciendose la energia que irradia Actualmente el Sol se encuentra en plena secuencia principal fase en la que seguira unos 5000 millones de anos mas fusionando hidrogeno de manera estable El Sol rodeado por un arcoiris Cada segundo se transforman 700 millones de toneladas de hidrogeno en cenizas de helio este proceso transforma cinco millones de toneladas de materia en energia lo que da como resultado que el Sol cada vez se vuelve mas liviano 17 Llegara un dia en que el Sol agote todo el hidrogeno en la region central al haberlo transformado en helio La presion sera incapaz de sostener las capas superiores y la region central tendera a contraerse gravitacionalmente calentando progresivamente las capas adyacentes El exceso de energia producida hara que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertira en una estrella gigante roja El diametro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la orbita de la Tierra con lo cual cualquier forma de vida se habra extinguido Cuando la temperatura de la region central alcance aproximadamente 100 millones de kelvins comenzara a producirse la fusion del helio en carbono mientras alrededor del nucleo se sigue fusionando hidrogeno en helio Ello producira que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura convirtiendose el Sol en una estrella de la rama horizontal Al agotarse el helio del nucleo se iniciara una nueva expansion del Sol y el helio empezara tambien a fusionarse en una nueva capa alrededor del nucleo inerte compuesto de carbono y oxigeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzara las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos mas pesados que lo convertira de nuevo en una gigante roja pero esta vez de la rama asintotica gigante y provocara que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria quedando unicamente el nucleo solar que se transformara en una enana blanca y mucho mas tarde al enfriarse totalmente en una enana negra El Sol no llegara a estallar como una supernova al no tener la masa suficiente para ello Ciclo de vida del Sol Si bien se creia en un principio que el Sol acabaria por absorber a Mercurio a Venus y a la Tierra al convertirse en gigante roja la gran perdida de masa que sufrira en el proceso hizo pensar por un tiempo que la orbita terrestre al igual que la de los demas planetas del sistema solar se expandiria posiblemente y salvaria a nuestro planeta de ese destino 33 Sin embargo un articulo reciente postula que ello no ocurrira y que las interacciones mareales asi como el roce con la materia de la cromosfera solar haran que nuestro planeta sea absorbido 34 Otro articulo posterior apunta en la misma direccion 35 Importancia de la energia solar en la TierraLa mayor parte de la energia utilizada por los seres vivos procede del Sol las plantas la absorben directamente y realizan la fotosintesis los herbivoros absorben indirectamente una pequena cantidad de esta energia comiendo las plantas y los carnivoros absorben indirectamente una cantidad mas pequena comiendo a los herbivoros La mayoria de las fuentes de energia usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol Los combustibles fosiles preservan energia solar capturada hace millones de anos mediante fotosintesis la energia hidroelectrica usa la energia potencial de agua que se condenso en altura despues de haberse evaporado por el calor del Sol Sin embargo el uso directo de energia solar para la obtencion de energia no esta aun muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces 36 Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre Una minima cantidad de materia puede convertirse en una enorme manifestacion de energia Esta relacion entre la materia y la energia explica la potencia del Sol que hace posible la vida Cual es la equivalencia En 1905 Einstein habia predicho una equivalencia entre la materia y la energia mediante su ecuacion E mc Una vez que Einstein formulo la relacion los cientificos pudieron explicar por que ha brillado el Sol por miles de millones de anos En el interior del Sol se producen continuas reacciones termonucleares De este modo el Sol convierte cada segundo unos 564 millones de toneladas de hidrogeno en 560 millones de toneladas de helio lo que significa que unos cuatro millones de toneladas de materia se transforman en energia solar una pequena parte de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida Con la formula y los datos anteriores se puede calcular la produccion de energia del Sol obteniendose que la potencia de nuestra estrella es aproximadamente 3 8x1026 vatios o 3 8x1023 kilovatios o dicho de otra manera el Sol produce en un segundo 760 000 veces la produccion energetica anual a nivel mundial Observacion astronomica del Sol Reproducir contenido multimedia Transito lunar frente al Sol capturado durante la calibracion de las camaras de imagen ultravioleta de la sonda STEREO B Unas de las primeras observaciones astronomicas de la actividad solar fueron las realizadas por Galileo Galilei en el siglo XVII utilizando vidrios ahumados al principio y usando el metodo de proyeccion despues Galileo observo asi las manchas solares y pudo medir la rotacion solar asi como percibir la variabilidad de estas 37 En la actualidad la actividad solar es monitoreada constantemente por observatorios astronomicos terrestres y observatorios espaciales Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprension de la actividad solar sino tambien la prediccion de sucesos de elevada emision de particulas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres 38 39 Exploracion solar Reproducir contenido multimedia Video con un mosaico de imagenes captadas por instrumentos de la sonda espacial Solar Dynamics Observatory que permite observar la luz producida por el Sol mas alla de lo que el ojo humano puede percibir La luz solar que apreciamos a simple vista es de color amarillo pero en realidad el sol la emite en todas las longitudes de onda 40 Para obtener una vision ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre la Agencia Espacial Europea y la NASA lanzaron cooperativamente el satelite SOHO Solar and Heliospheric Observatory el 2 de diciembre de 1995 41 La sonda europea Ulysses realizo estudios de la actividad solar 42 y la sonda estadounidense Genesis se lanzo en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar 43 Genesis regreso a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmosfera fue acompanada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie 44 El analisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad Calculo historico del tamano del Sol y su distancia Aristarco de Samos fue el primero en hacer estimaciones sobre la distancia al Sol No llego a distancias concretas sino que establecio distancias relativas a la distancia entre la Tierra y la Luna Espero a que la fase de la Luna sea de un cuarto exactamente momento en que el angulo Tierra Luna Sol deberia ser un angulo recto Entonces la hipotenusa del rectangulo seria la distancia de la Tierra al Sol Para esto era necesario medir con exactitud el angulo del Sol respecto a la Luna cosa que no es nada facil 45 46 Entonces determino la distancia y el tamano del Sol relativos Sin embargo siendo necesario medir unos angulos demasiado pequenos y sin los instrumentos para ello no logro la suficiente exactitud Determino que el Sol se encuentra 20 veces mas lejos de lo que esta la Luna y determino que su diametro era al menos 7 veces el diametro de la Tierra 46 Segun los calculos actuales el Sol se encuentra 400 veces mas alejado que la Luna y su diametro es 109 veces mas grande que el de la Tierra por lo que fue muy grande el error de medicion Para establecer la distancia real de la Tierra a la Luna sugirio un metodo utilizando curvatura de la sombra de la Tierra proyectada en la Luna durante los eclipses lunares 47 Este metodo fue utilizado por Hiparco de Nicea posteriormente para calcular esa distancia Aristarco pensando que el Sol era al menos 7 veces mas grande que la Tierra sugirio que no es el Sol el que gira alrededor de la Tierra sino al contrario siendo el primero en sugerir un modelo heliocentrico 48 Sin embargo sus ideas no fueron aceptadas por sus contemporaneos y la teoria heliocentrica no se retomo hasta 1543 17 siglos despues cuando Copernico publico su libro Sobre las revoluciones de los orbes celestes 49 50 En 1650 Godefroy Wendelin repitio las mediciones de Aristarco midiendo directamente la distancia al Sol esta vez con mayores recursos tecnicos que 18 siglos atras Llego a la conclusion de que el Sol estaba unas 240 veces mas alejado que la Luna 51 Esta vez el error fue menor pero el valor todavia menor al que se mide actualmente 52 En 1609 Kepler abrio el camino para determinar las distancias relativas de todos los cuerpos del sistema solar no solo de la Luna y el Sol por lo que sabiendo la distancia a cualquiera de los planetas se podria saber la distancia al Sol 53 Posteriormente Cassini en 1673 obtuvo el paralaje de Marte por lo que logro determinar su distancia Entonces sobre la base de los calculos de Kepler determino la distancia al Sol en 136 millones de kilometros esta vez la distancia se acerco bastante a los datos actuales y el error fue solo de 7 54 Vease tambien Portal Sistema solar Contenido relacionado con Sistema solar Ciclo Solar 24 Dia Dios solar Eclipse solar Energia solar Evolucion estelar Factor de proteccion solar Orto Sistema solar Sol de medianoche Variacion solar Viento solar Clima espacial HD 186302Notas aclaratorias En algunos documentos es posible encontrar 5 5 billones de anos error que se comete por una mala traduccion de 5 5 billions del sistema ingles 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celebres Sol Obtenido de https es wikipedia org w index php title Sol amp oldid 138923731, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

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