Sol Sol Datos derivados de la observación terrestre terrestre 149 597 870 700 Distancia media desde la Tierra m(~ 1,5 × 1011 m) Brillo visual (V) !",8 Di#m$ an%ular en en el &eri'elio el &eri'elio ! 5,"4* Di#m$ an%ular en el a+elio 1 1,4* Características Características físicas Di#metro 1 9! 000 m m(~1,4 (~1,4 × 109 m) Di#metro relativo (d -.dT) 109 -u&er+icie ",0877 × 101! m/ Volumen 1,41! × 1018 m asa 1,9891 × 100 % asa relativa a la de la Tierra ! 94 94" 2 Densidad 1411 %.m Dens Densid idad ad rela relati tiva va a la de la Tierr ierraa 0,!" 0,!"3 3 Densidad relativa al a%ua 1,413 ravedad e ravedad en n la su&er+icie !74 m.s/ (!7,9 %) Velocidad de esca&e "17,7 m.s Tem&eratura Tem&eratura e+ectiva de la su&er+icie su&er+icie 5778 (5505 (5505 6) " Tem&eratura m#3ima de lacorona la corona 1!×10 1 Tem&eratura del ncleo ~ 1," × 107 uminosidad (-) ,8!7 × 10!" : ;eriodo de rotaci !7d "' "min ? 0@ de latitud> !8d 4' 48min ? "0@ de latitud> 0d 19' 1!min ? 75@ de latitud> 1d 19' 1!min Características orbitales Distancia m#3ima al centro de ~!$5×1017 m la ala3ia ~!"000 aAos lu ;eriodo orCital alrededor del !,!5 !,50 × 108 aA aAos os ! centro %al#ctico Velocidad orCital m#3ima ~!51 m m.s .s nclinaci
Jitr<%eno 0,09 H -ilicio 0,07 H a%nesio 0,05 H ?u+re 0,04 H Para otros usos de este término, véase Sol (desambiguación).
El Sol (del latín sol , solis, a su vez de la raíz protoindoeuropea sauel-)4 es unaestrella de tipoG 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 electromagntica de este sistema planetario!" Es una #ola esfrica casi perfecta de plasma, con un movimiento convectivo interno que genera uncampo magntico a travs de un proceso de dinamo! $erca de tres cuartas partes de la masa del %ol constan de &idrógeno' el resto es principalmente&elio, con cantidades muc&o ms pequeas de elementos, incluyendo elo*ígeno, car#ón, neón y &ierro! %e formó &ace apro*imadamente 4+ millones de aos a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nu#e molecular ! a mayor parte de esta materia se acumuló en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en ór#ita que se convirtió en el %istema %olar ! a masa central se volvió cada vez ms densa y caliente, dando lugar con el tiempo al inicio de la fusión nuclear en su n.cleo! %e cree que casi todas las estrellas seforman por este proceso! El %ol es ms o menos de edad intermedia y no &a cam#iado drsticamente desde &ace ms de cuatro mil millones de aos, y seguir siendo #astante esta#le durante otros cinco mil millones de aos ms! %in em#argo, despus de que la fusión del &idrógeno en su n.cleo se &alla detenido, el %ol sufrir cam#ios severos y se convertir en una gigante ro/a! %e estima que el %ol se volver lo suficientemente grande como para engullir las ór#itas actuales de 0ercurio, Venus y posi#lemente la 1ierra! a 1ierra y otros cuerpos (incluidos otros planetas, asteroides, meteoroides,cometas y polvo) or#itan alrededor del %ol!" 2or sí solo, representa alrededor del 33,+ 5 de la masa del sistema solar !+ a distancia media del %ol a la 1ierra fue definida e*actamente por la 6nión 7stronómica 8nternacional en943 "3: : : metros: (apro*imadamente 9" millones de ;ilómetros)! %u luz recorre esta distancia en minutos y 93 segundos! a energía del %ol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la 1ierra a travs de la fotosíntesis, y determina el clima de la 1ierra y la meteorología! Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la 1ierra' por lo tanto, es el astro con mayor #rillo aparente! %u visi#ilidad en el cielo local determina, respectivamente, el día y la noc&e en diferentes regiones de diferentes pla netas! En la 1ierra, la energía radiada por el %ol es aprovec&ada por los seres fotosintticos que constituyen la #ase de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida! 1am#in aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climticos! El %ol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral G< y clase de luminosidad V, por tanto, tam#in es denominada como enana amarilla, se formó entre 4"+:,3 y 4":,9 millones de aos y permanecer en la secuencia principal apro*imadamente " millones de aos ms! El %ol, /unto con todos los cuerpos celestes que or#itan a su alrededor, incluida la 1ierra, forman el sistema solar ! 7 pesar de ser una estrella mediana, es la .nica cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un dimetro angular de =<> ="? de arco en el peri&elio y =9> =9? en el afelio, lo que da un dimetro medio de =<> =?! a com#inación de tamaos y distancias del %ol y la una son tales que se ven, apro*imadamente, con el mismo tamao aparente en el cielo! Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales)!
El vasto efecto del %ol so#re la 1ierra &a sido reconocido desde tiempos pre&istóricos y &a sido considerado por algunas culturas como una deidad! El movimiento de la 1ierra alrededor del %ol es la #ase del calendario solar , el cual es el calendario predominante en uso &oy en día! a disciplina científica que se encarga del estudio del %ol en su totalidad es la física solar !
Índice @ocultar A •
9$aracterísticas
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<uz solar
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=$omposición
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4Bacimiento y muerte del %ol
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"Estructura del %ol o
"!9B.cleo
o
"!
o
"!=Cona convectiva
o
"!4Dotosfera
o
"!"$romosfera
o
"!+$orona solar +eliosfera! Efectos del viento solar en el sistema solar
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o
+!9Eyección de masa coronal
o
+!<$am#io de polaridad solar :8mportancia de la energía solar en la 1ierra
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o
:!9Feacciones termonucleares e incidencia so#re la superficie terrestre #servación astronómica del %ol
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o
!9E*ploración solar
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3$lculo &istórico del tamao del sol y su distancia
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9Vase tam#in
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99Botas aclaratorias
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9
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9=Hi#liografía
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94Enlaces e*ternos o
94!9Generales
o
94!<#servación del %ol
Características El %ol es una estrella de tipo-G de la secuencia principal que a#arca apro*imadamente el 33,+5 de la masa del %istema %olar! El %ol tiene una magnitud a#soluta de I4!=, estimada como la ms #rillante de las "5 de estrellas de la Vía ctea, la mayoría de las cuales son enanas ro/as! El %ol pertenece a la 2o#lación 8, o a las estrellas ricas en elementos pesados! a formación del %ol pudo &a#er sido provocado por ondas de c&oque de una o ms supernovas pró*imas! Esto fue planteado de#ido a la gran a#undancia de elementos pesados en el %istema %olar, como el oro y el uranio, en relación con las a#undancias de estos elementos en la llamada 2o#lación 88 de estrellas, siendo stas po#res en elementos pesados! Estos elementos podrían &a#erse producido por reacciones nuclearesendotrmicas durante una supernova, o por transmutación a travs de la a#sorción neutrónica dentro de una estrella masiva de segunda generación! El %ol es, con diferencia, el o#/eto ms #rillante en el cielo, con magnitud aparente de -<+,:4! Es unos 9= mil millones de veces ms #rillante que la segunda estrella ms #rillante, %irio, que tiene una magnitud aparente de -9!4+! a distancia media del centro del %ol al centro de la 1ierra es de apro*imadamente 9 unidad astronómica (alrededor de 9" millones de ;ilómetros), aunque la distancia varía a medida que la 1ierra se mueve desde el peri&elio en enero &asta el afelio en /ulio! En esta distancia media, la luz via/a desde el &orizonte del %ol &asta el &orizonte de la 1ierra en unos minutos y 93 segundos, mientras que la luz desde los puntos ms cercanos del %ol y d e la 1ierra tarda apro*imadamente dos segundos menos! El %ol no tiene un límite definido, y en sus partes e*ternas su densidad disminuye e*ponencialmente al aumentar la distancia desde su centro! Bo o#stante, a efectos de medición, se considera el radio solar como la distancia que englo#a desde su centro &asta el #orde de la fotosfera, la superficie visi#le aparente del %ol! En #ase a esta medida, el %ol es una esfera casi perfecta con un ac&atamientoestimado de 3 millonsimas, lo que significa que su dimetro polar difiere de su dimetro ecuatorial por tan solo 9 ;ilómetros! El efecto mareal de los planetas es d#il y no afecta significativamente a la forma del %ol! El %ol rota ms deprisa por su ecuador que por suspolos! Esta rotación diferencial es casusada por el movimiento de convección de#ido al transporte de calor y al efecto coriolis producido por la rotación del %ol! En un marco de referencia definido por las estrellas, el periodo de rotación es de apro*imadamente <",+ días en el ecuador y de ==," días en los polos! Visto desde la 1ierra en su ór#ita alrededor del %ol, el período de rotación aparente del %ol en su ecuador es de unos < días!
Luz solar Artículo principal: uz solar
a constante solar es la cantidad de energía que el %ol deposita por unidad de superficie y que es directamente e*puesta como luz solar! a constante solar es igual a apro*imadamente 9!=+ JKmL (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (67) del %ol (es decir, en o cerca de la 1ierra)! a luz del %ol en la superficie de la 1ierra es atenuada por la atmósfera terrestre, de modo que, llega menos energía a la superficie (cerca de 9! JKmL) en condiciones claras cuando el %ol est cerca del cenit! a luz del %ol en la parte superior de la atmósfera terrestre est compuesta (por energía total) de apro*imadamente un "5 de luz infrarro/a, un 45 por luz visi#le y un 95 de luz ultravioleta! a atmósfera terrestre filtra ms del :5 de la radiación ultravioleta solar, especialmente en laslongitudes de onda ms cortas! a radiación ultravioleta solar ioniza la parte superior de la atmósfera del lado diurno de la 1ierra, &aciendo a la ionosfera conductora de electricidad! El color del %ol es #lanco con un índice de color-espacio ( $8E) cercano al (!=, !=) cuando se ve desde el espacio o desde lo alto en el cielo' en cam#io, cuando se est desde una zona #a/a del cielo la dispersión atmosfrica del %ol tiene un color amarillo, ro/o, naran/a y magenta! 7 pesar de su #lancura típica, la mayoría de la gente se imagina mentalmente el %ol como amarillo' las razones de ello son o#/etos de de#ate! El %ol es una estrella G
Composición El %ol est compuesto principalmente por los elementos químicos &idrógeno y &elio' que representan el :4,35 y el <=,5 de la masa del %ol en la fotosfera, respectivamente! 1odos los elementos ms pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del <5 de la masa, con el o*ígeno (ms o menos el 95 de la masa del %ol), car#ono (,=5), neón (,<5), y el &ierro (,<5) siendo el ms a#undante! El %ol &eredó su composición química del medio interestelar a travs del cual se formó! El &idrógeno y el &elio en el %ol fueron producidos por nucleosíntesis del Hig Hang, y los elementos ms 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 %ol! a composición química de la fotosfera se considera normalmente como representativa de la composición del sistema solar primordial! %in em#argo, desde que se formó el %ol, parte del &elio y de elementos pesados se &an asentado gravitacionalmente desde la fotosfera! 2or lo tanto, en l a fotosfera de &oy en día, la fracción de &elio es reducida, y la metalicidad es solo el 45 de lo que era en la fase protoestelar (antes de que la fusión nuclear comenzara en el n.cleo)! %e cree que la composición protoestelar del %ol &a sido de un :9,95 de &idrógeno, <:,45 de &elio, y de un 9,"5 de elementos ms pesados! oy en día, la fusión nuclear en el n.cleo del %ol &a modificado la composición mediante la conversión del &idrógeno en &elio, por lo que a&ora la parte ms interna del %ol es ms o menos un +5 de &elio, /unto con la a#undancia de elementos ms pesados sin ser alterados! Oe#ido a que el calor se transfiere desde el centro del %ol por radiación en vez de por convección, ninguno de los productos de fusión del n.cleo &an llegado a la fotosfera! a zona reactiva del n.cleo de Pcom#ustión del &idrógenoP, donde el &idrógeno se convierte en &elio, est empezando a ser circundado por un n.cleo interno de Pcenizas de &elioP! Este desarrollo continuar y posteriormente tendr lugar la salida del %ol de la secuencia principal para llegar a convertirse así en una gigante ro/a!
a a#undancia de elementos pesados solares descritos anteriormente son medidos usando tanto espectroscopia de la fotosfera del %ol como midiendo las a#undancias en los meteoritos que nunca &an sido calentados a temperaturas de fusión! %e cree q ue estos meteoritos retienen la composición del %ol pr otoestelar y, por lo tanto, no se ve afectado por la sedimentación de elementos pesados! 2or lo general los dos mtodos concuerdan #ien!
Nacimiento y muerte del Sol Artículos principales: Evolución estelar " Be#ulosa protosolar .
a diferencia de tamaos entre el %ol y la 1ierra queda patente en esta imagen comparativa de am#os, con la tierra en el lado izquierdo, y un trozo del %ol a la derec&a!
El %ol se formó &ace 4+" millones de aos y tiene com#usti#le para :" millones de aos ms! nota 9 Oespus, comenzar a &acerse ms y ms grande, &asta convertirse en una gigante ro/a! Dinalmente, se &undir por su propio peso y se convertir en una enana #lanca, que puede tardar unos mil millones de aos en enfriarse! 3 %e formó a partir de nu#es de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas! Gracias a la metalicidad de dic&o gas, de su disco circunestelar surgieron, ms tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar ! En el interior del %ol se producen reacciones de fusión en las que los tomos de &idrógeno se transforman en &elio, producindose la energía que irradia! 7ctualmente, el %ol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguir unos " millones de aos ms fusionando &idrógeno de manera esta#le!
El sol rodeado por un arcoiris
$ada segundo se transforman : millones de toneladas de &idrógeno en cenizas de &elio, este proceso transforma cinco millones de toneladas de materia en energía, lo que da como resultado que el %ol cada vez se vuelve ms liviano! 9 legar un día en que el %ol agote todo el &idrógeno en la región central al &a#erlo transformado en &elio! a presión ser incapaz de sostener las capas superiores y la región central tender a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes! El e*ceso de energía producida &ar que las capas e*teriores del %ol tiendan a e*pandirse y enfriarse y el %ol se convertir en una estrella gigante ro/a! El dimetro puede
llegar a alcanzar y so#repasar al de la ór#ita de la 1ierra, con lo cual, cualquier forma de vida se &a#r e*tinguido!
El %ol visto a travs de las lentes de una cmara fotogrfica desde la superficie terrestre!
$uando la temperatura de la región central alcance apro*imadamente 9 millones de ;elvins, comenzar a producirse la fusión del &elio en car#ono mientras alrededor del n.cleo se sigue fusionando &idrógeno en &elio! Ello producir que la estrella se contraiga y disminuya su #rillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtindose el %ol en una estrella de la rama &orizontal! 7l agotarse el &elio del n.cleo, se iniciar una nueva e*pansión del %ol y el &elio empezar tam#in a fusionarse en una nueva capa alrededor del n.cleo inerte -compuesto de car#ono y o*ígeno y que por no tener masa suficiente el %ol no alcanzar las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dic&os elementos en elementos ms pesados- que lo convertir de nuevo en una gigante ro/a, pero esta vez de la rama asintótica gigante y provocar que el astro e*pulse gran parte de su masa en la forma de una ne#ulosa planetaria, quedando .nicamente el n.cleo solar que se transformar en una enana #lanca y, muc&o ms tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra! El %ol no llegar a estallar como una supernova al no tener la masa suficiente para ello!
$iclo de vida del %ol!
%i #ien se creía en un principio que el %ol aca#aría por a#sor#er a 0ercurio, a Venus y a la 1ierra al convertirse en gigante ro/a, la gran prdida de masa que sufrir en el proceso &izo pensar por un tiempo que la ór#ita terrestre Qal igual que la de los dems planetas del sistema solarQ se e*pandiría posi#lemente y salvaría a nuestro planeta de ese destino! 99 %in em#argo, un artículo reciente postula que ello no ocurrir y que las interacciones mareales, así como el roce con la materia de la cromosfera solar, &arn que nuestro planeta sea a#sor#ido! 9< tro artículo posterior apunta en la misma dirección! 9=
7manecer desde el mirador del Gar#í enValencia (Espaa)!
Estructura del Sol
8magen detallada de un con/unto de manc&as solares o#servadas en el espectro de luz visi#le! a um#ra y lapenum#ra son claramente discerni#les, así como lagranulación solar ! Artículo principal: Estructura estelar
$omo toda estrella, el %ol posee una forma esfrica, y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene tam#in un leve ac&atamiento polar ! $omo en cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo constituye es atraída &acia el centro del o#/eto por su propia fuerza gravitatoria! %in em#argo, el plasma que forma el %ol se encuentra en equili#rio, ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria, lo que genera un equili#rio &idrosttico! Estas enormes presiones se producen de#ido a la densidad del material en su n.cleo y a las enormes temperaturas que se dan en l gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen! E*iste, adems de la contri#ución puramente trmica, una de origen fotónico! %e trata de lapresión de radiación, nada desprecia#le, que es causada por el ingente flu/o de fotones emitidos en el centro del %ol! $asi todos los elementos químicos terrestres (aluminio, azufre, #ario,cadmio, calcio, car#ono, cerio, co#alto, co#re, cromo, estao, estroncio ,galio, germanio, &elio, &idrógeno, &ierro, indio, magnesio, manganeso,níquel, nitrógeno, oro, o *ígeno, paladio, plata, platino, plomo, potasio, rodio,silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vana dio, circonio y zinc) y diversos compuestos (como el cianógeno, el ó*ido de car#ono y el amoniaco) &an sido identificados en la constitución del astro rey, por lo que se &a concluido
que, si nuestro planeta se calentara &asta la temperatura solar, tendría un espectro luminoso casi idntico al %ol! 8ncluso el &elio fue descu#ierto primero en el %ol y luego se constató su presencia en nuestro planeta! 94 El %ol presenta una estructura en capas esfricas o en Pcapas de ce#ollaP! a frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de esta#lecer! %in em#argo, 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 e*plica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos o#servados! %eg.n este modelo, el %ol est formado porR 9) n.cleo, <) zona radiante, =) zona convectiva, 4) fotosfera, ") cromosfera, +) corona, :) manc&as solares, ) granulación y 3) viento solar !
Núcleo Artículos principales: Bucleosíntesis estelar , $adena protón-protón " $iclo $B.
8magen que muestra las capas del interior del sol
cupa unos 9=3 ;m del radio solar, 9K" del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el %ol produce! Esta energía generada en el n.cleo del %ol tarda un millón de aos para alcanzar la superficie
solar !9 El %ol est constituido por un 9 5 de &idrógeno, 9 5 de &elio, y el 9 5 restante se reparte entre otros elementos! En su centro se calcula que e*iste un 43 por ciento de &idrógeno, 43 por ciento de &elio y un < por ciento que se distri#uye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares! 7 comienzos de la dcada de los aos = del siglo SS, el físico austriaco Dritz outermans (93=-93++) y el astrónomo ingls Fo#ert dTEscourt 7t;inson (93-93<) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del %ol y en las estrellas se podía e*plicar por las transformaciones nucleares! En 93= ans 7l#rec&t Het&e (93+-<"), en los Estados 6nidos, y $arl Driedric& von JeizsUc;er (939<-<:), en 7lemania, simultnea e independientemente, encontraron el &ec&o nota#le de que un grupo de reacciones en las que intervienen el car#ono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el &idrógeno! 7 este grupo de reacciones se les conoce como ciclo de Het&e o del car#ono, y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un n.cleo de &elio! En estas reacciones de fusión &ay una prdida de masa, esto es, el &idrógeno consumido pesa ms que el &elio producido! Esa diferencia de masa se transforma en energía, seg.n la ecuación de Einstein (E mcL), donde E es la energía, m la masa y c lavelocidad de la luz! Estas reacciones nucleares transforman el ,: por ciento de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energticos y penetrantes! a energía producida mantiene el equili#rio trmico del n.cleo solar a temperaturas apro*imadamente de 9" millones de ;elvins! El ciclo ocurre en las siguientes etapasR 9 I +$9< W :B9= ' 9= 9= I :B W +$ I e I neutrino ' 9 9= 94 9 I +$ W :B ' 9 94 9" 9 I :B W ' 9" 9" I W :B I e I neutrino ' 9 9" 9< 4 9 I :B W +$ I <e ! 9
Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene 4 99 W <e4 I
El primer ciclo se da en estrellas ms calientes y con mayor masa que el %ol, y la cadena protón-protón en las estrellas similares al %ol! En cuanto al %ol, &asta
el ao 93"= se creyó que su energía era producida casi e*clusivamente por el ciclo de Het&e, pero se demostró durante estos .ltimos aos que el calor solar proviene en su mayor parte (\:" 5) del ciclo protón-protón! En los .ltimos estadios de su evolución, el %ol fusionar tam#in el &elio producto de estos procesos para dar car#ono y o*ígeno (vaseproceso triple-alfa)!
Zona radiante En la zona e*terior al n.cleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación &asta el límite e*terior de la zona radiativa! Esta zona est compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de &idrógeno y &elio ionizado! $omo la temperatura del %ol decrece del centro (9" 0M) a la periferia (+ ;M en la fotosfera), es ms fcil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revs! %in em#argo, los fotones de#en avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo a#sor#idos y reemitidos infinidad de veces en su camino! %e calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de aos en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visi#le!
