Sol
| Sol | |
|---|---|
| La estrella del sistema solar | |
| Datos observacionales | |
| Distancia media desde la Tierra | 149 597 870 700 m (definida por la UAI) |
| Brillo visual (V) | −26.8 |
| Diámetro angular en el perihelio | 32′35.64″ |
| Diámetro angular en el afelio | 31′31.34″ |
| Características físicas | |
| Diámetro | 1 391 016 km |
| Masa | 1.9891 × 10³⁰ kg |
| Densidad media | 1411 kg/m³ |
| Gravedad superficial | 274 m/s² |
| Velocidad de escape | 617.8 km/s |
| Temperatura superficial efectiva | 5778 K (5505 °C) |
| Temperatura de la corona | 1–2 × 10⁵ K |
| Temperatura del núcleo | ~1.36 × 10⁷ K |
| Luminosidad | 3.827 × 10²⁶ W |
| Composición de la fotosfera | |
| Hidrógeno | 73.46 % |
| 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 % |
1. Resumen[editar]
El Sol es una estrella de tipo espectral G2V, también denominada enana amarilla, que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética de este sistema planetario. Se trata de una esfera casi perfecta de plasma, con un movimiento convectivo interno que genera un campo magnético mediante un proceso de dinamo. Cerca de tres cuartas partes de su masa corresponden a hidrógeno; el resto es principalmente helio, con cantidades mucho menores de oxígeno, carbono, neón y hierro.
La Tierra y los demás cuerpos del sistema solar —planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo cósmico— orbitan alrededor del Sol. Por sí solo, el Sol reúne aproximadamente el 99.86 % de la masa total del sistema solar.[1]
La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unión Astronómica Internacional en 149 597 870 700 metros, lo que equivale a unos 150 millones de kilómetros.[2] La luz solar recorre esta distancia en aproximadamente 8 minutos y 20 segundos.[3]
La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta casi todas las formas de vida en la Tierra mediante la fotosíntesis y determina el clima y la meteorología terrestres. Su visibilidad en el cielo local define la sucesión del día y la noche en las distintas regiones del planeta.
2. Características[editar]
El Sol es una estrella de la secuencia principal de tipo espectral G2V. La letra G2 indica que su temperatura superficial efectiva es de aproximadamente 5778 K (5505 °C), y la V señala que pertenece a la secuencia principal, es decir, que se encuentra en la fase estable de fusión de hidrógeno en helio en su núcleo.
Tiene una magnitud aparente de −26.8, lo que lo convierte en el objeto más brillante del cielo terrestre. Su magnitud absoluta es de +4.83. Se estima que el Sol es más brillante que alrededor del 85 % de las estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas.[4]
El Sol no tiene un límite definido: en sus partes externas la densidad disminuye exponencialmente al aumentar la distancia al centro. A efectos de medición, se considera el radio solar como la distancia desde el 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 unos 10 km.
La rotación del Sol es diferencial: gira más deprisa en el ecuador que en los polos. En un marco de referencia definido por las estrellas, el período de rotación es de aproximadamente 25.6 días en el ecuador y de 33.5 días en los polos. Visto desde la Tierra, el período de rotación aparente en el ecuador es de unos 28 días.[5]
3. Composición[editar]
El Sol está compuesto principalmente por hidrógeno y helio. En la fotosfera, el hidrógeno representa aproximadamente el 73.46 % y el helio el 24.85 % de la masa. Todos los elementos más pesados, denominados «metales» en astronomía, representan menos del 2 % de la masa, con el oxígeno (0.78 %), el carbono (0.30 %), el hierro (0.16 %), el neón (0.12 %), el nitrógeno (0.09 %), el silicio (0.07 %), el magnesio (0.06 %) y el azufre (0.05 %) como los más abundantes.
El Sol heredó su composición química del medio interestelar a través del cual se formó. El hidrógeno y el helio fueron producidos por la nucleosíntesis primordial del Big Bang, mientras que los elementos más pesados se crearon mediante nucleosíntesis estelar en generaciones anteriores de estrellas que completaron su evolución y devolvieron su material al medio interestelar antes de la formación del Sol.
La composición química de la fotosfera se considera normalmente representativa de la composición del sistema solar primordial. Sin embargo, desde que el Sol se formó, parte del helio y de los elementos pesados se ha asentado gravitacionalmente fuera de la fotosfera. Por ello, la metalicidad fotosférica actual es solo el 84 % de la que existía en la fase protoestelar. Se cree que la composición protoestelar del Sol habría sido de un 71.1 % de hidrógeno, un 27.4 % de helio y un 1.5 % de elementos más pesados.
En el núcleo solar, la fusión nuclear ha modificado la composición al convertir hidrógeno en helio: la parte más interna del Sol es ahora aproximadamente un 60 % de helio. Debido a que el calor se transfiere desde el centro por radiación y no por convección, los productos de fusión del núcleo no han llegado a la fotosfera.
El helio fue descubierto primero en el Sol, mediante espectroscopia, antes de constatarse su presencia en la Tierra.[6]
4. Estructura[editar]
El Sol presenta una estructura en capas esféricas, a menudo descrita como «capas de cebolla». Según el modelo astrofísico aceptado, el Sol está formado por el núcleo solar, la zona radiante, la zona convectiva, la fotosfera, la cromosfera, la corona solar y la heliosfera.
4.1 Núcleo[editar]
El núcleo solar ocupa unos 139 000 km del radio solar, aproximadamente un quinto del mismo, y es la zona donde se producen las reacciones termonucleares que proporcionan la energía del Sol. La energía generada en el núcleo tarda alrededor de un millón de años en alcanzar la superficie solar.[7]
En el centro del Sol se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, un 49 % de helio y un 2 % de otros elementos que actúan como catalizadores en las reacciones termonucleares. La temperatura en el núcleo alcanza aproximadamente 15 millones de kelvins.
La fusión nuclear en el núcleo del Sol se produce principalmente mediante dos procesos: la cadena protón-protón y el ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno). En las estrellas de masa similar o inferior a la del Sol, la cadena protón-protón es el mecanismo dominante. En estas reacciones, cuatro protones se fusionan para formar un núcleo de helio, liberando energía según la ecuación E = mc², y transforman aproximadamente el 0.7 % de la masa afectada en fotones.[8]
4.2 Zona radiante[editar]
En la zona exterior al núcleo, la energía se transporta por radiación hasta el límite exterior de la zona radiante. Esta zona está compuesta de plasma de hidrógeno y helio ionizado. Los fotones son absorbidos y reemitidos innumerables veces en su camino a través de este medio ionizado, muy denso. Se calcula que un fotón puede tardar alrededor de un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.[9]
4.3 Zona convectiva[editar]
Por encima de la zona radiante se extiende la zona convectiva. En esta región, los gases solares dejan de estar suficientemente ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad, por lo que el transporte de energía se realiza por convección. El material caliente asciende hacia la fotosfera, cede su energía y se enfría antes de volver a descender. La heliosismología, el estudio de las oscilaciones solares, ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta unos 200 000 km bajo la fotosfera.
4.4 Fotosfera[editar]
La fotosfera es la zona visible donde se emite la luz del Sol, y se considera su «superficie» aparente. Vista a través de un telescopio, presenta gránulos brillantes sobre un fondo más oscuro. La fotosfera es algo transparente y puede observarse hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca; normalmente se le atribuye una profundidad de entre 100 y 200 km.
El fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo se debe a que el Sol es un cuerpo gaseoso cuya temperatura disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede de capas más profundas y calientes, mientras que cerca del borde se observa radiación de capas superiores más frías.
Los gránulos fotosféricos son la evidencia del movimiento convectivo de los gases calientes. Su diámetro medio es de entre 700 y 1000 km y su vida media es de unos nueve minutos. Existen también movimientos turbulentos a mayor escala, la llamada «supergranulación», con diámetros típicos de unos 35 000 km y una duración de entre 12 y 20 horas.
Las manchas solares son el signo más evidente de actividad en la fotosfera. Una mancha típica consiste en una región central oscura, la umbra, rodeada por una penumbra más clara. La umbra tiene una temperatura de unos 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, ambas inferiores a los 6000 K de los gránulos fotosféricos. Una sola mancha puede medir hasta unos 12 000 km, casi tan grande como el diámetro de la Tierra, y un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión. Las manchas parecen oscuras solo por contraste; si una mancha con una umbra del tamaño de la Tierra se viera aislada a la distancia del Sol, brillaría unas 50 veces más que la Luna llena.[10]
4.5 Cromosfera[editar]
La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera, visualmente mucho más transparente, con un espesor de aproximadamente 10 000 km. Es difícil de observar sin filtros especiales, porque queda eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. Puede verse durante un eclipse solar en un tono rojizo característico, y en longitudes de onda específicas, como la línea Hα del hidrógeno.
Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera y alcanzan alturas de hasta unos 150 000 km, produciendo erupciones solares espectaculares.
4.6 Corona solar[editar]
La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior del Sol. Su temperatura alcanza de 1 a 2 millones de kelvins, muy superior a la de la fotosfera. Esta inversión térmica es uno de los principales enigmas de la física solar. Las altas velocidades de las partículas coronales se deben a la baja densidad del material, a los intensos campos magnéticos y a las ondas de choque que se originan en la superficie solar.
La corona solo es observable desde el espacio con instrumentos adecuados o durante los eclipses solares naturales. El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la radiación solar, dando lugar al viento solar.
4.7 Heliosfera[editar]
La heliosfera es la región que se extiende desde el Sol hasta más allá de Plutón y que se encuentra bajo la influencia del viento solar. En esta región se extienden los efectos de las tormentas geomagnéticas y el influjo del campo magnético solar. La heliosfera protege al sistema solar de las radiaciones provenientes del medio interestelar; su límite se extiende a más de 100 unidades astronómicas del Sol.
5. Luz solar y color[editar]
La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de tiempo y superficie expuesta directamente como luz solar. Su valor es de aproximadamente 1361 W/m² a una distancia de una unidad astronómica del Sol.[11] En la superficie terrestre, la atmósfera atenúa la radiación, de modo que en condiciones claras y con el Sol cerca del cenit llegan cerca de 1000 W/m².
La luz solar en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesta, por energía total, de aproximadamente un 50 % de luz infrarroja, un 40 % de luz visible y un 10 % de luz ultravioleta. La atmósfera filtra más del 70 % de la radiación ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas.
Sin atmósfera, el Sol presenta un color blanco. El espectro solar emite en un amplio rango de longitudes de onda con una temperatura de color en torno a 5780 K. En la cultura occidental se suele representar al Sol de color amarillo, mientras que en Japón se suele representar de color rojo. Al observarlo a baja altura sobre el horizonte, la atmósfera altera su color y brillo: el Sol se ve menos brillante y con una tonalidad anaranjada o rojiza, especialmente en salidas y puestas.
El Sol también puede verse de diferentes colores según las condiciones atmosféricas. El tono rojizo de amaneceres y atardeceres se debe a la dispersión de la luz por la atmósfera. En raras ocasiones se ha registrado un tono azulado, provocado por partículas de mayor diámetro, como ocurrió tras la erupción del Krakatoa o por el humo de grandes incendios.[12]
6. Actividad solar[editar]
La actividad solar incluye fenómenos como las manchas solares, las erupciones solares, las eyecciones de masa coronal y el viento solar. El Sol presenta un ciclo de actividad de aproximadamente 11 años, al final del cual se produce el cambio de polaridad del campo magnético solar.
6.1 Eyección de masa coronal[editar]
Una eyección de masa coronal (EMC) es una onda de radiación y viento solar que se desprende del Sol durante el período de máxima actividad solar. Es peligrosa para los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación. Cuando una de estas ondas alcanza la Tierra, se habla de tormenta solar.
Desde diciembre de 2019 el Sol se encuentra en el Ciclo Solar 25, que comenzó en diciembre de 2019.[13]
La tormenta solar del 13 de marzo de 1989 en Quebec, Canadá, dejó seis millones de personas afectadas por un gran apagón que duró 90 segundos; la red eléctrica de Montreal estuvo paralizada durante más de nueve horas.[14]
Entre el 1 y el 2 de septiembre de 1859, una intensa tormenta solar —conocida como Evento Carrington— afectó a la mayor parte del planeta. Las líneas telegráficas de Estados Unidos y del norte de Europa quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Además, una aurora boreal visible normalmente solo desde regiones árticas pudo observarse en lugares tan alejados como el sur de Europa, Hawái y el Caribe.[15]
6.2 Viento solar[editar]
El viento solar es un flujo continuo de partículas cargadas, principalmente electrones y protones, que escapa de la corona solar. Este viento modela la heliosfera y es responsable de fenómenos como las auroras polares y las tormentas geomagnéticas.
7. Ciclo de vida[editar]
El Sol se formó hace aproximadamente 4600 millones de años a partir del colapso gravitacional de 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 dio origen al sistema solar. La masa central se volvió cada vez más densa y caliente, hasta que comenzó la fusión nuclear en su núcleo.
El Sol se encuentra actualmente en la fase de secuencia principal, en la que ha permanecido relativamente estable durante más de cuatro mil millones de años. Se estima que continuará en esta fase durante aproximadamente 5000 millones de años más. Algunas fuentes indican que el Sol tiene combustible para unos 7500 millones de años más.[16]
Cuando la fusión del hidrógeno en su núcleo se detenga, el Sol sufrirá cambios importantes y se convertirá en una gigante roja. Se estima que entonces se volverá lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales de Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra.[17]
8. Observación e historia[editar]
La observación del Sol ha tenido un papel central en la historia de la astronomía. El movimiento de la Tierra alrededor del Sol es la base del calendario solar, de uso predominante en la actualidad.
Desde tiempos prehistóricos se ha reconocido el vasto efecto del Sol sobre la Tierra, y el astro ha sido considerado por algunas culturas como una deidad. La disciplina científica que se encarga del estudio del Sol en su totalidad es la física solar.
Galileo Galilei, al construir el primer telescopio astronómico, realizó observaciones de las manchas solares y afirmó: «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».[18]
La combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna hace que ambos se vean, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo, lo que permite una amplia gama de eclipses solares: totales, anulares o parciales.[19]
9. Presencia en el mundo hispanohablante[editar]
En el mundo hispanohablante, el Sol ocupa un lugar destacado tanto en la cultura como en la historia científica. La palabra «sol» proviene del latín sol, solis, relacionada con la raíz protoindoeuropea sauel, que significa «luz».[20]
Las culturas prehispánicas de América desarrollaron complejos sistemas de observación solar. Los incas rendían culto a Inti, el dios del Sol, considerado antepasado del linaje real incaico. Diversos sitios arqueológicos en el actual Perú, como Machu Picchu y el templo de Coricancha en Cusco, muestran alineaciones relacionadas con los solsticios y equinoccios. En Mesoamérica, los mayas y mexicas también desarrollaron calendarios basados en el ciclo solar.
En la época moderna, la astronomía solar tiene presencia en distintos países hispanoamericanos. Chile, en particular, alberga observatorios internacionales de gran altitud, y su participación en la investigación astronómica es relevante a nivel mundial. La tormenta solar de 1859 fue observada incluso en Colombia, donde se registró una aurora boreal cerca del ecuador terrestre, un fenómeno extraordinario.[21]
10. Véase también[editar]
[ Desplegar / Plegar ]
- Sistema solar
- Evolución estelar
- Eclipse solar
- Viento solar
- Tormenta solar de 1859
Notas[editar]
El Sol reúne el 99.86 % de la masa total del sistema solar. Woolfson, M. (2000), "The origin and evolution of the solar system", Astronomy & Geophysics, 41(1), p. 12. ↩︎
La Unión Astronómica Internacional definió en 2012 la unidad astronómica como exactamente 149 597 870 700 metros. ↩︎
La luz solar tarda aproximadamente 8 minutos y 20 segundos en recorrer la distancia media entre el Sol y la Tierra. ↩︎
El Sol es unas 13 000 millones de veces más brillante que Sirio, la segunda estrella más luminosa del cielo nocturno, que tiene magnitud aparente −1.46. ↩︎
La rotación diferencial del Sol está causada por el movimiento de convección y el efecto Coriolis producido por la rotación estelar. ↩︎
El helio fue identificado primero en el espectro solar en 1868, antes de ser aislado en la Tierra. ↩︎
La energía generada en el núcleo solar tarda un millón de años en alcanzar la superficie solar. Fuente: La Nación, 2013. ↩︎
La cadena protón-protón y el ciclo CNO son los dos procesos de fusión nuclear que ocurren en el interior del Sol. ↩︎
Un fotón puede tardar un millón de años en alcanzar la superficie solar y manifestarse como luz visible. ↩︎
Si una mancha solar con una umbra del tamaño de la Tierra se viera aislada a la misma distancia del Sol, brillaría unas 50 veces más que la Luna llena. ↩︎
El valor de 1361 W/m² corresponde a la constante solar medida a una unidad astronómica del Sol. Mamajek, E. E. et al., "IAU 2015 Resolution B3", arXiv:1510.07674. ↩︎
El fenómeno del Sol azul se ha relacionado con la erupción del Krakatoa y con el humo de grandes incendios. Wullenweber, N. et al., "On the phenomenon of the blue sun", Climate of the Past, 2021. ↩︎
El Ciclo Solar 25 comenzó en diciembre de 2019, según el National Weather Service de Estados Unidos. ↩︎
La tormenta solar del 13 de marzo de 1989 provocó un apagón de 90 segundos que afectó a seis millones de personas en Quebec, Canadá. ↩︎
La tormenta solar de 1859, conocida como Evento Carrington, afectó a las líneas telegráficas de Estados Unidos y Europa, y permitió observar auroras en latitudes inusuales. ↩︎
Peimbert Sierra, M. y Torres Castilleja, S. (2006), La evolución en la astronomía, Editorial Cromocolor, p. 30. ↩︎
Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I. y Kraemer, K. E. (1987), "Our Sun. III. Present and Future", Astrophysical Journal, 418, p. 457. ↩︎
La cita de Galileo Galilei sobre las manchas solares aparece registrada en las observaciones realizadas con su primer telescopio astronómico. ↩︎
La coincidencia de tamaños aparentes entre el Sol y la Luna permite los eclipses solares totales, anulares y parciales. BBC Mundo, 2017. ↩︎
Según el diccionario etimológico en línea etimologias.dechile.net, «sol» procede del latín sol, solis y de la raíz protoindoeuropea sauel, «luz». ↩︎
La aurora boreal de 1859 fue documentada en Colombia, cerca del ecuador terrestre. Advances in Space Research, 2016, 57(1), pp. 257-267. ↩︎