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Sol
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Sol
El Sol (del latín sol, solis, a su vez de la raíz protoindoeuropea sauel- brillar) 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. Es una bola esférica 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 severos 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.
La Tierra y otros cuerpos (incluidos otros planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitan alrededor del Sol. Por sí solo, representa alrededor del 99,86 % de la masa del sistema solar. La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unión Astronómica Internacional en 149 597 870 700 metros (aproximadamente 150 millones de kilómetros). Su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 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.
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 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 mediana, 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).
El vasto efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos y 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 físicas
Datos derivados de la observación terrestre
Temperatura máxima de la corona
Temperatura efectiva de la superficie
Gravedad en la superficie
Densidad relativa al agua
Densidad relativa a la de la Tierra
Densidad
Masa relativa a la de la Tierra
Masa
Volumen
Diámetro relativo (dS/dT)
Superficie
Diámetro
Diám. angular en el afelio
Diám. angular en el perihelio
Brillo visual (V)
Distancia media desde la Tierra
Características
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 la más brillante de las 85 % de 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 provocado 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 éstas 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.
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 brillante, 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 desde 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 es 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.
Inclinación axial con la eclíptica
Inclinación axial con el plano de la galaxia
Velocidad orbital máxima
Periodo orbital alrededor del
centro galáctico
Distancia máxima al centro de la Galaxia
A 75° de latitud:
A 60° de latitud:
A 30° de latitud:
En el ecuador:
Luz solar
Luz solar
La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de superficie y que es directamente expuesta como luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente 1368 W/m² (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (UA) del Sol (es decir, en o cerca de la Tierra). 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 del lado diurno de la Tierra, haciendo 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 en el cielo; en cambio, cuando se está 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 mentalmente el Sol como amarillo; las razones de ello son objetos de debate. El Sol es una estrella G2V, con G2 indica que su temperatura superficial es de aproximadamente 5778 K (5505 °C, 9941 °F), 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).
Composición
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 %) siendo 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 sin ser 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 han 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 ve afectado por la sedimentación de elementos pesados. Por lo general los dos métodos concuerdan bien.
Nacimiento y muerte del Sol
Nacimiento y muerte del Sol
Evolución estelar y Nebulosa protosolar.
El Sol se formó hace 4650 millones de años y tiene combustible para 7500 millones de años más. 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.
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.
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.
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.
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.
0,04 %
0,05 %
El Sol rodeado por un arcoiris
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. 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. Otro artículo posterior apunta en la misma dirección.
Estructura del Sol
Estructura del Sol
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.
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
Núcleo
Nucleosíntesis estelar, Cadena protón-protón y Ciclo CNO.
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 para alcanzar la superficie solar. El Sol está constituido por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio, y el 1 % restante se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 por ciento de hidrógeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento 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 les 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 + 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 términos comunes, se tiene
4 1H1 → 2He4 + 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 al final del ciclo se regenera.
Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel o, 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 que en el choque entre dos protones a velocidades próximas a la de 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 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 + 1H1 → 1H² + e+ + neutrino electrónico ;
1H1 + 1H² → 2He³ + fotones gamma ;
2He³ + 2He³ → 2He4 + 2 1H1.
también expresada con la notación:
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 dar carbono y oxígeno (véase proceso triple-alfa).
Zona radiante
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.
Zona convectiva
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. Por lo tanto, 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.
Fotosfera
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.
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. 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 signo más evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. 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.
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.
Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo electromagnético.
El Sol con algunas manchas solares visibles. Las dos manchas en el medio tienen casi el mismo diámetro que la Tierra.
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.
Imagen que muestra las capas del interior del Sol
Amanecer desde el mirador del Garbí en Valencia (España).
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.
Cromosfera
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 Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.
Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera, alcanzan alturas de hasta 150 000 km y producen erupciones solares espectaculares.
Corona solar
Corona solar
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).15
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 Dymanics 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. 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. Efectos del viento solar en el sistema solar
Heliosfera. Efectos del viento solar en el sistema solar
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.
Tomada por el Telescopio Óptico Solar Hinode, el 12 de enero de 2007, esta imagen revela la naturaleza filamentaria del plasma conectando dos regiones con diferente polaridad magnética.
Eyección de masa coronal
Eyección de masa coronal
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 24, que comenzó en enero de 2008.
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., e incluso en Colombia, cerca del ecuador terrestre.
Cambio de polaridad solar
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.
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.
Importancia de la energía solar en la Tierra
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, etc.
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.
Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre
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 3'8x1026vatios, 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
Observación astronómica del Sol
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. 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.
Filamento solar fotografiado el 31 de agosto de 2012 (NASA). La eyección de masa solar viajó a 1500 kilómetros por segundo.
Vista de la heliosfera protegiéndonos de las radiaciones provenientes del centro de la galaxia.
Exploración solar
Exploración solar
La luz solar que apreciamos de a simple vista es de color amarillo, pero en realidad el sol la emite en todas las longitudes de onda.
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. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar, y la sonda norteamericana Génesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliósfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. 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. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.
Tránsito lunar frente al Sol capturado durante la calibración de las cámaras de imagen ultravioleta de la sonda STEREO B
Cálculo histórico del tamaño del Sol y su distancia
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.
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. 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.(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. 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≫.
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. Esta vez el error fue menor, pero el valor todavía menor al que se mide actualmente.
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. 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 %).
Sol
Sol
El Sol es la estrella en el centro del Sistema Solar . Es una esfera casi perfecta de caliente plasma , con interna convectiva de movimiento que genera un campo magnético a través de un proceso de dinamo . Es de lejos la fuente más importante de energía para la vida en la Tierra . Su diámetro es de aproximadamente 109 veces la de la Tierra, y su masa es de aproximadamente 330.000 veces la de la Tierra, que representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del sistema solar. Cerca de tres cuartas partes de la masa del Sol consta de hidrógeno (~ 73%); el resto es principalmente helio (~ 25%), con cantidades mucho más pequeñas de elementos más pesados, incluyendo el oxígeno , carbono , neón , y hierro .
El Sol es una enana amarilla (G2V) en función de su clase espectral . Como tal, que se conoce informalmente como una enana amarilla. Se formó aproximadamente 4,6 mil millones hace años desde el colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular . La mayor parte de esta materia se reunieron en el centro, mientras que el resto aplana en un disco en órbita que se convirtió en el Sistema Solar . La masa central se hizo tan caliente y denso que finalmente inició la fusión nuclear en su núcleo . Se cree que casi todas las estrellas se forman por este proceso .
El Sol es aproximadamente de mediana edad; no ha cambiado drásticamente durante más de cuatro mil millones años, y seguirá siendo bastante estable durante más de otros cinco mil millones de años. Después de la fusión del hidrógeno en su núcleo ha disminuido hasta el punto en el que ya no está en equilibrio hidrostático , el núcleo del Sol experimentará un aumento marcado en densidad y temperatura mientras que sus capas externas se expanden para convertirse eventualmente en un gigante roja . Se calcula que el Sol se convertirá en lo suficientemente grande para engullir las órbitas actuales de Mercurio y Venus , y hacer que la Tierra inhabitable.
El enorme efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocida desde tiempos prehistóricos , y el Sol ha sido considerado por algunas culturas como una deidad . El sinódico de rotación de la Tierra y su órbita alrededor del Sol son la base del calendario solar , que es el predominante calendario en uso hoy en día.
El sol
Fotosférica composición (en masa)
rotación características
Características físicas
orbitales características
datos de observación
del polo Norte
del polo norte
Sideral período de rotación
(en el ecuador)
(A 16 ° latitud)
(En los polos)
Velocidad de rotación
(en el ecuador)
Ecuatorial radio
Ecuatorial circunferencia
media densidad
Centro de densidad (modelado)
Ecuatorial gravedad superficial
(de la superficie)
Temperatura
Luminosidad (L sol )
Media luminosidad (I Sol )
Años
Sol con las manchas solares y oscurecimiento del limbo como se ve en luz visible con filtro solar.
73,46%
24.85%
0,77%
0,29%
0,16%
0,12%
0,09%
0,07%
0,05%
0,04%
7,25 °
(en la eclíptica )
67,23 °
(a la plano galáctico )
286.13 °
19 h 4 min 30 s
+ 63,87 °
63 ° 52' Norte
25,05 d
25,38 d
25 d 9 h 7 min 12 s
34,4 d
7,189 × 10 3 kilometros / h
695,700 km
109 R ⊕
4,379 × 10 6 kilometros
109 × Tierra
9 × 10 -6
6,09 × 10 12 km 2
12.000 × Tierra
1,41 × 10 18 kilometros 3
1.300.000 × Tierra
(1,988 55 ± 0.000 25 ) × 10 30 kg
1,408 g / cm 3
0.255 × Tierra
162.2 g / cm 3
12,4 × Tierra
274,0 m / s 2
27,94 g
27,542.29 cgs
28 × Tierra
0,070 [1] (estimación)
617,7 km / s
55 × Tierra
Centro (modelado): 1,57 × 10 7 K
Corona : ≈ 5 × 10 6 K
3,828 × 10 26 W
≈ 3,75 × 10 28 lm
≈ 98 lm / W eficacia
2,009 × 10 7 W · m -2 · sr -1
≈ 4600000000 años
≈ 2,7 × 10 17 km
27.200 años luz
(2,25 a 2,50) × 10 8 yr
≈ 220 km / s (órbita alrededor del centro de la Vía Láctea)
≈ 20 km / s (con respecto a la velocidad media de otras estrellas en vecindario estelar)
≈ 370 km / s (en relación con el fondo cósmico de microondas )
1 au ≈ 1,496 × 10 8 kilometros
8 min 19 s a velocidad de la luz
-26,74 [1]
4.83
G2V
Z = 0,0122
31.6-32.7 minutos de arco
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.
Nombre y etimología
Nombre y etimología
El nombre propio Inglés Sun desarrolló a partir de Inglés Antiguo sunne y puede estar relacionado con el sur . Cognados a Inglés sol aparecen en otras lenguas germánicas , incluyendo Frisón antiguo sunne , Sonne , sajón antiguo sunna , holandés Medio Sonne , moderna holandesa ZON , antiguo alto alemán sunna , alemán moderno Sonne , nórdico antiguo sunna , y gótica Sunno . Todos los términos germánicas para el vástago de Sol desde proto-germánico * sunnōn .
El nombre del día Inglés Domingo se deriva del Inglés Antiguo ( Sunnandæg ; "día del sol", desde antes de 700) y en última instancia, es el resultado de una interpretación germánica de América muere Solis , en sí una traducción del griego ἡλίου ἡμέρα ( Hemera Heliou ). El nombre latino para el Sol, Sol , no es común en el uso general idioma Inglés; la forma de adjetivo es la palabra relacionada solar . El término sol se utiliza también por los astrónomos planetarios para referirse a la duración de un día solar en otro planeta, como Marte . A significa Tierra día solar es de aproximadamente 24 horas, mientras que una media de Marte 'sol' es de 24 horas, 39 minutos y 35.244 segundos.
aspectos religiosos
aspectos religiosos
Deidades solares y culto al sol se pueden encontrar en la mayor parte de la historia registrada en varias formas, incluyendo el egipcio Ra , el hindú Surya , la japonesa Amaterasu , la germánica Sól , y el azteca Tonatiuh , entre otros.
Desde al menos la cuarta dinastía del Antiguo Egipto , el sol era adorado como el dios Ra , representada como una divinidad con cabeza de halcón coronado por el disco solar, y rodeado por una serpiente. En el Imperio Nuevo periodo, el Sol se identificó con el escarabajo , cuya bola esférica de estiércol fue identificado con el Sol En forma de disco Sun Atón , el Sol tuvo un breve resurgimiento durante el período de Amarna cuando de nuevo se convirtió en el preeminente, si no la única, la divinidad del faraón Akenatón .
El Sol se ve como una diosa en el paganismo germánico , SOL / Sunna . Los estudiosos teorizan que el Sol, como una diosa germánica, puede representar una extensión de otro anterior Proto-Indo-Europea deidad del sol debido lingüísticos indoeuropeos conexiones entre nórdico antiguo Sól , sánscrito Surya , galo Sulis , Lituania Saulė , y eslava Solntse .
En la antigua cultura romana, Domingo era el día del dios sol. Se adoptó como el sábado día por los cristianos que no tenían antecedentes judíos. El símbolo de la luz era un dispositivo pagano adoptado por los cristianos, y quizás la más importante, que no provienen de las tradiciones judías. En el paganismo, el Sol era una fuente de vida, dando calor y la iluminación para la humanidad. Fue el centro de un culto popular entre los romanos, que se situaría en el alba para ver los primeros rayos de sol mientras rezaban. La celebración del solsticio de invierno (que influyó en Navidad) era parte del culto romano del Sol Invicto ( Sol Invictus ). Iglesias cristianas fueron construidas con una orientación para que la congregación se enfrentó al nacimiento del sol en el Este.
características
características
El Sol es una estrella de la secuencia principal de tipo G que comprende aproximadamente el 99,86% de la masa del sistema solar. El Sol tiene una magnitud absoluta de 4.83, estima que es más brillante que el 85% de las estrellas en la Vía Láctea , la mayoría de los cuales son enanas rojas . El sol es una Población I , o pesada de elementos ricos, estrella. La formación del Sol puede haber sido provocada por ondas de choque de uno o más cercana supernovas . Esto es sugerido por una alta abundancia de elementos pesados en el sistema solar, tales como el oro y el uranio , en relación con las abundancias de estos elementos en la llamada Población II , pesado-elemento-pobres, estrellas. Los elementos pesados podían más plausible se han producido por endotérmicos reacciones nucleares durante una supernova, o por la transmutación a través de la absorción de neutrones dentro de una estrella masiva de segunda generación.
El Sol es, con mucho, el objeto más brillante en el cielo de la Tierra, con una magnitud aparente de -26.74. Esta es alrededor de 13 mil millones de veces más brillante que la siguiente estrella más brillante, Sirius , 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 kilometros; 93,000,000 millas), aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve de perihelio en enero para el afelio en julio. A esta distancia media, la luz viaja desde el horizonte del sol al horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 19 segundos, mientras que la luz de los puntos más cercanos del Sol y de la Tierra tarda aproximadamente dos segundos menos. La energía de esta luz solar es compatible con casi toda la vida en la Tierra mediante la fotosíntesis , y conduce el clima de la Tierra y el clima.
El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente con el aumento de altura por encima de la fotosfera . A efectos de la medición, sin embargo, el radio de la Sun se considera que es la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente de la dom Por esta medida, el sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado en alrededor de 9/1000000, lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial por solo 10 kilómetros (6,2 millas). El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente a la forma del Sol El Sol gira más rápido en su ecuador que en sus polos . Esta rotación diferencial es causado por el movimiento convectivo debido al transporte de calor y la fuerza de Coriolis debido a 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 33,5 días en los polos. Visto desde la Tierra en su órbita alrededor del Sol, el periodo de rotación aparente del Sol en el ecuador es de unos 28 días.
Luz de sol
Luz de sol
La constante solar es la cantidad de energía que los depósitos de sol por unidad de superficie que se expone directamente a la luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente 1368 W / m 2 (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (UA) del Sol (es decir, sobre o cerca de la Tierra). La luz del sol en la superficie de la Tierra está atenuada por la atmósfera de la Tierra, de modo que menos energía llega a la superficie (más cerca de 1,000 W / m 2 ) en condiciones claras cuando el Sol está cerca del cenit . La luz del sol en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesto (por la energía total) de la luz alrededor del 50% de infrarrojos, 40% de luz visible y la luz ultravioleta 10%. El ambiente, en particular los filtros a lo largo de 70% de la radiación ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. Solar radiación ultravioleta ioniza la atmósfera superior lado diurno de la Tierra, creando el conductor de la electricidad ionosfera .
El color del sol es de color blanco, con un CIE índice de color-espacio cercano (0.3, 0.3), cuando se ve desde el espacio o cuando el sol está alto en el cielo. Al medir todos los fotones emitidos, el Sol es en realidad emite más fotones en la parte verde del espectro que cualquier otro. Cuando el sol está bajo en el cielo, la dispersión atmosférica hace que el amarillo Sun, rojo, naranja, o magenta. A pesar de su blancura típica, la mayoría de la gente se imagina mentalmente el Sol como el amarillo; Las razones de esto son objeto de debate. El sol es un G2V estrella, con G2 indica su temperatura de superficie de aproximadamente 5778 K (5505 ° C, 9941 ° F), y V que, como la mayoría de estrellas, es una secuencia principal estrella. El promedio de luminancia de la Sun es de aproximadamente 1,88 giga candela por metro cuadrado , pero como se ve a través de la atmósfera de la Tierra, este se reduce a aproximadamente 1,44 Gcd / m 2 . Sin embargo, la luminancia no es constante a través del disco del Sol ( oscurecimiento del limbo ).
Composición
Composición
El Sol está compuesto principalmente de las elementos químicos de 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 1% de la masa del Sol), carbono (0,3%), neón (0,2%), y hierro (0,2 %) siendo el más abundante.
The Sun heredó su composición química del medio interestelar de la que se formó. El hidrógeno y el helio en el Sol fueron producidos por nucleosíntesis del Big Bang , y los elementos más pesados se produjeron por la nucleosíntesis estelar en las generaciones de estrellas que ha completado su evolución estelar y volvió 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 se formó el Sol, algunos de los helio y elementos pesados se han asentado gravitacionalmente desde la fotosfera. Por lo tanto, en fotosfera de hoy la fracción de helio se reduce, y la metalicidad es sólo el 84% de lo que era en la protoestelar fase (antes de la fusión nuclear en el núcleo comenzó). Composición La protoestelar de Sun se cree que ha sido 71,1% de hidrógeno, 27,4% de helio y 1,5% elementos más pesados.
Hoy en día, la fusión nuclear en el núcleo del Sol ha modificado la composición mediante la conversión de hidrógeno en helio, por lo que la parte más interna de la Sun ahora es más o menos 60% de helio, con la abundancia de elementos más pesados sin cambios. Como el calor se transfiere desde el núcleo del Sol por radiación en vez de por convección (véase la zona radiativa a continuación), ninguno de los productos de fusión de núcleo se han elevado a la fotosfera.
La zona núcleo reactivo de "combustión del hidrógeno", donde el hidrógeno se convierte en helio, está empezando a rodear un núcleo interno de "ceniza helio". Este desarrollo continuará y el tiempo puede causar el sol para salir de la secuencia principal , para convertirse en una gigante roja .
Las abundancias de elementos pesados solares descritos anteriormente típicamente se miden tanto el uso de la espectroscopia de la fotosfera del Sol y mediante la medición de las abundancias en meteoritos que nunca han sido calentados a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos para retener la composición de la protoestelar Sol y por lo tanto no se ven afectados por la sedimentación de elementos pesados. Los dos métodos generalmente concuerdan bien.
Simplemente ionizado elementos del grupo del hierro
Simplemente ionizado elementos del grupo del hierro
En la década de 1970, mucha investigación se centró en la abundancia de los del grupo del hierro elementos en el Sol Aunque la investigación significativa fue hecho, hasta 1978 era difícil determinar la abundancia de algunos elementos del grupo del hierro (por ejemplo, cobalto y manganeso ) a través de espectrografía debido a sus estructuras hiperfinos .
El primer conjunto en gran medida completa de los puntos fuertes del oscilador de los elementos del grupo del hierro ionizado se pusieron a disposición en la década de 1960, y estos se mejoraron posteriormente. En 1978, se derivaron las abundancias de elementos simplemente ionizado del grupo del hierro.
composición isotópica
composición isotópica
Varios autores han considerado la existencia de un gradiente en la isotópicas composiciones de solares y planetarios gases nobles , correlaciones por ejemplo, entre las composiciones isotópicas de neón y xenón en el sol y en los planetas.
Antes de 1983, se pensaba que todo el Sol tiene la misma composición que la atmósfera solar. En 1983, se afirmó que era de fraccionamiento en el Sol mismo que causó la relación isotópica-composición entre el planetario y gases nobles solar-viento-implantado.
Estructura
Estructura
Núcleo
Núcleo
El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente 20-25% del radio solar. que tiene una densidad de hasta 150 g / cm 3 (alrededor de 150 veces la densidad del agua) y una temperatura de cerca de 15,7 millones de grados Kelvin (K). Por el contrario, la temperatura de la superficie del Sol es de aproximadamente 5800 K. El análisis reciente de SOHO datos de la misión favorece una velocidad de rotación más rápido en el núcleo que en la zona de radiación anteriormente. A través de la mayor parte de la vida del Sol, la energía ha sido producido por la fusión nuclear en la región de núcleo a través de una serie de pasos llamados el p-p (protón-protón) de cadena ; Este proceso convierte hidrógeno en helio . Sólo el 0,8% de la energía generada en el Sol viene del ciclo CNO , aunque se espera que esta proporción aumente a medida que el sol se hace mayor.
El núcleo es la única región en el sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica a través de la fusión; 99% de la potencia se genera dentro de 24% del radio del Sol, y por 30% del radio, la fusión se ha detenido casi por completo. El resto de la Sun se calienta por esta energía, ya que se transfiere hacia el exterior a través de muchas capas sucesivas, finalmente, a la fotosfera solar donde se escapa en el espacio como la luz solar o la energía cinética de las partículas.
La cadena protón-protón se produce alrededor de 9,2 × 10 37 veces cada segundo en el núcleo, la conversión de aproximadamente 3,7 × 10 38 protones en partículas alfa (núcleos de helio) cada segundo (de un total de ~ 8,9 × 10 56 protones libres en el sol ), o aproximadamente 6,2 × 10 11 kg / s. La fusión de cuatro gratuitas protones (núcleos de hidrógeno) en una única partícula alfa (núcleo de helio) libera alrededor de 0,7% de la masa fundida en forma de energía, para que el sol libera energía a la tasa de conversión de energía de la masa de 4,26 millones métrica toneladas por segundo (que requiere 600 megatones métricas de hidrógeno ), por 384.6 yottawatts ( 3,846 × 10 26 W ), [1] o 9.192 × 10 10 megatones de TNT por segundo. Los modelos teóricos de interior del Sol indican una densidad de potencia de aproximadamente 276,5 W / m 3 , un valor que más casi se aproxima al de metabolismo reptil o una pila de compost que de una bomba termonuclear.
La tasa de fusión en el núcleo está en un equilibrio de auto-corrección: una tasa ligeramente superior de la fusión haría que el núcleo se caliente más y ampliar ligeramente contra el peso de las capas exteriores, la reducción de la densidad y por tanto la tasa de fusión y la corrección de la la perturbación ; y una tasa ligeramente inferior haría que el núcleo para enfriar y encoger un poco, el aumento de la densidad y el aumento de la tasa de fusión y de nuevo volviendo a su tasa actual.
zona radiactiva
zona radiactiva
Desde el núcleo a alrededor de 0,7 radios solares, radiación térmica es el principal medio de transferencia de energía. La temperatura baja de aproximadamente 7000000-2.000.000 grados Kelvin al aumentar la distancia desde el núcleo. Este gradiente de temperatura es menor que el valor de la gradiente adiabático y por lo tanto no puede conducir convección, lo que explica por qué la transferencia de energía a través de esta zona es por radiación en vez de térmica de convección . Los iones de hidrógeno y helio emiten fotones , que viajan sólo un breve distancia antes de ser reabsorbido por otros iones. La densidad de gotas de cien veces (de 20 g / cm 3 a 0,2 g / cm 3 ) a partir de 0,25 radios solares a los 0,7 radios, la parte superior de la zona radiativa.
tachocline
tachocline
La zona radiactiva y la zona convectiva están separados por una capa de transición, el tachocline . Esta es una región donde el cambio de régimen agudo entre la rotación uniforme de la zona radiativa y la rotación diferencial de la zona de convección resulta en una gran cizalla entre los dos-una condición en capas horizontales sucesivas se deslizan una sobre otra. En la actualidad, se plantea la hipótesis (véase dínamo solar ) que un dínamo magnético dentro de esta capa genera del Sol campo magnético .
zona convectiva
zona convectiva
Zona de convección del Sol se extiende desde 0,7 radios solares (200.000 km) para cerca de la superficie. En esta capa, el plasma solar no es lo suficientemente densa o lo suficiente para transferir la energía de calor del interior hacia el exterior a través de la radiación caliente. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente bajo como para permitir que las corrientes convectivas para desarrollar y mover la energía del Sol hacia el exterior hacia su superficie. El material calentado en el tachocline recoge el calor y se expande, lo que reduce su densidad y permitiendo que se eleve. Como resultado, un movimiento ordenado de la masa se desarrolla en las células térmicas que llevan la mayor parte del calor hacia el exterior para la fotosfera del Sol anteriormente. Una vez que el material de modo difuso y radiativamente enfría justo por debajo de la superficie fotosférica, su densidad aumenta, y se hunde a la base de la zona de convección, donde de nuevo recoge el calor desde la parte superior de la zona de radiación y el ciclo convectivo continúa. En la fotosfera, la temperatura ha bajado a 5.700 K y la densidad de solamente 0,2 g / m 3 (aproximadamente 1 / 6.000 de la densidad del aire a nivel del mar).
Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie de la Sun dándole una apariencia granular llamado la granulación solar en la escala más pequeña y supergranulation a escalas más grandes. Convección turbulento en esta parte exterior de la interior solar sostiene "pequeña escala" acción dínamo sobre el volumen cerca de la superficie de la dom columnas térmicas del sol son células Bénard y toman la forma de prismas hexagonales.
Fotosfera
Fotosfera
La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa debajo de la cual el Sol se vuelve opaca a la luz visible. Por encima de la fotosfera solar visible es libre para propagarse en el espacio, y casi toda su energía se escapa del Sol por completo. El cambio en la opacidad es debido a la cantidad decreciente de H - iones , que absorben la luz visible fácilmente. A la inversa, la luz visible que vemos se produce como electrones reaccionan con hidrógeno átomos para producir H - iones. La fotosfera es de decenas a cientos de kilómetros de espesor, y es un poco menos opaco que el aire en la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la parte inferior, una imagen del Sol aparece más brillante en el centro que en el borde o limbo del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento del limbo . El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a aproximadamente 6.000 K , intercalados con atómicos líneas de absorción de las capas tenues por encima de la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partícula de ~ 10 23 m -3 (alrededor de 0,37% del número de partículas por volumen de la atmósfera terrestre a nivel del mar). La fotosfera no se ioniza el totalmente medida de ionización es de aproximadamente 3%, dejando casi todo el hidrógeno en forma atómica.
Durante los primeros estudios sobre el espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondía a ningún elementos químicos entonces conocidos en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer la hipótesis de que estas líneas de absorción fueron causadas por un nuevo elemento que él dobló el helio , después de que el griego dios del Sol Helios . Veinticinco años más tarde, el helio fue aislado en la Tierra.
Atmósfera
Atmósfera
Corona y el arco coronal
Durante un total eclipse solar , cuando el disco del Sol está cubierta por la de la Luna, las partes de la atmósfera que rodea al sol se puede ver. Se compone de cuatro partes distintas: la cromosfera , la región de transición , la corona y la heliosfera .
La capa más fresco del sol es una región de temperatura mínima que se extiende a cerca de 500 kilometros por encima de la fotosfera, y tiene una temperatura de aproximadamente 4.100 K . Esta parte del sol es lo suficientemente fría como para permitir la existencia de moléculas simples, tales como monóxido de carbono y agua, que pueden ser detectadas a través de sus espectros de absorción.
La cromosfera, región de transición, y corona son mucho más caliente que la superficie de la dom La razón no se entiende bien, pero la evidencia sugiere que las ondas de Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona.
Por encima de la capa de temperatura mínima es una capa de unos 2000 kilometros grueso, dominado por un espectro de líneas de emisión y de absorción. Se llama la cromosfera de la raíz griega croma , es decir, el color, ya que la cromosfera es visible como un destello de color al principio y al final del total de los eclipses solares . La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, que van hasta alrededor de 20.000 K cerca de la parte superior. En la parte superior de la cromosfera helio se convierte parcialmente ionizado .
Por encima de la cromosfera, en una delgada (aproximadamente 200 km) región de transición , la temperatura se eleva rápidamente de alrededor de 20.000 K en la cromosfera superior a temperaturas coronales más cerca de 1.000.000 K . El aumento de temperatura se ve facilitada por la ionización completa de helio en la región de transición, lo que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma. La región de transición no se produce a una altura bien definida. Más bien, se forma una especie de aureola alrededor de características cromosféricas tales como espículas y filamentos , y está en constante movimiento, caótico. La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde el espacio por instrumentos sensibles al ultravioleta extremo porción del espectro .
La corona es la siguiente capa de la dom El bajo corona, cerca de la superficie del Sol, tiene una densidad de partícula alrededor de 10 15 m -3 a 10 16 m -3 . La temperatura media de la corona y el viento solar es de aproximadamente 1,000,000-2,000,000 K; sin embargo, en las regiones más calientes es 8,000,000-20,000,000 K. Aunque ninguna teoría completa todavía existe para tener en cuenta la temperatura de la corona, al menos parte de su calor es conocido por ser de reconexión magnética . La corona es la atmósfera extendida del Sol, que tiene un volumen mucho mayor que el volumen encerrado por la fotosfera del Sol. Un flujo de plasma hacia el exterior desde el Sol hacia el espacio interplanetario es el viento solar .
La heliosfera , la atmósfera más exterior tenue del Sol, se llena con el plasma del viento solar. Esta capa más externa del Sol se define para comenzar a la distancia donde el flujo del viento solar se convierte en superalfvénic , es decir, donde el flujo se vuelve más rápido que la velocidad de las ondas de Alfvén , en aproximadamente 20 radios solares (0,1 UA) . La turbulencia y las fuerzas dinámicas de la heliosfera no pueden afectar a la forma de la corona solar en el interior, ya que la información sólo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja hacia fuera continuamente a través de la heliosfera, que forma el campo magnético solar en una espiral forma, hasta que impacta la heliopausa más de 50 AU del Sol En diciembre de 2004, la Voyager 1 de la sonda pasó a través de un frente de choque que se cree que es parte de la heliopausa. A finales de 2012 Voyager 1 registró un marcado aumento en los rayos cósmicos colisiones y una fuerte caída de partículas de menor energía del viento solar, lo que sugiere que la sonda había pasado a través de la heliopausa y entró en el medio interestelar .
Fotones y neutrinos
Fotones y neutrinos
De alta energía de rayos gamma fotones inicialmente liberadas con reacciones de fusión en el núcleo son casi inmediatamente absorbidos por el plasma solar de la zona de radiación, por lo general después de viajar sólo unos pocos milímetros. -Emisión Re ocurre en una dirección aleatoria y por lo general a una energía ligeramente inferior. Con esta secuencia de las emisiones y absorciones, se necesita mucho tiempo para que la radiación llegue a la superficie del Sol. Las estimaciones del rango de tiempo de viaje de fotones entre 10.000 y 170.000 años. En contraste, sólo se necesita 2,3 segundos para los neutrinos , que representan aproximadamente el 2% de la producción total de energía del sol, para llegar a la superficie. Dado que el transporte de energía en el Sol es un proceso que implica fotones en equilibrio termodinámico con la materia, la escala de tiempo de transporte de energía en el Sol es más largo, del orden de 30.000.000 años. Este es el tiempo que tomaría el Sol para volver a un estado estable, si la tasa de generación de energía en su núcleo se cambió de repente.
Los neutrinos también son liberados por las reacciones de fusión en el núcleo, pero, a diferencia de los fotones, que rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos son capaces de escapar del sol inmediatamente. Durante muchos años medidas del número de neutrinos producidos en el Sol eran inferiores a las teorías predichos por un factor de 3. Esta discrepancia se resolvió en 2001 mediante el descubrimiento de los efectos de la oscilación de neutrinos : el Sol emite el número de neutrinos predicho por el teoría , pero detectores de neutrinos faltaban 2 / 3 de ellos porque los neutrinos habían cambiado el sabor en el momento en que se detectaron.
El magnetismo y la actividad
El magnetismo y la actividad
Campo magnético
Campo magnético
Campo magnético estelar , Manchas Solares , Lista de los ciclos solares y fenómenos solares
El Sol tiene un campo magnético que varía a través de la superficie del Sol Su campo polar es 1-2 gauss (0,0001 a 0,0002 T ), mientras que el campo es típicamente 3.000 gauss (0,3 T) en las características en el Sol llamado manchas solares y 10-100 gauss (0,001-0,01 T) en prominencias solares .
El campo magnético también varía con el tiempo y la ubicación. El 11-años casi periódica ciclo solar es la variación más prominente en el que el número y tamaño de las manchas solares aumenta y disminuye.
Las manchas solares son visibles como manchas oscuras en del Sol fotosfera , y corresponden a concentraciones de campo magnético en el que el transporte convectivo de calor se inhibe desde el interior solar a la superficie. Como resultado, las manchas solares son un poco más fría que la fotosfera circundante, y, así, se ven oscuras. En un típico mínimo solar , pocas manchas solares son visibles, y en ocasiones no se pueden ver en absoluto. Las que aparecen son en las altas latitudes solares. A medida que el ciclo solar avanza hacia su máximo , las manchas solares tienden forma más cerca del ecuador solar, un fenómeno conocido como la ley de Spörer . Las manchas solares más grandes pueden ser decenas de miles de kilómetros de diámetro.
Un ciclo de manchas solares de 11 años es la mitad de un joven de 22 años Babcock -Leighton dínamo ciclo, lo que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre toroidales y poloidales campos magnéticos solares. Al máximo de ciclo solar , el campo magnético dipolar poloidal externa está cerca de su resistencia mínima de ciclo dínamo, pero una interna toroidal campo cuadrupolar, generada a través de rotación diferencial dentro de la tachocline, está cerca de su máxima resistencia. En este punto en el ciclo de dínamo, afloramiento boyante dentro de las fuerzas zona convectiva aparición de campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, más o menos alineado este-oeste y que tienen huellas con polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de manchas solares pares suplentes cada ciclo solar, un fenómeno conocido como el ciclo de Hale.
Durante la fase de declive del ciclo solar, cambios de energía del campo magnético toroidal interno al poloidales externa, y las manchas solares disminuyen en número y tamaño. En mínimo del ciclo solar , el campo toroidal es, correspondientemente, en resistencia mínima, las manchas solares son relativamente raras, y el campo poloidal es en su máxima fuerza. Con la subida del siguiente ciclo solar de 11 años, la rotación diferencial de energía magnética se desplaza hacia atrás desde el poloidal al campo toroidal, pero con una polaridad que es opuesta a la del ciclo anterior. El proceso lleva a cabo de forma continua, y en un escenario idealizado, simplificada, cada ciclo solar de 11 años corresponde a un cambio, entonces, en la polaridad del campo magnético global a gran escala del Sol.
El campo magnético solar se extiende mucho más allá del sol mismo. El plasma del viento solar eléctricamente conductor lleva el campo magnético del Sol hacia el espacio, formando lo que se llama el campo magnético interplanetario . En una aproximación conocida como ideales magnetohidrodinámica , partículas de plasma sólo se mueven a lo largo de las líneas de campo magnético. Como resultado, el viento solar hacia el exterior que fluye se extiende el campo magnético interplanetario hacia el exterior, forzándolo en una estructura más o menos radial. Para un simple campo magnético solar dipolar, con polaridades semiesféricas opuestas en cada lado del ecuador magnético solar, una fina lámina de corriente se forma en el viento solar. A grandes distancias, la rotación del Sol tuerce el campo magnético dipolar y la hoja de corriente correspondiente a una espiral de Arquímedes estructura llamada espiral de Parker . El campo magnético interplanetario es mucho más fuerte que el componente de dipolo del campo magnético solar. Campo magnético dipolar del Sol de 50-400 mT (en la fotosfera) se reduce con el inverso del cubo de la distancia a alrededor de 0,1 nT a la distancia de la Tierra. Sin embargo, de acuerdo con las observaciones de la nave espacial interplanetaria en el campo de ubicación de la Tierra es de alrededor de 5 nT, alrededor de cien veces mayor. La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por las corrientes eléctricas en el plasma que rodea el dom
Tomada por Hinode Telescopio Solar Óptico 's el 12 de enero de 2007, esta imagen del Sol revela la naturaleza filamentosa del plasma que conecta regiones de diferente polaridad magnética.
La estructura del Sol
Diagrama de mariposa que muestra emparejado patrón de manchas solares. Graph es del área de las manchas solares.
En esta imagen ultravioleta en falso color, el Sol muestra una llamarada de clase C3 solar (área blanca en la parte superior izquierda), un tsunami solar (estructura en forma de onda, parte superior derecha) y múltiples filamentos de plasma después de un campo magnético, el aumento de la superficie estelar.
fotografía de la luz visible de manchas solares 13 de diciembre de 2006
Durante un total eclipse solar , la energía solar en corona se puede ver a simple vista, durante el breve período de la totalidad.
La temperatura efectiva , o cuerpo negro de temperatura, de la Sun (5777 K) es la temperatura de un cuerpo negro del mismo tamaño debe tener para producir la misma potencia de emisión total.
La hoja actual heliosférica se extiende a los límites exteriores del sistema solar, y resulta de la influencia del campo magnético giratorio del Sol sobre el plasma en el medio interplanetario .
La variación en la actividad
La variación en la actividad
El campo magnético del Sol lleva a muchos efectos que se denominan colectivamente la actividad solar . Las erupciones solares y eyecciones coronales de masa tienden a ocurrir en grupos de manchas solares. Lentamente cambiantes corrientes de alta velocidad de viento solar son emitidos desde agujeros de la corona en la superficie de la fotosfera. Los dos eyecciones coronales de masa y corrientes de alta velocidad de arrastre del viento solar de plasma y campo magnético interplanetario hacia el exterior en el sistema solar. Los efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras de moderado a alto latitudes y la interrupción de las comunicaciones de radio y de energía eléctrica . La actividad solar se cree que han desempeñado un papel importante en la formación y evolución del sistema solar .
Con la modulación del ciclo solar del número de manchas solares viene una modulación correspondiente de clima espacial condiciones, incluyendo aquellos que rodea la Tierra, donde los sistemas tecnológicos pueden verse afectados.
El cambio a largo plazo
El cambio a largo plazo
Cambio secular a largo plazo en el número de manchas solares se cree, por algunos científicos, que se correlaciona con el cambio a largo plazo de la irradiación solar, que, a su vez, podría influir en el clima a largo plazo de la Tierra. Por ejemplo, en el siglo 17, el ciclo solar parecía haberse detenido por completo durante varias décadas; Se observaron pocas manchas solares durante un período conocido como el mínimo de Maunder . Esto coincidió en el tiempo con la era de la Pequeña Edad de Hielo , cuando Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. A principios de los mínimos extendida han sido descubiertos mediante el análisis de los anillos de árboles y parecen haber coincidido con la temperatura global por debajo de lo normal.
Una teoría reciente afirma que hay inestabilidades magnéticas en el núcleo del Sol que causan fluctuaciones con periodos tanto de 41.000 o 100.000 años. Estos podrían proporcionar una mejor explicación de las edades de hielo que los ciclos de Milankovitch .
fases de la vida
fases de la vida
Formación y evolución del Sistema Solar y de la evolución estelar
El Sol hoy en día es más o menos a mitad de camino a través de la parte más estable de su vida. No ha cambiado drásticamente desde hace más de cuatro mil millones años, y seguirá siendo bastante estable durante más de cinco mil millones más. Sin embargo, después de la fusión de hidrógeno en su núcleo se ha detenido, el Sol va a sufrir cambios severos, tanto interna como externamente.
Formación
Formación
El Sol se formó hace alrededor de 4,6 mil millones de años de la caída de parte de una gigantesca nube molecular que consistía principalmente de hidrógeno y helio, y que probablemente dio a luz a muchas otras estrellas. Esta edad se estima utilizando modelos de ordenador de la evolución estelar y por medio de nucleocosmochronology . El resultado es consistente con la fecha radiométrica del material más antiguo Sistema Solar, hace 4.567 a mil millones de años. Los estudios de antiguos meteoritos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de corta duración, tales como el hierro-60 , que se forma sólo en la explosión, estrellas de corta vida. Esto indica que uno o más supernovas deben haber ocurrido cerca del lugar donde se formó solar. Una onda de choque de una supernova cercana habría provocado la formación de la Sun mediante la compresión de la materia dentro de la nube molecular y causando ciertas regiones a colapsar bajo su propia gravedad. Como un fragmento de la nube se derrumbó también comenzó a girar debido a la conservación del momento angular y calentar con el aumento de la presión. Gran parte de la masa se convirtió concentra en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco que se convertiría en los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar. La gravedad y la presión dentro del núcleo de la nube generan una gran cantidad de calor, ya que acrecionada más materia del disco circundante, provocando finalmente la fusión nuclear . Por lo tanto, el Sol nació.
Secuencia principal
Secuencia principal
El Sol está a medio camino a través de su secuencia principal etapa, durante la cual las reacciones de fusión nuclear en su fusible hidrógeno núcleo en helio. Cada segundo, más de cuatro millones de toneladas de materia se convierte en energía en el núcleo del Sol, la producción de los neutrinos y radiación solar . A este ritmo, el Sol ha convertido en lo que va de alrededor de 100 veces la masa de la Tierra en energía, aproximadamente 0,03% de la masa total de la dom El Sol gastará un total de aproximadamente 10 billón años como estrella de la secuenci caliente dante su tiempo en la secuencia principal, debido a que los átomos de helio en el núcleo ocupan menos volumen que los átomos de hidrógeno que fueron fusionadas. Por consiguiente, el núcleo se está reduciendo, permitiendo que las capas exteriores de la Sun para mover más cerca del centro y experimentar una fuerza gravitacional más fuerte, de acuerdo con la ley de la inversa del cuadrado . Esta fuerza más fuerte aumenta la presión sobre el núcleo, que es resistida por un aumento gradual de la velocidad a la que ocurre la fusión. Este proceso se acelera como el núcleo se vuelve gradualmente más densa. Se estima que el Sol se ha convertido en el 30% más brillante en los últimos 4,5 mil millones de años. En la actualidad, está aumentando en brillo en alrededor de 1% cada 100 millones de años.
Evolución de la de Sun luminosidad , radio y temperatura efectiva en comparación con la presente dom Después de Ribas (2010)
Las mediciones de la variación del ciclo solar durante los últimos 30 años
Después de agotamiento núcleo de hidrógeno
Después de agotamiento núcleo de hidrógeno
El Sol no tiene suficiente masa para explotar como supernova . En su lugar, saldrá de la secuencia principal en aproximadamente 5 billón años, y empezar a convertirse en una gigante roja . Como una gigante roja, el Sol crecerá tan grande que se tragará Mercurio, Venus, la Tierra y probablemente.
Incluso antes de que se convierta en una gigante roja, la luminosidad del Sol se habrá casi duplicado, y la Tierra recibirá tanta luz del sol como se recibe hoy: Venus. Una vez que el hidrógeno núcleo se agota en 5,4 mil millones de años, el Sol se expandirá en un subgiant fase y doblar lentamente en tamaño en aproximadamente la mitad de un mil millones de años. A continuación, se expanda más rápidamente durante aproximadamente la mitad de mil millones de años hasta que es más de doscientas veces más grande que el de hoy y un par de miles de veces más luminosa. Esto entonces se inicia la gigante roja-rama de fase en la que el Sol va a gastar alrededor de mil millones de años y perder alrededor de un tercio de su masa.
Después de la rama gigante roja del Sol tiene aproximadamente 120 millones de años de vida útil restante del activo, pero pasa mucho. En primer lugar, el núcleo, lleno de degenerado helio inflama violentamente en el flash de helio , donde se estima que el 6% del núcleo, en sí 40% de la masa del Sol, se convertirá en carbono en cuestión de minutos a través de la triple alfa proceso . El Sol entonces se reduce a alrededor de 10 veces su tamaño actual y 50 veces la luminosidad, con una temperatura un poco más baja que la actual. A continuación, han llegado al apelotonamiento rojo o rama horizontal , pero una estrella de la masa del Sol no evoluciona blueward lo largo de la rama horizontal. En su lugar, sólo se convierte moderadamente grande y más luminosa más de 100 millones de años, ya que sigue quemando helio en el núcleo.
Cuando se agote el helio, el Sol se repetirá la expansión que siguió cuando se agota el hidrógeno en el núcleo, excepto que esta vez todo sucede más rápido, y el Sol se hace más grande y más luminosa. Este es el gigante-rama asintótica de fase, y el Sol está quemando alternativamente hidrógeno en una cáscara o helio en una cáscara más profunda. Después de unos 20 millones de años en la rama asintótica gigante temprano, el Sol vuelve cada vez más inestable, con rápida pérdida de masa y pulsos térmicos que aumentan el tamaño y la luminosidad de unos cientos de años cada 100.000 años más o menos. Los pulsos térmicos se hacen más grandes cada vez, con los pulsos posteriores empujando la luminosidad a tanto como 5.000 veces el nivel actual y el área para más de 1 UA. De acuerdo con un modelo de 2008, la órbita de la Tierra está disminuyendo debido a las fuerzas de marea (y, con el tiempo, arrastre desde la parte baja cromosfera ), por lo que será engullida por el Sol cerca de la punta de la fase rama gigante roja, 1 y 3,8 millones de años después de Mercurio y Venus, respectivamente, han sufrido el mismo destino. Los modelos varían en función de la tasa y el tiempo de pérdida de masa. Los modelos que tienen mayor pérdida de masa en la rama gigante roja producen estrellas más pequeñas y menos luminosos en la punta de la rama asintótica gigante, tal vez sólo 2,000 veces la luminosidad y menos de 200 veces el radio. Para el Sol, cuatro pulsos térmicos se predice antes de que pierda por completo su envoltura exterior y comienza a hacer una nebulosa planetaria . Al final de esa fase - una duración aproximada de 500.000 años - el Sol sólo tendrá aproximadamente la mitad de su masa actual.
La evolución post-asintótica gigante-rama es aún más rápido. La luminosidad se mantiene aproximadamente constante a medida que aumenta la temperatura, con el medio expulsada de la masa del Sol convirtiendo ionizado en una nebulosa planetaria como el núcleo expuesto alcanza 30.000 K. El núcleo desnudo final, una enana blanca , tendrá una temperatura de más de 100.000 K, y contienen aproximadamente el 54,05% de masa presente el día del sol. La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10.000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años antes de desaparecer a una hipotética enana negro .
El movimiento y la ubicación
El movimiento y la ubicación
Órbita en la Vía Láctea
Órbita en la Vía Láctea
El Sol se encuentra cerca del borde interior de la Vía Láctea 's Brazo de Orión , en la Nube Interestelar Local o el Cinturón de Gould , a una distancia de 7.5 a 8.5 kpc (25,000-28,000 años luz) desde el centro galáctico . El Sol está contenida dentro de la Burbuja Local , un espacio de gas caliente rarificado, posiblemente producida por el remanente de supernova Geminga . La distancia entre el brazo local y el siguiente brazo, el brazo de Perseo , es de unos 6.500 años-luz. El Sol, y por lo tanto el sistema solar, se encuentra en lo que los científicos llaman la zona habitable galáctica . El Vértice del Camino del Sol , o el ápice solar , es la dirección que el Sol viaja en relación con otras estrellas cercanas. Este movimiento es hacia un punto en la constelación de Hércules , cerca de la estrella Vega . De los 50 sistemas estelares más cercanos dentro de 17 años-luz de la Tierra (siendo el más cercano de la enana roja Proxima Centauri en aproximadamente 4,2 años luz), el Sol ocupa el cuarto lugar en la masa.
El Sol gira alrededor del centro de la Vía Láctea, y se está moviendo actualmente en la dirección de la constelación de Cygnus . Órbita del Sol alrededor de la Vía Láctea es más o menos elíptica con las perturbaciones orbitales debido a la distribución de la masa no uniforme en la Vía Láctea, de tal manera que en los brazos espirales de la galaxia. Además, el Sol oscila arriba y abajo con respecto al plano galáctico aproximadamente 2,7 veces por órbita. Se ha argumentado que el paso del Sol a través de los brazos espirales de mayor densidad a menudo coincide con las extinciones en masa de la Tierra, tal vez debido a un aumento de los eventos de impacto . Se necesita el sistema solar cerca de 225-250 millones de años en completar una órbita a través de la vía láctea (un año galáctico ), por lo que se cree que han completado 20-25 órbitas durante el tiempo de vida del Sol La velocidad orbital del sistema solar alrededor del centro de la Vía Láctea es de aproximadamente 251 km / s (156 millas / s). A esta velocidad, se tarda alrededor de 1190 años para el Sistema Solar a recorrer una distancia de 1 año-luz, o 7 días para viajar 1 UA .
La Vía Láctea se mueve con respecto a la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) en la dirección de la constelación de Hydra con una velocidad de 550 km / s, y la velocidad resultante del Sol con respecto al CMB es alrededor de 370 km / s en el dirección del cráter o Leo .
problemas teóricos
problemas teóricos
El tamaño de la corriente Sun (ahora en la secuencia principal ) en comparación con su tamaño estimado durante su fase de gigante roja en el futuro
Evolución de una estrella similar al Sol. La pista de una estrella de masa solar en el diagrama de Hertzsprung-Russell se muestra de la secuencia principal para la etapa de post-asintótica-gigante-rama.
Ilustración de la Vía Láctea, que muestra la ubicación del Sol
Mapa del pleno sol por STEREO y SDO naves espaciales
problema de calentamiento de la corona
problema de calentamiento de la corona
La temperatura de la fotosfera es aproximadamente 6000 K, mientras que la temperatura de la corona alcanza 1,000,000-2,000,000 K. La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo distinto directa conducción de calor desde la fotosfera.
Se cree que la energía necesaria para calentar la corona es proporcionado por movimiento turbulento en la zona de convección por debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar calentamiento de la corona. El primero es la onda de calefacción, en la que el sonido, las ondas gravitacionales o magnetohidrodinámicos son producidas por la turbulencia en la zona de convección. Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en la materia ambiente en forma de calor. El otro es magnético de calentamiento, en el que la energía magnética se construye continuamente por el movimiento fotosférica y libera a través de la reconexión magnética en forma de grandes erupciones solares y eventos- miríada similar pero más pequeñas nanoflares .
En la actualidad, no está claro si las ondas son un mecanismo de calefacción eficiente. Todas las ondas excepto las ondas Alfvén se han encontrado para disipar o refractar antes de llegar a la corona. Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el enfoque actual de la investigación se ha desplazado hacia mecanismos de calentamiento llamaradas. [
Leve problema joven Sol
Leve problema joven Sol
Los modelos teóricos de desarrollo del Sol sugieren que hace 3,8 a 2,5 mil millones de años durante el Arqueozoico , el Sol era sólo alrededor del 75% tan brillante como lo es hoy. Tal una estrella débil no habría sido capaz de mantener el agua líquida en la superficie de la Tierra, y por lo tanto la vida no debería haber sido capaz de desarrollar. Sin embargo, el registro geológico demuestra que la Tierra se ha mantenido a una temperatura bastante constante a lo largo de su historia, y que la joven Tierra era algo más caliente de lo que es hoy en día. Una de las teorías de los científicos es que la atmósfera de la Tierra joven contenía cantidades mucho mayores de gases de efecto invernadero (como el dióxido de carbono , metano ) que están presentes hoy en día, que atrapa el calor suficiente para compensar la menor cantidad de energía solar de llegar a ella.
Sin embargo, el examen de los sedimentos arqueanos parece incompatible con la hipótesis de altas concentraciones de efecto invernadero. En su lugar, el rango de temperatura moderada puede explicarse por una superficie inferior albedo provocada por menos área continental y la "falta de núcleos de condensación biológicamente inducidos". Esto habría llevado a una mayor absorción de la energía solar, compensando de este modo la salida solar inferior.
Historia de la observación
Historia de la observación
El enorme efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocida desde tiempos prehistóricos , y el Sol ha sido considerado por algunas culturas como una deidad .
comprensión temprana
comprensión temprana
El Sol ha sido un objeto de veneración en muchas culturas a lo largo de la historia humana. Comprensión más fundamental de la humanidad del Sol es como el disco luminoso en el cielo , cuya presencia por encima del horizonte crea día y cuya ausencia provoca noche. En muchas culturas prehistóricas y antiguas, el Sol se pensaba que era una deidad solar u otra sobrenatural entidad. Culto del sol era el centro de las civilizaciones como los antiguos egipcios , el Inca de América del Sur y del aztecas de lo que hoy es México . En religiones como el hinduismo , el Sol sigue siendo considerado un dios. Muchos monumentos antiguos fueron construidos con los fenómenos solares en mente; por ejemplo, piedra megalitos marcan con precisión el verano o invierno solsticio (algunos de los megalitos más prominentes se encuentran en Playa Nabta , Egipto ; Mnajdra , Malta y en Stonehenge , Inglaterra); Newgrange , un ser humano construido montaje en Irlanda prehistórica, fue diseñado para detectar el solsticio de invierno; la pirámide de El Castillo en Chichén Itzá en México está diseñado para proyectar sombras en forma de serpientes que suben la pirámide a los de primavera y otoño equinoccios .
Los egipcios retrataron el dios Ra como se está llevando a través del cielo en una barca solar, acompañado de dioses menores, y para los griegos, que era Helios , llevado por un carro tirado por caballos de fuego. Desde el reinado de Heliogábalo en el Imperio Romano tardío cumpleaños del Sol era un día de fiesta celebrado como Sol Invictus (literalmente "Sol Invicto") poco después del solsticio de invierno, que puede haber sido un antecedente a la Navidad. Con respecto a las estrellas fijas , el Sol aparece desde la Tierra a girar una vez al año a lo largo de la eclíptica a través del zodiaco , y los astrónomos griegos por lo clasifica como uno de los siete planetas (griegos planetes , "errante"); los nombres de los días de la semana después de los siete planetas se remonta a la época romana .
El carro del sol Trundholm tirado por un caballo es una escultura que se cree que representa una parte importante de la Edad de Bronce nórdica mitología. La escultura es probablemente de alrededor del año 1350 antes de Cristo . Se muestra en el Museo Nacional de Dinamarca .
Desarrollo de la comprensión científica
Desarrollo de la comprensión científica
En el primer milenio antes de Cristo, los astrónomos babilonios observaron que el movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica no es uniforme, aunque no se sabe por qué; que es hoy conocido que esto se debe al movimiento de la Tierra en una órbita elíptica alrededor del Sol, la Tierra moviendo más rápido cuando se está más cerca del Sol en el perihelio y moviendo más lentamente cuando se está más lejos en el afelio .
Uno de los primeros en ofrecer una explicación científica o filosófica para el sol era el griego filósofo Anaxágoras . Llegó a la conclusión de que no era el carro de Helios , pero en lugar de una bola de fuego gigante de metal incluso más grande que la tierra del Peloponeso y que la luna refleja la luz del Sol Para la enseñanza de esta herejía , fue encarcelado por las autoridades y condenado a la muerte , a pesar de que más tarde fue liberado gracias a la intervención de Pericles . Eratóstenes calculó la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo 3 aC como "de los estadios miríadas 400 y 80000", la traducción de los cuales es ambigua, lo que implica ya sea 4.080.000 estadios (755,000 km) o 804,000,000 estadios (148 a 153 millones de kilómetros o 0.99 a 1,02 AU); este último valor es correcto dentro de un pequeño porcentaje. En el siglo 1 dC, Ptolomeo calcula la distancia como 1,210 veces el radio de la Tierra , aproximadamente 7,71 millones de kilómetros (0,0515 UA).
La teoría de que el Sol es el centro alrededor del cual la órbita planetas fue propuesto por primera vez por los antiguos griegos Aristarco de Samos en el siglo 3 aC, y más tarde adoptada por Seleuco de Seleucia (ver Heliocentrism ). Este punto de vista se ha desarrollado de una manera más detallada modelo matemático de un sistema heliocéntrico en el siglo 16 por Nicolaus Copernicus .
Las observaciones de las manchas solares se registraron durante la dinastía Han (206 aC-220 dC) por astrónomos chinos , que mantuvieron registros de estas observaciones durante siglos. Averroes también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo 12. La invención del telescopio en el siglo 17 permitió observaciones detalladas de las manchas solares por Thomas Harriot , Galileo Galilei y otros astrónomos. Galileo postuló que las manchas solares estaban en la superficie del Sol en lugar de objetos pequeños que pasa entre la Tierra y el Sol
Aportaciones astronómicas árabes incluyen Albatenius descubrimiento "que la dirección de Sun del apogeo (el lugar en la órbita del sol contra las estrellas fijas en los que parece estar moviéndose más lento) está cambiando. (En términos heliocéntricas modernas, esto es causado por un movimiento gradual del afelio de la de la Tierra órbita). Ibn Yunus observó más de 10.000 entradas para la posición del Sol durante muchos años utilizando un gran astrolabio .
De la observación de un tránsito de Venus en 1032, el astrónomo persa y polígrafo Avicena llegaron a la conclusión de que Venus está más cerca de la Tierra que el Sol En 1672 Giovanni Cassini y Jean Richer determina la distancia a Marte y eran por lo tanto capaz de calcular la distancia al dom
En 1666, Isaac Newton observó la luz del Sol usando un prisma , y mostró que se compone de luz de muchos colores. En 1800, William Herschel descubrió infrarrojo de radiación más allá de la parte roja del espectro solar. El siglo 19 vio el avance en los estudios espectroscópicos del Sol; Joseph von Fraunhofer grabó más de 600 líneas de absorción en el espectro, el más fuerte de los cuales todavía se refieren a menudo como líneas de Fraunhofer . En los primeros años de la era científica moderna, la fuente de energía del Sol era un puzzle significativo. Lord Kelvin sugirió que el Sol es un cuerpo líquido de enfriamiento gradual que se irradia una tienda interna de calor. Kelvin y Hermann von Helmholtz propuso entonces una contracción gravitatoria mecanismo para explicar la producción de energía, pero la estimación de la edad resultante fue sólo 20 millones de años, muy por debajo del intervalo de tiempo de al menos 300 millones de años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de ese hora. En 1890 Joseph Lockyer , quien descubrió el helio en el espectro solar, propusieron una hipótesis meteorítico para la formación y evolución del Sol
No es hasta 1904 se le ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la salida del Sol podría ser mantenida por una fuente interna de calor, y sugirió desintegración radiactiva como la fuente. Sin embargo, sería Albert Einstein , que proporcionaría la clave esencial a la fuente de emisión de energía del Sol con su masa-energía de equivalencia relación E = mc 2 . En 1920, Sir Arthur Eddington propuso que las presiones y temperaturas en el núcleo de la sol podría producir una reacción de fusión nuclear que se fusionó de hidrógeno (protones) en núcleos de helio, lo que resulta en una producción de energía a partir de la variación neta de masa. La preponderancia de hidrógeno en el Sol se confirmó en 1925 por Cecilia Payne utilizando la ionización teoría desarrollada por Meghnad Saha , un físico indio. El concepto teórico de fusión se desarrolló en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe . Hans Bethe calcula los detalles de las dos principales reacciones nucleares que producen energía que alimentan al Sol En 1957, Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler y Fred Hoyle mostró que la mayoría de los elementos en el universo se han sintetizado mediante reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunos como el Sol
misiones espaciales solares
misiones espaciales solares
Los primeros satélites diseñados para observar el Sol eran NASA 's pioneros 5, 6, 7, 8 y 9, que se puso en marcha entre 1959 y 1968. Estas sondas en órbita alrededor del Sol a una distancia similar a la de la Tierra, y hacen la primera detallada mediciones del viento solar y el campo magnético solar. Pioneer 9 funcionar durante un tiempo particularmente largo, la transmisión de datos hasta mayo de 1983.
En la década de 1970, dos Helios nave espacial y el Skylab montura del telescopio de Apolo proporcionado a los científicos con nuevas e importantes datos sobre el viento solar y la corona solar. Los Helios 1 y 2 sondas fueron estadounidenses alemán colaboraciones que estudiaron el viento solar desde una órbita que lleva la nave espacial en el interior de Mercurio órbita 's en perihelio . La estación espacial Skylab, lanzado por la NASA en 1973, incluía un solar observatorio módulo llamado la montura del telescopio de Apolo que fue operado por los astronautas residentes en la estación. Skylab hizo las primeras observaciones resueltas en el tiempo de la región de transición solar y de las emisiones ultravioletas de la corona solar. Los descubrimientos incluyen las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal , a continuación llamado "transitorios coronales", y de agujeros de la corona , ahora se sabe están asociados íntimamente con el viento solar .
En 1980, la Misión Solar Maximum fue lanzado por la NASA . Esta nave espacial fue diseñado para observar los rayos gamma , los rayos X y UV la radiación de las erupciones solares durante un tiempo de alta actividad solar y luminosidad solar . Tan sólo unos meses después de su lanzamiento, sin embargo, un fallo de la electrónica causó la sonda para entrar en el modo de espera, y se pasó los siguientes tres años en este estado inactivo. En 1984 transbordador espacial Challenger misión STS-41C recuperada del satélite y su electrónica reparado antes de volver a liberarlo en órbita. Posteriormente, la Misión Solar Maximum adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de volver a entrar en la atmósfera de la Tierra en junio de 1989.
Lanzado en 1991, el japonés Yohkoh ( Rayo ) por satélite observado erupciones solares en longitudes de onda de rayos X. Datos de la misión permitió a los científicos a identificar diferentes tipos de bengalas, y demostraron que la corona lejos de las regiones de mayor actividad fue mucho más dinámico y activo que previamente se había supuesto. Yohkoh observó todo un ciclo solar, pero entró en el modo de espera cuando un eclipse anular en 2001 causó a perder su bloqueo en el Sol Fue destruido por reentrada en la atmósfera en 2005.
Una de las misiones solares más importantes hasta la fecha ha sido el Observatorio Solar y Heliosférico , construido conjuntamente por la Agencia Espacial Europea y la NASA y lanzado el 2 de diciembre de 1995. Originalmente la intención de servir en una misión de dos años, una extensión de la misión a través 2012 fue aprobado en octubre de 2009. ha resultado ser tan útil que una misión de seguimiento, el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), se puso en marcha en febrero de 2010. Situado en el punto de Lagrange entre la Tierra y el Sol ( en el que la fuerza de gravedad de ambos es igual), SOHO ha proporcionado una vista constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de un gran número de cometas , la mayoría diminutos cometas sungrazers que incineran a medida que pasan el dom
Todos estos satélites han observado el Sol desde el plano de la eclíptica, y por lo tanto sólo se han observado sus regiones ecuatoriales en detalle. La sonda Ulises fue lanzada en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol. Que viajó por primera vez a Júpiter , a "honda" en una órbita que lo llevaría muy por encima del plano de la eclíptica. Una vez que Ulises estaba en su órbita programada, se comenzó a observar el viento solar y la intensidad del campo magnético en las altas latitudes solares, encontrando que el viento solar desde latitudes altas se movía a unos 750 km / s, lo que fue más lento de lo esperado, y que había ondas magnéticas grandes que salen de las altas latitudes galácticas que dispersaron a los rayos cósmicos .
Abundancias de los elementos en la fotosfera son bien conocidos desde espectroscópicas estudios, pero la composición del interior del sol es más poco conocidos. Un viento solar misión de retorno de muestras, Génesis , fue diseñado para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar.
El Observatorio de Relaciones Solares y Terrestres (STEREO) misión se puso en marcha en octubre de 2006. Dos naves espaciales idénticas fueron lanzados a órbitas que les causan a (respectivamente) tire más por delante de y caer poco a poco detrás de la Tierra. Esto permite estereoscópica de imágenes del Sol y de los fenómenos solares, tales como las eyecciones de masa coronal .
La Organización de Investigación Espacial de la India ha programado el lanzamiento de un satélite de 100 kg llamado Aditya para 2017-18. Su principal instrumento será un coronógrafo para el estudio de la dinámica de la corona solar.
La observación y efectos
La observación y efectos
El brillo del sol puede causar dolor de mirar con el ojo desnudo ; Sin embargo, al hacerlo por breves períodos, no es peligroso para los ojos no dilatado normales. Mirar directamente al sol provoca fosfeno artefactos visuales y ceguera parcial temporal. También ofrece unos 4 milivatios de la luz del sol a la retina, calentando ligeramente y que puede causar daños en los ojos que no pueden responder adecuadamente a la luminosidad. UV exposición amarillos gradualmente el cristalino del ojo durante un período de años, y se cree que contribuyen a la formación de cataratas , pero esto depende de la exposición general a la radiación UV solar, y no si se mira directamentevisión de largo duración de la directa al sol con el ojo desnudo puede comenzar a causar lesiones inducidas por UV, quemaduras de sol en la retina después de 100 segundos, particularmente en condiciones donde la luz ultravioleta del sol es intenso y bien enfocado ; condiciones se agravan por los ojos pequeños o nuevos implantes de lentes (que no admiten más que por el envejecimiento UV ojos naturales), Sun ángulos cerca del cenit, y lugares de observación a gran altura.
Visualización de la Sun a través de concentración de luz óptica tales como prismáticos puede resultar en un daño permanente a la retina sin un filtro apropiado que bloquea UV y sustancialmente se atenúa la luz del sol. Cuando se utiliza un filtro de atenuación para ver el Sun, el espectador se advirtió utilizar un filtro específicamente diseñado para ese uso. Algunos filtros improvisados que pasan o UV IR rayos, pueden dañar realmente el ojo a altos niveles de brillo. cuñas Herschel , también llamado Diagonales solares, son eficaces y de bajo costo para los pequeños telescopios. La luz del sol que está destinado para el ocular es reflejada por una superficie no plateada de un pedazo de vidrio. Sólo una pequeña fracción de la luz incidente es reflejada. El resto pasa a través del vidrio y deja el instrumento. Si el cristal se rompe a causa del calor, ninguna luz se refleja, por lo que el dispositivo de seguridad. Filtros simples hechos de vidrio oscurecido permiten que toda la intensidad de la luz solar pase a través de si se rompen, poniendo en peligro la vista del observador. Binoculares sin filtro pueden entregar cientos de veces más energía que a simple vista, lo que puede causar daños inmediatos. Se afirma que incluso breves miradas en el sol del mediodía a través de un telescopio sin filtrar puede causar daño permanente.
Parciales eclipses solares son peligrosos para ver porque del ojo pupila no está adaptada a la inusualmente alto contraste visual: la pupila se dilata de acuerdo con la cantidad total de luz en el campo de visión, no por el objeto más brillante en el campo. Durante los eclipses parciales más la luz del sol es bloqueada por la Luna pasa por delante del Sol, pero las partes no cubiertas de la fotosfera tienen el mismo brillo superficial ya que durante un día normal. En la penumbra general, la pupila se expande desde ~ 2 mm a ~ 6 mm, y cada célula de la retina expuesta a la imagen solar recibe hasta diez veces más luz que sería mirar el dom no eclipsado Esto puede dañar o matar a las células, lo que resulta en pequeños puntos ciegos permanentes para el espectador. El peligro es insidioso para los observadores inexpertos y para los niños, porque no hay percepción del dolor: no es inmediatamente obvio que la visión de uno está siendo destruido.
Durante el amanecer y la puesta del sol , la luz solar es atenuada debido a la dispersión de Rayleigh y dispersión de Mie de una particularmente largo paso por la atmósfera de la Tierra, y el Sol es a veces lo suficientemente débil para ser vistos cómodamente a simple vista o con seguridad con óptica (siempre que exista hay riesgo de que la luz del sol aparece de repente a través de una ruptura entre las nubes). Condiciones nebulosas, polvo atmosférico, y alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica.
Un fenómeno óptico , conocido como un destello verde , a veces se puede ver poco después del atardecer o antes del amanecer. El flash es causado por la luz del Sol justo debajo del horizonte de ser doblada (por lo general a través de una inversión de la temperatura ) hacia el observador. Luz de longitudes de onda más cortas (violeta, azul, verde) se dobla más que el de las longitudes de onda más largas (amarillo, naranja, rojo), pero el violeta y azul claro se dispersa más, dejando a la luz que se percibe como verde.
Ultravioleta luz del Sol tiene antisépticas propiedades y puede ser usado para desinfectar las herramientas y agua. También causa quemaduras de sol , y tiene otros efectos biológicos, tales como la producción de vitamina D y tomar el sol . La luz ultravioleta es fuertemente atenuada por la Tierra capa de ozono , por lo que la cantidad de UV varía en gran medida con la latitud y ha sido parcialmente responsable de muchas adaptaciones biológicas, incluyendo variaciones en el color de la piel humana en diferentes regiones del globo.
Sistema planetario
Sistema planetario
El Sol tiene ocho planetas conocidos. Esto incluye cuatro planetas terrestres ( Mercurio , Venus , Tierra y Marte ), dos gigantes gaseosos ( Júpiter y Saturno ), y dos gigantes de hielo ( Urano y Neptuno ). El Sistema Solar también tiene cinco planetas enanos , un cinturón de asteroides , numerosos cometas , y un gran número de cuerpos de hielo que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno.
Un tránsito lunar del Sol capturada durante la calibración de cámaras de imagen ultravioleta B STEREO de la [173]
Una salida del sol
Durante ciertas condiciones atmosféricas, el Sol vuelve claramente visible a simple vista, y puede ser observado sin la tensión de los ojos. Haga clic en esta foto para ver el ciclo completo de una puesta de sol , como se observa desde las altas llanuras del desierto de Mojave .
Una protuberancia solar entra en erupción en agosto de 2012, como se recoge en SDO
El Sol, visto desde la órbita terrestre baja con vistas a la Estación Espacial Internacional . Esta luz del sol no es filtrada por la atmósfera inferior, que bloquea la mayor parte del espectro solar
El sol dando una gran tormenta geomagnética en 13:29, EST 13 de marzo 2012
Sol, el Sol, de una edición 1550 de Guido Bonatti 's Liber astronomiae .
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