EL SOL
Haz un análisis a través de preguntas sobre el sol. En tu cuaderno y luego lo socializas
Datos derivados de la observación terrestre
|
|
Distancia
media desde la Tierra
|
149.597.871 km(~1,5 × 1011 m)
|
Brillo visual (V)
|
–26,8m
|
Diám. angular en el perihelio
|
32'
35,64"
|
Diám.
angular en el afelio
|
31'
31,34"
|
Características físicas
|
|
Diámetro
|
|
Diámetro
relativo (dS/dT)
|
109
|
Superficie
|
6,0877 × 1012 km2
|
Volumen
|
1,4122 × 1018 km3
|
Masa
|
1,9891 × 1030 kg
|
Masa
relativa a la de la Tierra
|
332946x
|
Densidad
|
1411
kg/m3
|
Densidad
relativa a la de la Tierra
|
0,26x
|
Densidad
relativa al agua
|
1,41x
|
Gravedad en
la superficie
|
|
617,7 km/s
|
|
Temperatura
máxima de la superficie
|
5.778 K
|
Temperatura
máxima de lacorona
|
|
Temperatura
del núcleo
|
~1,36 × 107 K
|
Luminosidad (LS)
|
3,827 × 1026 W
|
Características orbitales
|
|
Periodo
de rotación
|
|
En el
ecuador:
|
27d 6h
36min
|
A 30°
de latitud:
|
28d 4h
48min
|
A 60°
de latitud:
|
30d 19h
12min
|
A 75°
de latitud:
|
31d 19h
12min
|
Distancia
máxima al centro de la Galaxia
|
|
Periodo
orbital alrededor del
centro galáctico |
|
Velocidad
orbital máxima
|
~2.20 km/s
|
Inclinación axial de la eclíptica
|
7,25 deg.
|
Inclinación axial del plano de la
galaxia
|
67,23 deg.
|
Composición de la fotosfera
|
|
73,46%
|
|
24,85%
|
|
0,77%
|
|
0,29%
|
|
0,16%
|
|
0,12%
|
|
0,09%
|
|
0,07%
|
|
0,05%
|
|
0,04%
|
El Sol (del latín sol, solis,
a su vez de la raíz proto-indoeuropea sauel-)3 es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en
el centro delSistema Solar y constituye la mayor fuente
de energía electromagnética de este
sistema planetario.4 La Tierra y
otros cuerpos (incluidos otrosplanetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitan alrededor
del Sol.4 Por
sí solo, representa alrededor del 98,6 por ciento de la masa del Sistema Solar.
La distancia media del Sol a la Tierra es
de aproximadamente 149.600.000 kilómetros, o 92.960.000 millas, y su luz
recorre esta distancia en 8 minutos y 30 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 tanto,
es el astro con mayor brillo aparente.
Su visibilidad en el cielolocal 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, que se formó entre
4.567,90 y 4.570,10 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 (aún así, es
más brillante que el 85 por ciento de las estrellas existentes en nuestra galaxia),
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).
Nacimiento
y muerte del Sol
El
Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para
5.500 millones 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 un billón 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 circumestelar 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 quemando hidrógeno de manera estable.
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 ésta 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.
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.5 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.6 Otro artículo
posterior apunta en la misma dirección.7
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 concluído 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.8
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, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manchas solares, 8) granulación y 9) viento solar.
Núcleo
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. El Sol está constituido por un 81 por ciento de hidrógeno, 18 por ciento de helio, y el 1 por ciento 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 lavelocidad 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
Las prominencias
solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera, alcanzan
alturas de hasta 150,000 km y producen erupciones solares espectaculares.
Corona
solar
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.
Artículo
principal: 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).9
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 Alfven 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 8 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 2.000 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
OBSERVA EL VÍDEO
No hay comentarios:
Publicar un comentario