sol

Estrella en el centro del Sistema Solar

Para otros usos, vea Sun (desambiguación) y The Sun (desambiguación) .

sol

Fotografiado en luz visible con filtro solar en 2013 con manchas solares y oscurecimiento de las extremidades .
Imagen de color falso tomada en 2010 como se ve en luz ultravioleta (longitud de onda de 30,4 nm)
Nombres	Sun, Sol / s ɒ l / , [1] Sól , Helios / h i l i ə s / [2]
Adjetivos	Solar / s oʊ l ər / [3]
Datos de observación
Distancia media a la Tierra	1  AU ≈1.496 × 10 8  km [4] 8 min 19 sa la velocidad de la luz
Brillo visual ( V )	−26,74 [5]
Magnitud absoluta	4.83 [5]
Clasificación espectral	G2V [6]
Metalicidad	Z = 0,0122 [7]
Tamaño angular	31,6–32,7 minutos de arco [8] ≈ 0,5 grados
Características orbitales
Distancia media desde el núcleo de la Vía Láctea	≈ 2,7 × 10 17  kilometros ≈29.000  años luz
Período galáctico	(2,25–2,50) × 10 8 años
Velocidad	≈ 220 km / s (órbita alrededor del centro de la Vía Láctea) ≈ 20 km / s (en relación con la velocidad promedio de otras estrellas en el vecindario estelar) ≈ 370 km / s [9] (relativo al fondo cósmico de microondas )
Características físicas
Radio ecuatorial	695,700  km, [10] 696,342 km [11] 109  × Tierra [12]
Circunferencia ecuatorial	4.379 × 10 6  km [12] 109 × Tierra [12]
Aplastamiento	9 × 10 −6
Área de superficie	6,09 × 10 12  km 2 [12] 12.000 × Tierra [12]
Volumen	1,41 × 10 18  km 3 [12] 1,300,000 × Tierra
Masa	1.9885 × 10 30  kg [5] 333.000  Tierras [5]
Densidad media	1,408 g / cm 3 [5] [12] [13] 0,255 × Tierra [5] [12]
Densidad central (modelada)	162.2 g / cm 3 [5] 12,4 × Tierra
Gravedad superficial ecuatorial	274 m / s 2 [5] 28 × Tierra [12]
Momento de factor de inercia	0.070 [5] (estimación)
Velocidad de escape (desde la superficie)	617,7 km / s [12] 55 × Tierra [12]
La temperatura	Centro (modelado): 1,57 × 10 7  K [5] Fotosfera (efectivo):5.772  K [5] Corona : ≈ 5 × 10 6  K
Luminosidad (L sol )	3.828 × 10 26  W [5] ≈ 3,75 × 10 28  lm ≈  Eficacia de 98 lm / W
Color (BV)	0,63
Resplandor medio  (I sol )	2,009 × 10 7  W · m −2 · sr −1
Envejecer	≈ 4.6 mil millones de años [14] [15]
Características de rotación
Oblicuidad	7.25 ° [5] (a la eclíptica ) 67.23 ° (al plano galáctico )
Ascensión recta del polo norte [16]	286.13 ° 19 h 4 min 30 s
Declinación del polo norte	+ 63.87 ° 63 ° 52 'Norte
Período de rotación sidérea (en el ecuador)	25,05 días [5]
(a 16 ° de latitud)	25,38 d [5] 25 d 9 h 7 min 12 s [16]
(en los polos)	34,4 días [5]
Velocidad de rotación (en el ecuador)	7,189 × 10 3  km / h [12]
Composición fotosférica (en masa)
Hidrógeno	73,46% [17]
Helio	24,85%
Oxígeno	0,77%
Carbón	0,29%
Planchar	0,16%
Neón	0,12%
Nitrógeno	0,09%
Silicio	0,07%
Magnesio	0,05%
Azufre	0,04%

El Sol es la estrella en el centro del Sistema Solar . Es una esfera casi perfecta de plasma caliente , ^{[18] [19]} calentado hasta la incandescencia por reacciones de fusión nuclear en su núcleo, irradiando la energía principalmente como luz visible y radiación infrarroja . Es, con mucho, la fuente de energía más importante para la vida en la Tierra . Su diámetro es de aproximadamente 1,39 millones de kilómetros (864.000 millas), o 109 veces el de la Tierra. Su masaes aproximadamente 330.000 veces la de la Tierra y representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar. ^[20] Aproximadamente tres cuartas partes de la masa del Sol consisten en hidrógeno (~ 73%); el resto es principalmente helio (~ 25%), con cantidades mucho más pequeñas de elementos más pesados, incluidos oxígeno , carbono , neón y hierro . ^[21]

El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V) según su clase espectral . Como tal, se le conoce de manera informal y no completamente precisa como una enana amarilla (su luz está más cerca del blanco que del amarillo). Se formó hace aproximadamente 4.600 millones ^{[a] [14] [22]} 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 reunió 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 tan caliente y densa que finalmente inició la fusión nuclear en su núcleo.. Se cree que casi todas las estrellas se forman mediante este proceso .

En su núcleo, el Sol fusiona actualmente alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio cada segundo, convirtiendo como resultado 4 millones de toneladas de materia en energía cada segundo. Esta energía, que puede tardar entre 10.000 y 170.000 años en escapar del núcleo, es la fuente de luz y calor del Sol. Cuando la fusión de hidrógeno en su núcleo ha disminuido hasta el punto en que el Sol ya no está en equilibrio hidrostático , su núcleo experimentará un marcado aumento de densidad y temperatura mientras sus capas externas se expanden, transformando finalmente al Sol en una gigante roja . Se calcula que el Sol se volverá lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales de Mercurio y Venus.y dejar la Tierra inhabitable, pero no durante unos cinco mil millones de años. Después de esto, se desprenderá de sus capas externas y se convertirá en un tipo denso de estrella de enfriamiento conocida como enana blanca , y ya no producirá energía por fusión, pero aún brillará y emitirá calor de su fusión anterior.

El enorme efecto del Sol sobre la Tierra se reconoce desde tiempos prehistóricos . Algunas culturas han considerado al Sol como una deidad . La rotación sinódica de la Tierra y su órbita alrededor del Sol son la base de los calendarios solares , uno de los cuales es el calendario gregoriano , el calendario predominante en uso en la actualidad.

Nombre y etimología

La palabra inglesa sun se desarrolló a partir del inglés antiguo sunne . Los cognados aparecen en otros idiomas germánicos , incluidos el sinne de Frisia Occidental , el zon holandés , el Sünn bajo en alemán , el Sonne alemán estándar , el Sunna bávaro , el sunna nórdico antiguo y el sunnō gótico . Todas estas palabras provienen del proto-germánico * sunnōn. ^{[23] [24]} Esto se relaciona en última instancia con la palabra "sol" en otras ramas del idioma indoeuropeo. familia, aunque en la mayoría de los casos se encuentra una raíz nominativa con una l , en lugar de la raíz genitiva en n , como por ejemplo en latín sōl , griego ἥλιος hēlios , galés haul y ruso солнце solntse (pronunciado sontse ), así como (con * l> r ) Sánscrito स्वर svár y persa خور xvar . De hecho, el l- tallo sobrevivió también en proto-germánico, como * sōwelan, que dio lugar al sauil gótico (junto con sunnō ) y al nórdico antiguo prosaico sól (junto a la sunna poética), y a través de él las palabras para "sol" en las lenguas escandinavas modernas: sueco y danés solen , islandés sólin , etc. ^[24]

En Inglés, el griego y palabras latinas se producen en la poesía como personificaciones del Sol, Helios / h i l i ə s / y Sol / s ɒ l / , ^{[2] [1]} mientras que en la ciencia ficción "Sol" puede ser utilizado como nombre del Sol para distinguirlo de otras estrellas. Los astrónomos planetarios utilizan el término " sol " con una 's' minúscula para la duración de un día solar en otro planeta como Marte . ^[25]

Los principales adjetivos para el Sol en Inglés son soleada de la luz solar y, en contextos técnicos, solar / s oʊ l ər / , ^[3] del latín sol ^[26] - la última que se encuentra en términos como día solar , eclipse solar y Sistema solar (ocasionalmente sistema solar ). Del griego helios viene la rara adjetivo Heliac / h i l i æ k / . ^[27]

El nombre del día de la semana en inglés Sunday proviene del inglés antiguo Sunnandæg "día del sol", una interpretación germánica de la frase latina diēs sōlis , una traducción del griego ofμέρα ἡλίου hēmera hēliou "día del sol". ^[28]

Características generales

El Sol es una estrella de 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, que se estima que es más brillante que aproximadamente el 85% de las estrellas de la Vía Láctea , la mayoría de las cuales son enanas rojas . ^{[29] [30]} El Sol es una estrella ^{[b] de} Población I , o rica en elementos pesados . ^[31] La formación del Sol puede haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas cercanas . ^[32] Esto se sugiere por una gran abundancia de elementos pesados ​​en el Sistema Solar, como oro yuranio , en relación con la abundancia de estos elementos en las estrellas de la denominada Población II , pobres en elementos pesados. Los elementos pesados ​​podrían haber sido producidos de manera más plausible por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova, o por transmutación a través de la absorción de neutrones dentro de una estrella masiva de segunda generación. ^[31]

El Sol es, con mucho, el objeto más brillante del cielo de la Tierra , con una magnitud aparente de -26,74. ^{[33] [34]} Esto es aproximadamente 13 mil millones de veces más brillante que la siguiente estrella más brillante, Sirio , que tiene una magnitud aparente de -1,46. Una unidad astronómica (aproximadamente 150.000.000 km; 93.000.000 millas) se define como la distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra, aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve del perihelio en enero al afelio en julio. ^[35]A esta distancia promedio, 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 de los puntos más cercanos del Sol y la Tierra tarda unos dos segundos menos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida ^[c] en la Tierra mediante la fotosíntesis , ^[36] e impulsa el clima y el tiempo de la Tierra .

El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la altura por encima de la fotosfera . ^[37] A los efectos de la medición, se considera que el radio del Sol es la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera , la superficie visible aparente del Sol. ^[38] Según esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado en alrededor de 9 millonésimas, ^{[39] lo} que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial en sólo 10 kilómetros (6,2 millas). ^[40] El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol. ^[41]El Sol gira más rápido en su ecuador que en sus polos . Esta rotación diferencial es causada 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 período de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y 33,5 días en los polos. Visto desde la Tierra mientras orbita el Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de unos 28 días. ^[42] Visto desde un punto de vista sobre su polo norte, el Sol gira en sentido antihorario alrededor de su eje de rotación. ^{[d] [43]}

Luz de sol

Artículo principal: Luz solar

El Sol, visto desde la superficie de la Tierra.

La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de área que está directamente expuesta a la luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente1.368 W / m ² (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (AU) del Sol (es decir, en la Tierra o cerca de ella). ^{[44] La} luz solar en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera de la Tierra , por lo que llega menos energía a la superficie (más cerca de1.000 W / m ² ) en condiciones despejadas cuando el Sol está cerca del cenit . ^{[45] La} luz solar en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesta (por energía total) de aproximadamente un 50% de luz infrarroja, un 40% de luz visible y un 10% de luz ultravioleta. ^[46] La atmósfera en particular filtra más del 70% del ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. ^[47] La radiación ultravioleta solar ioniza la atmósfera superior del lado diurno de la Tierra, creando la ionosfera conductora de electricidad . ^[48]

El color del Sol es blanco, con un índice de espacio de color CIE cercano (0.3, 0.3), cuando se ve desde el espacio o cuando el Sol está alto en el cielo, y el resplandor solar por longitud de onda alcanza su punto máximo en la porción verde del espectro. ^{[49] [50]} Cuando el Sol está bajo en el cielo, la dispersión atmosférica hace que el Sol sea amarillo, rojo, naranja o magenta. A pesar de su blancura típica, la mayoría de las personas ^{[nota 1]} imaginan mentalmente al Sol como amarillo; las razones de esto son objeto de debate. ^[51] El Sol es una estrella G2V , con G2 indicando su temperatura superficial de aproximadamente 5.778 K (5.505 ° C, 9.941 ° F), y Vque, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de la secuencia principal . ^{[52] [53]} La luminancia promedio del Sol es de alrededor de 1,88 giga  candelas por metro cuadrado , pero como se ve a través de la atmósfera de la Tierra, se reduce a alrededor de 1,44 Gcd / m ² . ^[e] Sin embargo, la luminancia no es constante en todo el disco solar ( oscurecimiento de las extremidades ).

Composición

Animación de meneo de colores falsos del sol

Normalmente, el Sol no produce rayos gamma, pero una llamarada el 15 de junio de 1991 provocó esta observación de rayos gamma por el instrumento COMPTEL en el Observatorio de Rayos Gamma de Compton. Los neutrones del Sol chocaron con el medio intraestelar para producir rayos gamma.

Llamarada solar de 1973 registrada por Skylab

Ver también: Moléculas en estrellas

El Sol está compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio . En este momento de la vida del Sol, representan el 74,9% y el 23,8% de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. ^[54] Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2% de la masa, con oxígeno (aproximadamente el 1% de la masa del Sol), carbono (0,3%), neón (0,2%) y hierro (0,2%). %) siendo el más abundante. ^[55]

La composición química original del Sol se heredó del medio interestelar a partir del cual se formó. Originalmente habría contenido aproximadamente 71,1% de hidrógeno, 27,4% de helio y 1,5% de elementos más pesados. ^[54] El hidrógeno y la mayor parte del helio en el Sol habrían sido producidos por la nucleosíntesis del Big Bang en los primeros 20 minutos del universo, y los elementos más pesados ​​fueron producidos por generaciones anteriores de estrellas antes de que se formara el Sol, y se extendió a el medio interestelar durante las etapas finales de la vida estelar y por eventos como las supernovas . ^[56]

Desde que se formó el Sol, el principal proceso de fusión ha consistido en fusionar hidrógeno en helio. Durante los últimos 4.600 millones de años, la cantidad de helio y su ubicación dentro del Sol ha cambiado gradualmente. Dentro del núcleo, la proporción de helio ha aumentado de aproximadamente 24% a aproximadamente 60% debido a la fusión, y parte del helio y elementos pesados ​​se han asentado desde la fotosfera hacia el centro del Sol debido a la gravedad . Las proporciones de metales (elementos más pesados) no cambian. El calor se transfiere hacia afuera desde el núcleo del Sol por radiación en lugar de por convección (ver Zona radiativa a continuación), por lo que los productos de fusión no se elevan hacia afuera por el calor; permanecen en el núcleo ^[57]y gradualmente ha comenzado a formarse un núcleo interno de helio que no se puede fusionar porque actualmente el núcleo del Sol no está lo suficientemente caliente o denso para fusionar el helio. En la fotosfera actual, la fracción de helio se reduce y la metalicidad es solo el 84% de lo que era en la fase protoestelar (antes de que comenzara la fusión nuclear en el núcleo). En el futuro, el helio continuará acumulándose en el núcleo, y en aproximadamente 5 mil millones de años esta acumulación gradual eventualmente hará que el Sol salga de la secuencia principal y se convierta en una gigante roja . ^[58]

La composición química de la fotosfera normalmente se considera representativa de la composición del Sistema Solar primordial. ^[59] Las abundancias de elementos pesados ​​solares descritas anteriormente se miden típicamente usando espectroscopía de la fotosfera del Sol y midiendo abundancias en meteoritos que nunca se han calentado a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos retienen la composición del Sol protoestelar y, por lo tanto, no se ven afectados por el asentamiento de elementos pesados. Los dos métodos generalmente concuerdan bien. ^[21]

Elementos del grupo de hierro ionizados individualmente

En la década de 1970, muchas investigaciones se centraron en la abundancia de elementos del grupo del hierro en el Sol. ^{[60] [61]} Aunque se realizaron importantes investigaciones, hasta 1978 fue difícil determinar la abundancia de algunos elementos del grupo hierro (por ejemplo, cobalto y manganeso ) mediante espectrografía debido a sus estructuras hiperfinas . ^[60]

El primer conjunto en gran parte completo de fuerzas de oscilador de elementos del grupo de hierro ionizado individualmente se puso a disposición en la década de 1960, ^[62] y posteriormente se mejoraron. ^[63] En 1978, se derivó la abundancia de elementos ionizados individualmente del grupo del hierro. ^[60]

Composición isotópica

Varios autores han considerado la existencia de un gradiente en las composiciones isotópicas de los gases nobles solares y planetarios , ^[64] por ejemplo, correlaciones entre las composiciones isotópicas de neón y xenón en el Sol y en los planetas. ^{[sesenta y cinco]}

Antes de 1983, se pensaba que todo el Sol tenía la misma composición que la atmósfera solar. ^[66] En 1983, se afirmó que era el fraccionamiento en el propio Sol lo que causaba la relación de composición isotópica entre los gases nobles planetarios y los implantados por el viento solar. ^[66]

Estructura y fusión

Artículo principal: modelo solar estándar

La estructura del sol

Perfil de temperatura en el sol

Masa dentro de un radio dado en el Sol

Perfil de densidad en el sol

Perfil de presión en el sol

La estructura del Sol contiene las siguientes capas:

• Núcleo : el 20-25% más interno del radio del Sol, donde la temperatura (energías) y la presión son suficientes para que se produzca la fusión nuclear . El hidrógeno se fusiona en helio (que actualmente no se puede fusionar en este momento de la vida del Sol). El proceso de fusión libera energía y el núcleo se enriquece gradualmente en helio.
• Zona radiativa : la convección no puede ocurrir hasta que esté mucho más cerca de la superficie del Sol. Por lo tanto, entre aproximadamente el 20-25% del radio y el 70% del radio, existe una "zona radiativa" en la que la transferencia de energía se produce por medio de radiación (fotones) en lugar de por convección.
• Tacoclina : la región límite entre las zonas radiativa y convectiva.
• Zona convectiva : entre aproximadamente el 70% del radio del Sol y un punto cercano a la superficie visible, el Sol es lo suficientemente frío y difuso como para que se produzca la convección, y esto se convierte en el medio principal de transferencia de calor hacia el exterior, similar a las células meteorológicas que se forman en la atmósfera de la tierra.
• Fotosfera : la parte más profunda del Sol que podemos observar directamente con luz visible. Debido a que el Sol es un objeto gaseoso, no tiene una superficie claramente definida; sus partes visibles generalmente se dividen en una "fotosfera" y una "atmósfera".
• Atmósfera : un 'halo' gaseoso que rodea al Sol, que comprende la cromosfera , la región de transición solar , la corona y la heliosfera . Estos se pueden ver cuando la parte principal del Sol está oculta, por ejemplo, durante un eclipse solar .

Centro

Artículo principal: núcleo solar

El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. ^[67] Tiene una densidad de hasta150 g / cm ^{3 [68] [69]} (aproximadamente 150 veces la densidad del agua) y una temperatura cercana a los 15,7 millones de kelvin (K). ^[69] Por el contrario, la temperatura de la superficie del Sol es aproximadamente5800 K . El análisis reciente de los datos de la misión SOHO favorece una tasa de rotación más rápida en el núcleo que en la zona radiativa anterior. ^[67] Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía ha sido producida por fusión nuclear en la región del núcleo a través de una serie de reacciones nucleares llamadas cadena p – p (protón-protón) ; este proceso convierte el hidrógeno en helio. ^[70] Solo el 0,8% de la energía generada en el Sol proviene de otra secuencia de reacciones de fusión llamada ciclo CNO , aunque se espera que esta proporción aumente a medida que el Sol envejece. ^{[71] [72]}

El núcleo es la única región del Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica a través de la fusión; El 99% de la energía se genera dentro del 24% del radio del Sol, y en el 30% del radio, la fusión se ha detenido casi por completo. El resto del Sol es calentado por esta energía a medida que se transfiere hacia el exterior a través de muchas capas sucesivas, finalmente a la fotosfera solar donde escapa al espacio a través de radiación (fotones) o advección (partículas masivas). ^{[52] [73]}

La cadena protón-protón ocurre alrededor 9.2 × 10 ³⁷ veces cada segundo en el núcleo, convirtiendo 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 aproximadamente6,2 × 10 ¹¹  kg / s . ^{[52] La} fusión de cuatro protones libres (núcleos de hidrógeno) en una sola partícula alfa (núcleo de helio) libera alrededor del 0,7% de la masa fusionada como energía, ^[74] por lo que el Sol libera energía a una tasa de conversión masa-energía de 4,26 millones de unidades métricas. toneladas por segundo (que requiere 600 megatoneladas métricas de hidrógeno ^[75] ), para 384,6  yottavatios (3,846 × 10 ²⁶  W ), ^[5] o 9,192 × 10 ¹⁰  megatones de TNT por segundo. La gran potencia de salida del Sol se debe principalmente al enorme tamaño y densidad de su núcleo (en comparación con la Tierra y los objetos de la Tierra), y solo se genera una cantidad bastante pequeña de energía por metro cúbico . Los modelos teóricos del interior del Sol indican una densidad de potencia máxima, o producción de energía, de aproximadamente 276,5 vatios por metro cúbico en el centro del núcleo, ^[76] que es aproximadamente la misma densidad de potencia dentro de una pila de compost . ^{[77] [f]}

La tasa de fusión en el núcleo está en un equilibrio autocorregible: una tasa de fusión ligeramente más alta haría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas externas, reduciendo la densidad y, por lo tanto, la tasa de fusión y corrigiendo la perturbación ; y una tasa ligeramente más baja haría que el núcleo se enfríe y se contraiga ligeramente, aumentando la densidad y aumentando la tasa de fusión y volviéndola nuevamente a su tasa actual. ^{[78] [79]}

Zona radiativa

Artículo principal: zona radiativa

Desde el núcleo hasta aproximadamente 0,7 radios solares , la radiación térmica es el medio principal de transferencia de energía. ^[80] La temperatura desciende de aproximadamente 7 millones a 2 millones de kelvin al aumentar la distancia desde el núcleo. ^[69] Este gradiente de temperatura es menor que el valor de la tasa de lapso adiabático y, por lo tanto, no puede impulsar la convección, lo que explica por qué la transferencia de energía a través de esta zona es por radiación en lugar de convección térmica. ^[69] Los iones de hidrógeno y helio emiten fotones, que viajan solo una breve distancia antes de ser reabsorbidos por otros iones. ^[80]La densidad desciende cien veces (de 20 g / cm ³ a 0,2 g / cm ³ ) de 0,25 radios solares a 0,7 radios, la parte superior de la zona radiativa. ^[80]

Tacoclina

Artículo principal: Tachoclina

La zona radiativa y la zona convectiva están separadas por una capa de transición, la tacoclina . Esta es una región donde el cambio brusco de régimen entre la rotación uniforme de la zona radiativa y la rotación diferencial de la zona de convección da como resultado un gran cizallamiento entre las dos, una condición en la que sucesivas capas horizontales se deslizan una sobre la otra. ^[81] Actualmente, se plantea la hipótesis (ver Dinamo solar ) de que una dínamo magnética dentro de esta capa genera el campo magnético del Sol . ^[69]

Zona convectiva

Artículo principal: zona de convección

La zona de convección del Sol se extiende desde 0,7 radios solares (500.000 km) hasta cerca de la superficie. En esta capa, el plasma solar no es lo suficientemente denso ni lo suficientemente caliente para transferir la energía térmica del interior hacia afuera a través de la radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que las corrientes convectivas se desarrollen y muevan la energía del Sol hacia afuera, hacia su superficie. El material calentado en la tacoclina recoge calor y se expande, reduciendo así su densidad y permitiendo que suba. Como resultado, un movimiento ordenado de la masa se convierte en células térmicas que transportan la mayor parte del calor hacia la fotosfera del Sol que se encuentra arriba. Una vez que el material se enfría de manera difusa y radiativa justo debajo de la superficie fotosférica, su densidad aumenta y se hunde hasta la base de la zona de convección.donde nuevamente recoge calor de la parte superior de la zona radiativa y continúa el ciclo convectivo. En la fotosfera, la temperatura ha bajado a 5.700 K y la densidad a solo 0,2 g / m³ (aproximadamente 1 / 6.000 la densidad del aire al nivel del mar). ^[69]

Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol dándole una apariencia granular llamada granulación solar en la escala más pequeña y supergranulación en escalas mayores. La convección turbulenta en esta parte exterior del interior solar mantiene la acción de la dínamo "a pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. ^[69] Las columnas térmicas del Sol son células de Bénard y toman la forma de prismas aproximadamente hexagonales. ^[82]

Fotosfera

La temperatura efectiva , o temperatura del cuerpo negro , del Sol (5777 K ) es la temperatura que debe tener un cuerpo negro del mismo tamaño para producir el mismo poder emisivo total.

Artículo principal: Fotosfera

Imagen de alta resolución de la superficie del Sol tomada por el Telescopio Solar Daniel K. Inouye (DKIST)

La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa debajo de la cual el Sol se vuelve opaco a la luz visible. ^[83] Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente sobre ella y se convierten en radiación solar, luz solar. El cambio en la opacidad es debido a la cantidad decreciente de H - iones , que absorben la luz visible fácilmente. ^[83] Por el contrario, la luz visible que vemos se produce cuando los electrones reaccionan con los átomos de hidrógeno para producir iones H ^- . ^{[84] [85]}La fotosfera tiene decenas a cientos de kilómetros de espesor y es ligeramente menos opaca que el aire de la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la parte inferior, una imagen del Sol parece más brillante en el centro que en el borde o la extremidad del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento de las extremidades. ^[83] El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a5777  K , intercalados con líneas de absorción atómica de las capas tenues por encima de la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de ~ 10 ²³  m ⁻³ (aproximadamente el 0,37% del número de partículas por volumen de la atmósfera terrestre al nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizada; el grado de ionización es de aproximadamente el 3%, lo que deja casi todo el hidrógeno en forma atómica. ^[86]

Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondían a ningún elemento químico conocido entonces en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer planteó la hipótesis de que estas líneas de absorción eran causadas por un nuevo elemento al que denominó helio , en honor al dios griego del sol Helios . Veinticinco años después, se aisló helio en la Tierra. ^[87]

Atmósfera

Ver también: corona solar y lazo coronal

Durante un eclipse solar total, la corona solar se puede ver a simple vista, durante el breve período de totalidad.

Durante un eclipse solar total, cuando el disco del Sol está cubierto por el de la Luna , se pueden ver partes de la atmósfera circundante del Sol. Está compuesto por cuatro partes distintas: la cromosfera, la región de transición, la corona y la heliosfera.

La capa más fría del Sol es una región de temperatura mínima que se extiende hasta aproximadamente 500 km por encima de la fotosfera y tiene una temperatura de aproximadamente4100  K . ^[83] Esta parte del Sol es lo suficientemente fría como para permitir la existencia de moléculas simples como el monóxido de carbono y el agua, que pueden detectarse a través de sus espectros de absorción. ^[88]

La cromosfera, la región de transición y la corona son mucho más calientes que la superficie del Sol. ^[83] La razón no se comprende bien, pero la evidencia sugiere que las ondas de Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona. ^[89]

Por encima de la capa de temperatura mínima hay una capa sobre 2.000 km de espesor, dominado por un espectro de líneas de emisión y absorción. ^[83] Se llama cromosfera por la raíz griega croma , que significa color, porque la cromosfera es visible como un destello de color al principio y al final de los eclipses solares totales. ^[80] La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, oscilando alrededor de20.000 K cerca de la cima. ^[83] En la parte superior de la cromosfera, el helio se ioniza parcialmente . ^[90]

Tomada por el telescopio óptico solar de Hinode el 12 de enero de 2007, esta imagen del Sol revela la naturaleza filamentosa del plasma que conecta regiones de diferente polaridad magnética.

Por encima de la cromosfera, en una delgada (aproximadamente 200 km ) región de transición, la temperatura aumenta rápidamente desde alrededor de20 000  K en la cromosfera superior a temperaturas coronales más cerca de1 000 000  K . ^[91] El aumento de temperatura se ve facilitado por la ionización total del helio en la región de transición, lo que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma. ^[90] La región de transición no ocurre a una altitud bien definida. Más bien, forma una especie de nimbo alrededor de características cromosféricas como espículas y filamentos , y está en constante movimiento caótico. ^[80] La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde el espacio por instrumentos sensibles a la porción ultravioleta extrema del espectro .^[92]

La corona es la siguiente capa del Sol. La corona baja, cerca de la superficie del Sol, tiene una densidad de partículas de alrededor de 10 ¹⁵  m ⁻³ a 10 ¹⁶  m ⁻³ . ^{[90] [g]} 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 de 8.000.000 a 20.000.000 K. ^[91] Aunque todavía no existe una teoría completa para explicar la temperatura de la corona, se sabe que al menos parte de su calor proviene de la reconexión magnética . ^{[91] [93]}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 desde el Sol hacia el espacio interplanetario es el viento solar . ^[93]

La heliosfera, la tenue atmósfera más externa del Sol, está llena de plasma de viento solar. Esta capa más externa del Sol se define para comenzar en la distancia donde el flujo del viento solar se vuelve superalfvénico , es decir, donde el flujo se vuelve más rápido que la velocidad de las ondas de Alfvén, ^[94] en aproximadamente 20 radios solares (0.1 AU). . La turbulencia y las fuerzas dinámicas en la heliosfera no pueden afectar la forma de la corona solar en su interior, porque la información solo puede viajar a la velocidad de las ondas Alfvén. El viento solar viaja hacia afuera continuamente a través de la heliosfera, ^{[95] [96]} formando el campo magnético solar en forma de espiral , ^[93] hasta que impacta en la heliopausa. más que 50 AU del sol. En diciembre de 2004, la sonda Voyager 1 atravesó un frente de choque que se cree que forma parte de la heliopausa. ^[97] A finales de 2012, la Voyager 1 registró un marcado aumento en las colisiones de rayos cósmicos y una fuerte caída en las partículas de menor energía del viento solar, lo que sugirió que la sonda había atravesado la heliopausa y había entrado en el medio interestelar . ^[98] La heliosfera tiene una cola de helio que se extiende detrás de ella debido al movimiento del Sol. ^[99]

Fotones y neutrinos

Ver también: irradiancia solar

Los fotones de rayos gamma de alta energía liberados inicialmente con reacciones de fusión en el núcleo son absorbidos casi de inmediato por el plasma solar de la zona radiativa, generalmente después de viajar solo unos pocos milímetros. La reemisión ocurre en una dirección aleatoria y generalmente con una energía ligeramente menor. Con esta secuencia de emisiones y absorciones, la radiación tarda mucho en llegar a la superficie del Sol. Las estimaciones del tiempo de viaje de los fotones oscilan entre 10.000 y 170.000 años. ^[100] Por el contrario, los neutrinos solo tardan 2,3 segundos, que representan aproximadamente el 2% de la producción total de energía del Sol, para llegar a la superficie. Debido a que el transporte de energía en el Sol es un proceso que involucra fotones en equilibrio termodinámico con la materia, la escala de tiempo del transporte de energía en el Sol es más larga, del orden de 30.000.000 de años. Este es el tiempo que le tomaría al Sol volver a un estado estable, si la tasa de generación de energía en su núcleo cambiara repentinamente. ^[101]

Los neutrinos también son liberados por las reacciones de fusión en el núcleo, pero, a diferencia de los fotones, rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos pueden escapar del Sol inmediatamente. Durante muchos años, las mediciones del número de neutrinos producidos en el Sol fueron inferiores a las teorías predichas 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. ^[102]

Actividad magnética

Campo magnético

Ver también: campo magnético estelar , manchas solares , lista de ciclos solares y fenómenos solares

Fotografía de luz visible de una mancha solar, 13 de diciembre de 2006

Diagrama de mariposa que muestra el patrón de manchas solares emparejadas. El gráfico es del área de las manchas solares.

En esta imagen ultravioleta de color falso, el Sol muestra una llamarada solar de clase C3 (área blanca en la parte superior izquierda), un tsunami solar (estructura en forma de onda, parte superior derecha) y múltiples filamentos de plasma siguiendo un campo magnético, que se eleva desde el superficie estelar.

La capa de corriente heliosférica se extiende hasta los confines del Sistema Solar y es el resultado de la influencia del campo magnético giratorio del Sol sobre el plasma en el medio interplanetario . ^[103]

El Sol tiene un campo magnético que varía a lo largo de la superficie del Sol. Su campo polar es 1-2 gauss (0,0001-0,0002  T ), mientras que el campo es típicamente 3,000 gauss (0,3 T) en las características del Sol llamadas manchas solares y 10-100 gauss (0,001-0,01 T) en las prominencias solares . ^[5]

El campo magnético también varía en el tiempo y la ubicación. El ciclo solar cuasi-periódico de 11 años es la variación más prominente en la que el número y tamaño de las manchas solares aumenta y disminuye. ^{[104] [105] [106]}

Las manchas solares son visibles como parches oscuros en la fotosfera del Sol y corresponden a concentraciones de campo magnético donde se inhibe el transporte convectivo de calor desde el interior solar a la superficie. Como resultado, las manchas solares son un poco más frías que la fotosfera circundante, por lo que parecen oscuras. En un mínimo solar típico , se ven pocas manchas solares y, en ocasiones, no se puede ver ninguna. Los que sí aparecen se encuentran en latitudes solares elevadas. A medida que el ciclo solar avanza hacia su máximo , las manchas solares tienden a formarse más cerca del ecuador solar, un fenómeno conocido como ley de Spörer . Las manchas solares más grandes pueden tener decenas de miles de kilómetros de diámetro. ^[107]

Un ciclo de manchas solares de 11 años es la mitad de un ciclo de dínamo de Babcock- Leighton de 22 años , que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre campos magnéticos solares toroidales y poloidales . En el ciclo solar máximo, el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su fuerza mínima de ciclo dinamoidal, pero un toroidal internoEl campo cuadrupolar, generado a través de la rotación diferencial dentro de la tacoclina, está cerca de su fuerza máxima. En este punto del ciclo de la dínamo, la afluencia ascendente dentro de la zona convectiva fuerza la aparición de un campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, alineadas aproximadamente de este a oeste y con huellas con polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de los pares de manchas solares se alterna en cada ciclo solar, un fenómeno conocido como ciclo de Hale. ^{[108] [109]}

Durante la fase de declive del ciclo solar, la energía se desplaza del campo magnético toroidal interno al campo poloidal externo, y las manchas solares disminuyen en número y tamaño. En el mínimo del ciclo solar, el campo toroidal es, correspondientemente, a la fuerza mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal está en su fuerza máxima. Con el aumento del siguiente ciclo de manchas solares de 11 años, la rotación diferencial desplaza la energía magnética del campo poloidal al toroidal, pero con una polaridad opuesta a la del ciclo anterior. El proceso continúa continuamente y, en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde a un cambio, entonces, en la polaridad general del campo magnético a gran escala del Sol. ^{[110] [111]}

El campo magnético solar se extiende mucho más allá del propio Sol. El plasma de viento solar, conductor de electricidad, lleva el campo magnético del Sol al espacio, formando lo que se llama campo magnético interplanetario . ^[93] En una aproximación conocida como magnetohidrodinámica ideal , las partículas de plasma solo se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético. Como resultado, el viento solar que fluye hacia afuera extiende el campo magnético interplanetario hacia afuera, forzándolo a una estructura más o menos radial. Para un campo magnético solar dipolar simple, con polaridades hemisféricas opuestas a cada lado del ecuador magnético solar, se forma una delgada capa de corriente en el viento solar. ^[93]A grandes distancias, la rotación del Sol tuerce el campo magnético dipolar y la hoja de corriente correspondiente en una estructura en espiral de Arquímedes llamada espiral de Parker. ^[93] El campo magnético interplanetario es mucho más fuerte que el componente dipolo del campo magnético solar. El campo magnético dipolo del Sol de 50-400  μT (en la fotosfera) se reduce con el cubo inverso de la distancia, lo que lleva a un campo magnético predicho de 0,1 nT a la distancia de la Tierra. Sin embargo, según las observaciones de la nave espacial, el campo interplanetario en la ubicación de la Tierra es de alrededor de 5 nT, unas cien veces mayor. ^[112] La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por corrientes eléctricas en el plasma que rodea al Sol.

Variación de actividad

Mediciones de 2005 de la variación del ciclo solar durante los últimos 30 años

El campo magnético del Sol produce muchos efectos que se denominan colectivamente actividad solar . Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal tienden a ocurrir en grupos de manchas solares. Las corrientes de viento solar de alta velocidad que cambian lentamente se emiten desde los agujeros coronales en la superficie fotosférica. Tanto las eyecciones de masa coronal como las corrientes de viento solar a alta velocidad transportan el plasma y el campo magnético interplanetario hacia el exterior del Sistema Solar. ^[113] Los efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras en latitudes moderadas a altas y la interrupción de las comunicaciones por radio y la energía eléctrica . Se cree que la actividad solar ha jugado un papel importante en laformación y evolución del Sistema Solar .

Con la modulación del ciclo solar del número de manchas solares, se produce una modulación correspondiente de las condiciones climáticas espaciales , incluidas las que rodean la Tierra, donde los sistemas tecnológicos pueden verse afectados.

En diciembre de 2019, se observó un nuevo tipo de explosión magnética solar, conocida como reconexión magnética forzada . Previamente, en un proceso llamado reconexión magnética espontánea , se observó que las líneas del campo magnético solar divergen explosivamente y luego convergen de nuevo instantáneamente. La Reconexión Magnética Forzada fue similar, pero fue provocada por una explosión en la corona. ^[114]

Cambio a largo plazo

Algunos científicos creen que el cambio secular a largo plazo en el número de manchas solares está correlacionado con el cambio a largo plazo en la irradiancia solar, ^[115] que, a su vez, podría influir en el clima de la Tierra a largo plazo. ^[116] Por ejemplo, en el siglo XVII, el ciclo solar parecía haberse detenido por completo durante varias décadas; Se observaron pocas manchas solares durante un período conocido como mínimo de Maunder . Esto coincidió en el tiempo con la era de la Pequeña Edad del Hielo , cuando Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. ^[117] Se han descubierto mínimos extendidos anteriores mediante el análisis de los anillos de los árboles y parecen haber coincidido con temperaturas globales inferiores a la media. ^[118]

Una teoría reciente afirma que existen inestabilidades magnéticas en el núcleo del Sol que causan fluctuaciones con períodos de 41.000 o 100.000 años. Estos podrían proporcionar una mejor explicación de las edades de hielo que los ciclos de Milankovitch . ^{[119] [120]}

Fases de la vida

Artículos principales: Formación y evolución del Sistema Solar y Evolución estelar.

El Sol de hoy se encuentra aproximadamente a la mitad de la parte más estable de su vida. No ha cambiado drásticamente durante más de cuatro mil millones ^[a] años y permanecerá bastante estable durante más de cinco mil millones más. Sin embargo, después de que la fusión de hidrógeno en su núcleo se haya detenido, el Sol sufrirá cambios dramáticos, tanto internos como externos.

Formación

El Sol se formó hace unos 4.600 millones de años a partir del colapso de parte de una nube molecular gigante que consistía principalmente de hidrógeno y helio y que probablemente dio origen a muchas otras estrellas. ^[121] Esta edad se estima utilizando modelos informáticos de evolución estelar y mediante nucleocosmocronología . ^[14] El resultado es consistente con la fecha radiométrica del material más antiguo del Sistema Solar, hace 4.567 millones de años. ^{[122] [123] Los} estudios de meteoritos antiguos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de vida corta, como el hierro-60, que se forman sólo en estrellas explosivas de corta vida. Esto indica que una o más supernovas deben haber ocurrido cerca del lugar donde se formó el Sol. Una onda de choque de una supernova cercana habría provocado la formación del Sol comprimiendo la materia dentro de la nube molecular y provocando el colapso de ciertas regiones bajo su propia gravedad. ^[124] Cuando un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a rotar debido a la conservación del momento angular.y calentar con la presión creciente. Gran parte de la masa se concentró 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 generaron mucho calor a medida que acumulaba más materia del disco circundante, lo que finalmente desencadenó la fusión nuclear .

HD 162826 y HD 186302 son supuestos hermanos estelares del Sol, que se formaron en la misma nube molecular.

Secuencia principal

Evolución de la luminosidad , radio y temperatura efectiva del Sol en comparación con el Sol actual. Después de Ribas (2010) ^[125]

El Sol se encuentra aproximadamente a la mitad de su etapa de secuencia principal, durante la cual las reacciones de fusión nuclear en su núcleo fusionan hidrógeno en helio. Cada segundo, más de cuatro millones de toneladas de materia se convierten en energía dentro del núcleo del Sol, produciendo neutrinos y radiación solar . A este ritmo, el Sol ha convertido hasta ahora alrededor de 100 veces la masa de la Tierra en energía, aproximadamente el 0,03% de la masa total del Sol. El Sol pasará un total de aproximadamente 10 mil millones de años como estrella de la secuencia principal. ^[126] El Sol se está calentando gradualmente durante su tiempo en la secuencia principal, porque los átomos de helio en el núcleo ocupan menos volumen que los átomos de hidrógeno.que se fusionaron. Por lo tanto, el núcleo se está encogiendo, lo que permite que las capas externas del Sol se muevan más cerca del centro y experimenten una fuerza gravitacional más fuerte, de acuerdo con la ley del cuadrado inverso . Esta fuerza más fuerte aumenta la presión sobre el núcleo, que se resiste mediante un aumento gradual en la velocidad a la que se produce la fusión. Este proceso se acelera a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. Se estima que el Sol se ha vuelto un 30% más brillante en los últimos 4.500 millones de años. ^[127] En la actualidad, su brillo está aumentando en aproximadamente un 1% cada 100 millones de años. ^[128]

Después del agotamiento del hidrógeno del núcleo

El tamaño del Sol actual (ahora en la secuencia principal ) comparado con su tamaño estimado durante su fase de gigante roja en el futuro.

El Sol no tiene suficiente masa para explotar como supernova . En cambio, saldrá de la secuencia principal en aproximadamente 5 mil millones de años y comenzará a convertirse en una gigante roja . ^{[129] [130]} Como gigante roja, el Sol crecerá tanto que engullirá a Mercurio, Venus y probablemente la Tierra. ^{[130] [131]}

Incluso antes de que se convierta en una gigante roja, la luminosidad del Sol casi se habrá duplicado y la Tierra recibirá tanta luz solar como Venus hoy. Una vez que el hidrógeno del núcleo se agote en 5.400 millones de años, el Sol se expandirá a una fase subgigante y lentamente duplicará su tamaño durante aproximadamente 500 millones de años. Luego se expandirá más rápidamente durante aproximadamente 500 millones de años hasta que sea más de doscientas veces más grande que hoy y un par de miles de veces más luminoso. Esto luego comienza la fase de la rama de gigante roja donde el Sol pasará alrededor de mil millones de años y perderá alrededor de un tercio de su masa. ^[130]

Evolución de una estrella similar al Sol. La trayectoria de una estrella de una masa solar en el diagrama de Hertzsprung-Russell se muestra desde la secuencia principal hasta la etapa post-asintótica-rama gigante.

Después de la rama del gigante rojo, al Sol le quedan aproximadamente 120 millones de años de vida activa, pero suceden muchas cosas. Primero, el núcleo, lleno de helio degenerado, se enciende violentamente en el destello de helio , donde se estima que el 6% del núcleo, en sí mismo el 40% de la masa del Sol, se convertirá en carbono en cuestión de minutos a través de la triple alfa. proceso . ^[132] El Sol luego se encoge a alrededor de 10 veces su tamaño actual y 50 veces la luminosidad, con una temperatura un poco más baja que la actual. Entonces habrá alcanzado el grupo rojo o la rama horizontal., pero una estrella de la masa del Sol no evoluciona hacia el azul a lo largo de la rama horizontal. En cambio, simplemente se vuelve moderadamente más grande y más luminoso durante unos 100 millones de años a medida que continúa reaccionando con el helio en el núcleo. ^[130]

Cuando se agote el helio, el Sol repetirá la expansión que siguió cuando se agotó el hidrógeno en el núcleo, excepto que esta vez todo sucede más rápido y el Sol se vuelve más grande y más luminoso. Esta es la fase de rama asintótica-gigante , y el Sol reacciona alternativamente hidrógeno en una capa o helio en una capa más profunda. Después de unos 20 millones de años en la rama gigante asintótica temprana, el Sol se vuelve cada vez más inestable, con una rápida pérdida de masa y pulsos térmicos que aumentan el tamaño y la luminosidad durante unos cientos de años cada 100.000 años aproximadamente. Los pulsos térmicos se hacen más grandes cada vez, y los pulsos posteriores empujan la luminosidad hasta 5.000 veces el nivel actual y el radio a más de 1 AU. ^[133]Según un modelo de 2008, la órbita de la Tierra se está reduciendo debido a las fuerzas de las mareas (y, eventualmente, al arrastre de la cromosfera inferior), por lo que será engullida por el Sol cerca de la punta de la fase de rama de gigante roja, 3.8 y 1 millón de años. después de que Mercurio y Venus hayan tenido respectivamente el mismo destino. Los modelos varían según la velocidad y el momento de la pérdida de masa. Los modelos que tienen una mayor pérdida de masa en la rama de la gigante roja producen estrellas más pequeñas y menos luminosas en la punta de la rama asintótica del gigante, tal vez solo 2.000 veces la luminosidad y menos de 200 veces el radio. ^[130] Para el Sol, se predicen cuatro pulsos térmicos antes de que pierda por completo su envoltura exterior y comience a formar una nebulosa planetaria.. Al final de esa fase, que dura aproximadamente 500.000 años, el Sol solo tendrá aproximadamente la mitad de su masa actual.

La evolución de la rama post-asintótica-gigante es aún más rápida. La luminosidad se mantiene aproximadamente constante a medida que aumenta la temperatura, y la mitad expulsada de la masa del Sol se ioniza en una nebulosa planetaria cuando el núcleo expuesto alcanza los 30.000 K. El núcleo desnudo final, una enana blanca , tendrá una temperatura de más de 100.000 K. y contienen un estimado 54.05% de la masa actual del Sol. ^[130] La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10.000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años antes de convertirse en una hipotética enana negra . ^{[134] [135]}

Movimiento y ubicación

Ilustración de la Vía Láctea, que muestra la ubicación del Sol. Las coordenadas radiales que se muestran (líneas radiantes) están centradas en la ubicación del Sol (etiquetadas).

Las mentiras del sol 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 7.5-8.5 kiloparsecs (24-28 Kly) desde el centro galáctico . ^{[136] [137] [138] [139] [140] [141]} El Sol está contenido dentro de la Burbuja Local , un espacio de gas caliente enrarecido, posiblemente producido por el remanente de supernova Geminga , ^[142] o múltiples supernovas en un subgrupo B1 del grupo móvil de las Pléyades. ^[143] La distancia entre el brazo local y el siguiente brazo, el Brazo de Perseo, está a unos 6.500 años luz. ^[144] El Sol, y por lo tanto el Sistema Solar, se encuentra en lo que los científicos llaman la zona habitable galáctica . El ápice del Camino del Sol , o el ápice solar , es la dirección en la que viaja el Sol en relación con otras estrellas cercanas. Este movimiento es hacia un punto de la constelación de Hércules , cerca de la estrella Vega .

A 32,6 ly del Sol hay 315 estrellas conocidas en 227 sistemas, hasta el año 2000, incluidas 163 estrellas individuales. Se estima que todavía no se han identificado otros 130 sistemas dentro de este rango. Hasta 81,5 años, puede haber hasta 7.500 estrellas, de las cuales se conocen alrededor de 2.600. Se espera que el número de objetos subestelares en ese volumen sea comparable al número de estrellas. ^[145] De los 50 sistemas estelares más cercanos a 17 años luz de la Tierra (el más cercano es la enana roja Proxima Centauri a aproximadamente 4,2 años luz), el Sol ocupa el cuarto lugar en masa. ^[146]

Órbita en la Vía Láctea

El Sol orbita el centro de la Vía Láctea y actualmente se mueve en la dirección de la constelación de Cygnus . Un modelo simple del movimiento de una estrella en la galaxia da las coordenadas galácticas X , Y y Z como:

${\displaystyle X(t)=X(0)+{\frac {U(0)}{\kappa }}\sin(\kappa t)+{\frac {V(0)}{2B}}(1-\cos(\kappa t))}$

${\displaystyle Y(t)=Y(0)+2A\left(X(0)+{\frac {V(0)}{2B}}\right)t-{\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\sin(\kappa t)+{\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)(1-\cos(\kappa t))}$

${\displaystyle Z(t)={\frac {W(0)}{\nu }}\sin(\nu t)+Z(0)\cos(\nu t)}$

donde U , V y W son las velocidades respectivas con respecto al estándar local de reposo , A y B son las constantes de Oort , es la velocidad angular de rotación galáctica para el estándar local de reposo, es la "frecuencia epicíclica", y ν es la frecuencia de oscilación vertical. ^[147] Para el sol, los valores actuales de U , V y W se estiman como km / s, y las estimaciones para las otras constantes son A  = 15,5 km / s / kpc , B${\displaystyle \Omega _{0}=A-B}$${\displaystyle \kappa ={\sqrt {-4\Omega _{0}B}}}$${\displaystyle (U(0),V(0),W(0))=(10.00,5.25,7.17)}$ = −12,2 km / s / kpc, κ = 37 km / s / kpc y ν = 74 km / s / kpc. Tomamos X (0) e Y (0) como cero y Z (0) se estima en 17 parsecs. ^[148] Este modelo implica que el Sol circula alrededor de un punto que gira alrededor de la galaxia. El período de circulación del Sol alrededor del punto es . lo cual, usando la equivalencia de que un pársec equivale a 1 km / s por 0,978 millones de años, llega a 166 millones de años, más corto que el tiempo que tarda el punto en dar la vuelta a la galaxia. En las coordenadas ( X, Y ), el Sol describe una elipse alrededor del punto, cuya longitud en la dirección Y es${\displaystyle 2\pi /\kappa }$

${\displaystyle 2\times {\sqrt {\left({\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)\right)^{2}+\left({\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\right)^{2}}}=1035{\text{ parsec}}.}$

y cuyo ancho en la dirección X es

${\displaystyle 2\times {\sqrt {\left({\frac {U(0)}{\kappa }}\right)^{2}+\left({\frac {V(0)}{2B}}\right)^{2}}}=691{\text{ parsec}}}$

La razón de largo a ancho de esta elipse, la misma para todas las estrellas en nuestro vecindario, es El punto en movimiento está actualmente en${\displaystyle 2\Omega /\kappa \approx 1.50.}$

${\displaystyle X={\frac {V(0)}{2B}}=-215{\text{ parsec}}}$

${\displaystyle Y={\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)=405{\text{ parsec}}.}$

La oscilación en la dirección Z toma el Sol

${\displaystyle {\sqrt {\left({\frac {W(0)}{\nu }}\right)^{2}+Z(0)^{2}}}=98{\text{ parsec}}}$

por encima del plano galáctico y la misma distancia por debajo de él, con un período de o 83 millones de años, aproximadamente 2,7 veces por órbita. ^[149] Aunque es de 222 millones de años, el valor de en el punto alrededor del cual circula el Sol es${\displaystyle 2\pi /\nu }$${\displaystyle 2\pi /\Omega _{0}}$${\displaystyle \Omega }$

${\displaystyle \Omega \approx \Omega _{0}-{\frac {2A}{R_{0}}}\Delta X\approx 26.1{\text{ km/s/kpc}}}$

(ver constantes de Oort ), correspondiente a 235 millones de años, y este es el tiempo que tarda el punto en dar una vuelta alrededor de la galaxia. Otras estrellas con el mismo valor de deben tomar la misma cantidad de tiempo para dar la vuelta a la galaxia que el sol y, por lo tanto, permanecer en la misma vecindad general que el sol.${\displaystyle X+V/(2B)}$

La órbita del Sol alrededor de la Vía Láctea se ve perturbada debido a la distribución de masa no uniforme en la Vía Láctea, como en y entre los brazos espirales galácticos. Se ha argumentado que el paso del Sol a través de los brazos espirales de mayor densidad a menudo coincide con extinciones masivas en la Tierra, quizás debido al aumento de los eventos de impacto . ^[150] El Sistema Solar tarda entre 225 y 250 millones de años en completar una órbita a través de la Vía Láctea (un año galáctico ), ^[151] por lo que se cree que completó entre 20 y 25 órbitas durante la vida del Sol. La velocidad orbital del Sistema Solar alrededor del centro de la Vía Láctea es de aproximadamente 251 km / s (156 mi / s). ^[152] A esta velocidad, el Sistema Solar tarda alrededor de 1.190 años en recorrer una distancia de 1 año luz, o 7 días en viajar. 1 AU . ^[153]

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 de unos 370 km / s en la dirección del cráter o Leo . ^[154]

Movimiento en el sistema solar

Movimiento aparente del baricentro del Sistema Solar con respecto al Sol; en realidad, es el Sol el que se mueve.

El Sol se mueve por la atracción gravitacional de los planetas. Uno puede pensar en el baricentro del Sistema Solar como si estuviera estacionario (o moviéndose en un movimiento constante alrededor de la galaxia). El centro del sol está siempre dentro de 2,2 radios solares del baricentro. Este movimiento del Sol se debe principalmente a Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Durante algunos períodos de varias décadas, el movimiento es bastante regular, formando un patrón de trébol , mientras que entre estos períodos parece más caótico. ^[155] Después de 179 años (nueve veces el período sinódico de Júpiter y Saturno), el patrón se repite más o menos, pero gira alrededor de 24 °. ^[156]Las órbitas de los planetas interiores, incluida la Tierra, se desplazan de manera similar por las mismas fuerzas gravitacionales, por lo que el movimiento del Sol tiene poco efecto en las posiciones relativas de la Tierra y el Sol o en la irradiancia solar en la Tierra como función. de tiempo. ^[157]

Problemas teóricos

Mapa del sol lleno por las naves espaciales STEREO y SDO

Problema de calentamiento coronal

Artículo principal: Corona estelar

La temperatura de la fotosfera es de aproximadamente 6.000 K, mientras que la temperatura de la corona alcanza 1 000 000 -2 000 000  K . ^[91] La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo que no es la conducción directa de calor de la fotosfera. ^[93]

Se cree que la energía necesaria para calentar la corona la proporciona el movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento coronal. ^[91] El primero es el calentamiento por ondas, en el que las ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por turbulencia en la zona de convección. ^[91] Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en la materia ambiental en forma de calor. ^[158] El otro es el calentamiento magnético, en el que la energía magnética se acumula continuamente por el movimiento fotosférico y se libera a través de la reconexión magnética en forma de grandes llamaradas solares y una miríada de eventos similares pero más pequeños: nanoflares .^[159]

Actualmente, no está claro si las ondas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las de Alfvén, se disipan o refractan antes de alcanzar la corona. ^[160] Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el enfoque de la investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento de llamaradas. ^[91]

Problema del sol joven débil

Artículo principal: Paradoja del joven sol débil

Los modelos teóricos del desarrollo del Sol sugieren que hace 3.8 a 2.5 mil millones de años, durante el eón Arcaico , el Sol era solo un 75% más brillante que en la actualidad. Una estrella tan débil no habría podido sostener agua líquida en la superficie de la Tierra y, por lo tanto, la vida no debería haber podido desarrollarse. 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 Tierra joven era algo más cálida de lo que es hoy. Una teoría entre los científicos es que la atmósfera de la Tierra joven contenía cantidades mucho mayores de gases de efecto invernadero (como dióxido de carbono , metano ) que las que están presentes en la actualidad, que atrapan suficiente calor para compensar la menor cantidad dela energía solar lo alcanza. ^[161]

Sin embargo, el examen de los sedimentos de Archaean parece inconsistente con la hipótesis de altas concentraciones de efecto invernadero. En cambio, el rango de temperatura moderada puede explicarse por un albedo de superficie más bajo provocado por menos área continental y la falta de núcleos de condensación de nubes inducidos biológicamente. Esto habría llevado a una mayor absorción de energía solar, compensando así la menor producción solar. ^[162]

Historia de la observación

El enorme efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos , y algunas culturas han considerado al Sol como una deidad solar .

Comprensión temprana

El carro solar de Trundholm tirado por un caballo es una escultura que se cree ilustra una parte importante de la mitología nórdica de la Edad del Bronce . La escultura es probablemente c. 1350 antes de Cristo . Se exhibe en el Museo Nacional de Dinamarca .

Ver también: El sol en la cultura

El Sol ha sido objeto de veneración en muchas culturas a lo largo de la historia de la humanidad. La comprensión más fundamental de la humanidad del Sol es como el disco luminoso en el cielo, cuya presencia sobre el horizonte crea el día y cuya ausencia causa la noche. En muchas culturas prehistóricas y antiguas, se pensaba que el Sol era una deidad solar u otra entidad sobrenatural . La adoración del Sol fue fundamental para civilizaciones como los antiguos egipcios , los incas de América del Sur y los aztecas de lo que hoy es México . En religiones como el hinduismo, el Sol todavía se considera un dios. Muchos monumentos antiguos se construyeron teniendo en cuenta los fenómenos solares; por ejemplo, los megalitos de piedra marcan con precisión el solsticio de verano o de invierno (algunos de los megalitos más destacados se encuentran en Nabta Playa , Egipto ; Mnajdra , Malta y en Stonehenge , Inglaterra ); Newgrange , un monte prehistórico construido por humanos en Irlanda , fue diseñado para detectar el solsticio de invierno; La pirámide de El Castillo en Chichén Itzá en México está diseñada para proyectar sombras en forma de serpientes trepando por lapirámide en el de primavera y otoño equinoccios .

Los egipcios retrataron al dios Ra como siendo transportado por el cielo en una barca solar, acompañado por dioses menores, y para los griegos, era Helios, llevado por un carro tirado por caballos de fuego. Desde el reinado de Elagabalus a finales del Imperio Romano, el cumpleaños del Sol era una festividad celebrada como Sol Invictus (literalmente "Sol Invicto") poco después del solsticio de invierno, que puede haber sido un antecedente de 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, "vagabundo"); el nombramiento de los días de las semanas posteriores a los siete planetas se remonta a la era romana . ^{[163] [164] [165]}

Desarrollo de la comprensión científica

A principios del primer milenio antes de Cristo, los astrónomos babilónicos observaron que el movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica no es uniforme, aunque no sabían por qué; hoy se sabe que esto se debe al movimiento de la Tierra en una órbita elíptica alrededor del Sol, con la Tierra moviéndose más rápido cuando está más cerca del Sol en el perihelio y moviéndose más lento cuando está más lejos en el afelio. ^[166]

Una de las primeras personas en ofrecer una explicación científica o filosófica del Sol fue el filósofo griego Anaxágoras . Razonó que no era el carro de Helios, sino una bola gigante de metal en llamas incluso más grande que la tierra del Peloponeso y que la Luna reflejaba la luz del Sol. ^[167] Por enseñar esta herejía , fue encarcelado por las autoridades y condenado a muerte , aunque posteriormente fue liberado mediante la intervención de Pericles . Eratóstenes estimó la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo III a. C. como "de miríadas de estadios400 y 80000 ", cuya traducción es ambigua, lo que implica 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); el último valor es correcto dentro de un pequeño porcentaje. En el primer En el siglo DC, Ptolomeo estimó la distancia en 1.210 veces el radio de la Tierra , aproximadamente 7,71 millones de kilómetros (0,0515 UA). ^[168]

La teoría de que el Sol es el centro alrededor del cual orbitan los planetas fue propuesta por primera vez por el griego antiguo Aristarco de Samos en el siglo III a. C., y luego adoptada por Seleuco de Seleucia (ver Heliocentrismo ). Esta visión fue desarrollada en un modelo matemático más detallado de un sistema heliocéntrico en el siglo XVI por Nicolaus Copernicus .

Las observaciones de las manchas solares fueron registradas durante la dinastía Han (206 a. C. – 220 d. C.) por astrónomos chinos , quienes mantuvieron registros de estas observaciones durante siglos. Averroes también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo XII. ^[169] La invención del telescopio a principios del siglo XVII 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 pequeños objetos que pasaban entre la Tierra y el Sol. ^[170]

Las contribuciones astronómicas árabes incluyen el descubrimiento de Al-Battani de que la dirección del apogeo del Sol (el lugar en la órbita del Sol contra las estrellas fijas donde parece moverse más lento) está cambiando. ^[171] (En términos heliocéntricos modernos, esto es causado por un movimiento gradual del afelio de la órbita de la Tierra ). Ibn Yunus observó más de 10,000 entradas para la posición del Sol durante muchos años usando un gran astrolabio . ^[172]

Sol, el Sol, de una edición 1550 de Guido Bonatti 's Liber astronomiae .

A partir de una observación de un tránsito de Venus en 1032, el astrónomo y erudito persa Ibn Sina concluyó que Venus está más cerca de la Tierra que el Sol. ^[173] En 1672, Giovanni Cassini y Jean Richer determinaron la distancia a Marte y, por lo tanto, pudieron calcular la distancia al Sol.

En 1666, Isaac Newton observó la luz del Sol usando un prisma y demostró que está formado por luz de muchos colores. ^[174] En 1800, William Herschel descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. ^[175] El siglo XIX vio avances en los estudios espectroscópicos del Sol; Joseph von Fraunhofer registró más de 600 líneas de absorción en el espectro, las más fuertes de las cuales todavía se conocen como líneas de Fraunhofer . En los primeros años de la era científica moderna, la fuente de energía del Sol era un enigma significativo. Lord Kelvinsugirió que el Sol es un cuerpo líquido que se enfría gradualmente y que irradia una acumulación interna de calor. ^[176] Kelvin y Hermann von Helmholtz propusieron entonces un mecanismo de contracción gravitacional para explicar la producción de energía, pero la edad estimada resultante fue de solo 20 millones de años, muy por debajo del lapso de tiempo de al menos 300 millones de años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de ese tiempo. ^{[176] [177]} En 1890 Joseph Lockyer , quien descubrió el helio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítica para la formación y evolución del Sol. ^[178]

Hasta 1904 no se ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la producción del Sol podría mantenerse mediante una fuente interna de calor y sugirió la desintegración radiactiva como fuente. ^[179] Sin embargo, sería Albert Einstein quien proporcionaría la pista esencial de la fuente de la producción de energía del Sol con su relación de equivalencia masa-energía E = mc ² . ^[180] En 1920, Sir Arthur Eddingtonpropuso que las presiones y temperaturas en el núcleo del Sol podrían producir una reacción de fusión nuclear que fusionara hidrógeno (protones) en núcleos de helio, dando como resultado una producción de energía a partir del cambio neto de masa. ^[181] La preponderancia del hidrógeno en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne utilizando la teoría de la ionización desarrollada por Meghnad Saha . El concepto teórico de fusión fue desarrollado en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe . Hans Bethe calculó los detalles de las dos principales reacciones nucleares productoras de energía que alimentan al Sol. ^{[182] [183]} En 1957, Margaret Burbidge ,Geoffrey Burbidge , William Fowler y Fred Hoyle demostraron que la mayoría de los elementos del universo han sido sintetizados por reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunas como el Sol. ^[184]

Misiones espaciales solares

Ver también: observatorio solar

El Sol emitiendo una gran tormenta geomagnética a la 1:29 pm, EST, 13 de marzo de 2012

Reproducir medios

Un tránsito lunar del Sol capturado durante la calibración de las cámaras de imágenes ultravioleta de STEREO B ^[185]

Los primeros satélites diseñados para la observación a largo plazo del Sol desde el espacio interplanetario fueron los Pioneers 6, 7, 8 y 9 de la NASA , que se lanzaron entre 1959 y 1968. Estas sondas orbitaron el Sol a una distancia similar a la de la Tierra, e hicieron el primeras mediciones detalladas del viento solar y el campo magnético solar. El Pioneer 9 funcionó durante un tiempo particularmente prolongado, transmitiendo datos hasta mayo de 1983. ^{[186] [187]}

En la década de 1970, dos naves espaciales Helios y el Telescopio Skylab Apollo proporcionaron a los científicos datos nuevos e importantes sobre el viento solar y la corona solar. Las sondas Helios 1 y 2 fueron colaboraciones entre Estados Unidos y Alemania que estudiaron el viento solar desde una órbita que transportaba la nave espacial dentro de la órbita de Mercurio en el perihelio. ^[188] La estación espacial Skylab, lanzada por la NASA en 1973, incluía un módulo de observatorio solar llamado Apollo Telescope Mount que era operado por astronautas residentes en la estación. ^[92] Skylab realizó las primeras observaciones con resolución temporal de la región de transición solar y de las emisiones ultravioleta de la corona solar. ^[92]Los descubrimientos incluyeron las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal, entonces llamadas "transitorios coronales", y de agujeros coronales , que ahora se sabe que están íntimamente asociados con el viento solar. ^[188]

El agujero coronal en el Sol forma un signo de interrogación (22 de diciembre de 2017)

En 1980, la NASA lanzó la Solar Maximum Mission . Esta nave espacial fue diseñada para observar rayos gamma, rayos X y radiación ultravioleta de las erupciones solares durante un momento de alta actividad solar y luminosidad solar . Sin embargo, solo unos meses después del lanzamiento, una falla electrónica hizo que la sonda entrara en modo de espera y pasó los siguientes tres años en este estado inactivo. En 1984, la misión del transbordador espacial Challenger STS-41C recuperó el satélite y reparó su electrónica antes de volver a ponerlo en órbita. Posteriormente, la Misión Máximo Solar adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de volver a entrar en la atmósfera de la Tierra en junio de 1989.^[189]

Lanzado en 1991, el satélite japonés Yohkoh ( Sunbeam ) observó erupciones solares en longitudes de onda de rayos X. Los datos de la misión permitieron a los científicos identificar varios tipos diferentes de erupciones y demostraron que la corona lejos de las regiones de máxima actividad era mucho más dinámica y activa de lo que se suponía anteriormente. Yohkoh observó un ciclo solar completo, pero entró en modo de espera cuando un eclipse anular en 2001 hizo que perdiera el contacto con el Sol. Fue destruido por la reentrada atmosférica en 2005. ^[190]

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. ^[92] Originalmente destinado a servir una misión de dos años, una extensión de la misión a través de 2012 fue aprobado en octubre de 2009. ^[191] Ha resultado tan útil que una misión de seguimiento, el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), se lanzó en febrero de 2010. ^[192] Situado en el punto Lagrangiano entre la Tierra y el Sol ( en el que la atracción gravitacional de ambos es igual), SOHO ha proporcionado una vista constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. ^[92]Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de una gran cantidad de cometas , en su mayoría cometas diminutos que rozan el sol y que se incineran a medida que pasan por el sol. ^[193]

Una prominencia solar entra en erupción en agosto de 2012, según lo capturado por SDO

Todos estos satélites han observado al Sol desde el plano de la eclíptica, por lo que solo han observado en detalle sus regiones ecuatoriales. La sonda Ulysses se lanzó en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol. Primero viajó a Júpiter, para "lanzarse" en una órbita que lo llevaría muy por encima del plano de la eclíptica. Una vez que Ulises estuvo en su órbita programada, comenzó a observar el viento solar y la fuerza del campo magnético en latitudes solares altas, y encontró que el viento solar de latitudes altas se movía a unos 750 km / s, que era más lento de lo esperado, y que había grandes ondas magnéticas que emergen de altas latitudes que dispersan rayos cósmicos galácticos. ^[194]

Las abundancias elementales en la fotosfera son bien conocidas a partir de estudios espectroscópicos , pero la composición del interior del Sol se conoce menos. Una misión de retorno de muestras de viento solar, Génesis , fue diseñada para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar. ^[195]

La misión del Observatorio Solar Terrestre de Relaciones (STEREO) se lanzó en octubre de 2006. Se lanzaron dos naves espaciales idénticas en órbitas que las hacen (respectivamente) adelantarse y caer gradualmente detrás de la Tierra. Esto permite obtener imágenes estereoscópicas del Sol y los fenómenos solares, como las eyecciones de masa coronal. ^{[196] [197]}

La Parker Solar Probe se lanzó en 2018 a bordo de un cohete Delta IV Heavy y alcanzará un perigeo de0.046 AU en 2025, lo que lo convierte en el satélite artificial en órbita más cercana como la primera nave espacial en volar bajo hacia la corona solar. ^[198]

La Organización de Investigación Espacial de la India ha programado el lanzamiento de unSatélite de 100 kg denominado Aditya para mediados de 2020. Su principal instrumento será un coronógrafo para estudiar la dinámica de la corona solar. ^[199]

Observación y efectos

Durante ciertas condiciones atmosféricas, el Sol se vuelve visible a simple vista y se puede observar sin estrés para los ojos. Haga clic en esta foto para ver el ciclo completo de una puesta de sol , como se observa desde las llanuras altas del desierto de Mojave .

El Sol, visto desde la órbita terrestre baja con vistas a la Estación Espacial Internacional . Esta luz solar no es filtrada por la atmósfera inferior, que bloquea gran parte del espectro solar.

El brillo del sol puede causar dolor al mirarlo a simple vista ; sin embargo, hacerlo por períodos breves no es peligroso para los ojos normales no dilatados. ^{[200] [201]} Mirar directamente al sol provoca fosfeno artefactos visuales y ceguera parcial temporal. También entrega alrededor de 4 milivatios de luz solar a la retina, calentándola ligeramente y potencialmente causando daños en los ojos que no pueden responder adecuadamente al brillo. ^{[202] [203]} La exposición a los rayos UV amarillea gradualmente el cristalino del ojo durante un período de años y se cree que contribuye a la formación de cataratas , pero esto depende de la exposición general a los rayos solares UV y no de si uno mira directamente al Sol.^[204] La visión prolongada del Sol directo a simple vista puede comenzar a causar lesiones en la retina similares a las quemaduras solares inducidas por los rayos UV después de aproximadamente 100 segundos, particularmente en condiciones en las que la luz UV del Sol es intensa y bien enfocada ; ^{[205] [206] las} condiciones empeoran con los ojos jóvenes o los nuevos implantes de lentes (que admiten más rayos UV que los ojos naturales envejecidos), los ángulos del Sol cerca del cenit y los lugares de observación a gran altura.

Ver el sol a través de ópticas de concentración de luz , como binoculares, puede provocar daños permanentes en la retina sin un filtro adecuado que bloquee los rayos UV y atenúe sustancialmente la luz solar. Al usar un filtro atenuador para ver el sol, se advierte al espectador que use un filtro diseñado específicamente para ese uso. Algunos filtros improvisados ​​que pasan los rayos ultravioleta o infrarrojos pueden dañar el ojo a niveles altos de brillo. ^[207] Cuñas Herschel, también llamadas diagonales solares, son efectivas y económicas para telescopios pequeños. La luz solar que se destina al ocular se refleja en la superficie no plateada de un vidrio. Solo se refleja una fracción muy pequeña de la luz incidente. El resto pasa por el cristal y sale del instrumento. Si el vidrio se rompe debido al calor, no se refleja ninguna luz, lo que hace que el dispositivo sea a prueba de fallas. Los filtros simples hechos de vidrio oscurecido permiten que pase toda la intensidad de la luz solar si se rompen, poniendo en peligro la vista del observador. Los binoculares sin filtro pueden generar cientos de veces más energía que a simple vista, lo que posiblemente cause daños inmediatos. Se afirma que incluso una mirada breve al sol del mediodía a través de un telescopio sin filtro puede causar daños permanentes. ^[208]

Halo con perros del sol

Los eclipses solares parciales son peligrosos de ver porque la pupila del ojo no está adaptada al contraste visual inusualmente alto: 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, la mayor parte de la luz solar es bloqueada por la Luna que pasa frente al Sol, pero las partes descubiertas de la fotosfera tienen el mismo brillo superficial que durante un día normal. En la penumbra general, la pupila se expande de ~ 2 mm a ~ 6 mm, y cada célula de la retina expuesta a la imagen solar recibe hasta diez veces más luz de la que recibiría al mirar al Sol no eclipsado. Esto puede dañar o matar esas células, resultando en pequeños puntos ciegos permanentes para el espectador. ^[209] 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 se está destruyendo.

Un amanecer

Una puesta de sol en Tailandia en verano

Durante el amanecer y el atardecer, la luz solar se atenúa debido a la dispersión de Rayleigh y la dispersión de Mie de un paso particularmente largo a través de la atmósfera de la Tierra, ^[210] y el Sol a veces es lo suficientemente débil como para ser visto cómodamente a simple vista o de forma segura con óptica (siempre que haya sin riesgo de que la luz del sol brillante aparezca repentinamente a través de una ruptura entre las nubes). Las condiciones nebulosas, el polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica. ^[211]

Un fenómeno óptico , conocido como destello verde , a veces se puede ver poco después del atardecer o antes del amanecer. El destello es causado por la luz del Sol justo debajo del horizonte que se dobla (generalmente a través de una inversión de temperatura ) hacia el observador. La luz de longitudes de onda más cortas (violeta, azul, verde) se dobla más que la de longitudes de onda más largas (amarillo, naranja, rojo) pero la luz violeta y azul se dispersa más, dejando la luz que se percibe como verde. ^[212]

La luz ultravioleta del sol tiene propiedades antisépticas y se puede usar para desinfectar herramientas y agua. También provoca quemaduras solares y tiene otros efectos biológicos como la producción de vitamina D y el bronceado . También es la principal causa de cáncer de piel . La luz ultravioleta está fuertemente atenuada por la capa de ozono de la Tierra , por lo que la cantidad de UV varía mucho con la latitud y ha sido parcialmente responsable de muchas adaptaciones biológicas, incluidas las variaciones en el color de la piel humana en diferentes regiones de la Tierra. ^[213]

Sistema planetario

Artículo principal: Sistema Solar

Comparación de tamaño del Sol y sus planetas (se puede hacer clic)

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 al menos cinco planetas enanos , un cinturón de asteroides , numerosos cometas y una gran cantidad de cuerpos helados que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno.

Aspectos religiosos

Artículo principal: deidad solar

Las deidades solares juegan un papel importante en muchas religiones y mitologías del mundo. ^[214] Los antiguos sumerios creían que el Sol era Utu , ^{[215] [216]} el dios de la justicia y hermano gemelo de Inanna , la Reina del Cielo , ^[215] que fue identificado como el planeta Venus. ^[216] Más tarde, Utu se identificó con el dios semítico oriental Shamash . ^{[215] [216]} Utu fue considerado como una deidad ayudante, que ayudaba a los que estaban en peligro, ^[215] y, en la iconografía , generalmente se lo representa con una barba larga y agarrando una sierra,^[215] que representó su papel como administrador de justicia. ^[215]

Desde al menos la Cuarta Dinastía del Antiguo Egipto, el Sol era adorado como el dios Ra , retratado como una divinidad con cabeza de halcón coronada por el disco solar y rodeada por una serpiente. En el período del Nuevo Imperio , el Sol se identificó con el escarabajo pelotero , cuya bola esférica de estiércol se identificó con el Sol. En la forma del disco solar Aten , el Sol tuvo un breve resurgimiento durante el Período de Amarna cuando nuevamente se convirtió en la divinidad preeminente, si no la única, para el faraón Akhenaton . ^{[217] [218]}

En la religión protoindoeuropea , el Sol estaba personificado como la diosa * Seh 2 ul . ^{[219] [220] Los} derivados de esta diosa en lenguas indoeuropeas incluyen el antiguo nórdico Sól , el sánscrito Surya , el galo Sulis , el lituano Saulė y el eslavo Solntse . ^[220] En la religión griega antigua , la deidad solar era el dios masculino Helios, ^[221] pero en Helena de Troya se conservan vestigios de una deidad solar femenina anterior .^[221] En tiempos posteriores, Helios se sincretizó con Apolo . ^[222]

En la Biblia , Malaquías 4: 2 menciona el "Sol de justicia" (a veces traducido como "Sol de justicia"), ^[223] que algunos cristianos han interpretado como una referencia al Mesías ( Cristo ). ^[224] En la antigua cultura romana, el domingo era el día del dios sol. Fue adoptado como sábadodía por cristianos que no tenían antecedentes judíos. El símbolo de la luz fue un dispositivo pagano adoptado por los cristianos, y quizás el más importante que no provenía de las tradiciones judías. En el paganismo, el Sol era fuente de vida, dando calor e iluminación a la humanidad. Era el centro de un culto popular entre los romanos, que se paraban al amanecer para captar los primeros rayos de sol mientras rezaban. La celebración del solsticio de invierno (que influyó en la Navidad) formaba parte del culto romano del Sol invicto ( Sol Invictus ). Las iglesias cristianas se construyeron con una orientación para que la congregación mirara hacia el amanecer en el Este. ^[225]

Tonatiuh , el dios azteca del sol, solía representarse sosteniendo flechas y un escudo ^[226] y estaba estrechamente asociado con la práctica del sacrificio humano . ^[226] La diosa del sol Amaterasu es la deidad más importante de la religión sintoísta , ^{[227] [228]} y se cree que es el antepasado directo de todos los emperadores japoneses . ^[227]

Ver también

• Explorador de composición avanzada
• Punto antisolar
• Lista de estrellas más brillantes
• Perros sol
• Camino del sol
• Día Sol-Tierra
• Mirar al sol
• Cronología del futuro lejano

Notas

1. niños de Japón se les enseña a colorear el sol de rojo. Esto se refleja en la bandera de Japón (llamada Nisshōki , que significa "bandera del sol") que tiene un disco rojo, en lugar de amarillo.

1. Todos los números de este artículo son de escala corta . Mil millones es 10 ⁹ , o 1.000.000.000.
2. En las ciencias astronómicas , el término elementos pesados (o metales ) se refiere a todos los elementos químicos excepto el hidrógeno y el helio.
3. Las comunidades de respiraderos hidrotermales viven tan profundamente bajo el mar que no tienen acceso a la luz solar. En cambio, las bacterias utilizan compuestos de azufre como fuente de energía, a través de la quimiosíntesis .
4. antihorario también es la dirección de revolución alrededor del Sol para los objetos del Sistema Solar y es la dirección de giro axial para la mayoría de los objetos.
5. 1,88 Gcd / m ² se calcula a partir de la iluminancia solar de128 000  lux (ver la luz del sol ) multiplicado por el cuadrado de la distancia al centro del Sol, dividido por el área de la sección transversal del Sol. 1,44 Gcd / m ² se calcula utilizando98 000  lux .
6. Un ser humano adulto de 50 kg tiene un volumen de aproximadamente 0,05 m ³ , que corresponde a 13,8 vatios, a la potencia volumétrica del centro solar. Esto es 285 kcal / día, aproximadamente el 10% de la ingesta y producción calórica promedio real para los humanos en condiciones no estresantes.
7. La atmósfera de la Tierra cerca del nivel del mar tiene una densidad de partículas de aproximadamente 2 × 10 ²⁵  m ⁻³ .

Referencias

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Otras lecturas

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• Observatorio Solar Nacional
• Reparto de astronomía: el sol
• Una colección de imágenes espectaculares del Sol de diversas instituciones ( The Boston Globe )
• Observaciones satelitales de la luminosidad solar
• Sun | Trek, un sitio web educativo sobre el sol
• El telescopio solar sueco de 1 metro, SST
• Una explicación animada de la estructura del Sol Archivado el 10 de agosto de 2011 en la Wayback Machine (Universidad de Glamorgan)
• Animación - El futuro del sol
• La cinta transportadora solar se acelera  - NASA - imágenes, enlace al informe sobre ciencia
• Video timelapse de 5 años de la NASA del Sol
• Sol en ultra alta definición NASA 11 de enero de 2015
• Álbum de imágenes y videos de Seán Doran, basado en imágenes de SDO
• Video (61:17) - Diez años de actividad en YouTube ( NASA ; SDO ; 24 de junio de 2020)