El Sol es la estrella que se encuentra en el centro del Sistema Solar . Es una esfera masiva, casi perfecta, de plasma caliente , calentada hasta la incandescencia por reacciones de fusión nuclear en su núcleo, irradiando la energía desde su superficie principalmente como luz visible y radiación infrarroja con un 10% en energías ultravioleta . Es, con mucho, la fuente de energía más importante para la vida en la Tierra . El Sol ha sido objeto de veneración en muchas culturas. Ha sido un tema central para la investigación astronómica desde la antigüedad .
El Sol orbita el centro galáctico a una distancia de 24.000 a 28.000 años luz . Desde la Tierra, es1 unidad astronómica (1,496 × 10 8 km ) o aproximadamente a 8 minutos luz de distancia. Su diámetro es de aproximadamente1.391.400 kilómetros (El Sol tiene una masa de aproximadamente 1.490.000 km2 , es decir, 109 veces la de la Tierra. Su masa es aproximadamente 330.000 veces la de la Tierra, lo que representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar. 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 .
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V), llamada informalmente enana amarilla , aunque su luz es en realidad blanca. Se formó hace aproximadamente 4.600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular . La mayor parte de esta materia se 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 . Cada segundo, el núcleo del Sol fusiona alrededor de 600 mil millones de kilogramos (kg) de hidrógeno en helio y convierte 4 mil millones de kg de materia en energía .
Dentro de unos 4.000 a 7.000 millones de años, cuando la fusión de hidrógeno en el núcleo del Sol disminuya hasta el punto en que el Sol ya no esté en equilibrio hidrostático , su núcleo experimentará un marcado aumento de densidad y temperatura que hará que sus capas externas se expandan, transformando finalmente al Sol en una gigante roja . Este proceso hará que el Sol sea lo suficientemente grande como para hacer que la Tierra sea inhabitable aproximadamente cinco mil millones de años a partir de ahora. Después de la fase de gigante roja, los modelos sugieren que el Sol se desprenderá de sus capas externas y se convertirá en un tipo denso de estrella en enfriamiento (una enana blanca ), y ya no producirá energía por fusión, pero seguirá brillando y emitiendo calor de su fusión anterior durante quizás billones de años. Después de eso, se teoriza que se convertirá en una enana negra superdensa , emitiendo energía insignificante.
La palabra inglesa sun se desarrolló a partir del inglés antiguo sunne . Aparecen cognados en otras lenguas germánicas , entre ellas el frisón occidental sinne , el holandés zon , el bajo alemán Sünn , el alemán estándar Sonne , el bávaro Sunna , el nórdico antiguo sunna y el gótico sunnō . Todas estas palabras provienen del protogermánico * sunnōn . [17] [18] Esto está relacionado en última instancia con la palabra para sol en otras ramas de la familia de lenguas indoeuropeas , 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 el latín sōl , el griego antiguo ἥλιος ( hēlios ), el galés haul y el checo slunce , así como (con *l > r ) el sánscrito स्वर् ( svár ) y el persa خور ( xvar ). De hecho, la raíz l sobrevivió también en protogermánico, como * sōwelan , que dio origen al gótico sauil (junto con sunnō ) y al prosaico nórdico antiguo sól (junto con el poético sunna ), y a través de él las palabras para sol en las lenguas escandinavas modernas: sueco y danés sol , islandés sól , etc. [18]
Los principales adjetivos para el Sol en inglés son sunny para la luz del sol y, en contextos técnicos, solar ( / ˈs oʊl ər / ) , [3] del latín sol [19] —este último se encuentra en términos como día solar , eclipse solar y Sistema Solar . Del griego helios proviene el raro adjetivo heliac ( / ˈh iː l i æ k / ) . [20] En inglés, las palabras griegas y latinas aparecen en poesía como personificaciones del Sol, Helios ( / ˈh iː l i ə s / ) y Sol ( / ˈs ɒ l / ) , [2] [1] mientras que en la ciencia ficción Sol puede usarse para distinguir al Sol de otras estrellas. El término sol con s minúscula es utilizado por los astrónomos planetarios para la duración de un día solar en otro planeta como Marte . [21]
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 , a su vez una traducción del griego antiguo ἡμέρα ἡλίου ( hēmera hēliou ) "día del sol". [22] El símbolo astronómico del Sol es un círculo con un punto central,.svg/1280px-Sun_symbol_(fixed_width).svg.png){kind=small}
. [23] Se utiliza para unidades como M ☉ ( masa solar ), R ☉ ( radio solar ) y L ☉ ( luminosidad solar ). [24] [25]
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G que constituye aproximadamente el 99,86% de la masa del Sistema Solar. [26] Tiene una magnitud absoluta de +4,83, estimada como más brillante que aproximadamente el 85% de las estrellas en la Vía Láctea , la mayoría de las cuales son enanas rojas . [27] [28] Es más masivo que el 95% de las estrellas cercanas dentro de 7 pc. (~23lt años) [29] El Sol es una estrella de Población I , o rica en elementos pesados, [b] . [30] Su formación hace aproximadamente 4.6 mil millones de años puede haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas cercanas . [31] [32] Esto es sugerido por una alta abundancia de elementos pesados en el Sistema Solar, como oro y uranio , en relación con las abundancias de estos elementos en las llamadas estrellas de Población II , pobres en elementos pesados. Lo más probable es que los elementos pesados se hayan producido 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. [30]
El Sol es, con diferencia, 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. [35]
Una unidad astronómica (unos 150 millones de kilómetros; 93 millones de millas) se define como la distancia media entre los centros del Sol y la Tierra. La distancia instantánea varía en unos ± 2,5 millones de kilómetros o 1,55 millones de millas a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio el 3 de enero aproximadamente hasta el afelio el 4 de julio aproximadamente. [36] En su distancia media, la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 20 segundos, [37] 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 , [38] e impulsa el clima y el tiempo de la Tierra . [39]
El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la altura sobre la fotosfera . [40] Para fines de medición, el radio del Sol se considera la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. [41] Según esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con una oblatación estimada en 9 millonésimas, [42] [43] [44] lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial en solo 10 kilómetros (6,2 mi). [45] El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol. [46]
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 alrededor del Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de aproximadamente 28 días. [47] Visto desde un punto de observación sobre su polo norte, el Sol gira en sentido antihorario alrededor de su eje de giro. [d] [48]
Un estudio de análogos solares sugiere que el Sol primitivo rotaba hasta diez veces más rápido que hoy. Esto habría hecho que la superficie fuera mucho más activa, con mayor emisión de rayos X y UV. Las manchas solares habrían cubierto entre el 5 y el 30 % de la superficie. [49] La velocidad de rotación se redujo gradualmente por el frenado magnético , a medida que el campo magnético del Sol interactuaba con el viento solar saliente. [50] Un vestigio de esta rápida rotación primordial aún sobrevive en el núcleo del Sol, que se ha descubierto que rota a una velocidad de una vez por semana; cuatro veces la velocidad media de rotación de la superficie. [51] [52]
El Sol está compuesto principalmente de los elementos hidrógeno y helio . En este momento de la vida del Sol, representan el 74,9% y el 23,8%, respectivamente, de la masa del Sol en la fotosfera. [53] Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2% de la masa, siendo el oxígeno (aproximadamente el 1% de la masa del Sol), el carbono (0,3%), el neón (0,2%) y el hierro (0,2%) los más abundantes. [54]
La composición química original del Sol fue heredada del medio interestelar del que se formó. Originalmente habría sido aproximadamente 71,1% hidrógeno, 27,4% helio y 1,5% elementos más pesados. [53] 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 extendieron al medio interestelar durante las etapas finales de la vida estelar y por eventos como las supernovas . [55]
Desde que se formó el Sol, el principal proceso de fusión ha implicado la fusión de hidrógeno en helio. Durante los últimos 4.600 millones de años, la cantidad de helio y su ubicación dentro del Sol ha cambiado gradualmente. La proporción de helio dentro del núcleo ha aumentado de aproximadamente el 24% a aproximadamente el 60% debido a la fusión, y parte del helio y los elementos pesados se han asentado desde la fotosfera hacia el centro del Sol debido a la gravedad . Las proporciones de elementos más pesados no han cambiado. El calor se transfiere hacia afuera desde el núcleo del Sol por radiación en lugar de por convección (ver Zona radiactiva a continuación), por lo que los productos de fusión no son elevados hacia afuera por el calor; permanecen en el núcleo, [56] y gradualmente se ha comenzado a formar un núcleo interno de helio que no se puede fusionar porque actualmente el núcleo del Sol no es lo suficientemente caliente o denso como para fusionar 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 unos 5 mil millones de años, esta acumulación gradual acabará provocando que el Sol salga de la secuencia principal y se convierta en una gigante roja . [57]
La composición química de la fotosfera se considera normalmente representativa de la composición del Sistema Solar primigenio. [58] Normalmente, las abundancias de elementos pesados solares descritas anteriormente se miden utilizando espectroscopia de la fotosfera del Sol y midiendo las abundancias en meteoritos que nunca han sido calentados a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos conservan 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. [59]
El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. [60] Tiene una densidad de hasta150 g/cm 3 [61] [62] (aproximadamente 150 veces la densidad del agua) y una temperatura cercana a los 15,7 millones de kelvin (K). [62] En contraste, la temperatura superficial del Sol es de aproximadamente5800 K. Un análisis reciente de los datos de la misión SOHO favorece la idea de que el núcleo gira más rápido que la zona radiactiva que se encuentra fuera de él. [60] Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía se ha producido por fusión nuclear en la región del núcleo a través de la cadena protón-protón ; este proceso convierte el hidrógeno en helio. [63 ] Actualmente, el 0,8% de la energía generada en el Sol proviene de otra secuencia de reacciones de fusión llamada ciclo CNO ; se espera que la proporción proveniente del ciclo CNO aumente a medida que el Sol se vuelva más viejo y más luminoso. [64] [65]
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 del Sol se genera en el 24% más interno de su radio, y casi no se produce fusión más allá del 30% del radio. El resto del Sol se calienta 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 la radiación (fotones) o la advección (partículas masivas). [66] [67]
La cadena protón-protón se produce alrededor9,2 × 10 37 veces cada segundo en el núcleo, convirtiendo aproximadamente 3,7 × 1038 protones en partículas alfa (núcleos de helio) cada segundo (de un total de ~8,9 × 1056 protones libres en el Sol), o aproximadamente6,2 × 10 11 kg/s . Sin embargo, cada protón (en promedio) tarda alrededor de 9 mil millones de años en fusionarse con otro usando la cadena PP. [66] 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, [68] por lo que el Sol libera energía a una tasa de conversión de masa-energía de 4,26 mil millones de kg/s (que requiere 600 mil millones de kg de hidrógeno [69] ), para 384,6 yottavatios (3,846 × 10 26 W ), [5] o 9,192 × 1010 megatones de TNT por segundo. La gran producción de energía del Sol se debe principalmente al enorme tamaño y densidad de su núcleo (en comparación con la Tierra y los objetos terrestres), con solo una cantidad bastante pequeña de energía generada 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 [70] , que, según Karl Kruszelnicki , es aproximadamente la misma densidad de potencia dentro de una pila de compost [71] .
La tasa de fusión en el núcleo está en un equilibrio autocorrector: 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 enfriara y se encogiera ligeramente, aumentando la densidad y aumentando la tasa de fusión y volviéndola nuevamente a su tasa actual. [72] [73]
La zona radiactiva es la capa más gruesa del Sol, con 0,45 radios solares. Desde el núcleo hasta aproximadamente 0,7 radios solares , la radiación térmica es el principal medio de transferencia de energía. [74] La temperatura cae de aproximadamente 7 millones a 2 millones de kelvins con el aumento de la distancia desde el núcleo. [62] Este gradiente de temperatura es menor que el valor del gradiente 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. [62] Los iones de hidrógeno y helio emiten fotones, que viajan solo una breve distancia antes de ser reabsorbidos por otros iones. [74] La densidad se reduce cien veces (de 20 000 kg/m 3 a 200 kg/m 3 ) entre 0,25 radios solares y 0,7 radios, la parte superior de la zona radiactiva. [74]
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 convectiva da como resultado una gran cizalladura entre las dos, una condición en la que las capas horizontales sucesivas se deslizan una sobre la otra. [75] Actualmente, se plantea la hipótesis de que un dinamo magnético, o dinamo solar , dentro de esta capa genera el campo magnético del Sol . [62]
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 o caliente como para transferir la energía térmica del interior hacia el exterior a través de la radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que se desarrollen corrientes convectivas y muevan la energía del Sol hacia su superficie. El material calentado en la tacoclina absorbe calor y se expande, reduciendo así su densidad y permitiéndole ascender. Como resultado, un movimiento ordenado de la masa se desarrolla en células térmicas que transportan la mayor parte del calor hacia el exterior, a la fotosfera del Sol que se encuentra por encima. Una vez que el material se enfría de forma difusa y radiactiva justo debajo de la superficie de la fotosfera, su densidad aumenta y se hunde hasta la base de la zona de convección, donde vuelve a absorber calor de la parte superior de la zona radiactiva y continúa el ciclo convectivo. En la fotosfera, la temperatura ha caído 350 veces a 5.700 K (9.800 °F) y la densidad a sólo 0,2 g/m3 ( aproximadamente 1/10.000 de la densidad del aire a nivel del mar y 1 millonésima parte de la de la capa interna de la zona convectiva). [62]
Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol que le da un aspecto granular llamado granulación solar en la escala más pequeña y supergranulación en escalas mayores. La convección turbulenta en esta parte exterior del interior solar sostiene la acción de dinamo de "pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. [62] Las columnas térmicas del Sol son células de Bénard y toman la forma de prismas aproximadamente hexagonales. [76]
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La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa debajo de la cual el Sol se vuelve opaco a la luz visible. [77] Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente que se encuentra sobre ella y se convierten en radiación solar, luz solar. El cambio en la opacidad se debe a la cantidad decreciente de iones H − , que absorben fácilmente la luz visible. [77] Por el contrario, la luz visible percibida se produce cuando los electrones reaccionan con átomos de hidrógeno para producir iones H − . [78] [79]
La fotosfera tiene un espesor de decenas a cientos de kilómetros 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 limbo del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento del limbo . [77] El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a 5772 K (9930 °F), [12] intercalado con líneas de absorción atómica de las tenues capas 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 de la Tierra a 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. [80]
La atmósfera del Sol está compuesta de cinco capas: la fotosfera, 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 aproximadamente500 km por encima de la fotosfera y tiene una temperatura de aproximadamente4.100 K. [77] 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. [81] La cromosfera, la región de transición y la corona son mucho más calientes que la superficie del Sol. [77] La razón no se entiende bien, pero la evidencia sugiere que las ondas de Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona. [82]
Por encima de la capa mínima de temperatura hay una capa aproximadamente2.000 km de espesor, dominado por un espectro de líneas de emisión y absorción. [77] Se llama cromosfera de la raíz griega chroma , que significa color, porque la cromosfera es visible como un destello de color al principio y al final de los eclipses solares totales. [74] La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, hasta alrededor de20.000 K cerca de la parte superior. [77] En la parte superior de la cromosfera el helio se ioniza parcialmente . [83]
Por encima de la cromosfera, en una capa delgada (aproximadamente200 km ) región de transición, la temperatura aumenta rápidamente desde alrededor20.000 K en la cromosfera superior a temperaturas coronales más cercanas a1.000.000 K. [ 84] El aumento de temperatura se ve facilitado por la ionización completa del helio en la región de transición, que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma. [83] La región de transición no se produce 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. [74] La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde el espacio mediante instrumentos sensibles a la porción ultravioleta extrema del espectro . [85]
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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 . [83] [e] La temperatura media de la corona y del viento solar es de alrededor de 1.000.000–2.000.000 K; sin embargo, en las regiones más cálidas es de 8.000.000–20.000.000 K. [84] 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 . [84] [86] La corona es la atmósfera extendida del Sol, que tiene un volumen mucho mayor que el volumen encerrado por la fotosfera del Sol. Un flujo de plasma hacia afuera del Sol hacia el espacio interplanetario es el viento solar . [86]
La heliosfera, la tenue atmósfera más externa del Sol, está llena de plasma del viento solar. Se define que esta capa más externa del Sol comienza 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, [87] aproximadamente a 20 radios solares (0,1 UA ). 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 de Alfvén. El viento solar viaja hacia afuera continuamente a través de la heliosfera, [88] [89] formando el campo magnético solar en forma de espiral , [86] hasta que impacta la heliopausa más deA 50 UA del Sol. En diciembre de 2004, la sonda Voyager 1 atravesó un frente de choque que se cree que forma parte de la heliopausa. [90] A finales de 2012, la Voyager 1 registró un marcado aumento de las colisiones de rayos cósmicos y una brusca caída de 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 , [91] y, de hecho, lo hizo el 25 de agosto de 2012, a aproximadamente 122 unidades astronómicas (18 Tm) del Sol. [92] La heliosfera tiene una heliocola que se extiende detrás de ella debido al peculiar movimiento del Sol a través de la galaxia. [93]
El 28 de abril de 2021, la sonda solar Parker de la NASA encontró las condiciones magnéticas y de partículas específicas en 18,8 radios solares que indicaron que penetró la superficie Alfvén , el límite que separa la corona del viento solar, definido como donde la velocidad Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales. [94] [95] Durante el sobrevuelo, la sonda solar Parker entró y salió de la corona varias veces. Esto demostró las predicciones de que la superficie crítica de Alfvén no tiene la forma de una bola lisa, sino que tiene picos y valles que arrugan su superficie. [94]
El Sol emite luz a través del espectro visible , por lo que su color es blanco , con un índice de espacio de color CIE cercano a (0,3, 0,3), cuando se ve desde el espacio o cuando el Sol está alto en el cielo. La radiancia solar por longitud de onda alcanza su pico en la porción verde del espectro cuando se ve desde el espacio. [96] [97] Cuando el Sol está muy bajo en el cielo, la dispersión atmosférica hace que el Sol sea amarillo, rojo, naranja o magenta, y en raras ocasiones incluso verde o azul . A pesar de su blancura típica (rayos solares blancos, luz ambiental blanca, iluminación blanca de la Luna, etc.), algunas culturas imaginan mentalmente al Sol como amarillo y algunas incluso como rojo; las razones para esto son culturales y las exactas son objeto de debate. [98] El Sol está clasificado como una estrella G2 , [66] lo que significa que es una estrella de secuencia principal de tipo G , con 2 indicando que su temperatura superficial está en el segundo rango de la clase G.
La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de área expuesta directamente 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 (UA) del Sol (es decir, en la órbita de la Tierra o cerca de ella). [99] La luz solar sobre la superficie de la Tierra se atenúa por la atmósfera terrestre , de modo que llega menos energía a la superficie (más cerca de la Tierra).1.000 W/m 2 ) en condiciones despejadas cuando el Sol está cerca del cenit . [100] La luz solar en la parte superior de la atmósfera de la Tierra está compuesta (por energía total) de aproximadamente un 50% de luz infrarroja, un 40% de luz visible y un 10% de luz ultravioleta. [101] La atmósfera filtra más del 70% de la radiación ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. [102] La radiación ultravioleta solar ioniza la atmósfera superior del lado diurno de la Tierra, creando la ionosfera eléctricamente conductora . [103]
La luz ultravioleta del Sol tiene propiedades antisépticas y puede utilizarse para desinfectar herramientas y agua. Esta radiación provoca quemaduras solares , y tiene otros efectos biológicos como la producción de vitamina D y el bronceado solar . Es la principal causa de cáncer de piel . La luz ultravioleta está fuertemente atenuada por la capa de ozono de la Tierra , de modo 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. [104]
Los fotones de rayos gamma de alta energía liberados inicialmente con reacciones de fusión en el núcleo son absorbidos casi inmediatamente por el plasma solar de la zona radiactiva, generalmente después de viajar solo unos pocos milímetros. La reemisión ocurre en una dirección aleatoria y generalmente a una energía ligeramente menor. Con esta secuencia de emisiones y absorciones, la radiación tarda mucho tiempo en alcanzar la superficie del Sol. Las estimaciones del tiempo de viaje de los fotones varían entre 10.000 y 170.000 años. [105] En contraste, los neutrinos , que representan aproximadamente el 2% de la producción total de energía del Sol, tardan solo 2,3 segundos en 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 regresar a un estado estable si la tasa de generación de energía en su núcleo cambiara repentinamente. [106]
Los neutrinos electrónicos son liberados por reacciones de fusión en el núcleo, pero, a diferencia de los fotones, rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos son capaces de escapar del Sol inmediatamente. Sin embargo, las mediciones del número de estos neutrinos producidos en el Sol son inferiores a lo que predicen las teorías por un factor de 3. En 2001, el descubrimiento de la oscilación de neutrinos resolvió la discrepancia: el Sol emite el número de neutrinos electrónicos predicho por la teoría, pero los detectores de neutrinos no detectaban 2 ⁄ 3 de ellos porque los neutrinos habían cambiado de sabor en el momento en que fueron detectados. [107]
El Sol tiene un campo magnético estelar que varía a lo largo de su superficie. Su campo polar es de 1 a 2 gauss (0,0001 a 0,0002 T ), mientras que el campo suele ser de 3000 gauss (0,3 T) en las características del Sol llamadas manchas solares y de 10 a 100 gauss (0,001 a 0,01 T) en las prominencias solares . [5] El campo magnético varía en el tiempo y la ubicación. El ciclo solar cuasiperiódico de 11 años es la variación más destacada en la que el número y el tamaño de las manchas solares aumenta y disminuye. [108] [109] [110]
El campo magnético solar se extiende mucho más allá del propio Sol. El plasma del viento solar, que conduce electricidad, transporta el campo magnético del Sol al espacio, formando lo que se denomina campo magnético interplanetario . [86] 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 estira el campo magnético interplanetario hacia afuera, forzándolo a adoptar una estructura aproximadamente radial. En el caso de un campo magnético solar dipolar simple, con polaridades hemisféricas opuestas a cada lado del ecuador magnético solar, se forma una fina capa de corriente en el viento solar. A grandes distancias, la rotación del Sol tuerce el campo magnético dipolar y la capa de corriente correspondiente en una estructura espiral de Arquímedes denominada espiral de Parker . [86]
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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 ligeramente más frías que la fotosfera circundante, por lo que aparecen oscuras. En un mínimo solar típico , pocas manchas solares son visibles y, ocasionalmente, ninguna se puede ver en absoluto. Las que aparecen están en latitudes solares altas. A medida que el ciclo solar progresa 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. [111]
Un ciclo de manchas solares de 11 años es la mitad de un ciclo de dinamo Babcock -Leighton de 22 años , que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre campos magnéticos solares toroidales y poloidales . En el máximo del ciclo solar, el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su intensidad mínima de ciclo de dinamo; pero un campo cuadrupolar toroidal interno, generado a través de la rotación diferencial dentro de la tacoclina, está cerca de su intensidad máxima. En este punto del ciclo de dinamo, el afloramiento boyante dentro de la zona convectiva fuerza la aparición del campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, aproximadamente alineadas de este a oeste y que tienen huellas con polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de los pares de manchas solares se alterna en cada ciclo solar, un fenómeno descrito por la ley de Hale . [112] [113]
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 tiene, en consecuencia, su intensidad mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal alcanza su intensidad máxima. Con el inicio 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 de forma continua y, en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde a un cambio, por tanto, en la polaridad general del campo magnético a gran escala del Sol. [114] [115]
El campo magnético del Sol produce muchos efectos que colectivamente se denominan actividad solar . Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal tienden a ocurrir en grupos de manchas solares. Los agujeros coronales en la superficie de la fotosfera emiten corrientes de viento solar de alta velocidad que cambian lentamente . Tanto las eyecciones de masa coronal como las corrientes de viento solar de alta velocidad transportan plasma y el campo magnético interplanetario hacia el exterior del Sistema Solar. [116] 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 desempeñado un papel importante en la formación y evolución del Sistema Solar . [117]
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, [118] que, a su vez, podría influir en el clima a largo plazo de la Tierra. [119] El ciclo solar influye en las condiciones climáticas espaciales , incluidas las que rodean la Tierra. 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 el mínimo de Maunder . Esto coincidió en el tiempo con la era de la Pequeña Edad de Hielo , cuando Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. [120] Se han descubierto mínimos extendidos anteriores a través del análisis de los anillos de los árboles y parecen haber coincidido con temperaturas globales inferiores a la media. [121]
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Hoy en día, el Sol se encuentra aproximadamente a mitad de camino de la parte de secuencia principal de su vida. No ha cambiado drásticamente en más de cuatro mil millones de años y permanecerá bastante estable durante unos cinco mil millones más. Sin embargo, una vez que se detenga la fusión de hidrógeno en su núcleo, el Sol experimentará cambios dramáticos, tanto internos como externos.
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 en hidrógeno y helio y que probablemente dio origen a muchas otras estrellas. [122] Esta edad se estima utilizando modelos informáticos de evolución estelar y a través de la nucleocosmocronología . [13] El resultado es consistente con la fecha radiométrica del material más antiguo del Sistema Solar, hace 4.567 millones de años. [123] [124] Los estudios de meteoritos antiguos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de vida corta, como el hierro-60 , que se forman solo en estrellas en explosión y de vida corta. 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 desencadenado la formación del Sol al comprimir la materia dentro de la nube molecular y hacer que ciertas regiones colapsaran bajo su propia gravedad. [125] Cuando un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a rotar debido a la conservación del momento angular y a calentarse con la presión creciente. [126] 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. [127] [128] 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 . [129]
Las estrellas HD 162826 y HD 186302 comparten similitudes con el Sol y, por lo tanto, se plantea la hipótesis de que son sus hermanas estelares, formadas en la misma nube molecular. [130] [131]
El Sol se encuentra aproximadamente a mitad de su etapa de secuencia principal, durante la cual las reacciones de fusión nuclear en su núcleo fusionan el hidrógeno en helio. Cada segundo, más de cuatro mil millones de kilogramos 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 a 11 mil millones de años como estrella de secuencia principal antes de la fase de gigante roja del Sol . [132] En la marca de los 8 mil millones de años, el Sol estará en su punto más caliente según la misión del observatorio espacial Gaia de la ESA en 2022. [133]
El Sol se está volviendo gradualmente más caliente en su núcleo, más caliente en la superficie, más grande en radio y más luminoso durante su tiempo en la secuencia principal: desde el comienzo de su vida en la secuencia principal, se ha expandido en radio en un 15% y la superficie ha aumentado en temperatura de 5,620 K (9,660 °F) a 5,772 K (9,930 °F), lo que resulta en un aumento del 48% en luminosidad de 0.677 luminosidades solares a su luminosidad solar actual de 1.0. Esto ocurre porque los átomos de helio en el núcleo tienen un peso molecular medio más alto que los átomos de hidrógeno que se fusionaron, lo que resulta en una menor presión térmica. Por lo tanto, el núcleo se está encogiendo, lo que permite que las capas externas del Sol se acerquen al centro, liberando energía potencial gravitatoria . Según el teorema del virial , la mitad de esta energía gravitatoria liberada se destina al calentamiento, lo que conduce a un aumento gradual en la velocidad a la que se produce la fusión y, por lo tanto, a un aumento en la luminosidad. Este proceso se acelera a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. [134] En la actualidad, aumenta su brillo aproximadamente un 1% cada 100 millones de años. Se necesitarán al menos mil millones de años a partir de ahora para agotar el agua líquida de la Tierra debido a dicho aumento. [135] Después de eso, la Tierra dejará de ser capaz de soportar vida multicelular compleja y los últimos organismos multicelulares restantes en el planeta sufrirán una extinción masiva final y completa . [136]
El Sol no tiene suficiente masa para explotar como una supernova . En cambio, cuando se quede sin hidrógeno en el núcleo en aproximadamente 5 mil millones de años, la fusión de hidrógeno del núcleo se detendrá, y no habrá nada que evite que el núcleo se contraiga. La liberación de energía potencial gravitatoria hará que la luminosidad del Sol aumente, poniendo fin a la fase de secuencia principal y llevando al Sol a expandirse durante los próximos mil millones de años: primero en una subgigante , y luego en una gigante roja . [134] [137] [138] El calentamiento debido a la contracción gravitatoria también conducirá a la expansión del Sol y la fusión de hidrógeno en una capa justo fuera del núcleo, donde permanece hidrógeno sin fusionar, lo que contribuye al aumento de la luminosidad, que eventualmente alcanzará más de 1.000 veces su luminosidad actual. [134] Cuando el Sol entre en su fase de rama gigante roja (RGB), engullirá (y muy probablemente destruirá) a Mercurio y Venus . Según un artículo de 2008, la órbita de la Tierra se habrá expandido inicialmente hasta 1,5 UA (220 millones de km; 140 millones de mi) como máximo debido a la pérdida de masa del Sol. Sin embargo, la órbita de la Tierra comenzará a encogerse debido a las fuerzas de marea (y, eventualmente, al arrastre de la cromosfera inferior) de modo que será engullida por el Sol durante la fase de punta de la rama de gigante roja dentro de 7.590 millones de años, 3,8 y 1 millón de años después de que Mercurio y Venus hayan sufrido respectivamente el mismo destino. [138]
Cuando el Sol alcance la punta de la rama gigante roja, será aproximadamente 256 veces más grande que hoy, con un radio de 1,19 UA (178 millones de km; 111 millones de mi). [138] [139] El Sol pasará alrededor de mil millones de años en la rama RGB y perderá alrededor de un tercio de su masa. [138]
Después de la rama de gigante roja, 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 ; se estima que el 6% del núcleo (que en sí mismo representa el 40% de la masa del Sol) se convertirá en carbono en cuestión de minutos a través del proceso triple alfa . [140] El Sol se encoge entonces hasta aproximadamente 10 veces su tamaño actual y 50 veces la luminosidad, con una temperatura un poco más baja que la actual. Entonces habrá alcanzado el cúmulo rojo o rama horizontal , pero una estrella de la metalicidad del Sol no evoluciona hacia el azul a lo largo de la rama horizontal. En cambio, simplemente se vuelve moderadamente más grande y más luminosa a lo largo de unos 100 millones de años a medida que continúa reaccionando con helio en el núcleo. [138]
Cuando se agote el helio, el Sol repetirá la expansión que siguió cuando se agotó el hidrógeno en el núcleo. Esta vez, sin embargo, todo sucede más rápido, y el Sol se vuelve más grande y más luminoso. Esta es la fase de la rama gigante asintótica , y el Sol está reaccionando alternativamente con 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 pocos 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. A pesar de esto, el radio AGB máximo del Sol no será tan grande como su máximo RGB de punta: 179 R ☉ , o aproximadamente 0,832 UA (124,5 millones de km; 77,3 millones de mi). [138] [141]
Los modelos varían según la tasa y el momento de la pérdida de masa. Los modelos que tienen una mayor pérdida de masa en la rama de las gigantes rojas producen estrellas más pequeñas y menos luminosas en la punta de la rama de las gigantes asintóticas, quizás de solo 2000 veces la luminosidad y menos de 200 veces el radio. [138] Para el Sol, se predicen cuatro pulsos térmicos antes de que pierda por completo su envoltura exterior y comience a formar una nebulosa planetaria . [142]
La evolución posterior a la rama gigante asintótica es incluso 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 (53 500 °F), como si estuviera en una especie de bucle azul . El núcleo desnudo final, una enana blanca , tendrá una temperatura de más de 100 000 K (180 000 °F) y contendrá aproximadamente el 54,05 % de la masa actual del Sol. [138] (Las simulaciones indican que el Sol puede estar entre las estrellas menos masivas capaces de formar una nebulosa planetaria. [143] ) La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10 000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años antes de desvanecerse en una hipotética enana negra superdensa . [144] [145] [146] Por lo tanto, no emitiría más energía durante un tiempo incluso más largo que el que tendría si fuera una enana blanca. [147]
El Sol tiene ocho planetas conocidos orbitando a su alrededor. 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 nueve cuerpos generalmente considerados como planetas enanos y algunos candidatos más , un cinturón de asteroides , numerosos cometas y una gran cantidad de cuerpos helados que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno. Seis de los planetas y muchos cuerpos más pequeños también tienen sus propios satélites naturales : en particular, los sistemas de satélites de Júpiter, Saturno y Urano son en algunos aspectos como versiones en miniatura del sistema del Sol. [148]
El Sol se mueve por la atracción gravitatoria de los planetas. El centro del Sol se mueve alrededor del baricentro del Sistema Solar , en un rango de 0,1 a 2,2 radios solares. El movimiento del Sol alrededor del baricentro se repite aproximadamente cada 179 años, con una rotación de unos 30° debido principalmente al período sinódico de Júpiter y Saturno. [149]
A 10 años luz del Sol hay relativamente pocas estrellas, siendo la más cercana el sistema estelar triple Alpha Centauri , que está a unos 4,4 años luz de distancia y puede estar en la nube G de la Burbuja Local . [151] Alpha Centauri A y B son un par de estrellas similares al Sol estrechamente vinculadas , mientras que la estrella más cercana al Sol, la pequeña enana roja Proxima Centauri , orbita el par a una distancia de 0,2 años luz. En 2016, se descubrió que un exoplaneta potencialmente habitable orbitaba Proxima Centauri, llamado Proxima Centauri b , el exoplaneta confirmado más cercano al Sol. [152]
El Sistema Solar está rodeado por la Nube Interestelar Local , aunque no está claro si está incrustada en la Nube Interestelar Local o si se encuentra justo fuera del borde de la nube. [153] Existen otras múltiples nubes interestelares en la región a 300 años luz del Sol, conocida como la Burbuja Local . [153] Esta última característica es una cavidad con forma de reloj de arena o superburbuja en el medio interestelar de aproximadamente 300 años luz de diámetro. La burbuja está bañada por plasma de alta temperatura, lo que sugiere que puede ser el producto de varias supernovas recientes. [154]
La Burbuja Local es una superburbuja pequeña en comparación con las estructuras lineales vecinas más amplias, la Onda de Radcliffe y la Partición (anteriormente Cinturón de Gould ), cada una de las cuales tiene varios miles de años luz de longitud. [155] Todas estas estructuras son parte del Brazo de Orión , que contiene la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea que son visibles a simple vista. [156]
Los grupos de estrellas se forman juntos en cúmulos estelares , antes de disolverse en asociaciones en co-movimiento. Una agrupación prominente que es visible a simple vista es el grupo móvil de la Osa Mayor , que está a unos 80 años luz de distancia dentro de la Burbuja Local. El cúmulo estelar más cercano es Hyades , que se encuentra en el borde de la Burbuja Local. Las regiones de formación estelar más cercanas son la Nube Molecular Corona Australis , el complejo de nubes Rho Ophiuchi y la nube molecular Taurus ; esta última se encuentra justo más allá de la Burbuja Local y es parte de la onda de Radcliffe. [157]
Los sobrevuelos estelares que pasan a menos de 0,8 años luz del Sol ocurren aproximadamente una vez cada 100.000 años. El acercamiento más cercano medido con precisión fue el de la estrella de Scholz , que se acercó a ~50.000 UA del Sol hace unos 70 mil años, probablemente pasando por la nube de Oort exterior. [158] Hay una probabilidad del 1% cada mil millones de años de que una estrella pase dentro100 UA del Sol, lo que podría perturbar el Sistema Solar. [159]
Al ser parte de la Vía Láctea, el Sol, junto con todo el Sistema Solar, se mueve en forma orbital alrededor del centro de masas de la galaxia a una velocidad promedio de 230 km/s (828.000 km/h) o 143 mi/s (514.000 mph), [160] tardando alrededor de 220-250 millones de años terrestres en completar una revolución (un año galáctico ), [161] habiéndolo hecho unas 20 veces desde la formación del Sol. [162] La dirección del movimiento del Sol, el ápice solar , es aproximadamente en la dirección de la estrella Vega . [163]
El Sol orbita alrededor del centro de la Vía Láctea y se mueve en dirección a la constelación de Cygnus a una velocidad de más de 220 kilómetros por segundo (490.000 millas por hora). Un modelo simple del movimiento de una estrella en la galaxia proporciona las coordenadas galácticas X , Y y Z (coordenadas rotatorias de modo que el centro de la galaxia esté siempre en la dirección X ) como: 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. [164] 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 = −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 se estima que Z (0) es 17 parsecs. [165] Este modelo implica que el Sol circula alrededor de un punto que a su vez gira alrededor de la galaxia. El período de la circulación del Sol alrededor del punto es . que, utilizando la equivalencia de que un parsec 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 girar alrededor de la galaxia. En las coordenadas ( X, Y ), el Sol describe una elipse alrededor del punto, cuya longitud en la dirección Y es de 1035 parsecs y cuyo ancho en la dirección X es de 691 parsecs. El punto en movimiento está actualmente en La oscilación en la dirección Z lleva al Sol 98 parsecs por encima del plano galáctico y la misma distancia por debajo de él, con un período de 83 millones de años, aproximadamente 2,7 veces por órbita. [166] Aunque es de 222 millones de años, el valor de en el punto alrededor del cual circula el Sol corresponde a 235 millones de años, y este es el tiempo que el punto tarda en dar una vuelta alrededor de la galaxia. Otras estrellas con el mismo valor de tienen que tardar la misma cantidad de tiempo en dar una vuelta alrededor de la galaxia que el Sol y, por tanto, permanecen en la misma proximidad general que el Sol.
La órbita del Sol alrededor de la Vía Láctea se ve perturbada debido a la distribución no uniforme de la masa en la Vía Láctea, como la que se da en los brazos espirales galácticos y entre ellos. El Sistema Solar tarda unos 225-250 millones de años en completar una órbita a través de la Vía Láctea (un año galáctico ), [167] por lo que se cree que ha completado 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). [168] A esta velocidad, el Sistema Solar tarda unos 1.190 años en recorrer una distancia de 1 año luz, o 7 días en viajar1 UA . [169]
La Vía Láctea se mueve con respecto a la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) en dirección a la constelación de Hidra a una velocidad de 550 km/s, pero como el Sol se mueve con respecto al centro galáctico en dirección a Cygnus (longitud galáctica 90°; latitud 0°) a más de 200 km/s, la velocidad resultante con respecto al CMB es de unos 370 km/s en dirección a Cráter o Leo (latitud galáctica 264°, latitud 48°). [170] Esto está a 132° de Cygnus.
En muchas culturas prehistóricas y antiguas, se pensaba que el Sol era una deidad solar u otra entidad sobrenatural . [171] [172] A principios del primer milenio a. C., 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 , moviéndose más rápido cuando está más cerca del Sol en el perihelio y moviéndose más lento cuando está más lejos en el afelio. [173]
Uno de los primeros en ofrecer una explicación científica o filosófica para el Sol fue el filósofo griego Anaxágoras . Razonó que era una gigantesca bola de metal llameante aún más grande que la tierra del Peloponeso y que la Luna reflejaba la luz del Sol. [174] Eratóstenes estimó la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo III a. C. como "de 400 y 80 000 estadios miríadas ", cuya traducción es ambigua, ya 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 UA); el último valor es correcto con un margen de error de unos pocos puntos porcentuales. En el siglo I d. C., Ptolomeo estimó la distancia en 1210 veces el radio de la Tierra , aproximadamente 7,71 millones de kilómetros (0,0515 UA). [175]
La teoría de que el Sol es el centro alrededor del cual orbitan los planetas fue propuesta por primera vez por el antiguo griego Aristarco de Samos en el siglo III a. C., [176] y posteriormente adoptada por Seleuco de Seleucia (véase Heliocentrismo ). [177] Esta visión fue desarrollada en un modelo matemático más detallado de un sistema heliocéntrico en el siglo XVI por Nicolás Copérnico . [178]
Los astrónomos chinos registraron observaciones de manchas solares durante la dinastía Han (206 a. C.-220 d. C.) y mantuvieron registros de estas observaciones durante siglos. Averroes también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo XII. [179] La invención del telescopio a principios del siglo XVII permitió que Thomas Harriot , Galileo Galilei y otros astrónomos realizaran observaciones detalladas de las manchas solares. Galileo postuló que las manchas solares se encontraban en la superficie del Sol en lugar de pequeños objetos que pasaban entre la Tierra y el Sol. [180]
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. [181] (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 . [182]
A partir de una observación de un tránsito de Venus en 1032, el astrónomo y erudito persa Ibn Sina concluyó que Venus estaba más cerca de la Tierra que el Sol. [183] En 1677, Edmond Halley observó un tránsito de Mercurio a través del Sol, lo que lo llevó a darse cuenta de que las observaciones de la paralaje solar de un planeta (más idealmente usando el tránsito de Venus) podrían usarse para determinar trigonométricamente las distancias entre la Tierra, Venus y el Sol. [184] Las observaciones cuidadosas del tránsito de Venus de 1769 permitieron a los astrónomos calcular la distancia promedio Tierra-Sol en 93.726.900 millas (150.838.800 km), solo un 0,8% mayor que el valor moderno. [185]
En 1666, Isaac Newton observó la luz del Sol utilizando un prisma y demostró que está compuesta de luz de muchos colores. [186] En 1800, William Herschel descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. [187] 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 a menudo como líneas de Fraunhofer . El siglo XX trajo consigo varios sistemas especializados para observar el Sol, especialmente en diferentes longitudes de onda de banda estrecha, como los que utilizan el filtrado de calcio H (396,9 nm), K (393,37 nm) e hidrógeno-alfa (656,46 nm) . [188]
Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondían a ningún elemento químico conocido 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 el helio en la Tierra. [189]
En los primeros años de la era científica moderna, la fuente de energía del Sol era un enigma importante. Lord Kelvin sugirió que el Sol es un cuerpo líquido que se enfría gradualmente y que irradia una reserva interna de calor. [190] Kelvin y Hermann von Helmholtz propusieron entonces un mecanismo de contracción gravitacional para explicar la producción de energía, pero la estimación de edad resultante fue de sólo 20 millones de años, muy por debajo del lapso de tiempo de al menos 300 millones de años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de esa época. [190] [191] En 1890, Joseph Lockyer , que descubrió el helio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítica para la formación y evolución del Sol. [192]
No fue hasta 1904 que se ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la producción de energía del Sol podría mantenerse mediante una fuente interna de calor, y sugirió la desintegración radiactiva como la fuente. [193] Sin embargo, sería Albert Einstein quien proporcionaría la pista esencial sobre la fuente de la producción de energía del Sol con su relación de equivalencia masa-energía E = mc 2 . [194] En 1920, Sir Arthur Eddington propuso 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, lo que resultaría en una producción de energía a partir del cambio neto en la masa. [195] La preponderancia del hidrógeno en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne utilizando la teoría de 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. [196] [197] 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 . [198]
Los primeros satélites diseñados para la observación a largo plazo del Sol desde el espacio interplanetario fueron los Pioneer 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 y realizaron las primeras mediciones detalladas del viento solar y del campo magnético solar. El Pioneer 9 estuvo en funcionamiento durante un tiempo especialmente largo, transmitiendo datos hasta mayo de 1983. [199] [200]
En la década de 1970, dos sondas espaciales Helios y el telescopio Apollo Skylab proporcionaron a los científicos nuevos datos 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 llevaba la nave espacial dentro de la órbita de Mercurio en el perihelio. [201] 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. [85] Skylab realizó las primeras observaciones con resolución temporal de la región de transición solar y de las emisiones ultravioleta de la corona solar. [85] Los descubrimientos incluyeron las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal, entonces llamadas "transitorios coronales", y de agujeros coronales , ahora conocidos por estar íntimamente asociados con el viento solar. [201]
En 1980, la NASA lanzó las sondas Solar Maximum Mission , diseñadas para observar los rayos gamma, los rayos X y la radiación ultravioleta de las erupciones solares durante una época de gran actividad y luminosidad solar. Sin embargo, a los pocos meses del lanzamiento, un fallo electrónico hizo que la sonda pasara al modo de espera, y pasó los tres años siguientes en ese estado inactivo. En 1984, la misión STS-41C del transbordador espacial Challenger recuperó el satélite y reparó su electrónica antes de volver a ponerlo en órbita. Posteriormente, la Solar Maximum Mission adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de volver a entrar en la atmósfera terrestre en junio de 1989. [202]
El satélite japonés Yohkoh ( Sunbeam ), lanzado en 1991, 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 alejada de las regiones de máxima actividad era mucho más dinámica y activa de lo que se había supuesto anteriormente. Yohkoh observó un ciclo solar completo, pero entró en modo de espera cuando un eclipse anular en 2001 hizo que perdiera su bloqueo del Sol. Fue destruido por una reentrada atmosférica en 2005. [203]
El Observatorio Solar y Heliosférico , construido conjuntamente por la Agencia Espacial Europea y la NASA, fue lanzado el 2 de diciembre de 1995. [85] Originalmente destinado a servir en una misión de dos años, [204] SOHO sigue en funcionamiento a partir de 2024. [205] Situado en el punto de Lagrange entre la Tierra y el Sol (en el que la atracción gravitatoria de ambos es igual), SOHO ha proporcionado una visión constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. [85] Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de una gran cantidad de cometas , en su mayoría pequeños cometas rasantes del Sol que se incineran al pasar por el Sol. [206]
Todos estos satélites han observado el Sol desde el plano de la eclíptica, por lo que sólo han observado en detalle sus regiones ecuatoriales. La sonda Ulysses fue lanzada en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol. Primero viajó a Júpiter, para "lanzarla" a una órbita que la llevaría muy por encima del plano de la eclíptica. Una vez que Ulysses estuvo en su órbita programada, comenzó a observar el viento solar y la intensidad del campo magnético en las altas latitudes solares, y descubrió que el viento solar de las altas latitudes se movía a unos 750 km/s, lo que era más lento de lo esperado, y que había grandes ondas magnéticas que emergían de las altas latitudes que dispersaban los rayos cósmicos galácticos. [207]
La abundancia de elementos en la fotosfera es bien conocida a partir de estudios espectroscópicos , pero la composición del interior del Sol es menos conocida. Se diseñó una misión de retorno de muestras del viento solar, Genesis , para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar. [208]
La temperatura de la fotosfera es de aproximadamente 6.000 K, mientras que la temperatura de la corona alcanza1.000.000–2.000.000 K. [ 84] La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo distinto a la conducción de calor directa desde la fotosfera. [86]
Se cree que la energía necesaria para calentar la corona es proporcionada por el movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento coronal. [84] El primero es el calentamiento ondulatorio, en el que las ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por turbulencia en la zona de convección. [84] Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en la materia ambiental en forma de calor. [209] 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 erupciones solares y una miríada de eventos similares pero más pequeños: nanollamaradas . [210]
Actualmente, no está claro si las ondas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las ondas de Alfvén, se disipan o refractan antes de llegar a la corona. [211] 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 por llamaradas. [84]
Los modelos teóricos del desarrollo del Sol sugieren que hace entre 3.800 y 2.500 millones de años, durante el eón Arcaico , el Sol era sólo un 75% tan brillante como lo es hoy. Una estrella tan débil no habría sido capaz de sostener agua líquida en la superficie de la Tierra, y por lo tanto la vida no debería haber sido capaz de desarrollarse. Sin embargo, el registro geológico demuestra que la Tierra ha permanecido a una temperatura bastante constante a lo largo de su historia y que la Tierra joven era algo más cálida que 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 los presentes hoy, que atrapaban suficiente calor para compensar la menor cantidad de energía solar que le llegaba. [212]
Sin embargo, el análisis de los sedimentos arqueanos parece incompatible con la hipótesis de las altas concentraciones de gases de efecto invernadero. En cambio, la amplitud moderada de las temperaturas puede explicarse por un albedo superficial más bajo provocado por una menor superficie 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 emisión solar. [213]
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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 . [214] [215] Mirar directamente al Sol ( mirar al sol ) causa artefactos visuales de fosfeno y ceguera parcial temporal. También proporciona alrededor de 4 milivatios de luz solar a la retina, calentándola ligeramente y potencialmente causando daño en los ojos que no pueden responder adecuadamente al brillo. [216] [217] Mirar directamente al Sol a simple vista puede causar lesiones similares a quemaduras solares inducidas por rayos UV en la retina que comienzan después de aproximadamente 100 segundos, particularmente en condiciones donde la luz UV del Sol es intensa y bien enfocada. [218] [219]
Mirar el sol a través de ópticas que concentran la luz, como los binoculares, puede provocar daños permanentes en la retina si no se utiliza un filtro adecuado que bloquee los rayos ultravioleta y atenúe considerablemente la luz solar. Cuando se utiliza un filtro atenuador para ver el sol, se advierte al observador que utilice un filtro diseñado específicamente para ese uso. Algunos filtros improvisados que dejan pasar los rayos ultravioleta o infrarrojos pueden dañar el ojo con niveles altos de brillo. [220] Miradas breves al sol del mediodía a través de un telescopio sin filtro pueden causar daños permanentes. [221]
Durante el amanecer y el atardecer, la luz del sol se atenúa debido a la dispersión de Rayleigh y la dispersión de Mie debido a un paso particularmente largo a través de la atmósfera de la Tierra, [222] y el Sol a veces es lo suficientemente débil como para ser visto cómodamente a simple vista o de manera segura con óptica (siempre que no haya riesgo de que la luz solar brillante aparezca repentinamente a través de un claro entre las nubes). Las condiciones de niebla, el polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica. [223]
Un fenómeno óptico , conocido como destello verde , puede observarse a veces poco después del atardecer o antes del amanecer. El destello es causado por la luz del Sol que proviene justo debajo del horizonte y se desvía (generalmente a través de una inversión de temperatura ) hacia el observador. La luz de longitudes de onda más cortas (violeta, azul, verde) se desvía más que la de longitudes de onda más largas (amarillo, naranja, rojo), pero la luz violeta y azul se dispersa más, dejando una luz que se percibe como verde. [224]
Solar deities play a major role in many world religions and mythologies.[225] Worship of the Sun was central to civilizations such as the ancient Egyptians, the Inca of South America and the Aztecs of what is now Mexico. In religions such as Hinduism, the Sun is still considered a god, known as Surya. Many ancient monuments were constructed with solar phenomena in mind; for example, stone megaliths accurately mark the summer or winter solstice (for example in Nabta Playa, Egypt; Mnajdra, Malta; and Stonehenge, England); Newgrange, a prehistoric human-built mount in Ireland, was designed to detect the winter solstice; the pyramid of El Castillo at Chichén Itzá in Mexico is designed to cast shadows in the shape of serpents climbing the pyramid at the vernal and autumnal equinoxes.[226]
The ancient Sumerians believed that the Sun was Utu,[227][228] the god of justice and twin brother of Inanna, the Queen of Heaven,[227] who was identified as the planet Venus.[228] Later, Utu was identified with the East Semitic god Shamash.[227][228] Utu was regarded as a helper-deity, who aided those in distress.[227]
From at least the Fourth Dynasty of Ancient Egypt, the Sun was worshipped as the god Ra, portrayed as a falcon-headed divinity surmounted by the solar disk, and surrounded by a serpent. In the New Empire period, the Sun became identified with the dung beetle. In the form of the sun disc Aten, the Sun had a brief resurgence during the Amarna Period when it again became the preeminent, if not only, divinity for the Pharaoh Akhenaton.[229][230] The Egyptians portrayed the god Ra as being carried across the sky in a solar barque, accompanied by lesser gods, and to the Greeks, he was Helios, carried by a chariot drawn by fiery horses. From the reign of Elagabalus in the late Roman Empire the Sun's birthday was a holiday celebrated as Sol Invictus (literally "Unconquered Sun") soon after the winter solstice, which may have been an antecedent to Christmas. Regarding the fixed stars, the Sun appears from Earth to revolve once a year along the ecliptic through the zodiac, and so Greek astronomers categorized it as one of the seven planets (Greek planetes, "wanderer"); the naming of the days of the weeks after the seven planets dates to the Roman era.[231][232][233]
In Proto-Indo-European religion, the Sun was personified as the goddess *Seh2ul.[234][235] Derivatives of this goddess in Indo-European languages include the Old Norse Sól, Sanskrit Surya, Gaulish Sulis, Lithuanian Saulė, and Slavic Solntse.[235] In ancient Greek religion, the sun deity was the male god Helios,[236] who in later times was syncretized with Apollo.[237]
In the Bible, Malachi 4:2 mentions the "Sun of Righteousness" (sometimes translated as the "Sun of Justice"),[238][239] which some Christians have interpreted as a reference to the Messiah (Christ).[240] In ancient Roman culture, Sunday was the day of the sun god. In paganism, the Sun was a source of life, giving warmth and illumination. It was the center of a popular cult among Romans, who would stand at dawn to catch the first rays of sunshine as they prayed. The celebration of the winter solstice (which influenced Christmas) was part of the Roman cult of the unconquered Sun (Sol Invictus). It was adopted as the Sabbath day by Christians. The symbol of light was a pagan device adopted by Christians, and perhaps the most important one that did not come from Jewish traditions. Christian churches were built so that the congregation faced toward the sunrise.[241]
Tonatiuh, the Aztec god of the sun,[242] was closely associated with the practice of human sacrifice.[242] The sun goddess Amaterasu is the most important deity in the Shinto religion,[243][244] and she is believed to be the direct ancestor of all Japanese emperors.[243]
This article incorporates text from this source, which is in the public domain.NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983
Never look directly at the Sun through any form of optical equipment, even for an instant. A brief glimpse of the Sun through a telescope is enough to cause permanent eye damage, or even blindness. Even looking at the Sun with the naked eye for more than a second or two is not safe. Do not assume that it is safe to look at the Sun through a filter, no matter how dark the filter appears to be.
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