El Sol es la estrella en el centro del Sistema Solar . Es una enorme bola de plasma caliente , inflada y calentada por la energía producida por reacciones de fusión nuclear en su núcleo. Parte de esta energía interna se emite desde su superficie en forma de luz , radiación ultravioleta e infrarroja , proporcionando la mayor parte de la energía para la vida en la Tierra .
El Sol se mueve alrededor del centro galáctico de la Vía Láctea a una distancia de 26.660 años luz . Desde la Tierra, es en promedio1 AU (1.496 × 10 8 km ) o unos 8 minutos luz de distancia. Su diámetro es de aproximadamente1.391.400 kilómetros (864.600 millas ;4,64 ls ), 109 veces la de la Tierra o 4 distancias lunares . 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. [17] Aproximadamente tres cuartas partes de la masa del Sol consisten en hidrógeno (~73%); el resto es principalmente helio (~25%), con cantidades mucho menores de elementos más pesados, incluidos oxígeno , carbono , neón y hierro . [18]
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V), informalmente llamada enana amarilla , aunque su luz en realidad es blanca. Se formó hace aproximadamente 4,6 mil millones [a] [13] [19] años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular . La mayor parte de esta materia se acumuló en el centro, mientras que el resto se aplanó formando un disco orbital 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 .
Cada segundo, el núcleo del Sol fusiona alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio y, en el proceso, convierte 4 millones de toneladas de materia en energía . 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. En un futuro lejano, 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 en densidad y temperatura que empujará a sus capas externas a expandirse, transformando eventualmente 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 dentro de cinco mil millones de años. Posteriormente, el Sol se desprenderá de sus capas exteriores y se convertirá en un tipo denso de estrella que se está enfriando (una enana blanca ), y ya no producirá energía por fusión, pero seguirá brillando y emitiendo calor de su fusión anterior durante billones de años. Después de eso, se teoriza que se convertirá en una enana negra súper densa , que no emitirá más energía.
La palabra inglesa sun se desarrolló a partir del inglés antiguo sunne . Los cognados aparecen en otras lenguas germánicas , incluido el frisón occidental sinne , el zon holandés , el bajo alemán Sünn , el alemán estándar Sonne , la Sunna bávara , la sunna nórdica antigua y el sunnō gótico . Todas estas palabras provienen del protogermánico * sunnōn . [20] [21] En última instancia, esto se relaciona 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 latín sōl , griego antiguo ἥλιος ( hēlios ), galés haul y checo slunce , así como (con *l > r ) sánscrito स्वर ( svár ) y persa خور ( xvar ). De hecho, la raíz l también sobrevivió en el protogermánico, como * sōwelan , que dio origen al gótico sauil (junto con sunnō ) y al prosaico nórdico antiguo sól (junto a la poética sunna ), y a través de él las palabras para sol en el escandinavo moderno. idiomas: sol sueco y danés , sol islandés , etc. [21]
Los principales adjetivos para el Sol en inglés son sunny para la luz solar y, en contextos técnicos, solar ( / ˈ s oʊ l ər / ), [3] del latín sol [22] ; este último se encuentra en términos como día solar , solar eclipse y Sistema Solar . Del griego helios proviene el raro adjetivo heliac ( / ˈ h iː l i æ k / ). [23] En inglés, las palabras griegas y latinas aparecen en poesía como personificaciones del Sol, Helios ( / ˈ h iː l i ə s / ) y Sol ( / ˈ s ɒ l / ), [2] [1] mientras en ciencia ficción, Sol puede usarse para distinguir el Sol de otras estrellas. Los astrónomos planetarios utilizan el término sol con s minúscula para referirse a la duración de un día solar en otro planeta como Marte . [24]
El nombre del día laborable en inglés Sunday proviene del inglés antiguo Sunnandæg "día del sol", una interpretación germánica de la frase latina diēs sōlis , en sí misma una traducción del griego antiguo ἡμέρα ἡλίου ( hēmera hēliou ) 'día del sol'. [25] El símbolo astronómico del Sol es un círculo con un punto central,.svg/1280px-Sun_symbol_(fixed_width).svg.png){kind=small}
. Se utiliza para unidades como M ☉ ( masa solar ), R ☉ ( radio solar ) y L ☉ ( luminosidad solar ).
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G que constituye aproximadamente el 99,86% de la masa del Sistema Solar. El Sol tiene una magnitud absoluta de +4,83, y 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 . [26] [27] El Sol es una estrella [b] de población I , o rica en elementos pesados . [28] Su formación puede haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas cercanas . [29] Esto lo sugiere una gran abundancia de elementos pesados en el Sistema Solar, como oro y uranio , en relación con la abundancia de estos elementos en las estrellas llamadas de Población II , pobres en elementos pesados. Lo más plausible es que los elementos pesados pudieran haber sido producidos por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova, o por transmutación mediante absorción de neutrones dentro de una estrella masiva de segunda generación. [28]
El Sol es, con diferencia, el objeto más brillante del cielo de la Tierra , con una magnitud aparente de −26,74. [30] [31] 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 (alrededor de 150 millones de kilómetros; 93 millones de millas) se define como la distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra, aunque la distancia varía (aproximadamente +/- 2,5 millones de kilómetros o 1,55 millones de millas) a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio. aproximadamente el 3 de enero hasta el afelio aproximadamente el 4 de julio. [32] Las distancias pueden variar entre 147.098.074 km (perihelio) y 152.097.701 km (afelio), y los valores extremos pueden oscilar entre 147.083.346 km y 152.112.126 km. [33] A su distancia promedio, la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en aproximadamente 8 minutos y 20 segundos, [34] mientras que la luz desde los puntos más cercanos del Sol y la Tierra tarda aproximadamente dos segundos menos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida [c] en la Tierra mediante la fotosíntesis , [35] 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 sobre la fotosfera . [36] A efectos de medición, se considera que el radio del Sol es la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie aparente visible del Sol. [37] Según esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado en 9 millonésimas, [38] [39] [40] lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial en sólo 10 kilómetros (6,2 millas). ). [41] El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol. [42] 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. [43] Visto desde un punto de vista sobre su polo norte, el Sol gira en sentido antihorario alrededor de su eje de giro. [d] [44]
El Sol se compone principalmente de los elementos químicos 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. [45] 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. [46]
En la investigación solar es más común expresar la abundancia de cada elemento en dex, que es una unidad logarítmica escalada. , siendo 'e' el elemento en cuestión y nH como 10 12 átomos de hidrógeno. Por definición, el hidrógeno tiene una abundancia de 12, la abundancia de helio varía entre aproximadamente 10,3 y 10,5 dependiendo de la fase del ciclo solar, [47] el carbono es 8,47, el neón es 8,29, el oxígeno es 7,69 [48] y el hierro es 7,62.
La composición química original del Sol fue heredada del medio interestelar a partir del cual se formó. Originalmente habría contenido aproximadamente un 71,1% de hidrógeno, un 27,4% de helio y un 1,5% de elementos más pesados. [45] El hidrógeno y la mayor parte del helio en el Sol habrían sido producidos por 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 extendieran hacia el medio interestelar durante las etapas finales de la vida estelar y por eventos como las supernovas . [49]
Desde que se formó el Sol, el principal proceso de fusión ha implicado 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 el 24% a aproximadamente el 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 los 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 son elevados hacia afuera por el calor; permanecen en el núcleo [50] y gradualmente ha comenzado a formarse un núcleo interno de helio que no puede fusionarse porque actualmente el núcleo del Sol no está lo suficientemente caliente ni denso para fusionar el helio. En la fotosfera actual, la fracción de helio se reduce y la metalicidad es sólo 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 seguirá acumulándose en el núcleo, y en unos 5 mil millones de años esta acumulación gradual provocará que el Sol salga de la secuencia principal y se convierta en una gigante roja . [51]
La composición química de la fotosfera normalmente se considera representativa de la composición del Sistema Solar primordial. [52] Las abundancias de elementos pesados solares descritas anteriormente se miden típicamente utilizando espectroscopia de la fotosfera del Sol y midiendo 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 tanto, no se ven afectados por la sedimentación de elementos pesados. Los dos métodos generalmente concuerdan bien. [18]
El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. [53] Tiene una densidad de hasta150 g/cm 3 [54] [55] (unas 150 veces la densidad del agua) y una temperatura cercana a los 15,7 millones de Kelvin (K). [55] Por el contrario, la temperatura de la superficie del Sol es aproximadamente5800K . Un análisis reciente de los datos de la misión SOHO favorece una velocidad de rotación más rápida en el núcleo que en la zona radiativa superior. [53] Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía se ha producido mediante fusión nuclear en la región central a través de la cadena protón-protón ; este proceso convierte el hidrógeno en helio. [56] Actualmente, sólo 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 se vuelve más viejo y más luminoso. [57] [58]
El núcleo es la única región del Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica mediante 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 se calienta con esta energía a medida que se transfiere hacia afuera a través de muchas capas sucesivas, finalmente a la fotosfera solar donde escapa al espacio a través de radiación (fotones) o advección (partículas masivas). [59] [60]
La cadena protón-protón ocurre 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 alrededor de6,2 × 10 11 kg/s . Sin embargo, cada protón (de media) tarda unos 9.000 millones de años en fusionarse con otro mediante la cadena PP. [59] 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, [61] por lo que el Sol libera energía a una tasa de conversión masa-energía de 4,26 millones de metros métricos. toneladas por segundo (que requiere 600 megatones métricos de hidrógeno [62] ), 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 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, [63] que, según Karl Kruszelnicki , es aproximadamente la misma densidad de potencia dentro de una pila de abono. . [64]
La velocidad de fusión en el núcleo se encuentra en un equilibrio autocorrector: una velocidad de fusión ligeramente mayor provocaría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas externas, reduciendo la densidad y, por tanto, la velocidad de fusión y corrigiendo la perturbación ; y una tasa ligeramente menor haría que el núcleo se enfriara y se encogiera ligeramente, aumentando la densidad y aumentando la tasa de fusión y volviendo nuevamente a su tasa actual. [65] [66]
La zona radiativa 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. [67] La temperatura cae de aproximadamente 7 millones a 2 millones de kelvins a medida que aumenta la distancia desde el núcleo. [55] Este gradiente de temperatura es menor que el valor de la tasa de caída adiabática y, por lo tanto, no puede impulsar la convección, lo que explica por qué la transferencia de energía a través de esta zona se realiza por radiación en lugar de convección térmica. [55] Los iones de hidrógeno y helio emiten fotones, que viajan sólo una breve distancia antes de ser reabsorbidos por otros iones. [67] 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 radiativa. [67]
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 una gran cizalladura entre las dos, una condición en la que sucesivas capas horizontales se deslizan una sobre otra. [68] Actualmente, se plantea la hipótesis (ver Dínamo solar ) de que una dinamo magnética dentro de esta capa genera el campo magnético del Sol . [55]
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 caliente 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 capta calor y se expande, reduciendo así su densidad y permitiéndole ascender. 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. Una vez que el material se enfría por difusión y radiación justo debajo de la superficie fotosférica, su densidad aumenta y desciende hasta la base de la zona de convección, donde nuevamente recoge calor de la parte superior de la zona radiativa y el ciclo convectivo continúa. En la fotosfera, la temperatura ha descendido a 5.700 K (350 veces) y la densidad a sólo 0,2 g/m 3 (aproximadamente 1/10.000 de la densidad del aire al nivel del mar y una millonésima parte de la de la capa interna de la capa convectiva). zona). [55]
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 sostiene una acción de dinamo de "pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. [55] Las columnas térmicas del Sol son células de Bénard y toman la forma de prismas aproximadamente hexagonales. [69]
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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. [70] Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente que se encuentra encima de él y se convierten en radiación solar, luz solar. El cambio de opacidad se debe a la disminución de la cantidad de iones H − , que absorben la luz visible fácilmente. [70] Por el contrario, la luz visible que vemos se produce cuando los electrones reaccionan con los átomos de hidrógeno para producir iones H − . [71] [72]
La fotosfera tiene entre decenas y 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 inferior, una imagen del Sol aparece más brillante en el centro que en el borde o rama del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento de la rama. [70] El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a 5.777 K (5.504 °C; 9.939 °F), intercalado con líneas de absorción atómica de las tenues capas sobre 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 aproximadamente del 3%, lo que deja casi todo el hidrógeno en forma atómica. [73]
Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondían a ningún elemento químico entonces 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 solar griego Helios . Veinticinco años después, se aisló el helio en la Tierra. [74]
La atmósfera del Sol está compuesta por cuatro partes: la fotosfera (visible en condiciones normales), la cromosfera , la región de transición , la corona y la heliosfera . Durante un eclipse solar total, la fotosfera se bloquea, lo que hace visible la corona. [75]
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 mil . [70] 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. [76] La cromosfera, la región de transición y la corona son mucho más calientes que la superficie del Sol. [70] La razón no se comprende bien, pero la evidencia sugiere que las ondas de Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona. [77]
Por encima de la capa de temperatura mínima hay una capa de aproximadamente2.000 km de espesor, dominados por un espectro de líneas de emisión y absorción. [70] 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. [67] La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, hasta alrededor de20.000 K cerca de la cima. [70] En la parte superior de la cromosfera el helio se ioniza parcialmente . [78]
Por encima de la cromosfera, en una delgada (aproximadamente200 km ) región de transición, la temperatura aumenta rápidamente desde alrededor20.000 K en la cromosfera superior hasta temperaturas coronales más cercanas a1.000.000K . [79] 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. [78] La región de transición no se produce a una altitud bien definida. Más bien, forma una especie de nimbo alrededor de elementos cromosféricos como espículas y filamentos , y está en constante y caótico movimiento. [67] 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 . [80]
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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 . [78] [e] La temperatura promedio de la corona y el viento solar es de aproximadamente 1.000.000 a 2.000.000 K; sin embargo, en las regiones más calientes es de 8.000.000 a 20.000.000 K. [79] 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 . [79] [81] 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 que sale del Sol hacia el espacio interplanetario es el viento solar . [81]
La heliosfera, la tenue atmósfera más exterior del Sol, está llena de plasma de 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, [82] aproximadamente a 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 sólo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja hacia afuera continuamente a través de la heliosfera, [83] [84] formando el campo magnético solar en forma de espiral , [81] hasta que impacta la heliopausa más de50 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. [85] 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 provenientes del viento solar, lo que sugirió que la sonda había atravesado la heliopausa y entrado en el medio interestelar , [86] y de hecho lo hizo el 25 de agosto de 2012 a aproximadamente 122 unidades astronómicas (18 Tm) del Sol. [87] La heliosfera tiene una cola de helio que se extiende detrás de ella debido al movimiento del Sol. [88]
El 28 de abril de 2021, durante su octavo sobrevuelo al Sol, la sonda solar Parker de la NASA encontró las condiciones magnéticas y de partículas específicas en 18,8 radios solares que indicaban que había penetrado en la superficie de Alfvén , el límite que separa la corona del viento solar definido como donde La velocidad de Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales. [89] [90] La sonda midió el entorno del plasma del viento solar con sus instrumentos FIELDS y SWEAP. [91] Este evento fue descrito por la NASA como "tocar el Sol". [89] Durante el sobrevuelo, Parker Solar Probe entró y salió de la corona varias veces. Esto demostró las predicciones de que la superficie crítica de Alfvén no tiene forma de bola lisa, sino que tiene picos y valles que arrugan su superficie. [89]
El Sol emite luz en todo el 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 radiación solar por longitud de onda alcanza su punto máximo en la porción verde del espectro cuando se ve desde el espacio. [92] [93] 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 de sol blancos, luz ambiental blanca, iluminación blanca de la Luna, etc.), algunas culturas imaginan mentalmente el Sol como amarillo y otras incluso como rojo; las razones de esto son culturales y las exactas son objeto de debate. [94] El Sol es una estrella G2V , donde G2 indica su temperatura superficial de aproximadamente 5.778 K (5.505 °C; 9.941 °F), y V que, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de secuencia principal . [59] [95]
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). [96] La luz del sol en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera terrestre , 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 . [97] La luz solar en la parte superior de la atmósfera de la Tierra está compuesta (en energía total) por aproximadamente un 50% de luz infrarroja, un 40% de luz visible y un 10% de luz ultravioleta. [98] La atmósfera en particular filtra más del 70% del ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. [99] La radiación solar ultravioleta ioniza la atmósfera superior del lado diurno de la Tierra, creando la ionosfera eléctricamente conductora . [100]
La luz ultravioleta del sol tiene propiedades antisépticas y puede usarse 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 , 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. [101]
Los fotones de rayos gamma de alta energía liberados inicialmente durante las reacciones de fusión en el núcleo son absorbidos casi inmediatamente por el plasma solar de la zona radiativa, normalmente después de viajar sólo 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. [102] Por el contrario, los neutrinos , que representan aproximadamente el 2% de la producción total de energía del Sol, tardan sólo 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 volver a un estado estable si la tasa de generación de energía en su núcleo cambiara repentinamente. [103]
Los neutrinos también se liberan mediante 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 eran inferiores en un factor de 3 a las teorías predichas. Esta discrepancia se resolvió en 2001 mediante el descubrimiento de los efectos de la oscilación de los neutrinos : el Sol emite el número de neutrinos previsto por La teoría, pero a los detectores de neutrinos les faltaban 2 ⁄ 3 de ellos porque los neutrinos habían cambiado de sabor en el momento en que fueron detectados. [104]
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 características del Sol llamadas manchas solares y de 10 a 100 gauss (0,001 a 0,01 T) en prominencias solares . [5] El campo magnético varía en el tiempo y la ubicación. El ciclo solar cuasi periódico de 11 años es la variación más destacada en la que el número y tamaño de las manchas solares aumentan y disminuyen. [105] [106] [107]
El campo magnético solar se extiende mucho más allá del propio Sol. El plasma del viento solar, conductor de electricidad, transporta el campo magnético del Sol al espacio, formando lo que se llama campo magnético interplanetario . [81] 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, obligándolo a adoptar una estructura aproximadamente radial. Para un campo magnético solar dipolar simple, con polaridades hemisféricas opuestas a cada lado del ecuador magnético solar, se forma una delgada lámina de corriente en el viento solar. [81]
A grandes distancias, la rotación del Sol tuerce el campo magnético dipolar y la correspondiente lámina de corriente en una estructura en espiral de Arquímedes llamada espiral de Parker. [81] El campo magnético interplanetario es mucho más fuerte que el componente dipolar del campo magnético solar. El campo magnético dipolo del Sol de 50 a 400 μT (en la fotosfera) se reduce con el cubo inverso de la distancia, lo que lleva a un campo magnético previsto de 0,1 nT a la distancia de la Tierra. Sin embargo, según observaciones de naves espaciales, el campo interplanetario en el lugar donde se encuentra la Tierra es de alrededor de 5 nT, unas cien veces mayor. [108] La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por corrientes eléctricas en el plasma que rodea al Sol.
Las manchas solares son visibles como manchas oscuras 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 parecen oscuras. En un mínimo solar típico , son visibles pocas manchas solares y, en ocasiones, ninguna. Los que sí aparecen se encuentran en altas latitudes solares. A medida que el ciclo solar avanza hacia su máximo , las manchas solares tienden a formarse más cerca del ecuador solar, fenómeno conocido como ley de Spörer . Las manchas solares más grandes pueden tener decenas de miles de kilómetros de diámetro. [109]
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 fuerza mínima de ciclo dinamo, pero un campo cuadrupolar toroidal interno , generado a través de la rotación diferencial dentro de la tacoclina, está cerca de su fuerza máxima. En este punto del ciclo de la dinamo, un 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 con huellas con polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de los pares de manchas solares se alterna en cada ciclo solar, fenómeno descrito por la ley de Hale . [110] [111]
Durante la fase decreciente del ciclo solar, la energía pasa 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, correspondientemente, su intensidad mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal tiene 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 continuamente y, en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde a un cambio en la polaridad general del campo magnético a gran escala del Sol. [112] [113]
El campo magnético del Sol provoca muchos efectos que colectivamente se denominan actividad solar . Las llamaradas solares y las eyecciones de masa coronal tienden a ocurrir en grupos de manchas solares. Desde los agujeros coronales en la superficie fotosférica se 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 Sistema Solar. [114] 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 jugó un papel importante en la formación y evolución del Sistema Solar .
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] lo que, a su vez, podría influir en el clima de la Tierra a largo plazo. [116] 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 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 al promedio. [118]
En diciembre de 2019 se observó un nuevo tipo de explosión magnética solar, conocida como reconexión magnética forzada . Anteriormente, en un proceso llamado reconexión magnética espontánea, se observó que las líneas del campo magnético solar divergen explosivamente y luego vuelven a converger instantáneamente. La Reconexión Magnética Forzada fue similar, pero fue provocada por una explosión en la corona. [119]
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El Sol hoy se encuentra aproximadamente en la mitad de la parte más estable de su vida. No ha cambiado drásticamente en más de cuatro mil millones [a] 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 sufrirá cambios dramáticos, tanto interna como externamente. Es más masiva que 71 de otras 75 estrellas dentro del 5 pc, [120] o en el ~5 por ciento superior.
El Sol se formó hace unos 4.600 millones de años a partir del colapso de parte de una nube molecular gigante que estaba formada principalmente por 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 . [13] 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 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 provocar que ciertas regiones colapsaran bajo su propia gravedad. [124] Cuando un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a girar debido a la conservación del momento angular y a calentarse con el aumento de presión. [125] Gran parte de la masa se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó formando un disco que se convertiría en los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar. [126] [127] 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 eventualmente desencadenó la fusión nuclear . [128]
Las estrellas HD 162826 y HD 186302 comparten similitudes con el Sol y, por lo tanto, se supone que son sus hermanas estelares, formadas en la misma nube molecular. [129] [130]
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 a 11 mil millones de años como estrella de la secuencia principal antes de la fase de gigante roja del Sol. [131] 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. [132]
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, su radio se ha expandido en un 15% y la superficie ha aumentado su temperatura de 5.620 K (5.350 °C; 9.660 °F) a 5.777 K (5.504 °C; 9.939 °F), lo que resulta en un aumento del 48% en la 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 contrayendo, lo que permite que las capas exteriores del Sol se acerquen al centro, liberando energía potencial gravitacional . Según el teorema del virial , la mitad de esta energía gravitacional liberada se destina al calentamiento, lo que conduce a un aumento gradual de la velocidad de fusión y, por tanto, a un aumento de la luminosidad. Este proceso se acelera a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. [133] En la actualidad, su brillo está aumentando aproximadamente un 1% cada 100 millones de años. Se necesitarán al menos mil millones de años para agotar el agua líquida de la Tierra debido a tal aumento. [134] Después de eso, la Tierra dejará de poder sustentar vida multicelular compleja y los últimos organismos multicelulares que quedan en el planeta sufrirán una extinción masiva final y completa . [135]
El Sol no tiene suficiente masa para explotar como supernova . En cambio, cuando se quede sin hidrógeno en el núcleo dentro de aproximadamente 5 mil millones de años, la fusión del hidrógeno en el núcleo se detendrá y no habrá nada que impida que el núcleo se contraiga. La liberación de energía potencial gravitacional 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 hasta convertirse en una subgigante y luego en una gigante roja . [133] [136] [137] El calentamiento debido a la contracción gravitacional también conducirá a la expansión del Sol y a la fusión del hidrógeno en una capa justo fuera del núcleo, donde permanece el hidrógeno sin fusionar, lo que contribuye al aumento de la luminosidad, que eventualmente alcanzará más más de 1.000 veces su luminosidad actual. [133] Cuando el Sol entre en su fase de rama de gigante roja (RGB), envolverá a Mercurio y (probablemente) a Venus, alcanzando aproximadamente 0,75 AU (110 millones de kilómetros; 70 millones de millas). [137] [138] El Sol pasará alrededor de mil millones de años en el RGB y perderá alrededor de un tercio de su masa. [137]
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 (el 40% de la masa del Sol) se convertirá en carbono en cuestión de minutos mediante el proceso triple alfa . [139] Luego, el Sol se reduce a aproximadamente 10 veces su tamaño actual y 50 veces su 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 metalicidad del Sol no evoluciona hacia el azul a lo largo de la rama horizontal. En cambio, se vuelve moderadamente más grande y más luminoso a lo largo de unos 100 millones de años a medida que continúa haciendo reaccionar helio en el núcleo. [137]
Cuando se agote el helio, el Sol repetirá la expansión que siguió cuando se agotó el hidrógeno del núcleo. Esta vez, sin embargo, todo sucede más rápido y el Sol se vuelve más grande y luminoso, envolviendo a Venus, si aún no lo ha hecho. Esta es la fase de rama gigante asintótica , y el Sol reacciona 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 cientos de años cada 100.000 años aproximadamente. Los pulsos térmicos se vuelven cada vez más grandes, y los pulsos posteriores elevan la luminosidad hasta 5.000 veces el nivel actual y el radio a más de 1 AU (150 millones de kilómetros; 93 millones de millas). [140]
Según un modelo de 2008, la órbita de la Tierra se habrá expandido inicialmente hasta como máximo 1,5 AU (220 millones de kilómetros; 140 millones de millas) debido a la pérdida de masa del Sol como gigante roja. Sin embargo, la órbita de la Tierra comenzará más tarde a reducirse debido a las fuerzas de marea (y, eventualmente, al arrastre de la cromosfera inferior), de modo que será engullida por el Sol durante la punta de la fase de rama de gigante roja , 3,8 y 1 millón de años después de Mercurio y Venus ha corrido respectivamente la misma suerte. 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 la gigante roja producen estrellas más pequeñas y menos luminosas en la punta de la rama gigante asintótica, quizás sólo 2.000 veces la luminosidad y menos de 200 veces el radio. [137] Para el Sol, se predicen cuatro pulsos térmicos antes de que pierda completamente su envoltura exterior y comience a formar una nebulosa planetaria . Al final de esa fase, que durará aproximadamente 500.000 años, el Sol sólo tendrá aproximadamente la mitad de su masa actual.
La evolución de la rama gigante post-asintótica 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 (29.700 °C; 53.500 °F), como si estuviera en una especie de azul. bucle . El núcleo desnudo final, una enana blanca , tendrá una temperatura de más de 100.000 K (100.000 °C; 180.000 °F) y contendrá aproximadamente el 54,05% de la masa actual del Sol. [137] La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10.000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años antes de desvanecerse hasta convertirse en una hipotética enana negra superdensa . [141] [142] Como tal, no emitiría más energía durante un tiempo incluso más largo que el de una enana blanca. [143]
El Sol tiene ocho planetas conocidos que lo orbitan. Esto incluye cuatro planetas terrestres ( Mercurio , Venus , la Tierra y Marte ), dos gigantes gaseosos ( Júpiter y Saturno ) y dos gigantes de hielo ( Urano y Neptuno ). El Sistema Solar también cuenta con nueve cuerpos considerados generalmente 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 cierto modo versiones en miniatura del sistema solar. [144]
El Sol se mueve por la atracción gravitacional de los planetas. El centro del Sol está siempre a 2,2 radios solares del baricentro. Este movimiento del Sol se debe principalmente a los cuatro grandes planetas. Cada planeta de la serie Júpiter, Saturno, Neptuno y Urano tiene aproximadamente el doble de efecto (momento de inercia) que el siguiente. Durante algunos períodos de varias décadas (cuando Neptuno y Urano están en oposición ) el movimiento es bastante regular, formando un patrón de trébol , mientras que entre estos períodos parece más caótico. [ se necesita una mejor fuente ] [145] Después de 179 años (nueve veces el período sinódico de Júpiter y Saturno), el patrón se repite más o menos, pero gira aproximadamente 24°. [146] Las órbitas de los planetas interiores, incluidas las de la Tierra, son desplazadas de manera similar por las mismas fuerzas gravitacionales, por lo que el movimiento del Sol tiene poco efecto sobre las posiciones relativas de la Tierra y el Sol o sobre la irradiancia solar sobre la superficie. La Tierra en función del tiempo. [147]
El Sistema Solar está rodeado por la Nube Interestelar Local , aunque no está claro si está incrustado en la Nube Interestelar Local o si se encuentra justo fuera del borde de la nube. [149] [150] También existen otras múltiples nubes interestelares en la región dentro de los 300 años luz del Sol, conocida como la Burbuja Local . [150] Esta última característica es una cavidad o superburbuja en forma de reloj de arena en el medio interestelar de aproximadamente 300 años luz de diámetro. La burbuja está cubierta de plasma de alta temperatura, lo que sugiere que puede ser producto de varias supernovas recientes. [151]
La burbuja local es una superburbuja pequeña en comparación con las estructuras lineales vecinas más amplias Radcliffe Wave y Split (anteriormente Gould Belt ), cada una de las cuales tiene algunos miles de años luz de longitud. [152] 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. La densidad de toda la materia en la vecindad local es0,097 ± 0,013 M ☉ ·pc −3 . [153]
A diez 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 . [154] Alpha Centauri A y B son un par de estrellas similares al Sol estrechamente relacionadas , mientras que la estrella más cercana a la Tierra, 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 Próxima Centauri, llamado Próxima Centauri b , el exoplaneta confirmado más cercano al Sol. [155]
Los siguientes fusores conocidos más cercanos al Sol son las enanas rojas Estrella de Barnard (a 5,9 años), Wolf 359 (7,8 años) y Lalande 21185 (8,3 años). [156] Las enanas marrones más cercanas pertenecen al sistema binario Luhman 16 (6,6 ly), y el objeto de masa planetaria rebelde o flotante más cercano conocido con menos de 10 masas de Júpiter es la enana submarrón WISE 0855-0714 (7,4 ly). [157]
Un poco más allá, a 8,6 años de luz, se encuentra Sirio , la estrella más brillante del cielo nocturno de la Tierra , con aproximadamente el doble de la masa del Sol, orbitada por la enana blanca más cercana a la Tierra, Sirio B. Otras estrellas dentro de diez años luz son el sistema binario de enana roja Gliese. 65 (8,7 ly) y la enana roja solitaria Ross 154 (9,7 ly). [158] [159] La estrella solitaria más cercana al Sistema Solar es Tau Ceti , a 11,9 años luz. Tiene aproximadamente el 80% de la masa del Sol pero sólo aproximadamente la mitad de su luminosidad. [160]
El grupo de estrellas más cercano y visible sin ayuda más allá de la vecindad celeste inmediata es el grupo en movimiento de la Osa Mayor a aproximadamente 80 años luz, que se encuentra dentro de la Burbuja Local, al igual que el cúmulo de estrellas más cercano y visible sin ayuda, las Híades , que se encuentran en su borde. Las regiones de formación estelar más cercanas son la Nube Molecular Corona Australis , el complejo de nubes Rho Ophiuchi y la nube molecular Taurus ; este último se encuentra justo más allá de la burbuja local y forma parte de la ola de Radcliffe. [161]
Al ser parte de la Vía Láctea, el Sol, junto con todo el Sistema Solar, se mueve en forma orbital alrededor del centro de masa de la galaxia a una velocidad promedio de 230 km/s (828.000 km/h) o 143 mi/s (514.000 mph), [162] tardando entre 220 y 250 millones de años terrestres en completar una revolución (un año galáctico ), [163] habiéndolo hecho unas 20 veces desde la formación del Sol. [164] La dirección del movimiento del Sol, el ápice solar , está aproximadamente en la dirección de la estrella Vega .
El Sol ha sido objeto de veneración en muchas culturas a lo largo de la historia de la humanidad. La comprensión más fundamental que tiene la humanidad del Sol es como el disco luminoso en el cielo, cuya presencia sobre el horizonte causa 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 . El Sol ha desempeñado un papel importante en muchas religiones del mundo, como se describe en una sección posterior.
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, donde la Tierra se mueve más rápido cuando está más cerca del Sol en el perihelio y más lento cuando está más lejos en el afelio. [165]
Una de las primeras personas en ofrecer una explicación científica o filosófica para el Sol fue el filósofo griego Anaxágoras . Razonó que no era el carro de Helios, sino una gigantesca bola de metal en llamas incluso más grande que la tierra del Peloponeso y que la Luna reflejaba la luz del Sol. [166] Por enseñar esta herejía , fue encarcelado por las autoridades y condenado a muerte , aunque más tarde fue liberado gracias a la intervención de Pericles . Eratóstenes estimó la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo III a.C. como "de miríadas de estadios 400 y 80.000", cuya traducción es ambigua, implicando 4.080.000 estadios (755.000 km) u 804.000.000 estadios (148 a 153 millones de kilómetros o 0,99 a 1,02 UA); el último valor es correcto dentro de un pequeño porcentaje. En el siglo I d.C., Ptolomeo estimó la distancia en 1.210 veces el radio de la Tierra , aproximadamente 7,71 millones de kilómetros (0,0515 AU). [167]
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., y posteriormente 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 Nicolás Copérnico .
Las observaciones de manchas solares fueron registradas durante la dinastía Han (206 a. C.-220 d. C.) por astrónomos chinos , que mantuvieron registros de estas observaciones durante siglos. Averroes también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo XII. [168] La invención del telescopio a principios del siglo XVII permitió observaciones detalladas de las manchas solares por parte de Thomas Harriot , Galileo Galilei y otros astrónomos. Galileo postuló que las manchas solares se encontraban en la superficie del Sol y no pequeños objetos que pasaban entre la Tierra y el Sol. [169]
Las contribuciones astronómicas árabes incluyen el descubrimiento de Al-Battani de que la dirección del apogeo del Sol (el lugar de la órbita del Sol frente a las estrellas fijas donde parece moverse más lentamente) está cambiando. [170] (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 de la posición del Sol durante muchos años utilizando un gran astrolabio . [171]
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. [172] En 1672, Giovanni Cassini y Jean Richer determinaron la distancia a Marte y así pudieron calcular la distancia al Sol.
En 1666, Isaac Newton observó la luz del Sol utilizando un prisma , y demostró que está formada por luz de muchos colores. [173] En 1800, William Herschel descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. [174] 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 denominan líneas de Fraunhofer . El siglo XX trajo varios sistemas especializados para observar el Sol, especialmente en diferentes longitudes de onda de banda estrecha, como los que utilizan filtrado de Calcio H (396,9 nm), K (393,37 nm) e Hidrógeno-alfa (656,46 nm).
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. [175] 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 ese tiempo. [175] [176] En 1890 Joseph Lockyer , quien descubrió el helio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítica para la formación y evolución del Sol. [177]
No fue hasta 1904 que se ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la producción del Sol podría mantenerse mediante una fuente interna de calor y sugirió como fuente la desintegración radiactiva . [178] 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 . [179] 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 daría como resultado una producción de energía a partir del cambio neto de masa. [180] 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 el Sol. [181] [182] En 1957, Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler y Fred Hoyle demostraron que la mayoría de los elementos del universo han sido sintetizados mediante reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunas como el Sol. [183]
Los primeros satélites diseñados para la observación del Sol a largo plazo desde el espacio interplanetario fueron los Pioneer 6, 7, 8 y 9 de la NASA, lanzados entre 1959 y 1968. Estas sondas orbitaban el Sol a una distancia similar a la de la Tierra, y permitieron Primeras mediciones detalladas del viento solar y del campo magnético solar. Pioneer 9 funcionó durante un tiempo particularmente largo y transmitió datos hasta mayo de 1983. [184] [185]
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 llevaba la nave espacial dentro de la órbita de Mercurio en el perihelio. [186] La estación espacial Skylab, lanzada por la NASA en 1973, incluía un módulo de observatorio solar llamado Monte del Telescopio Apolo que era operado por astronautas residentes en la estación. [80] Skylab realizó las primeras observaciones resueltas en el tiempo de la región de transición solar y de las emisiones ultravioleta de la corona solar. [80] Los descubrimientos incluyeron las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal, entonces llamadas "transitorias coronales", y de agujeros coronales , que ahora se sabe que están íntimamente asociados con el viento solar. [186]
En la década de 1970, gran parte de la investigación se centró en la abundancia de elementos del grupo del hierro en el Sol. [187] [188] Aunque se realizaron importantes investigaciones, hasta 1978 era difícil determinar la abundancia de algunos elementos del grupo del hierro (por ejemplo, cobalto y manganeso ) mediante espectrografía debido a sus estructuras hiperfinas . [187] El primer conjunto, en gran medida completo, de resistencias de oscilador de elementos del grupo del hierro individualmente ionizados estuvo disponible en la década de 1960, [189] y posteriormente se mejoraron. [190] En 1978, se obtuvieron las abundancias de elementos individualmente ionizados del grupo del hierro. [187] Varios autores han considerado la existencia de un gradiente en las composiciones isotópicas de los gases nobles solares y planetarios , [191] por ejemplo, correlaciones entre las composiciones isotópicas de neón y xenón en el Sol y en los planetas. [192] Antes de 1983, se pensaba que todo el Sol tiene la misma composición que la atmósfera solar. [193] 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. [193]
En 1980, la NASA lanzó las sondas de la Misión Solar Máxima . Esta nave espacial fue diseñada para observar los rayos gamma, los rayos X y la radiación ultravioleta de las erupciones solares durante una época de alta actividad y luminosidad solar. Sin embargo, apenas 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 STS-41C del transbordador espacial Challenger recuperó el satélite y reparó sus componentes electrónicos 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. [194]
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 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 fijación con el Sol. Fue destruido por la reentrada atmosférica en 2005. [195]
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. [80] Originalmente destinado a cumplir una misión de dos años, una extensión de la misión a través de 2012 fue aprobado en octubre de 2009. [196] Ha resultado tan útil que en febrero de 2010 se lanzó una misión de seguimiento, el Observatorio de Dinámica Solar . [197] Situado en el punto lagrangiano entre la Tierra y el Sol (en el que se encuentra el La atracción gravitacional de ambos es igual), SOHO ha proporcionado una visión constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. [80] Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de una gran cantidad de cometas , en su mayoría pequeños cometas que rozan el Sol y que se incineran cuando pasan por el Sol. [198]
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 "tirarse como un tirachinas" a 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 intensidad del campo magnético en latitudes solares altas, descubriendo 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 surgían de altas latitudes y que dispersaban los rayos cósmicos galácticos. [199]
Las abundancias de elementos en la fotosfera son bien conocidas gracias a estudios espectroscópicos , pero la composición del interior del Sol es menos conocida. Se diseñó una misión de retorno de muestras de viento solar, Génesis , para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar. [200]
¿Por qué la corona del Sol es mucho más caliente que la superficie del Sol?
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. [79] La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo más que la conducción directa de calor desde la fotosfera. [81]
Se cree que la energía necesaria para calentar la corona proviene del movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento de la corona. [79] El primero es el calentamiento ondulatorio, en el que las ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por la turbulencia en la zona de convección. [79] Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en la materia ambiental en forma de calor. [207] El otro es el calentamiento magnético, en el que la energía magnética se acumula continuamente mediante 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 . [208]
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 alcanzar la corona. [209] Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el foco de la investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento de antorchas. [79]
¿Cómo pudo la Tierra primitiva haber tenido agua líquida si se predice que la emisión del Sol solo fue un 70% más intensa de lo que es hoy?
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 alrededor del 75% de su brillo actual. Una estrella tan débil no habría podido sostener agua líquida en la superficie de la Tierra y, por 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 presentes hoy en día, lo que atrapaba suficiente calor para compensar la menor cantidad de energía solar que llegaba a ella. [210]
Sin embargo, el examen de los sedimentos arcaicos parece incompatible con la hipótesis de altas concentraciones de gases de efecto invernadero. En cambio, el rango de temperatura moderado puede explicarse por un albedo superficial más bajo provocado por una menor área continental y la falta de núcleos de condensación de nubes inducida biológicamente. Esto habría dado lugar a una mayor absorción de energía solar, compensando así la menor producción solar. [211]
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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 ojos normales no dilatados . [212] [213] Mirar directamente al Sol ( sungazing ) causa artefactos visuales de fosfeno y ceguera parcial temporal. También suministra 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. [214] [215] Ver el Sol directamente a simple vista puede causar lesiones en la retina similares a quemaduras solares inducidas por los rayos UV que comienzan después de aproximadamente 100 segundos, particularmente en condiciones en las que la luz ultravioleta del Sol es intensa y bien enfocada. [216] [217]
Ver el Sol a través de ópticas que concentran la luz, como los binoculares , puede provocar daños permanentes en la retina sin un filtro adecuado que bloquee los rayos UV y atenúe sustancialmente la luz solar. Cuando se utiliza un filtro atenuante para ver el Sol, se advierte al espectador que utilice un filtro diseñado específicamente para ese uso. Algunos filtros improvisados que dejan pasar los rayos UV o IR pueden dañar el ojo a niveles altos de brillo. [218] Breves miradas al Sol del mediodía a través de un telescopio sin filtro pueden causar daños permanentes. [219]
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, [220] y el Sol a veces es lo suficientemente débil como para verlo cómodamente a simple vista o con seguridad con óptica (siempre que haya no hay riesgo de que la luz del sol aparezca repentinamente a través de un espacio entre las nubes). Las condiciones de niebla, el polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica. [221]
Un fenómeno óptico , conocido como destello verde , a veces puede verse poco después del atardecer o antes del amanecer. El destello es causado por la luz del Sol justo debajo del horizonte que 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 (amarilla, naranja, roja), pero la luz violeta y azul se dispersa más, dejando una luz que se percibe como verde. [222]
Las deidades solares juegan un papel importante en muchas religiones y mitologías del mundo. [223] El culto al 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 es considerado un dios, conocido como Surya . 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 (por ejemplo en Nabta Playa , Egipto; Mnajdra , Malta; y Stonehenge , Inglaterra); Newgrange , una montaña prehistórica construida por humanos en Irlanda, fue diseñada 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 la pirámide en los equinoccios de primavera y otoño .
Los antiguos sumerios creían que el Sol era Utu , [224] [225] el dios de la justicia y hermano gemelo de Inanna , la Reina del Cielo , [224] a quien se identificaba como el planeta Venus. [225] Más tarde, Utu fue identificado con el dios semítico oriental Shamash . [224] [225] Utu era considerado una deidad ayudante, que ayudaba a los que estaban en apuros. [224]
Al menos desde la Cuarta Dinastía del Antiguo Egipto, el Sol fue 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 pasó a identificarse con el escarabajo pelotero . En la forma del disco solar Atón , 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 Akenatón . [226] [227]
Los egipcios representaban al dios Ra transportado a través del cielo en una barca solar, acompañado por dioses menores, y para los griegos, era Helios, transportado en un carro tirado por caballos de fuego. Desde el reinado de Heliogábalo en el Imperio Romano tardío, 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 . Respecto a las estrellas fijas , el Sol aparece desde la Tierra para girar una vez al año a lo largo de la eclíptica a través del zodíaco , por lo que los astrónomos griegos lo categorizaron como uno de los siete planetas (del griego planetes , "vagabundo"); la denominación de los días de las semanas después de los siete planetas data de la época romana . [228] [229] [230]
En la religión protoindoeuropea , el Sol era personificado como la diosa *Seh 2 ul . [231] [232] Los derivados de esta diosa en las lenguas indoeuropeas incluyen el nórdico antiguo Sól , el sánscrito Surya , el galo Sulis , el lituano Saulė y el eslavo Solntse . [232] En la religión griega antigua , la deidad del sol era el dios masculino Helios, [233] quien en épocas posteriores fue sincretizado con Apolo . [234]
En la Biblia , Malaquías 4:2 menciona el "Sol de Justicia" (a veces traducido como "Sol de Justicia"), [235] [236] que algunos cristianos han interpretado como una referencia al Mesías ( Cristo ). [237] En la antigua cultura romana, el domingo era el día del dios sol. En el paganismo, el Sol era fuente de vida, dando calor e iluminación. Era el centro de un culto popular entre los romanos, que se levantaban al amanecer para recibir los primeros rayos de sol mientras rezaban. La celebración del solsticio de invierno (que influyó en la Navidad) formaba parte del culto romano al Sol invicto ( Sol Invictus ). Los cristianos lo adoptaron como día de reposo . El símbolo de la luz fue un recurso pagano adoptado por los cristianos, y quizás el más importante que no procedía de las tradiciones judías. Las iglesias cristianas se construyeron de manera que la congregación mirara hacia el amanecer. [238]
Tonatiuh , el dios azteca del sol, [239] estaba estrechamente asociado con la práctica del sacrificio humano . [239] La diosa del sol Amaterasu es la deidad más importante de la religión sintoísta , [240] [241] y se cree que es el antepasado directo de todos los emperadores japoneses . [240]
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Cada segundo, el Sol quema 620 millones de toneladas de hidrógeno...
La NASA mantuvo contacto con la Pioneer 9 hasta mayo de 1983
Nunca mire directamente al Sol a través de ningún tipo de equipo óptico, ni siquiera por un instante. Un breve vistazo al Sol a través de un telescopio es suficiente para provocar daños oculares permanentes o incluso ceguera. Incluso mirar el Sol a simple vista durante más de uno o dos segundos no es seguro. No asuma que es seguro mirar el Sol a través de un filtro, sin importar cuán oscuro parezca ser el filtro.
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