Sol

Sol

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 Nota: Para otros significados de Sol, vea Sol (desambiguação).

El Sol

Datos observacionais
Distancia media de la Tierra	1,496×1011 m 8,317 min (499 sec), en la velocidad de la luz
Magnitud aparente (V)	−26,74 [1]
Magnitud absoluta	4,85 [2]
Clasificación estelar	G2V
Metalicidade	Z = 0,0177 [3]
Diámetro angular	31,6′ – 32,7′ [4]
Adjetivo	solar[5]
Características orbitales
Distancia media del centro de la Vía Láctea	2,5×1020 m 26 000 años-luz
Periodo orbital galáctico	(2,25–2,50) × 108 años
Velocidad	2,20×105 m/s órbita en torno al centro de la Galáxia 2×104 m/s en lo que respecta a la velocidad media de otras estrellas en la vizinhança estelar.
Características físicas
Diámetro medio	1,392×109 m[1] 109 × Tierra
Rayo ecuatorial	6,955×108 m[6] 109 × Tierra[6]
Circunferência ecuatorial	4,379 × 109 m[6] 109 × Tierra[6]
Achatamento	9 × 10−6
Área de superficie	6,0877 × 1018 m2[6] 11 990 Tierra[6]
Volumen	6,0877 × 1018 km3 [6] 1 300 000 × Tierra
Masa	1,9891 × 1030[1] 332 900 × Tierra[6]
Densidad media	1,408 × 103 kg/m3[1][6][7]
Densidad por región[8]	Núcleo: 1,5 ×10 5 kg/m3 Base de la fotosfera: 2×10−4 kg/m3 Base de la cromosfera: 5×10−6 kg/m3 Corona solar: 1×10−12 kg/m3
Gravedad en la superficie ecuatorial	274,0 m/s2 [1] 27,4 g 28 × Tierra[6]
Velocidad de escape (de la superficie)	617,7 km/s[6] 55 × Tierra[6]
Temperatura de la superficie (efectiva)	5 778 K[1]
Temperatura de la corona solar	5×106 K
Temperatura del núcleo	15,7 × 106 K[1]
Luminosidad (Lsol)	3,846 × 1026 W [1] 3,75×10 28 lm 98 lm/W eficiencia
Intensidad (Isol)	2,009 × 107 W·m−2·sr−1
Características de rotación
Obliquidade	7,25° [1] (para la eclíptica) 67,23° (para el plan galático)
Ascenso recto del polo norte[9]	286,13° 19h 4min 30s}}
Declinación del polo norte	+63,87° 63°52' N
Periodo de rotación sideral (en la latitude 16°)	25,38 días [1] 25d 9h 7min 13s[9]
(en el equador)	25,05 días[1]
(en los polos)	34,3 días[1]
Velocidad de rotación (en el equador)	7,189×103 km/h[6]
Composición fotosférica por masa[10]
Hidrogênio	73,46%
Hélio	24,85%
Oxígeno	0,77%
Carbono	0,29%
Hierro	0,16%
Enxofre	0,12%
Néon	0,12%
Nitrogênio	0,09%
Silicio	0,07%
Magnesio	0,05%

El Sol (del latim sol, solis^[11]) es la estrella céntrica del Sistema Solar. Todos los otros cuerpos del Sistema Solar, como planetas, planetas enanos, asteroides, cometas y poeira , así como todos los satélites asociados a estos cuerpos, giran a su redor. Responsable por 99,86% de la masa del Sistema Solar, el Sol posee una masa 332 900 veces mayor que a de la Tierra , y un volumen 1 300 000 veces mayor que lo de nuestro planeta.^[12]

La distancia de la Tierra al Sol es de cerca de 150 millones de kilómetros , o 1 unidad astronômica (UA). En la verdad, esta distancia varía con el año, de un mínimo de 147,1 millones de kilómetros (0,9833 UA) en el perélio (o periélio) a un máximo de 152,1 millones de kilómetros (1,017 UA) en el afélio (en torno a 4 de julio).^[13] La luz solar tarda aproximadamente 8 minutos y 18 segundos para llegar a la Tierra. Energía del Sol en la forma de luz solar es almacenada en glicose por organismos vivos a través de la fotossíntese, proceso del cual, directa o indirectamente, dependen todos los seres vivos que habitan nuestro planeta.^[14] La energía del Sol también es responsable por los fenómenos meteorológicos y el clima en la Tierra.^[15]

ES compuesto primariamente de hidrogênio (74% de su masa, o 92% de su volumen) y hélio (24% de la masa solar, 7% del volumen solar), con trazos de otros elementos, incluyendo hierro, níquel, oxígeno, silicio, enxofre, magnesio, néon, cálcio y crômio .^[16]

Posee la clase espectral de G2V: G2 indica que la estrella posee una temperatura de superficie de aproximadamente 5 780 K, lo que le confiere un color blanco (a pesar de ser visto como amarillo en el cielo terrestre, lo que se debe a la dispersão de los rayos en la atmósfera );^[17] La V (5 en números romanos) en la clase espectral indica que el Sol, como la mayoría de las estrellas, forma parte de la secuencia principal. Esto significa que el astro genera su energía a través de la fusión de núcleos de hidrogênio para la formación de hélio . Existen más de 100 millones de estrellas de la clase G2 en la Vía Láctea. Considerado anteriormente una estrella pequeña, se cree actualmente que el Sol sea más brillante del que 85% de las estrellas de la Vía Láctea, siendo la mayoría de esas enanas rojas.^[18][19] El espectro del Sol contiene líneas espectrais de metales ionizados y neutros, así como líneas de hidrogênio muy débiles.

La corona solar se expande continuamente en el espacio, creando el viento solar, una corriente de partículas cargadas que se extiende hasta la heliopausa , a cerca de 100 UA del Sol. La borbuja enmedio interestelar formada por el viento solar, la heliosfera , es la mayor estructura continua del Sistema Solar.^[20][21]

El Sol orbita en torno al centro de la Vía Láctea, atravesando en el momento la Nube Interestelar Local de gas de alta temperatura, en el interior del Brazo de Órion de la Vía Láctea, entre los brazos mayores Perseus y Sagitário . De las 50 estrellas más próximas del Sistema Solar, en un rayo de hasta 17 años-luz de la Tierra, el Sol es la cuarta mayor masiva .^[22] Diferentes valores de magnitud absoluta fueron dados para el Sol, como, por ejemplo, 4,85,^[23] y 4,81.^[24] El Sol orbita el centro de la Vía Láctea a una distancia de cerca de 24 a 26 mil años-luz del centro galáctico, moviéndose generalmente en la dirección de Cygnus y completando una órbita entre 225 a 250 millones de años (un año galáctico). La estimativa más reciente y necesita de la velocidad orbital del sol es de la orden de 251 km/s.^[25][26]

Visto que la Vía Láctea se mueve en la dirección de la constelación Hidra, con una velocidad de 550 km/s, la velocidad del Sol relativa a la radiação cósmica de fondo es de 370 km/s, en la dirección de la constelación Crater.^[27]

Tabla de contenido 1 Estructura solar 1.1 Núcleo 1.1.1 Producción de energía 1.2 Zona de radiação 1.3 Zona de convecção 1.4 Fotosfera 1.5 Atmósfera 2 Composición química 2.1 Elementos ionizados del grupo 8 2.2 Relación entre masa fracionada del Sol y de los planetas 3 Campo magnético 4 Ciclo solar 4.1 Manchas solares 4.2 Posible ciclo a largo término 5 Evolución 6 Luz solar 6.1 Eclipses del Sol 7 Sistema planetário 8 Movimiento y localización dentro de la Vía Láctea 9 Problemas teóricos 9.1 Problema del neutrino solar 9.2 Problema del calentamiento coronal 9.3 Paradoja del joven Sol débil 9.4 Otras anomalias 10 Historia de observación 10.1 En la antiguidade 10.2 Desarrollo del conocimiento científico 10.3 Misiones espaciales solares 11 Observación y efectos en Tierra 12 El Sol en la cultura humana 13 Notas 14 Referencias 15 Lea más 16 Ver también 17 Conexión externas

Estructura solar

El Sol, tal como otras estrellas, es una esfera de plasma que se encuentra en equilibrio hidrostático entre las dos fuerzas principales que actúan en su interior. En sentido opuesto al núcleo solar, estas fuerzas son las ejercidas por la presión termodinâmica, producida por las altas temperaturas internas. En el sentido del núcleo solar, tutéa la fuerza gravitacional. El Sol es una estrella de la secuencia principal que contiene cerca de 99,86% de la masa del Sistema Solar. ES una esfera casi perfecta, con un achatamento de sólo nueve milionésimos,^[28] lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial por sólo 10 km. Como el Sol es una esfera de plasma, y no es sólido, gira más rápido en torno a sí aún en su equador del que en sus polos. Sin embargo, debido al constante cambio del punto de observación de la Tierra, en la medida en que esta orbita en torno al Sol, la rotación aparente del Sol es de 28 días.^[29] El efecto centrífuga de esta lenta rotación es 18 millones de veces más débil del que la gravedad en la superficie del Sol en el equador solar. Los efectos causados en el Sol por las fuerzas de marea de los planetas son aún más insignificantes.^[30] El Sol es una estrella de la población I, rico en elementos pesados.^{[nota 1][32]} El sol puede tener se formado por ondas resultantes de la explosión de una o más supernovas.^[33] Evidencias incluyen la abundancia de metales pesados (tales como oro y uranio ) en el Sistema Solar llevando en cuenta la presencia minoritaria de estos elementos en las estrellas de población II. La mayor parte de los metales fueron probablemente producidos por reacciones nucleares que ocurrieron en una supernova antigua, o vía transmutação nuclear vía captura de nêutrons durante una estrella de gran masa de segunda generación.^[32]

El Sol no posee una superficie definida como planetas rochosos poseen, y, en las partes exteriores, la densidad de los gases cae aproximadamente exponencialmente a medida que se va alejando del centro.^[34] Aún así, su interior es bien definido. El rayo del Sol es medido del centro solar hasta el límite de la fotosfera. Esta última es simplemente una capa por encima del cual gases son fríos o poco densos demás para radiar luz en cantidades significantivas, siendo, por lo tanto, la superficie más fácilmente identificável a ojo desnudo.^[35]

El interior solar posee tres regiones diferentes: el núcleo, donde se producen las reacciones nucleares que transforman la masa en energía a través de la fusión nuclear, la zona radioativa y la zona de convecção. El interior del Sol no es directamente observável, ya que la radiação es completamente absorbida (y reemitida) por el plasma del interior solar, y el Sol en sí aún es opaco a la radiação electromagnética. Sin embargo, de la misma manera que la sismologia utiliza ondas generadas por terremotos para revelar el interior de la Tierra, la heliosismologia utiliza ondas de presión (infrarrojo) atravesando el interior del Sol para medir y visualizar el interior de la estructura solar.^[36] Plantillas de ordenador también son utilizados como instrumentos teóricos para investigar capas más profundas del Sol.^[37]

Núcleo

Ver artículo principal: Núcleo solar

Se cree que el núcleo del Sol se extiende del centro solar hasta 0,2 a 0,25 rayos solares.^[38] El centro del Sol posee una densidad de hasta 150 g/cm³,^[39][40] 150 veces la densidad del agua en la Tierra, y una temperatura de cerca de 13 600 000 K. Análisis recientes de la misión SOHO indican que la rotación del núcleo solar es más rápida que a de el restante de la zona de radiação.^[38] Actualmente, y durante gran tiempo de la vida solar, la mayor parte de la energía producida por el Sol es generada por fusión nuclear vía cadena próton-próton, convirtiendo hidrogênio en hélio.^[41] Menos del 2% del hélio generado en el Sol provém del ciclo CNO. El núcleo solar es la única parte del Sol que produce energía en cantidad significativa vía fusión. El restante del Sol es calentado por la energía transferida del núcleo para las regiones externas. Toda la energía producida por la fusión necesita pasar por varias capas hasta la fotosfera antes de escapar para el espacio como luz solar o energía cinética de partículas.^[42][43]

Producción de energía

Ver artículos principales: Cadena próton-próton y nucleossíntese estelar.

La fusión de hidrogênio ocurre primariamente según una cadena de reacciones llamada de cadena próton-próton:^[44]

4 ¹H → 2 ²H + 2 y + + 2 ν_{y (4,0} MeV + 1,0 MeV)

2 ¹H + 2 ²H → 2 ³He + 2 γ (5,5 MeV)

2 ³He → ⁴He + 2 ¹H (12,9 MeV)

Estas reacciones pueden ser sumarizadas según la siguiente fórmula:

4 ¹H → ⁴He + 2 y + + 2 ν_{y +} 2 γ (26,7 MeV)

El Sol posee cerca de 8,9 x 10⁵⁶ núcleos de hidrogênio (prótons libres), con la cadena próton-próton ocurriendo 9,2 x 10³⁷ veces por segundo en el núcleo solar. Visto que esta reacción utiliza cuatro prótons, cerca de 3,7 x 10³⁸ prótons (o 6,2 x 10¹¹ kg) son convertidos en núcleos de hélio cada segundo.^[43] Esta reacción convierte 0,7% de la masa fundir en energía,^[45] y como consecuencia, cerca de 4,26 millones de toneladas métricas por segundo son convertidos en 383 yotta-watts (3,83 x 10²⁶ W),^[43] o 9,15 x 10¹⁰ megatoneladas de TNT de energía por segundo, según la ecuación de masa-energía Y=mc² de Albert Einstein.^[46]

La densidad de potencia es de cerca de 194 µW/kg de materia,^[47] y, aunque visto que la fusión ocurra en el relativamente pequeño núcleo solar, la densidad de la potencia del plasma en esta región es 150 veces mayor.^[48] En comparación, el calor producido por el cuerpo humano es de 1,3 W/kg, cerca de 600 veces mayor del que en el Sol, por unidad de masa.^[49]

Aún tomando en consideración sólo el núcleo solar, con densidades 150 veces mayor del que la densidad media de la estrella, el Sol produce relativamente poca energía, a una tasa de 0,272 W/m³. Sorprendentemente, esa potencia es muy inferior a aquella generada por una vela acesa.^{[nota 2]} El uso de plasma en la Tierra con parâmetros similares al del núcleo solar es imprático, si no imposible: aún una modesta fábrica de 1 GW requeriría cerca de 5 bilhões (5 mil millones) de toneladas métricas de plasma .

La tasa de fusión nuclear depende mucho de la densidad y de la temperatura del núcleo: una tasa un poco más alta de fusión hace con que el núcleo caliente, expandiendo las capas exteriores del Sol, y consecuentemente, disminuyendo la presión gravitacional ejercida por las capas externas y la tasa de fusión. Con el diminuimento de la tasa de fusión, las capas externas contraen, aumentando su presión contra el núcleo solar, lo que nuevamente aumentará la tasa de fusión haciendo repetirse el ciclo.^[51][52]

Los prótons de alta energía (rayos gammas) generados por la fusión nuclear son absorbidos por núcleos presentes en el plasma solar y re-emitidos nuevamente en una dirección aleatoria, de esa vez con una energía un poco más pequeño. Después son nuevamente absorbidos y el ciclo se repite. Como consecuencia, la radiação generada por la fusión nuclear en el núcleo solar tarda muy tiempo para llegar a la superficie. Estimativas del tiempo de viaje varían entre 10 a 170 mil años.^[53]

Después de pasar por la capa de convecção hasta la superficie "transparente" de la fotosfera, los fótons escapan como luz visible. Cada rayo gamma en el núcleo solar es convertido en varios millones de fótons visibles antes de escapar en el espacio. Neutrinos también son generados por fusión nuclear en el núcleo, pero, al contrario de los fótons, raramente interagem con materia. La mayor parte de los neutrinos producidos acaban por escapar del Sol inmediatamente. Por varios años, medidas del número de neutrinos producidos por el Sol eran tres veces más bajas del que el previsto. Este problema fue resuelto recientemente con el descubrimiento de los efectos de la oscilación de neutrinos. El Sol de hecho produce el número de neutrinos previsto en teoría, pero detectores de neutrinos en la Tierra no detectaban dos tercios de ellos porque los neutrinos cambiaban de sabor .^[54]

Zona de radiação

Ver artículo principal: Zona de radiação

Entre 0,25 y 0,7 rayo solar de distancia del centro del Sol, el material solar es caliente y denso el suficiente para permitir la transferencia de calor del centro para fuera veía radiação térmica.^[48]Convecção térmica no ocurre en esta zona; a pesar de la temperatura de esta región caiga a medida que la distancia al centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), el gradiente de temperatura es más pequeña del que el gradiente adiabático, no permitiendo la ocurrencia de convecção.^[40] Calor es transmitido por radiação — íons de hidrogênio y hélio emiten fótons, que viajan sólo una pequeña distancia antes de ser reabsorvidos por otros íons.^[48] La densidad cae 100 veces (de 20 g/cm^³ para 0,2 g/cm^³) del interior para el exterior de la zona de radiação.^[48][55]

Entre la zona de radiação y la zona de convecção existe una capa de transición llamada de tacoclina . Esta es una región donde el cambio súbito de condiciones entre la rotación uniforme de la zona radiactiva y la rotación diferencial de la zona de convecção resulta en gran tensión de cizalladura — una condición donde capas horizontales sucesivas resbalan unas sobre las otras.^[56] La moción del fluido en la zona de convecção gradualmente desaparece del tope del tacoclina hasta la parte inferior de esta capa, adquiriendo las mismas características tranquilas de la zona de radiação. Se cree que un dínamo magnético dentro de esta capa genera el campo magnético solar.^[40]

Zona de convecção

Ver artículo principal: Zona de convecção

La zona de convecção es la capa externa del Sol, que ocupa la región entre 0,7 rayos solares del centro (200 000 km abajo de la superficie solar) hasta la superficie. En esta región, el plasma solar no es denso o caliente el bastante para transferir el calor del interior del Sol para fuera veía radiação — en otras palabras, no es opaco el suficiente. Como resultado, convecção térmica ocurre en la medida en que columnas térmicas cargan material caliente para la superficie solar. Cuando la temperatura de este material cae en la superficie, el material cae en la dirección de la base de la zona de convecção, donde recibe calor del tope de la zona de radiação, recomenzando el ciclo nuevamente. En la superficie solar, la temperatura cae para 5 700 K, y la densidad, para 0,2 g/m^³ (cerca de 1/10 000 de la densidad del aire al nivel del mar).^[40]

Las columnas térmicas en la zona de convecção forman características físicas en la superficie del Sol, en la forma de grânulos solares y supergranulação . Tales grânulos son los topes de células de convecção, estas poseyendo cerca de 1 000 km de diámetro.

La convecção turbulenta de esta parte del interior solar genera un pequeño dínamo magnético que produce polos norte y sur magnéticos en toda la superficie del Sol.^[40] Las columnas térmicas son células de Bénard, y por lo tanto, tienden a ser prismas hexagonales.^[57]

Fotosfera

Ver artículo principal: Fotosfera

La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa bajo la cual el Sol se hace completamente opaco a la luz visible.^[58] Visto que las capas superiores a la fotosfera tampoco son opacas a la luz visible, la fotosfera es región más honda del sol que puede ser observada.^[58] En esta, y por encima de esta capa, luz visible es libre para propagarse para el espacio, escapando del Sol totalmente. El cambio de opacidad acontece con la disminución de la abundancia de íons de hidrogênio (H⁻), que absorben luz visible fácilmente.^[58] La luz visible es producida por eléctrons que reaccionan con átomos de hidrogênio, produciendo íons H⁻.^[59][60]

Se estima que el espesor de la fotosfera mida algo entre decenas la centenares de kilómetros, siendo un poco menos opaca que el aire en la atmósfera terrestre. Debido al hecho de que la parte superior de la fotosfera es más fría del que la parte inferior, una imagen del Sol aparenta ser más brillante en el centro del que en las laterales del disco solar, fenómeno conocido como escurecimento de bordo.^[58] El espectro de cuerpo negro de la luz solar indica una temperatura media de 5 775 K (o 5 502 °C), mezclada con líneas de absorção atómicas de las capas tênuas por encima de la fotosfera. La densidad de partículas de la fotosfera es de 10²³ m⁻³, aproximadamente 1% de la densidad de partículas de la atmósfera terrestre al nivel del mar.^[48][59][60] En esta temperatura, la emisión de luz en la fotosfera ocurre en todas las bandas del espectro luminoso, dando al Sol un color blanco, que aparenta ser amarilla en el cielo terrestre debido a la dispersão de la luz en la atmósfera terrestre, más acentuada en las larguras de onda azul. La misma dispersão causa el color azul característica del cielo terrestre.^[17]

Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, algunas líneas de absorção encontradas no correspondían a ningún elemento químico encontrado en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer hipotetizou que estas líneas eran causadas por un elemento químico no descubierto, que Lockyer llamó de "hélio", en referencia al Dios griego Hélios. El Hélio sería aislado en la Tierra 25 años más tarde.^[61]

Atmósfera

Las capas superiores a la fotosfera son llamadas colectivamente de atmósfera solar. Estas capas pueden ser vistas con telescopios operando en todo el espectro eletromagnético del radio, pasando desde la luz visible hasta los rayos gammas. Son compuestas de cinco zonas principales: la "zona de temperatura mínima" (cromosfera), la región de transición solar (corona solar) y la heliosfera .^[58] La heliosfera, que puede ser considerado la región exterior tenue de la atmósfera solar, se extiende además de la órbita de Plutón , hasta la heliopausa , donde forma una onda de choque con el medio interestelar. La cromosfera y la corona son muy más calientes del que la superficie del Sol.^[58] No se sabe con exactitud porque esto acontece; evidencias indican que ondas de Alfvén pueden tener energía suficiente para calentar la corona.^[62]

La capa más fría del Sol es la región de temperatura mínima, localizada 500 km por encima de la fotosfera, que posee una temperatura de 4 100 K.^[58] Esta parte del Sol es fría el suficiente para soportar moléculas simples como monóxido de carbono y agua , estas que pueden ser detectadas por sus espectros de absorbção.^[63]

Por encima de la capa de temperatura mínima se localiza la cromosfera , capa que posee cerca de 2 000 km de espesor y es dominada por espectros de emisiones y líneas de absorção.^[58] El nombre de esta capa provém del griego "chroma", que significa "color", porque la cromosfera es visible como un flash coloreado en el inicio y fin de un eclipse total del Sol.^[48] La tempratura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, llegando a hasta 20 000 K en el tope.^[58] En el tope de la cromosfera, hélio se hace parcialmente ionizado.^[64]

Por encima de la cromosfera se localiza la zona de transición solar, una capa fina con cerca de 200 km de espesor. En ella, la temperatura aumenta rápidamente de 20 000 K para niveles próximos a 1 000 000 K.^[65] El aumento rápido de la temperatura es facilitado por la ionização completa del hélio en la región de transición, que disminuye significantemente el enfriamento radiactivo del plasma.^[64] La región de transición no ocurre en una altitud bien definida. En vez de eso, forma un tipo de halo en torno a características de la cromosfera, tales como espículas y filamentos solares, poseyendo una moción constante y caótica.^[48] La región de transición no es fácilmente visible de la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observável del espacio por instrumentos sensibles al extremo ultravioleta del espectro eletromagnético.^[66]

La corona solar es la atmósfera extendida externa del Sol, que es muy mayor en volumen del que el Sol propiamente dicho. La corona expande continuamente en el espacio, formando el viento solar, que llena todo el interior del Sistema Solar.^[67] La base de la corona, que se localiza muy próxima de la superficie solar, posee una densidad de partículas muy baja, cerca de 10¹⁵–10¹⁶ m⁻³ en la base, diminundo con la altitud.^{[64][nota 3]} La temperatura media de la corona y del viento solar varía entre un millón y dos millones de kelvins. La temperatura en las regiones más calientes alcanza 8 a 20 millones de Kelvins.^[65] Actualmente, no existe una teoría que explique por completo la causa de las altas temperaturas de la corona, siendo este uno de los mayores problemas de la física solar.^[68] Sin embargo, se sabe que parte del calor provém de reconexão magnética.^[65][67]

La heliosfera , que es la cavidad en torno al Sol llenada con el plasma del viento solar, se extiende de 20 rayos solares (0,1 UA), hasta el límite del Sistema Solar. Su límite interior es definido como la capa donde el viento solar se hace "superalfvénico" — es decir, donde la velocidad del viento solar se hace mayor que la velocidad de las ondas de Alfvén.^[69] Turbulencia y fuerzas dinámicas fuera de este límite no pueden afectar el formato de la corona solar, una vez que información puede viajar sólo en la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar continuamente sopla en dirección al exterior del Sistema Solar dentro de la heliosfera, cargando material a través del Sistema Solar, hasta encontrar la heliopausa , de más de 50 UA del Sol. La moción del viento solar hace con que el campo magnético solar adquiera un formato de espiral.^[67] En diciembre de 2004 , la sonda espacial Voyager 1 pasó por una región de choque, que científicos creen ser parte de la heliopausa. Ambas sondas Voyagers registraron un aumento en el número de partículas energéticas a medida que ellas se aproximaron del límite.^[70]

Composición química

El Sol es compuesto primariamente de los elementos químicos hidrogênio y hélio ; estos componen 74,9% y 23,8%, respectivamente, de la masa del Sol en la fotosfera.^[71] Todos los elementos más pesados, llamados colectivamente de metales en la astronomía, componen menos del 2% de la masa solar. Los elementos quimicos más abundantes son oxígeno (componiendo cerca de 1% de la masa del Sol), carbono (0,3%), néon (0,2%), y hierro (0,2%).^[72]

El Sol heredó su composición química del medio interestelar del cual fue formado: el hidrogênio y el hélio fueron producidos en la nucleossíntese del Big Bang, mientras que los metales fueron producidos por nucleossíntese estelar en generaciones de estrellas que completaron su evolución estelar, y retornaron sus materiales para el medio interestelar antes de la formación del Sol.^[72] La composición química de la fotosfera es normalmente considerada representativa de la composición del Sistema Solar primordial.^[73] Sin embargo, desde que el Sol fue formado, el hélio y los metales presentes en las capas externas gradualmente hundieron en dirección al centro. Por lo tanto, la fotosfera presentemente contiene un poco menos de hélio y sólo 84% de los metales que el Sol protoestrelar tenía; este era compuesto del 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, y 1,5% metales, masivamente.^[71]

Fusión nuclar en el núcleo del Sol modificó la composición química del interior solar. Actualmente, el núcleo del Sol es compuesto en 60% por hélio, con la abundancia de metales no modificados. Visto que el interior del Sol es radiactivo y no convectivo, el hélio y otros productos generados por la fusión nuclear no subieron para capas superiores.^[72]

Las abundancias de los metales descritas arriba son típicamente medidas utilizando espectroscopia de la fotosfera del Sol, y de medidas de la abundancia de estos metales en meteoritos que nunca fueron calentados la temperaturas por encima del punto de fusión.^[74] Se cree que estos meteoritos retengan la composición del Sol protoestelar, y por lo tanto, no sean afectados por el afundamento de los elementos más pesados.

Elementos ionizados del grupo 8

Durante la década de 1970, extensiva investigación fue realizada sobre las abundancias de los elementos del grupo 8 en el Sol.^[75][76] A pesar de eso, la determinación de la abundancia de ciertos elementos tales como cobalto y manganeso fuera difícil hasta 1978 a causa de sus estructuras hiper-finas.^[75]

La fuerza vibracional de todos los elementos ionizados del grupo 8 fue producida por primera vez durante la década de 1960,^[77] y mejorías en las fuerzas de oscilamento fueron producidas en 1976.^[78] En 1978, las abundancias de elementos ionizados del grupo 8 fueron producidas.^[75]

Relación entre masa fracionada del Sol y de los planetas

Varios autores consideraron la existencia de una relación de masa fracionada entre las composiciones isotópicas de los gases nobles del Sol y de los planetas,^[79] tales como néon y xénon .^[80] Se creía que todo el Sol poseía la misma composición de la atmósfera solar, al menos hasta 1983.^[81]

En 1983, una nueva teoría argumentando que el fracionamento del Sol es lo que causa la relación entre las composiciones isotópicas de los gases nobles de los planetas y del viento solar.^[81]

Campo magnético

Ver artículo principal: Campo magnético estelar

El Sol es una estrella magnéticamente activa, soportando un fuerte campo magnético, cuyas condiciones cambian constantemente, variando de año para año y revirtiéndose en dirección aproximadamente cada 11 años, en torno al máximo solar.^[83] El campo magnético del Sol genera varios efectos que son llamados colectivamente de actividad solar. Estos incluyen las manchas solares en la superficie del Sol, las erupciones solares y las variaciones en el viento solar.^[84] Efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras en medias la altas latitudes, la disrupção de comunicación de radio y potencia eléctrica. Se cree que la actividad solar haya tenido un importante papel en la formación y evolución del Sistema Solar. La actividad solar constantemente cambia la estructura de la ionosfera terrestre.^[85]

Toda la materia en el Sol está presente en la forma de gas y plasma , debido a su alta temperatura. Esto hace posible rotación diferencial, con el Sol girando más rápido en su equador (donde el periodo de rotación es de 25 días) del que en latitudes más altas (con el periodo de rotación solar siendo de 35 días en los polos solares). La rotación diferencial del Sol hace con que las líneas del campo magnético entortem con el tiempo, provocando la erupción de anillos coronais en su superficie, la formación de manchas solares y de proeminências solares, veía reconexão magnética. Este entortamento genera el dínamo solar y el ciclo solar de actividad magnética, que se repite cada 11 años, visto que el campo magnético solar se revierte cada 11 años.^[86][87]

El campo magnético solar se extiende bien además del Sol. El plasma magnetizado del viento solar transporta el campo magnético solar en el espacio, formando el campo magnético interplanetário.^[67] Visto que el plasma puede moverse sólo en las líneas del campo magnético, las líneas del campo magnético interplanetário inicialmente se estiran radialmente del Sol. Una capa fina de corrientes difusas en el plan ecuatorial solar existe pues campos arriba y abajo del equador solar poseen polaridades diferentes. Esta capa es llamada de corriente heliosférica difusa.^[67] A medida que la distancia del Sol aumenta, la rotación solar entorta las líneas del campo magnético y la corriente difusa, formando una estructura similar a una espiral de Arquimedes, llamada de espiral de Parker.^[67] El campo magnético interplanetário es muy más fuerte del que el componente dipolar del campo magnético solar. Mientras que la última posee 50 a 400 T en la fotosfera, reduciendo con el cubo de la distancia para 0,1 T en la órbita terrestre, el campo magnético interplanetário en la órbita terrestre es 100 veces mayor, con cerca de 5 T.^[88]

Ciclo solar

Manchas solares

Ver artículo principal: Mancha solar

Cuando el Sol es observado con los filtros pertinentes, las características más inmediatamente visibles son generalmente sus manchas, áreas bien definidas en la superficie solar que aparentam ser más oscuras del que la región a su redor por el hecho de poseer temperaturas más bajas. Manchas solares son regiones de intensa actividad magnética donde convecção es inibida por fuertes campos magnéticos, reduciendo transporte de energía del interior caliente del Sol, haciendo que estas regiones posean una temperatura más baja del que alrededor. El campo magnético genera intenso calentamiento de la corona solar, formando regiones activas que son las fuentes de erupciones solares y ejeção de masa coronal. Las mayores manchas solares pueden poseer decenas de kilómetros de diámetro.^[89]

El número de manchas solares visibles en el Sol no es constante, pero varía al largo de un ciclo de 11 años llamado de ciclo solar. En el inicio del ciclo solar (en el llamado periodo de actividad mínima), pocas manchas son visibles, y por veces ninguna es vista. Estas que aparecen están en altas latitudes solares. A medida que el ciclo solar continúa, el número de manchas aumenta, y las manchas se mueven en dirección al equador solar, un fenómeno descrito por la ley de Spörer. Manchas solares generalmente ocurren en pares, de polaridade opuestas. La polaridade magnética de los pares se alternan cada ciclo solar (en lo que respecta a la posición del par), teniendo un polo magnético norte en un ciclo y sur en el prójimo (y viceversa en la otra mancha).^[90]

El ciclo solar posee gran influencia en la meteorología del espacio, e influéncia significantemente el clima en la Tierra, visto que la luminosidad solar está directamente relacionada a la actividad magnética del Sol. Cuando el Sol está en el periodo de actividad mínima, se acostumbra registrar temperaturas medias más bajas del que el normal en la Tierra. Por otro lado, temperaturas medias más altas del que el normal están correlacionadas con ciclos solares más largos que el general. El siglo XVII, el ciclo solar aparentemente paró por completo por varias décadas, visto que pocas manchas solares fueron observadas durante este periodo. La Europa experenciou temperaturas muy bajas durante este siglo, fenómeno que fue denominado mínimo de Maunder o Pequeña Edad del Hielo.^[91] Periodos extendidos de actividad mínima más antiguos fueron descubiertos a través del análisis de anillos de árboles, también aparentemente coincidiendo con temperaturas globales más bajas del que el normal.^[92]

Estudios de heliosismologia ejecutados a partir de sondas espaciales permitieron observar ciertas "vibraciones solares", cuya frecuencia crece con el aumento de la actividad solar, acompañando el ciclo de 11 años de erupciones.^[93] Cada 22 años existe la manifestación del llamado hemisferio dominador, además de la movimentação de las estructuras magnéticas en dirección a los polos, que resulta en dos ciclos de 18 años con incremento de la actividad geomagnética de la Tierra y de la oscilación de la temperatura del plasma ionosfera en la estratosfera de la atmósfera terrestre.

Posible ciclo a largo término

Una teoría reciente argumenta que inestabilidades magnéticas existentes en el núcleo del Sol causarían fluctuaciones con periodos de 41 000 o 100 000 años. Esto podría explicar mejor las edades del hielo del que los ciclos de Milankovitch.^[94][95]

Evolución

Ver artículos principales: Formación y evolución del Sistema Solar y evolución estelar.

El Sol se formó cerca de 4,57 bilhões (4,567 mil millones) de años atrás cuando una nube molecular entró en colapso.^[96] Evolución estelar es medida en dos maneras: a través de la presente edad de la secuencia principal del Sol, que es determinada a través de modelados computacionais de evolución estelar; y nucleocosmocronologia .^[97] La edad medida a través de estos procedimenos está en consonancia con la edad radiométrica del material más antiguo encontrado en el Sistema Solar, que posee 4,567 bilhões (4,567 mil millones) de años.^[98][99]

El Sol está aproximadamente en la mitad de la secuencia principal, periodo donde el cual fusión nuclear fusiona hidrogênio en hélio. Cada segundo, más de 4 millones de toneladas de materia son convertidas en energía dentro del centro solar, produciendo neutrinos y radiação solar. En esta velocidad, el Sol convirtió cerca de 100 masas terrestres de masa en energía, desde su formación hasta el presente. El Sol quedará en la secuencia principal por cerca de 10 bilhões (10 mil millones) de años.^[100]

En cerca de 5 bilhões (5 mil millones) de años, el hidrogênio en el núcleo solar agotará. Cuando esto ocurrir, el Sol entrará en contracción debido a su propia gravedad, elevando la temperatura del núcleo solar hasta 100 millones de kelvins, suficiente para iniciar la fusión nuclear de hélio, produciendo carbono, entrando en la fase del ramo gigante assimptótico.^[32]

El destino de la Tierra es precario. Como una gigante roja, el Sol tendrá un rayo máximo mayor de 250 UA, mayor del que la órbita actual de la Tierra.^[101] Sin embargo, cuando el Sol hacerse una gigante roja, la estrella habrá perdido cerca de 30% de su masa actual, debido a la masa perdida en el viento solar, con los planetas alejándose gradualmente del Sol, a medida que el Sol pierde masa. Este factor por sí aún probablemente sería el suficiente para permitir que la Tierra no fuera tragada por el Sol, visto que la Tierra se alejaría el suficiente de la estrella, pero investigaciones recientes muestran que la Tierra será tragada por el Sol debido a la fuerzas de marea.^[101][102]

Aunque la Tierra no sea incinerada por el Sol, el agua del planeta evaporará, y la mayor parte de su atmósfera escapará para el espacio. De hecho, el Sol gradualmente se hace más brillante con el pasar del tiempo, aún en la secuencia principal (10% cada 1 000 000 000 años), con su temperatura de superficie gradualmente aumentando con el tiempo. El Sol fue en el pasado menos brillante, siendo que en el inicio poseía 75% de la luminosidad actual, una posible razón por la cual vida en tierra firme solamente existió en los últimos 1 000 000 000 años. En otros 1 000 000 000 años, el aumento de la temperatura hará con que la superficie de la Tierra hágase caliente demás para posibilitar la existencia de agua líquida, y por lo tanto, impossibilitará vida en la Tierra en su forma actual.^[101][103]

La fusión de hélio sostendrá el Sol por cerca de 100 millones de años, cuando entonces el hélio en el núcleo solar agotará. El Sol no posee masa el suficiente para convertir carbono en oxígeno, y por lo tanto, no explotará como una supernova. En vez de eso, después del término de la fusión de hélio, intensas pulsaciones térmicas harán con que el Sol ejete sus capas exteriores, formando una nebulosa planetária. El único objeto que permanecerá después de la ejeção será el extremadamente caliente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permaneciendo como una enana blanca con mitad de la masa actual (con el diámetro de la Tierra) por bilhões (mil millones) de años. Este escenario de evolución estelar es típico de estrellas de masa moderada y baja.^[104][105]

Luz solar

Ver artículo principal: Luz solar

La luz solar es la principal fuente de energía de la Tierra. La constante solar es la cantidad de potencia que el Sol deposita por unidad de área directamente expuesta para luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente 1 368 W/m² a 1 UA del Sol, o sea, en la o prójima a la órbita de la Tierra,^[106] siendo que el planeta recibe por según 50 000 000 GW.^{[nota 4]} Sin embargo, la luz solar en la superficie de la [[Tierra] es atenuada por la atmósfera terrestre, disminuyendo la potencia por unidad de área recibida en la superficie para aproximadamente 1 000 W/m² en el zênite, en un cielo claro.^[108] La energía solar puede ser recolectada a través de una variedad de procesos sintéticos y naturales.

La luz solar es indispensable para el mantenimiento de vida en la Tierra, siendo responsable por el mantenimiento de agua en el estado líquido, condición indispensable para permitir vida como se conoce, y, a través de fotossíntese en ciertos organismos (utilizando agua y dióxido de carbono), produce el oxígeno (Lo₂) necesario para el mantenimiento de la vida en los organismos dependientes de este elemento y compuestos orgánicos más complejos (cómo glucose) que son utilizados por tales organismos, así como otros que se alimentan de los primeros. La energía solar también puede ser capturada a través de células solares, para la producción de electricidad o efectuar otras tareas útiles (como calentamiento). Aún combustibles fósiles tales como petróleo fueron producidos veía luz solar — la energía existente en estos combustibles fue originalmente convertida de energía solar veía fotossíntese, en un pasado distante.^[109]

Eclipses del Sol

Ver artículo principal: Eclipse solar

Un eclipse solar ocurre cuando la Luna pasa en el frente del Sol y de la Tierra, cubriendo parcialmente o totalmente el Sol. Estos eventos pueden ocurrir sólo durante la Luna nueva, donde el Sol y la Luna están en conjunção, como visto de la Tierra. Entre dos a cinco eclipses solares ocurren por año en la Tierra, con el número de eclipses totales del Sol variando entre cero y dos.^[110] Eclipses totales del Sol son raras en una localización cualquiera en la Tierra debido que cada eclipse total existe sólo en un estrecho pasillo en el área relativamente pequeña de la penumbra de la Luna.

Sistema planetário

Ver artículo principal: Sistema Solar

El Sol, como otras estrellas, posee su propio sistema planetário, que es el Sistema Solar, constituido de todos los cuerpos celestes que orbitan en torno al Sol debido a la atracción gravitacional solar. Estos cuerpos están divididos en tres categorías principales: planetas, planetas enanos y cuerpos más pequeños, así como sus respectivos satélites.^[111]

Ocho planetas orbitan en torno al Sol: Mercúrio, Vênus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno . Los planetas pueden ser clasificados como sólidos o gaseosos , o, más específicamente, en consonancia con sus características físico-químicas, con los planetas más próximos del Sol siendo sólidos y densos, pero de relativa poca masa; y los planetas más alejados siendo gaseosos massivos de baja densidad.^[111]

Plutón fue considerado desde su descubrimiento en 1930 hasta 2006 como el noveno planeta del Sistema Solar. En 2006, la Unión Astronômica Internacional creó la clasificación de planeta enano. Presentemente, el Sistema Solar posee cinco planetas enanos: Plutón, Eris, Haumea, Makemake, y Ceres .^[112] Todos son plutoides,^[113] con la salvedad de Ceres, localizado en el cinturão de asteroides. El número de planetas enanos podrá crecer los próximos años en la medida en que nuevos plutoides son descubiertos.^[114]

Los cuerpos más pequeños pertenecen a varios grupos de objetos. Entre Marte y Júpiter se localiza el cinturão de asteroides, con asteroides troianos en las órbitas de Júpiter y Neptuno . Además de la órbita de Neptuno se localiza el cinturão de Kuiper. Entre 20 a 100 mil UA del Sol se localiza la Nube de Oort, hipotetizada como la fuente de cometas del Sistema Solar.^[115]

La masa de todos estos objetos constituyen en conjunto sólo una pequeña porción de la masa total del Sistema Solar (0,14%), con el Sol concentrando la mayor parte de la masa total del Sistema Solar (99,86%).^[116] El espacio entre cuerpos celestes dentro del Sistema Solar no es vacío, siendo llenado por plasma proveniente del viento solar, así como poeira, gas y partículas elementales, que constituyen el medio interplanetário.^[111]

Movimiento y localización dentro de la Vía Láctea

El Sol se localiza próximo al límite anterior del Brazo de Órion en la Nube Interestelar Local o Cinturão de Gould, a una distancia hipotetizada de 7,5 a 8,5 kpc (25 a 28 mil años-luz) del centro de la Vía Láctea,^{[117][118][119][120]} dentro de la Borbuja Local, un espacio de gas caliente rarefeito, posiblemente producido por remanescentes de la supernova Geminga.^[121] La distancia entre el brazo local y el próximo brazo, el Brazo de Perseus, es de cerca de 6,5 mil años-luz.^[122] El Sol, y por lo tanto, el Sistema Solar, se encuentra en la zona habitável de la galáxia.

El ápice solar es la dirección del Sol en su órbita en la Vía Láctea. La dirección general de la moción solar apunta para la estrella Vega, prójima a la constelación Hércules, a un ángulo de cerca de 60 grados para la dirección del centro galáctico. Para un observador en Alpha Centauri, el sistema estelar más próximo al Sistema Solar, el Sol aparecería en la constelación Cassiopéia.^[123]

Se cree que la órbita del Sol en torno al centro de la Vía Láctea sea elíptica, con la adición de pertubarções debido a los brazos espirais galáctiocs y de distribución no uniforme de masa en la galáxia. Además de eso, el Sol oscila para cima y para bajo, en lo que respecta al plan galáctico, cerca de 2,7 veces por órbita. Es decir similar al funcionamiento de un oscilador armónico simple sin fuerza de arrastro . Científicos afirmaron que los eventos de pasada del Sistema Solar en los brazos espirais de mayor densidad muchas veces coincide con eventos de extinción masiva en la Tierra, posiblemente debido a un aumento de eventos de impacto causado por disturbios gravitacionais de estrellas próximas.^[124] El Sistema Solar completa una órbita en torno al centro de la Vía Láctea (un año galáctico) cada 225-250 millones de años.^[125] con el Sol habiendo completado entre 20 y 25 órbitas desde su formación. La velocidad orbital del Sistema Solar en torno al centro de la galáxia es de cerca de 251 km/s.^[25] En esta velocidad, el Sol toma cerca de 1,4 mil años-luz para recorrer un año-luz, u ocho días para recorrer 8 UA.^[126]

La moción del Sol en lo que respecta al baricentro del Sistema Solar es complicado por pertubarções de los planetas. Cada siglos, esta moción alterna entre retrógrado y prógrado .^[127]

Problemas teóricos

Problema del neutrino solar

Ver artículo principal: Problema de los neutrinos solares

Por muchos años el número de neutrinos electrón solares detectado en la Tierra era un tercio la mitad del número predicho en la plantilla solar normalizado. Esta anomalia fue llamada de problema de los neutrinos solares. Teorías que fueron propuestas para resolver el problema intentaron o reducir la temperatura del interior solar para explicar los números más pequeños, o argumentaron que neutrinos electrón pueden oscilar — cambiar de sabor — durante la jornada del núcleo solar para la Tierra, para los neutrinos tau y múon, ambos indectetáveis con la tecnología de la época.^[128] Varios observatorios de neutrinos fueron construidos en la década de 1980 para medir el flujo de neutrinos solares el más precisamente posible, tales como el Observatorio de Neutrinos de Sudbury y Kamiokande .^[129] Fecha de estos observatorios eventualmente llevó al descubrimiento que neutrinos poseen una pequeña masa, y que oscilan, cambiando de sabor.^[130][54] Además de eso, en 2001, el Observatorio de Neutrinos de Sudbury consiguió detectar directamente todos los tres tipos de neutrino, y descubrió que la emisión solar de neutrinos es aproximadamente la misma predicha en la Plantilla Solar Normalizado, aunque dependiendo de la energía de los neutrinos, neutrinos electrón pueden llegar a componer sólo un tercio del número total.^[129][131] Esta proporción es similar al predicho por el efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, que describe la oscilación de neutrinos en materia. Como consecuencia, el problema del neutrino solar es considerado resuelto.^[129]

Problema del calentamiento coronal

Ver artículo principal: Corona solar

Se sabe que la fotosfera , la superficie visible del Sol, posee una temperatura de cerca de 6 000 K. Por encima de la fotosfera, sin embargo, en la corona solar, las temperaturas aumentan para 1 a 2 millones K.^[65] El alta temperatura de la corona solar indica que esta región es calentada por un otro mecanismo además de conducción térmica de la fotosfera.^[67]

Se cree que la energía necesaria para calentar la corona solar es suministrada por la moción turbulenta en la zona de convecção bajo la fotosfera, y dos mecanismos primarios fueron propuestos para explicar este calentamiento.^[65] El primer mecanismo es calentamiento ondular, donde el cual ondas sonoras, gravitacionais o magnetohidrodinâmicas son producidos por la turbulencia en la zona de convecção.^[65] Estas ondas locomovem-si para la superficie, y disipan en la corona, depositando su energía en el gas ambiente en la forma de calor.^[132] Lo otro mecanismo es calentamiento magnético, donde el cual energía magnética es estocada continuamente por la moción fotosfera, y suelta a través de reconexão magnética, primariamente a través de grandes erupciones solares, aunque erupciones solares de menor tamaño más comunes del que grandes erupciones, aunque la energía total hipotetizada suelta por microerupções (erupciones de tamaño mucho más pequeño) sea significantemente más pequeño del que la energía total suelta por erupciones solares tradicionales — también contribuyan para el calentamiento de la corona solar.^[133]

No se sabe mecanismos de calentamiento ondular son efectivamente responsables por el calentamiento de la corona solar. Análisis muestran que todos los tipos de ondas excepto ondas de Alfvén se disipan antes de llegar en la corona solar.^[134] Además de eso, ondas de Alfvén no se disipan con facilidad en la corona solar. Consecuentemente, investigaciones sobre el problema del calentamiento de la corona solar están centralizadas sobre mecanismos magnéticos de calentamiento.^[65]

Paradoja del joven Sol débil

Ver artículo principal: Paradoja del joven Sol débil

Plantillas teóricas del desarrollo del Sol sugieren que, entre 3,8 a 2,5 bilhões de años atrás, durante el arqueano, el Sol poseía sólo 75% del brillo actual. Con esta potencia, la energía solar recibida por la Tierra no sería suficiente para sostener agua en el estado líquido, y por lo tanto, vida no podría haber desarrollado-si durante este periodo.^{[nota 5][136]} Sin embargo, estudios geológicos muestran que la temperatura terrestre ha permanecido estable desde el término de su formación, y que de hecho, la Tierra era más caliente después de haber completado su formación del que en el presente. El consenso entre científicos es que la antigua atmósfera terrestre poseía cantidades mayores de gases del efecto estufa (tales como dióxido de carbono, metano y/o amônia ) del que actualmente, haciendo posible estocar calor suficiente para compensar por la más pequeña cantidad de energía solar recibida por el planeta.^[137]

Otras anomalias

El Sol está actualmente comportándose inesperadamente en varias maneras:^[138][139]

• El Sol está en medio de un periodo de actividad mínima del ciclo solar, muy más largo, y con un porcentaje de días donde el Sol no posee ninguna mancha solar, del que el esperado; desde mayo de 2008 , varias predicciones fueron hechas indicando el aumento inminente de la actividad solar, todas ellas refutadas.
• Lo brillo actual del Sol es más pequeño del que el usual durante el periodo de actividad mínima del ciclo solar.
• En las últimas dos décadas, la velocidad del viento solar cayó 3%, su temperatura cayó 13%, y su densidad, 20%.
• El campo magnético del Sol posee sólo mitad de la fuerza registrada en el último periodo de actividad mínima del ciclo solar, en 1987. Como resultado, la heliosfera , que llena el Sistema Solar, disminuyó de tamaño, resultando en el aumento de la radiação cósmica alcanzando la Tierra y su atmósfera.

Historia de observación

En la antiguidade

El conocimiento más fundamental de la humanidad sobre el Sol es esta como un disco luminoso en el cielo, cuya presencia por encima del horizonte crea el día, y su ausencia crea la noche . Varias culturas pre-históricas y antiguas creían que el Sol era una deidade solar, u otro fenómeno supernatural. El veneramento del Sol fue un aspecto céntrico de civilizaciones como los Incas de América del Sur y los Aztecas en el actual México. Varios monumentos antiguos fueron construidos con fenómenos solares en mente; por ejemplo, monumentos megalíticos pueden ser encontrados en Nabta Playa (en el Egipto), en Mnajdra (en Malta) y en Stonehenge (en Reino Unido). Newgrange, un monte pre-histórico construido en la Irlanda , fue construido para detectar el solstício de invierno; la pirámide de Templo de Kukulcán, en Chichén Itzá (en México), fue diseñada para lanzar sombras con el formato de serpientes subiendo la pirámide, en los equinócios de primavera y otoño .

Durante a era del Imperio Romano, el aniversario del Sol era un festivo celebrado como Sol Invictus ("Sol no-conquistado"), luego después del solstício de invierno, puede haber sido un antecedente del Natal. Con respecto a estrellas fijas, el Sol, en lo que respecta a la Tierra, aparenta girar una vez por año en torno a la eclíptica, por el zodíaco, haciendo con que astrónomos griegos consideraran el Sol como uno de los siete planetas (del griego planetes, que significa "perambulador"), etimologia explicando el nombre de los siete días de la semana en varios idiomas.^{[140][141][142]}

Desarrollo del conocimiento científico

Una de las primeras personas a ofrecer una explicación científica o filosófica del Sol fue el antiguo filósofo griego Anaxágoras de Clazômenas, que llegó a la conclusión que el Sol era un balón enorme de metal en llamas mayor del que hasta el Peloponeso, y no la biga de Hélios .^[143] Por enseñar esta heresia, Anaxágoras fue prendido por las autoridades locales y condenado a la muerte, teniendo, sin embargo, sido suelto a través de la intervención de Péricles . Eratóstenes, el siglo III a.C., estimó que la distancia entre el Sol y la Tierra de "estadios de miríades 400 y 80 000", cuya traducción es ambígua, visto que puede significar 4,08 millones de estadios (755 mil km) o 804 millones de estadios (148 a 153 millones de km); el último valor posee sólo un pequeño porcentaje de diferencia con el valor aceptado actualmente. El siglo I a.C., Ptolomeu estimó la distancia entre el Sol y la Tierra como 1 210 veces el rayo terrestre.^[144]

Contribuciones árabes medievais incluyen el descubrimiento de que la dirección de la excentricidad orbital del Sol está en constante cambio (el equivalente del movimiento de la Tierra al largo de una órbita elíptica en la astronomía moderna), por Albatenius,^[145] e Ibn Yunus recordó más de 10 000 entradas sobre la posición del Sol utilizando un grande astrolábio.^[146]

Se cree que la primera teoría heliocêntrica, donde el Sol es el centro en torno al cual los planetas orbitan, fue propuesta por primera vez por Aristarco de Samos. Varios astrónomos babilônicos, hindúes y árabes posteriormente también propusieron teorías heliocêntricas, en la antiguidade y en la era medieval. Esta teoría fue revivida el siglo XVI por Nicolau Copérnico. En el inicio del siglo XVII, la invención del telescopio permitió observaciones detalladas de las manchas solares por Thomas Harriot, Galileu Galilei, y otros astrónomos. Galileu realizó una de las primeras observaciones occidentales de manchas solares, teorizando que tales eran características en la superficie solar en vez de pequeños objetos pasando entre la Tierra y el Sol.^[147] Manchas solares, sin embargo, ya habían sido observadas desde la dinastia Han, con astrónomos chinos manteniendo documentos escritos de estas observaciones por siglos.

En 1672, Giovanni Cassini y Jean Richer determinaron la distancia entre la Tierra y Marte y, con los nuevos datos, fueron capaces de calcular la distancia entre la Tierra y el Sol. Isaac Newton observó la luz solar utilizando un prisma, mostrando que la luz solar es hecha de varios colores,^[148] y en 1800, William Herschel descubrió la radiação infrarroja, también utilizando un prisma expuesto a la luz solar. El descubrimiento fue realizado después de Hershel haber notado los nuevos rayos, localizados además de la parte roja de la luz visible del espectro solar.^[149] Durante el siglo XIX, estudios de espectroscopia avanzaron significantemente y Joseph von Fraunhofer hizo las primeras observaciones de líneas de absorção en el espectro solar - debido a su descubrimiento, las líneas de absorção más fuertes del espectro son comumente llamadas de líneas de Fraunhofer. Una observación detallada del espectro solar revela un número de colores desaparecidos, que aparecen como bandas negras.^[150] Aún no se sabe las causas de algunas de estas bandas negras.^[150]

La fuente de energía del Sol fue un significante misterio durante los primeros años de la era científica moderna. Una sugerencia hecha por Lord Kelvin describió el Sol como un cuerpo celeste líquido, en enfriamento gradual, cuya energía emitida sería proveniente de una fuente interna de calor.^[151] Kelvin y Hermann von Helmholtz entonces propusieron el mecanismo de Kelvin-Helmholtz cómo siendo esta fuente de calor. Sin embargo, la edad estimada del Sol, utilizando este mecanismo, fue de sólo 20 millones de años, bien menos del que la edad estimada del Sistema Solar, de como mínimo 300 millones de años, en la época.^{[nota 6][151]} En 1890, Joseph Lockyer, que descubrió hélio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítica para explicar la formación y evolución del Sol,^[152] donde el calor del Sol era mantenido por meteoros.^[153]

Fue solamente en 1904 que una solución substanciada fue propuesta. Ernest Rutherford sugirió desintegración radioativa en el interior del Sol como la fuente de energía solar.^[154] Sin embargo, fue Albert Einstein que suministró la pista esencial de la fuente de energía solar, a través de la ecuación Y = mc².^[155] En 1920, Arthur Eddington propuso que la presión y la temperatura del núcleo solar podría producir una reacción de fusión nuclear, donde átomos de hidrogênio (prótons) son fundidos entre sí formando núcleos de hélio, resultando en la producción de energía , y de la pérdida de masa solar.^[156] La preoponderância de hidrogênio en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin. El concepto teórico de fusión fue desarrollado en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe, siendo el último el primer científico a calcular en detalles las dos reacciones nucleares primarias que alimentan el Sol.^[157][158]

En 1957, un ensayo de seminario fue publicado por Margaret Burbidge, llamado de "Síntesis de los Elementos en las Estrellas",^[159] demostrando que la mayor parte de los elementos químicos en el universo fue sintetizado por reacciones nucleares dentro de estrellas, como el Sol.

Misiones espaciales solares

Los primeros satélites designados para observar el Sol fueron las Pioneer 5, 6, 7, 8 y 9 , que fueron lanzadas entre 1959 y 1968 . Estas sondas orbitaron el Sol a una distancia similar a la de la Tierra, e hicieron los primeros estudios detallados del viento solar y del campo magnético solar. La Pioneer 9 en especial operó por un largo tiempo, transmitiendo informaciones hasta 1987.^[161]

En la década de 1970, las Hélios, sondas espaciales, y el Apollo Telescope Mount de la Skylab, obtuvieron nuevas informaciones significantes sobre el viento solar y la corona solar. El programa Hélios fue realizado en conjunto entre los Estados Unidos y la Alemania , que estudiaron el viento solar utilizando órbitas con los perélios localizados dentro de la órbita de Mercúrio .^[162] La estación Skylab, lanzado por la NASA en 1973, incluyó un módulo solar observatorio, el Apollo Telescope Mount, que era operado por astronautas residiendo dentro de la estación.^[66] La Skylab hizo las primeras observaciones de la región de transición solar y de las emisiones ultravioletas de la corona solar.^[66] Descubrimientos de los dos programas incluyeron las primeras observaciones de ejeção de masa coronal, nombrados entonces de "transientes coronais", y de agujeros coronais, de los cuales se sabe que están bastante relacionados con el viento solar.^[162]

En 1980, a Solar Maximum Mission fue lanzada por la NASA . Este satélite artificial fue proyectada para observar rayo gamma, rayos X y rayos ultravioleta de las erupciones solares durante un periodo de alta actividad solar y luminosidad solar. Sin embargo, sólo algunos meses tras el lanzamiento, un fallo electrónico hizo con que la espaçonave entrara en standby, permaneciendo tres años en este estado inactivo. En 1984, la misión STS-41-C del autobús espacial Challenger recuperó el satélite, notando los sistemas electrónicos de la última, y lanzándola en órbita nuevamente. Subsiguientemente, a Solar Maximum Mission tomó miles de imágenes de la corona solar, antes de ser destruida en su reentrada en la atmósfera terrestre, que ocurrió en junio de 1989 .^[163]

Lanzado en 1991, el satélite artificial japonés Yohkoh ("Rayo de Sol") observó erupciones solares en la largura de onda rayo X. Data obtenida por el satélite permitieron que científicos identificaran varios tipos diferentes de erupciones, y también demostraron que las capas de la corona solar además de las regiones de actividad máxima eran muy más dinámicas y activas del que el previsto. La Yohkoh observó un ciclo solar completo, pero entró en standby mode cuando un eclipse solar en 2001 hizo con que el satélite perdiera suya asesta en el Sol. Fue destruida en su reentrada en la atmósfera terrestre en 2005. El satélite Hinode, fue lanzado en 2006, continuará con los estudios tomados por la Yohkoh.^[164]

Una de las misiones solares más importantes fue la sonda Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), construida en conjunto por la Agencia Espacial Europea y por la NASA , y lanzada en 2 de diciembre de 1995 .^[66] Inicialmente planeada como una misión de dos años de duración, la sonda probó ser tan útil en los estudios del Sol que aún está presentemente en operación. Localizada al punto de Lagrange entre la Tierra y el Sol (siendo el punto de Lagrange la región donde la atracción gravitacional de la Tierra y del Sol es exactamente igual), la SOHO suministró una vista constante del Sol en varias larguras de ondas desde su lanzamiento.^[66] Además de observar directamente el Sol, la SOHO permitió el descubrimiento de un gran número de cometas , la mayor parte de los cuales son pequeños cometas rasantes que evaporam en su aproximación del Sol.^[165]

Todas estas espaçonaves observaron el Sol en el plan de la eclíptica, y consecuentemente, sólo las regiones ecuatoriales fueron exploradas en detalles por estas espaçonaves. La sonda Ulysses fue lanzada en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol, utilizando una órbita significantemente inclinada en relación a la eclípica. Para alcanzar tal órbita, la Ulysses viajó hasta Júpiter, utilizando el planeta como una catapulta gravitacional para alcanzar la órbita necesaria. Como la sonda Galileu, la Ulysses estaba bien localizada para estudio el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 en Júpiter, en 1994. Cuando la Ulysses alcanzó la órbita planeada, la sonda inició los estudios del viento solar y de la fuerza del campo magnético en altas altitudes solares, descubriendo que el veendo solar en altas latitudes era cerca de 750 km/s más despacio del que el esperado, y que grandes ondas magnéticas emergían en altas latitudes solares, con estas ondas esparciendo rayos cósmicos galácticos.^[166] Su última comunicación con la Tierra fue realizada en 30 de junio de 2009 .

Las abundancias de elementos en la fotosfera del Sol son bien conocidas gracias a estudios espectroscópicos, pero la composición del interior del Sol es menos definida. La sonda espacial Gênese fue una sonda espacial designada para recolectar sonda espacial, retornando el material recolectado a la Tierra, y por lo tanto, permitir que astrónomos estudiaran directamente la composición del material solar. Aunque la Genesis haya recolectado material del viento solar con éxito, en suyo retorno a la Tierra, durante la reentrada atmosférica, lo para-caídas de la espaçonave no abrió, con la sonda impactando el suelo terrestre en alta velocidad. La sonda fue severamente dañar, pero algunas muestras fueron recuperadas, estando presentemente analizados por científicos.^[167]

Las dos espaçonaves del programa Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) fueron lanzadas en octubre de 2006 . Las espaçonaves idénticas fueron lanzadas en órbitas heliocêntricas, con la sonda A a el frente de la Tierra en su camino orbital, y el satélite B, atrás de la Tierra, con ambas sondas alejando de la Tierra (y entre sí) en estas direcciones opuestas. Tales órbitas permiten la observación estereoscópica del Sol y de fenómenos solares como ejeções de masa coronais.^[168][169]

En 21 de abril de 2010, la NASA divulgó imágenes inéditas de la superficie del astro, enviadas por la sonda Solar Dynamics Observatory, lanzada en febrero de 2010 y equipada con cámaras de alta definición y ultra-violeta de última generación. La misión de la SDO durará cinco años y los científicos creen que ella cambiará completamente la comprensión que se ha hoy de la estrella. ^[170][171]

Observación y efectos en Tierra

El Sol es muy brillante, y mirar directamente para el Sol a ojo desnudo por cortos periodos de tiempo puede ser dolorido, pero no es particulamente peligroso para ojos saludables y no-dilatados.^[172][173] Además de dolor, mirar directamente para el Sol causa fosfenos y ceguera temporal. La retina recibe 4 mW cuando el Sol es directamente observado a ojo desnudo, levemente calentando-en la, y pudiendo lesionar ojos que no responden apropiadamente al brillo excesivo.^[174][175] Radiação ultravioleta gradualmente hace con que las lentes de los ojos háganse amarillas con el tiempo, y se cree que esta radiação contribuya en la formación de cataratas , pero en ambos casos, es decir relacionado con exposición general al Sol, y no con la acción de mirar directamente al Sol.^{[nota 7][176]} Observaciones a ojo desnudo del Sol de larga duración puede causar lesiones en la retina, inducidas por rayos ultravioletas, similares a la quemaduras solares, después de 100 segundos de exposición directa, particulamente cuando rayos ultravioletas del Sol son intensos y bien focalizados.^[177][178] Personas con hasta 25 años de edad, nuevos implantes de lentes (que permiten la entrada de más rayos ultravioleta dentro de los ojos del que lentes naturales envejecidas), Sol en ángulos próximo al zénite, y observaciones hechas en alta altitud, son todos factores que aumentan la suceptibilidade de lesiones en observaciones directas a ojo desnudo.

Observar el Sol utilizando instrumentos ópticos que concentran luz, tales como binóculos y telescopios , es una actividad bastante peligrosa sin un filtro bloqueador de radiação ultravioleta y que disminuye significantemente lo brillo solar. Un filtro de densidad neutra puede no filtrar rayos ultravioleta y por lo tanto, observaciones con estos filtros es aún peligroso. Filtros atenuantes para observación solar deben ser hechas específicamente para este uso: algums filtros improvisados no filtran rayos ultravioleta o infrarrojo , estos pudiendo machucar los ojos en alto brillo.^[179] Binóculos sin filtros pueden aumentar en 500 veces la cantidad de energía solar recibida por la retina, matando células de este tejido de forma casi instantánea; a pesar de la potencia por unidad de área de la imagen en la retina ser la misma, el calor no puede disipar rápido el posible debido al tamaño mayor de la imagen. Aún rápidas observaciones con binóculos sin filtros enmedio-día pueden causar ceguera permanente.^[180]

La observación directa de eclipses solares parciales son peligrosos a causa de que la pupila de los ojos no están adaptados al grande contraste de brillo: la pupila dilata en consonancia con la cantidad de luz total en el campo de visión, no en consonancia con el objeto más brillante en el campo de visión. Durante eclipses parciales, la mayor parte de la luz solar es bloqueada por la Luna pasando al frente del Sol, pero las partes de la fotosfera no cubiertas por la Luna poseen el mismo brillo de superficie del que durante un día normal. En este caso, observación directa del Sol en estas circumstâncias aumenta el diámetro de la pupila de 2 mm para 6 mm, y en este caso, cada célula de la retina expuesto a la luz solar recibe cerca de 10 veces más luz del que observación del Sol un día normal, pudiendo lesionar o matar estas células, resultando en manchas de ceguera permanente en el campo de visión.^[181] El peligro no es inmediatamente percibido por observadores inexperientes y niños , debido a la ausencia de dolor , con los observadores no notando de inmediato que su visión está siendo destruida. Los mismos principios se aplican para eclipses totales del Sol, con la salvedad de la fase de totalidad, aunque esta fase sea de corta duración, y observación directa en esta fase debe ser realizada con cuidado.

Durante el nacer del Sol y el poner-del-sol, la luz del Sol es atenuada debido a la dispersão de Rayleigh y a la dispersão de Mie, a través de un pasaje particulamente larga en la atmósfera terrestre,^[182] y condiciones atmosféricas tales como neblina, altas cantidades de polvo en la atmósfera y alta humedad atmosférica, también pueden disminuir lo brillo del Sol en pleno día. En estos periodos, la intensidad del Sol puede disminuir el suficiente para ser visto confortablemente a ojo desnudo o sin peligro utilizando instrumentos ópticos (desde que no haya riesgo de un repentino cambio en las condiciones atmosféricas, tal como el Sol apareciendo de repente entre un espacio entre nubes).^[183]

Un raro fenómeno óptico que puede ocurrir inmediatamente después del nacer del Sol, o antes del poner-del-sol, que es conocido como brillo verde. Lo brillo es causado por la luz del Sol, este estando un poco abajo del horizonte, siendo refracionada en dirección al observador, generalmente, a través de inversão térmica. La refracción de luz de largura de ondas más pequeñas (violeta, azul y verde ) es mayor del que aquella que ocurre en luz de largura de ondas mayores (amarillo, naranja y rojo ). La luz violeta y azul se dispersan más del que la luz verde, haciendo con que la luz observada sea visto como verde.^[184]

Luz ultravioleta del Sol posee propiedades anti-sépticas, y puede ser utilizado en el saneamento de objetos y agua . Rayos ultravioletas poseen un papel importante en la producción de vitamina D en el cuerpo humano, aunque en exceso cause quemaduras solares. La luz ultravioleta es fuertemente atenuada por la capa de ozono, y por lo tanto, la cantidad de luz ultravioleta varía bastante con la latitude, siendo parcialmente responsable por varias adaptaciones biológicas en seres vivos, incluyendo variaciones del color de la piel humana en varias regiones de la Tierra.^[185]

El Sol en la cultura humana

Ver artículo principal: Sol en la cultura humana

Como otros fenómenos naturales, el Sol fue un objeto de veneración en varias culturas al largo de la historia de la humanidad, siendo el origen de la palabra domingo en varios idiomas. El origen de la palabra "Sol" en los idiomas românicos y anglo-saxônicas provém del protoindo-europeo, un antiguo ancestral de los actuales idiomas yendo-europeos, siendo utilizado hace por lo menos cerca de tres milenios, no poseyendo ningún significado cultural, siendo utilizada sólo para describir la fuente de luz del cielo durante el día.^[186] "Sol" es el nombre moderno de la estrella en varios idiomas además del portugués, tales como español, catalán, gallego.^[187] La moneda del Pavo, el sol nuevo, fue así llamada en homenaje al Sol ((en español)), así como sus antecesores, el Inti (en quechua, además de ser el Dios solar de la civilización Inca) y el sol antiguo. En persa, "sol" significa "año solar".

El Sol no posee un nombre oficial, en consonancia con la Unión Astronômica Internacional, el órgano responsable por el nombramiento de cuerpos celestes.^[188] Por ejemplo, Sol en inglés puede ser "Sun" o "Sol" . Aunque esa última forma sea acepta en inglés, no es comumente utilizada. El adjetivo del Sol es "solar".^[5]

En el Este de la Asia, el Sol es representado por el símbolo 日 (chino pinyin rì, o japonés nichi) o 太陽, en el chino tradicional y japonés; o 太阳, en el chino simplificado (pinyin tài yáng o japonés taiyō). En vietnamita, estos símbolos chinos son decritos como nhật y dương , respectivamente, mientras que la palabra vietnmanita nativa mặt trời signfica "faz del cielos". La Luna y el Sol son asociados con el yin-yang, donde la Luna representa "yin" y el Sol representa "yang", representando opuestos dinámicos.^[189]

Notas

Referencias

Lea más

• Thompson, M.J. (2004). "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior". Astronomy and Geophysics 45 (4).

Ver también

• Clasificación estelar
• Eclipse solar
• Eclíptica
• Energía solar
• Lista de las estrellas más brillantes
• Punto antissolar
• Sistema Solar

Conexiones externas

Otros proyectos Wikimedia también contienen material sobre este tema:
	Citações en el Wikiquote
	Imágenes y medía en el Commons
	Categoría en el Commons

• Sonda SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) de la NASA. (en inglés)
• National Solar Observatory. (en inglés)
• Astronomy Cast: el Sol. (en inglés)
• Galeria de imágenes espectaculares del Sol de varias instituciones, del The Boston Globe. (en inglés)
• Observaciones de satélite de la luminosidad solar. (en inglés)
• Sun Trek, un website educacional sobre el Sol. (en inglés)
• SST, el Telescopio Solar Sueco de 1-metro. (en inglés)
• Animación de la estructura del Sol de la Universidad de Glamorgan. (en inglés)

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