Sol

El Sol es la estrella en el centro del Sistema Solar. Es una bola casi perfecta de plasma caliente, calentada hasta la incandescencia por reacciones de fusión nuclear en su núcleo, que irradia energía principalmente como luz visible, luz ultravioleta y radiación infrarroja. Es, con mucho, la fuente de energía más importante para la vida en la Tierra. Su diámetro es de aproximadamente 1,39 millones de kilómetros (864 000 millas), o 109 veces el de la Tierra. Su masa es unas 330.000 veces la de la Tierra y representa alrededor del 99,86% de la masa total del Sistema Solar. Aproximadamente las 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, como oxígeno, carbono, neón y hierro.

Según su clase espectral, el Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V). Como tal, se la conoce de manera informal, y no del todo precisa, como una enana amarilla (su luz es más cercana al blanco que al amarillo). Se formó hace aproximadamente 4600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se reunió en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el Sistema Solar. La masa central se volvió tan caliente y densa que finalmente inició la fusión nuclear en su núcleo. Se cree que casi todas las estrellas se forman mediante este proceso.

El núcleo del Sol fusiona alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio cada segundo, convirtiendo 4 millones de toneladas de materia en energía cada segundo como resultado. Esta energía, que puede tardar entre 10.000 y 170.000 años en escapar del núcleo, es la fuente de la luz y el calor del Sol. Cuando la fusión de hidrógeno en su núcleo haya disminuido hasta el punto en que el Sol ya no esté en equilibrio hidrostático, su núcleo experimentará un marcado aumento en densidad y temperatura mientras sus capas externas se expanden, transformando finalmente al Sol en una gigante roja. Se calcula que el Sol se volverá lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales de Mercurio y Venus, y hacer que la Tierra sea inhabitable, pero no hasta dentro de unos cinco mil millones de años. Después de esto, se despojará de sus capas exteriores y se convertirá en un tipo de estrella densa que se enfría conocida como enana blanca.

El enorme efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos. El Sol fue considerado por algunas culturas como una deidad. La rotación sinódica de la Tierra y su órbita alrededor del Sol son la base de algunos calendarios solares. El calendario predominante en uso hoy en día es el calendario gregoriano, que se basa en la interpretación estándar del siglo XVI de que el movimiento observado del Sol se debe principalmente a que realmente se está moviendo.

Nombre y etimología

La palabra inglesa sun se desarrolló a partir del inglés antiguo sunne . Los cognados aparecen en otros idiomas germánicos, incluidos el frisón occidental sinne , el holandés zon , el bajo alemán Sünn , el alemán estándar sonne , el bávaro sunna , el nórdico antiguo sunna y el gótico sunnō . Todas estas palabras provienen del protogermánico * sunnōn . En última instancia, esto está relacionado con la palabra 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 ruso солнце ( solntse ; pronunciado sontse ), 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 lugar al sauil gótico (junto con sunnō ) y al prosaico nórdico antiguo sól (junto con la sunna poética ).), y a través de él las palabras para sol en las lenguas escandinavas modernas: sueco y danés solen , islandés sólin , etc.

En inglés, las palabras griegas y latinas aparecen en la poesía como personificaciones del Sol, Helios ( / ˈ h iː l i ə s / ) y Sol ( / ˈ s ɒ l / ), mientras que en la ciencia ficción Sol puede usarse como nombre del Sol para distinguirlo de otras estrellas. Los astrónomos planetarios utilizan el término sol con s minúscula para la duración de un día solar en otro planeta como Marte.

Los principales adjetivos para el sol en inglés son sunny para la luz del sol y, en contextos técnicos, solar ( / ˈ s oʊ l ər / ), del latín sol , este último se encuentra en términos como solar day , solar eclipse y Solar System (ocasionalmente sistema solar ). Del griego helios proviene el raro adjetivo heliac ( / ˈ h iː l i æ k / ).

El nombre del día de la semana en inglés Sunday proviene del inglés antiguo Sunnandæg "día del sol", una interpretación germánica de la frase latina diēs sōlis , en sí misma una traducción del griego antiguo ἡμέρα ἡλίου ( hēmera hēliou ) 'día del sol'.

El símbolo astronómico del Sol es un círculo con un punto central, . Se utiliza para unidades como M _☉ (masa solar), R _☉ (radio solar) y L _☉ (luminosidad solar).

Características generales

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, que se estima que es más brillante que aproximadamente el 85 % de las estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas. El Sol es una estrella de Población I, o rica en elementos pesados . La formación del Sol puede haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas cercanas.Esto es sugerido por una gran abundancia de elementos pesados ​​en el Sistema Solar, como el oro y el uranio, en relación con la abundancia de estos elementos en las llamadas estrellas Población II, pobres en elementos pesados. Los elementos pesados ​​podrían haber sido producidos más plausiblemente por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova, o por transmutación a través de la absorción de neutrones dentro de una estrella masiva de segunda generación.

El Sol es, con mucho, el objeto más brillante del cielo de la Tierra, con una magnitud aparente de −26,74. 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 150 000 000 km; 93 000 000 mi) se define como la distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra, aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio. 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. A su distancia promedio, la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 20 segundos,mientras que la luz de los puntos más cercanos del Sol y la Tierra tarda unos dos segundos menos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida en la Tierra mediante la fotosíntesis e impulsa el clima y el clima de la Tierra.

El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la altura sobre la fotosfera. A los efectos de la medición, se considera que el radio del Sol es la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. Según esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado en 9 millonésimas, lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial en solo 10 kilómetros (6,2 millas). El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol.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 unos 28 días. Visto desde un punto de vista sobre su polo norte, el Sol gira en sentido contrario a las agujas del reloj alrededor de su eje de giro.

Luz del sol

La constante solar es la cantidad de energía que deposita el Sol por unidad de área que está directamente expuesta a la luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente1368 W/m (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (AU) del Sol (es decir, en o cerca de la Tierra). La luz del sol en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera de la Tierra, por lo que llega menos energía a la superficie (más cerca de1000 W/m ) en condiciones despejadas cuando el Sol está cerca del cenit. La luz del sol en la parte superior de la atmósfera de la Tierra se compone (por energía total) de aproximadamente un 50 % de luz infrarroja, un 40 % de luz visible y un 10 % de luz ultravioleta. La atmósfera en particular filtra más del 70% de los rayos ultravioleta solares, especialmente en las longitudes de onda más cortas. La radiación ultravioleta solar ioniza la atmósfera superior del lado diurno de la Tierra, creando la ionosfera eléctricamente conductora.

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. El resplandor solar por longitud de onda alcanza su punto máximo en la porción verde del espectro cuando se ve desde el espacio. Cuando el Sol está bajo en el cielo, la dispersión atmosférica hace que el Sol sea amarillo, rojo, naranja o magenta. A pesar de su blancura típica, la mayoría de la gente imagina mentalmente al Sol como amarillo; las razones de esto son objeto de debate. El Sol es una estrella G2V, con G2 indicando su temperatura superficial de aproximadamente 5778 K (5505 °C, 9941 °F), y V que, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de secuencia principal.La luminancia media del Sol es de unos 1,88 gigacandelas por metro cuadrado, pero visto a través de la atmósfera terrestre, se reduce a unos 1,44 Gcd/m . Sin embargo, la luminancia no es constante en todo el disco del Sol, debido al oscurecimiento de las extremidades.

Composición

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

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

Desde que se formó el Sol, el principal proceso de fusión ha consistido en fusionar hidrógeno en helio. Durante los últimos 4600 millones de años, la cantidad de helio y su ubicación dentro del Sol han cambiado gradualmente. Dentro del núcleo, la proporción de helio ha aumentado de un 24 % a un 60 % aproximadamente debido a la fusión, y parte del helio y los elementos pesados ​​se han asentado desde la fotosfera hacia el centro del Sol debido a la gravedad. Las proporciones de los metales (elementos más pesados) no se modifican. El calor se transfiere hacia afuera desde el núcleo del Sol por radiación en lugar de por convección (ver Zona radiativa a continuación), por lo que los productos de fusión no se elevan hacia afuera por el calor; quedan en el centroy gradualmente ha comenzado a formarse un núcleo interno de helio que no se puede fusionar porque actualmente el núcleo del Sol no es lo suficientemente caliente o denso para fusionar el helio. En la fotosfera actual, la fracción de helio se reduce y la metalicidad es solo el 84% de lo que era en la fase protoestelar (antes de que comenzara la fusión nuclear en el núcleo). En el futuro, el helio seguirá acumulándose en el núcleo y, en unos 5.000 millones de años, esta acumulación gradual provocará que el Sol abandone la secuencia principal y se convierta en una gigante roja.

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

Elementos del grupo del hierro ionizados individualmente

En la década de 1970, muchas investigaciones se centraron en la abundancia de elementos del grupo del hierro en el Sol. Aunque se realizaron importantes investigaciones, hasta 1978 fue difícil determinar la abundancia de algunos elementos del grupo del hierro (p. ej., cobalto y manganeso) mediante espectrografía debido a sus estructuras hiperfinas.

El primer conjunto en gran parte completo de intensidades de oscilador de elementos del grupo de hierro ionizados individualmente estuvo disponible en la década de 1960, y estos se mejoraron posteriormente. En 1978, se derivaron las abundancias de elementos ionizados individualmente del grupo del hierro.

Composición isotópica

Varios autores han considerado la existencia de un gradiente en las composiciones isotópicas de los gases nobles solares y planetarios, por ejemplo, correlaciones entre composiciones isotópicas de neón y xenón en el Sol y en los planetas.

Antes de 1983, se pensaba que todo el Sol tiene la misma composición que la atmósfera solar. 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.

Estructura y fusión

La estructura del Sol contiene las siguientes capas:

• Núcleo : el 20-25% más interno del radio del Sol, donde la temperatura y la presión son suficientes para que se produzca la fusión nuclear. El hidrógeno se fusiona en helio (que en sí mismo no puede fusionarse en este punto de la vida del Sol). El proceso de fusión libera energía y el núcleo se enriquece gradualmente en helio.
• Zona radiativa : la convección no puede ocurrir hasta mucho más cerca de la superficie del Sol. Por lo tanto, entre aproximadamente el 20% y el 25% del radio y el 70% del radio, existe una "zona de radiación" en la que la transferencia de energía se produce por medio de radiación (fotones) en lugar de por convección.
• Tachoclina : la región límite entre las zonas radiativa y convectiva.
• Zona convectiva : entre aproximadamente el 70 % del radio del Sol y un punto cercano a la superficie visible, el Sol es lo suficientemente frío y difuso como para que se produzca la convección, y esto se convierte en el principal medio de transferencia de calor hacia el exterior, similar a las células meteorológicas que se forman en la atmósfera de la tierra.

Debido a que el Sol es un objeto gaseoso, no tiene una superficie claramente definida; sus partes visibles generalmente se dividen en una "fotosfera" y una "atmósfera":

• Fotosfera : la parte más profunda del Sol que podemos observar directamente con luz visible.
• Atmósfera : un "halo" gaseoso que rodea al Sol y comprende la cromosfera, la región de transición solar, la corona y la heliosfera. Estos se pueden ver cuando la parte principal del Sol está oculta, por ejemplo, durante un eclipse solar.

• Perfil de temperatura en el Sol
• Masa dentro de un radio dado
• Perfil de densidad
• Perfil de presión

Centro

El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. Tiene una densidad de hasta150 g/cm (alrededor de 150 veces la densidad del agua) y una temperatura cercana a los 15,7 millones de kelvins (K). Por el contrario, la temperatura de la superficie del Sol es aproximadamente5800k _ Un análisis reciente de los datos de la misión SOHO favorece una tasa de rotación más rápida en el núcleo que en la zona radiativa superior. Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía ha sido producida por fusión nuclear en la región del núcleo a través de una serie de reacciones nucleares llamadas cadena p–p (protón-protón); este proceso convierte el hidrógeno en helio. Solo el 0,8% de la energía generada en el Sol proviene de otra secuencia de reacciones de fusión llamada ciclo CNO, aunque se espera que esta proporción aumente a medida que el Sol envejece.

El núcleo es la única región del Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica a través de la fusión; El 99% de la energía se genera dentro del 24% del radio del Sol, y en el 30% del radio, la fusión se ha detenido casi por completo. El resto del Sol es calentado por esta energía a medida que se transfiere hacia 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).

La cadena protón-protón ocurre alrededor9,2 × 10 veces cada segundo en el núcleo, convirtiendo alrededor de 3,7 × 10 protones en partículas alfa (núcleos de helio) cada segundo (de un total de ~8,9 × 10 protones libres en el Sol), o aproximadamente6,2 × 10  kg/s . 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, por lo que el Sol libera energía a una tasa de conversión de masa-energía de 4,26 millones de toneladas métricas por segundo (que requiere 600 megatones métricos de hidrógeno ), por 384,6 yottavatios (3,846 × 10  W ), o 9,192 × 10  megatones de TNT por segundo. La gran producción de energía del Sol se debe principalmente al gran tamaño y densidad de su núcleo (en comparación con la Tierra y los objetos en 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, que es aproximadamente la misma densidad de potencia dentro de una pila de compost.

La tasa de fusión en el núcleo se encuentra en un equilibrio de autocorrección: una tasa de fusión ligeramente más alta haría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas exteriores, reduciendo la densidad y, por lo tanto, la tasa de fusión y corrigiendo la perturbación; y una velocidad ligeramente más baja haría que el núcleo se enfriara y se encogiera ligeramente, aumentando la densidad y aumentando la velocidad de fusión y revirtiéndola nuevamente a su velocidad actual.

Zona radiativa

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

Tacoclina

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 las sucesivas capas horizontales se deslizan una sobre la otra. Actualmente, existe la hipótesis (ver Dínamo solar) de que una dínamo magnética dentro de esta capa genera el campo magnético del Sol.

Zona convectiva

La zona de convección del Sol se extiende desde 0,7 radios solares (500.000 km) hasta cerca de la superficie. En esta capa, el plasma solar no es lo suficientemente denso o caliente para transferir la energía térmica del interior hacia el exterior a través de la radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que se desarrollen corrientes convectivas y muevan la energía del Sol hacia su superficie. El material calentado en la tacoclina absorbe calor y se expande, reduciendo así su densidad y permitiéndole ascender. Como resultado, un movimiento ordenado de la masa se 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 se hunde hasta la base de la zona de convección. donde nuevamente toma calor de la parte superior de la zona radiativa y continúa el ciclo convectivo. En la fotosfera, la temperatura ha descendido a 5.700 K y la densidad a sólo 0,2 g/m(alrededor de 1/10.000 de la densidad del aire al nivel del mar).

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 más grandes. La convección turbulenta en esta parte exterior del interior solar sostiene una acción de dínamo a "pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. Las columnas térmicas del Sol son células de Bénard y toman la forma de prismas aproximadamente hexagonales.

Fotosfera

La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa debajo de la cual el Sol se vuelve opaco a la luz visible. Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente que hay encima y se convierten en radiación solar, la luz del sol. El cambio de opacidad se debe a la disminución de la cantidad de iones H, que absorben fácilmente la luz visible. Por el contrario, la luz visible que vemos se produce cuando los electrones reaccionan con los átomos de hidrógeno para producir iones H. La fotosfera tiene un espesor de decenas a cientos de kilómetros y es un poco menos opaca que el aire en la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la parte inferior, una imagen del Sol aparece más brillante en el centro que en el borde o borde del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento del borde.El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a 5777 K (5504 °C; 9939 °F), intercalado con líneas de absorción atómica de las tenues capas sobre la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de ~ 10  m (alrededor del 0,37% del número de partículas por volumen de la atmósfera terrestre al nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizada: el grado de ionización es de aproximadamente el 3%, lo que deja casi todo el hidrógeno en forma atómica.

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

Atmósfera

Durante un eclipse solar total, cuando el disco del Sol está cubierto por el de la Luna, se pueden ver partes de la atmósfera que rodea al Sol. Se compone de cuatro partes bien diferenciadas: la cromosfera, la región de transición, la corona y la heliosfera.

La capa más fría del Sol es una región de temperatura mínima que se extiende hasta aproximadamente500 km sobre la fotosfera, y tiene una temperatura de aproximadamente4.100K . 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.

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

Por encima de la capa de temperatura mínima hay una capa de aproximadamente2.000 km de espesor, dominado por un espectro de líneas de emisión y absorción. 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. La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, variando hasta alrededor de20.000 K cerca de la parte superior. En la parte superior de la cromosfera, el helio se ioniza parcialmente.

Por encima de la cromosfera, en una delgada (alrededor de200 km ) región de transición, la temperatura aumenta rápidamente desde alrededor20.000 K en la cromosfera superior a temperaturas coronales cercanas a1,000,000K . El aumento de temperatura se ve facilitado por la ionización completa del helio en la región de transición, lo que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma. La región de transición no ocurre a una altitud bien definida. Más bien, forma una especie de nimbo alrededor de características cromosféricas como espículas y filamentos, y está en constante movimiento caótico. La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde el espacio por instrumentos sensibles a la porción ultravioleta extrema del espectro.

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  ma 10  m . La temperatura promedio de la corona y el viento solar es de aproximadamente 1 000 000–2 000 000 K; sin embargo, en las regiones más cálidas es de 8 000 000 a 20 000 000 K. 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. 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.

La heliosfera, la tenue atmósfera más externa del Sol, está llena del plasma del viento solar. Se define que esta capa más externa del Sol comienza a 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, a aproximadamente 20 radios solares (0,1 AU). La turbulencia y las fuerzas dinámicas en la heliosfera no pueden afectar la forma de la corona solar en su interior, porque la información solo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja hacia afuera continuamente a través de la heliosfera, formando el campo magnético solar en forma de espiral, hasta que impacta la heliopausa más de50 UA del Sol. En diciembre de 2004, la sonda Voyager 1 pasó por un frente de choque que se cree que es parte de la heliopausa. A fines de 2012 , la Voyager 1 registró un marcado aumento en las colisiones de rayos cósmicos y una fuerte caída en las partículas de menor energía del viento solar, lo que sugirió que la sonda había atravesado la heliopausa y entró en el medio interestelar, y de hecho lo hizo. 25 de agosto de 2012 a aproximadamente 122 unidades astronómicas del Sol. La heliosfera tiene una cola de helio que se extiende detrás de ella debido al movimiento del Sol.

Fotones y neutrinos

Los fotones de rayos gamma de alta energía liberados inicialmente con reacciones de fusión en el núcleo son absorbidos casi de inmediato por el plasma solar de la zona radiativa, generalmente después de viajar solo unos pocos milímetros. La reemisión ocurre en una dirección aleatoria y, por lo general, 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.Por el contrario, los neutrinos, que representan aproximadamente el 2% de la producción total de energía del Sol, tardan solo 2,3 segundos en llegar a la superficie. Debido a que el transporte de energía en el Sol es un proceso que involucra fotones en equilibrio termodinámico con la materia, la escala de tiempo del transporte de energía en el Sol es más larga, del orden de 30.000.000 de años. Este es el tiempo que le tomaría al Sol volver a un estado estable si la tasa de generación de energía en su núcleo cambiara repentinamente.

Los neutrinos también son liberados por las reacciones de fusión en el núcleo, pero, a diferencia de los fotones, rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos pueden escapar del Sol de inmediato. Durante muchos años, las mediciones de la cantidad de neutrinos producidos en el Sol fueron más bajas que las teorías predichas por un factor de 3. Esta discrepancia se resolvió en 2001 con el descubrimiento de los efectos de la oscilación de neutrinos: el Sol emite la cantidad de neutrinos predicha por el teoría, pero a los detectores de neutrinos les faltaban ² ⁄3 _de ellos porque los neutrinos habían cambiado de sabor cuando fueron detectados.

Actividad magnética

Campo magnético

El Sol tiene un campo magnético que varía a lo largo de su superficie. Su campo polar es de 1 a 2 gauss (0,0001 a 0,0002 T), mientras que el campo suele ser de 3000 gauss (0,3 T) en las características del Sol llamadas manchas solares y de 10 a 100 gauss (0,001 a 0,01 T) en las prominencias solares. El campo magnético varía en el tiempo y la ubicación. El ciclo solar casi periódico de 11 años es la variación más destacada en la que el número y el tamaño de las manchas solares aumentan y disminuyen.

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 hacia la superficie. Como resultado, las manchas solares son ligeramente más frías que la fotosfera circundante, por lo que aparecen oscuras. En un mínimo solar típico, pocas manchas solares son visibles y, en ocasiones, no se puede ver ninguna. Los que aparecen están en latitudes solares altas. A medida que el ciclo solar avanza hacia su punto máximo, las manchas solares tienden a formarse más cerca del ecuador solar, un fenómeno conocido como ley de Spörer. Las manchas solares más grandes pueden tener decenas de miles de kilómetros de diámetro.

Un ciclo de manchas solares de 11 años es la mitad de un ciclo de dínamo de Babcock-Leighton de 22 años, que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre los campos magnéticos solares toroidales y poloidales. En el máximo del ciclo solar, el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su fuerza mínima del ciclo de dínamo, 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 dínamo, el afloramiento flotante 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 alterna cada ciclo solar, un fenómeno conocido como el ciclo de Hale.

Durante la fase de declinación del ciclo solar, la energía cambia 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 está, en consecuencia, en su fuerza mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal está en su fuerza máxima. Con el surgimiento del siguiente ciclo de manchas solares de 11 años, la rotación diferencial cambia la energía magnética del campo poloidal al toroidal, pero con una polaridad opuesta al ciclo anterior. El proceso continúa continuamente y, en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde a un cambio, entonces, en la polaridad general del campo magnético a gran escala del Sol.

El campo magnético solar se extiende mucho más allá del propio Sol. El plasma del viento solar conductor de la electricidad transporta el campo magnético del Sol al espacio, formando lo que se denomina campo magnético interplanetario. 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 más o menos radial. Para un campo magnético solar dipolar simple, con polaridades hemisféricas opuestas a cada lado del ecuador magnético solar, se forma una delgada lámina de corriente en el viento solar. A grandes distancias, la rotación del Sol tuerce el campo magnético dipolar y la hoja de corriente correspondiente en una estructura espiral de Arquímedes llamada espiral de Parker.El campo magnético interplanetario es mucho más fuerte que el componente dipolar del campo magnético solar. El campo magnético dipolar del Sol de 50–400 μT (en la fotosfera) se reduce con el cubo inverso de la distancia, lo que lleva a un campo magnético previsto de 0,1 nT a la distancia de la Tierra. Sin embargo, según las observaciones de la nave espacial, el campo interplanetario en la ubicación de la Tierra es de alrededor de 5 nT, unas cien veces mayor. La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por las corrientes eléctricas en el plasma que rodea al Sol.

Variación en la actividad

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

Con la modulación del ciclo solar del número de manchas solares viene una modulación correspondiente de las condiciones del clima espacial, incluidas las que rodean a la Tierra donde los sistemas tecnológicos pueden verse afectados.

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

Cambio a largo plazo

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

Una teoría reciente afirma que existen inestabilidades magnéticas en el núcleo del Sol que provocan fluctuaciones con períodos de 41.000 o 100.000 años. Estos podrían proporcionar una mejor explicación de las edades de hielo que los ciclos de Milankovitch.

Fases de la vida

El Sol hoy está aproximadamente a la mitad de la parte más estable de su vida. No ha cambiado drásticamente durante más de cuatro mil millones de años y permanecerá bastante estable durante más de cinco mil millones más. Sin embargo, después de que se detenga la fusión de hidrógeno en su núcleo, el Sol sufrirá cambios dramáticos, tanto interna como externamente.

Formación

El Sol se formó hace unos 4600 millones de años a partir del colapso de parte de una nube molecular gigante que consistía principalmente en hidrógeno y helio y que probablemente dio origen a muchas otras estrellas. Esta edad se estima utilizando modelos informáticos de evolución estelar y mediante nucleocosmocronología. El resultado es consistente con la fecha radiométrica del material más antiguo del Sistema Solar, hace 4.567 millones de años.Los estudios de meteoritos antiguos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de vida corta, como el hierro-60, que se forman solo en estrellas de vida corta que explotan. 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 por su propia gravedad.Cuando un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a girar debido a la conservación del momento angular y se calentó con el aumento de la presión. Gran parte de la masa se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco que se convertiría en los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar. La gravedad y la presión dentro del núcleo de la nube generaron mucho calor a medida que acumulaba más materia del disco circundante, lo que eventualmente provocó la fusión nuclear.

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

Secuencia principal

El Sol está 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, alrededor del 0,03% de la masa total del Sol. El Sol pasará un total de aproximadamente 10 mil millones de años como una estrella de la secuencia principal.

El Sol se está volviendo gradualmente más caliente en su núcleo, más caliente en la superficie, más grande en radio y más luminoso durante su tiempo en la secuencia principal: desde el comienzo de su vida en la secuencia principal, se ha expandido en radio en un 15% y la superficie ha aumentado la temperatura de5.620 K a5.777 K , 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 da como resultado una presión térmica menor. Por lo tanto, el núcleo se está encogiendo, lo que permite que las capas exteriores del Sol se acerquen al centro, liberando energía potencial gravitacional. De acuerdo con el teorema virial, la mitad de esta energía gravitatoria liberada se destina al calentamiento, lo que conduce a un aumento gradual en la velocidad a la que se produce la fusión y, por lo tanto, a un aumento en la luminosidad. Este proceso se acelera a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso.En la actualidad, su brillo aumenta aproximadamente un 1% cada 100 millones de años. Se necesitan al menos mil millones de años a partir de ahora para agotar el agua líquida de la Tierra debido a tal aumento.

Después del agotamiento del hidrógeno del núcleo

El Sol no tiene suficiente masa para explotar como una supernova. En cambio, cuando se quede sin hidrógeno en el núcleo en aproximadamente 5 mil millones de años, la fusión de hidrógeno del núcleo se detendrá y no habrá nada que impida que el núcleo se contraiga. La liberación de energía potencial gravitatoria hará que aumente la luminosidad de la estrella, poniendo fin a la fase de secuencia principal y haciendo que la estrella se expanda durante los próximos mil millones de años: primero en una subgigante y luego en una gigante roja. El calentamiento debido a la contracción gravitatoria también conducirá a la fusión de 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 de 1000 veces su luminosidad actual.Como gigante roja, el Sol crecerá tanto que engullirá a Mercurio, Venus y probablemente a la Tierra, alcanzando unas 0,75 AU. El Sol pasará alrededor de mil millones de años como una estrella de rama gigante roja y perderá alrededor de un tercio de su masa.

Después de la rama 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, donde se estima que el 6% del núcleo, el 40% de la masa del Sol, se convertirá en carbono en cuestión de minutos a través de la triple alfa. proceso. Luego, el Sol se encoge a alrededor de 10 veces su tamaño actual y 50 veces la luminosidad, con una temperatura un poco más baja que la actual. Entonces habrá alcanzado el grupo rojo o 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 durante unos 100 millones de años a medida que continúa reaccionando con helio en el núcleo.

Cuando se agote el helio, el Sol repetirá la expansión que siguió cuando se agotó el hidrógeno en el núcleo, excepto que esta vez todo sucede más rápido, y el Sol se vuelve más grande y luminoso. 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 más grandes cada vez, y los pulsos posteriores empujan la luminosidad hasta 5000 veces el nivel actual y el radio a más de 1 AU.Según un modelo de 2008, la órbita de la Tierra inicialmente se habrá expandido significativamente debido a la pérdida de masa del Sol como gigante roja, pero luego comenzará a encogerse debido a las fuerzas de marea (y, eventualmente, se arrastrará desde la cromosfera inferior) para que sea engullida. por el Sol durante la punta de la fase de rama gigante roja, 3,8 y 1 millón de años después de que Mercurio y Venus, respectivamente, hayan sufrido el mismo destino. Los modelos varían según la velocidad y el momento de la pérdida de masa. Los modelos que tienen una mayor pérdida de masa en la rama gigante roja producen estrellas más pequeñas y menos luminosas en la punta de la rama gigante asintótica, quizás solo 2000 veces la luminosidad y menos de 200 veces el radio.Para el Sol, se pronostican cuatro pulsos térmicos antes de que pierda por completo su envoltura exterior y comience a formar una nebulosa planetaria. Al final de esa fase, que dura aproximadamente 500 000 años, el Sol solo tendrá aproximadamente la mitad de su masa actual.

La evolución post-asintótica-gigante-rama es aún más rápida. La luminosidad permanece 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, como si estuviera en una especie de bucle azul. El núcleo desnudo final, una enana blanca, tendrá una temperatura de más de 100.000 K y contendrá aproximadamente el 54,05% de la masa actual del Sol. La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10.000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años antes de convertirse en una hipotética enana negra.

Movimiento y ubicación

Movimiento en el Sistema Solar

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

Órbita en la Vía Láctea

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

donde U , V y W son las velocidades respectivas con respecto al estándar local de reposo, A y B son las constantes de Oort, es la velocidad angular de rotación galáctica para el estándar local de reposo, es la "frecuencia epicíclica", y ν es la frecuencia de oscilación vertical. Para el sol, los valores actuales de U , V y W se estiman como km/s, y las estimaciones para las demás constantes son A  = 15,5 km/s/kpc, B  = −12,2 km/s/kpc, κ = 37 km/s/kpc y ν = 74 km/s/kpc. Tomamos X (0) e Y (0) como cero y Z (0) se estima en 17 parsecs. Este modelo implica que el Sol circula alrededor de un punto que a su vez gira alrededor de la galaxia. El período de circulación del Sol alrededor del punto es . que, usando la equivalencia de que un parsec es igual a 1 km/s por 0,978 millones de años, da como resultado 166 millones de años, menos que el tiempo que tarda el punto en dar la vuelta a la galaxia. En las coordenadas ( X, Y ), el Sol describe una elipse alrededor del punto, cuya longitud en la dirección Y es

y cuyo ancho en la dirección X es

La relación entre el largo y el ancho de esta elipse, la misma para todas las estrellas de nuestro vecindario, es  El punto de movimiento está actualmente en

La oscilación en la dirección Z lleva al Sol

sobre el plano galáctico y la misma distancia debajo de él, con un período de o 83 millones de años, aproximadamente 2,7 veces por órbita. Aunque es de 222 millones de años, el valor de en el punto alrededor del cual circula el Sol es

(ver constantes de Oort), correspondiente a 235 millones de años, y este es el tiempo que tarda el punto en dar una vuelta a la galaxia. Otras estrellas con el mismo valor de tienen que tomar la misma cantidad de tiempo para dar la vuelta a la galaxia que el sol y, por lo tanto, permanecer en la misma vecindad general que el sol.

La órbita del Sol alrededor de la Vía Láctea se ve perturbada debido a la distribución de masa no uniforme en la Vía Láctea, como la que se encuentra entre los brazos espirales galácticos. Se ha argumentado que el paso del Sol a través de los brazos espirales de mayor densidad a menudo coincide con extinciones masivas en la Tierra, quizás debido a un aumento de los eventos de impacto. El Sistema Solar tarda entre 225 y 250 millones de años en completar una órbita a través de la Vía Láctea (un año galáctico ), por lo que se cree que completó entre 20 y 25 órbitas durante la vida del Sol. La velocidad orbital del Sistema Solar sobre el centro de la Vía Láctea es de aproximadamente 251 km/s (156 mi/s). A esta velocidad, el Sistema Solar tarda alrededor de 1190 años en recorrer una distancia de 1 año luz, o 7 días para viajar.1 UA

La Vía Láctea se mueve con respecto a la radiación de fondo de microondas cósmica (CMB) en la dirección de la constelación de Hidra con una velocidad de 550 km/s, y la velocidad resultante del Sol con respecto a la CMB es de unos 370 km/s en el dirección de Cráter o Leo.

Ubicación galáctica

El Sol se encuentra cerca del borde interior del brazo de Orión de la Vía Láctea, en la Nube Interestelar Local o el Cinturón de Gould, a una distancia de 7,5 a 8,5 kiloparsecs (24 a 28 kly) del Centro Galáctico. El Sol está contenido dentro de la Burbuja Local, un espacio de gas caliente enrarecido, posiblemente producido por el remanente de supernova Geminga, o múltiples supernovas en el subgrupo B1 del grupo en movimiento de las Pléyades. La distancia entre el brazo local y el siguiente brazo, el brazo de Perseo, es de unos 6.500 años luz. El Sol, y por lo tanto el Sistema Solar, se encuentra en lo que los científicos llaman la zona habitable galáctica. El ápice del camino del sol, o el vértice solar, es la dirección en la que viaja el Sol en relación con otras estrellas cercanas. Este movimiento es hacia un punto de la constelación de Hércules, cerca de la estrella Vega. Las estrellas dentro de los 100 parsecs del sol (326 años luz) tienen velocidades relativas al sol que pueden modelarse aproximadamente mediante una distribución de Maxwell-Boltzmann (especialmente para las velocidades más bajas) o una distribución logarítmica normal (especialmente para las velocidades más altas), pero con más estrellas de alta velocidad (más de 300 km/s) de lo previsto por cualquiera de las distribuciones. La velocidad media de estas estrellas (no la velocidad media) con respecto al sol (o la velocidad media del sol con respecto a ellas) es de unos 20 km/s.

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

El Catálogo de estrellas cercanas de Gaia, todo dentro de los 100 parsecs, contiene 331.312 estrellas y se cree que incluye al menos el 92% de las estrellas del tipo espectral estelar M9 o "antes" (es decir, más calientes).

Problemas teóricos

Problema de calentamiento coronal

La temperatura de la fotosfera es de aproximadamente 6000 K, mientras que la temperatura de la corona alcanza1 000 000–2 000 000 K . La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo más que la conducción directa de calor desde la fotosfera.

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

Actualmente, no está claro si las olas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las ondas de Alfvén, se disipan o refractan antes de llegar a la corona. Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el enfoque de la investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento de antorchas.

Problema de sol joven débil

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 tenía solo un 75% de su brillo actual. Una estrella tan débil no habría podido sostener agua líquida en la superficie de la Tierra y, por lo tanto, la vida no debería haber podido desarrollarse. Sin embargo, el registro geológico demuestra que la Tierra se ha mantenido a una temperatura bastante constante a lo largo de su historia y que la Tierra joven era un poco más cálida de lo que es hoy. Una teoría entre los científicos es que la atmósfera de la joven Tierra contenía cantidades mucho mayores de gases de efecto invernadero (como dióxido de carbono, metano) que las que están presentes en la actualidad, lo que atrapó suficiente calor para compensar la menor cantidad de energía solar que le llegaba.

Sin embargo, el examen de los sedimentos arcaicos parece inconsistente 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 inducidos biológicamente. Esto habría llevado a una mayor absorción de energía solar, compensando así la menor producción solar.

Historia observacional

Comprensión temprana

El Sol ha sido objeto de veneración en muchas culturas a lo largo de la historia humana. La comprensión más fundamental de la humanidad del Sol es como el disco luminoso en el cielo, cuya presencia sobre el horizonte provoca el día y cuya ausencia provoca la noche. En muchas culturas prehistóricas y antiguas, se pensaba que el Sol era una deidad solar u otra entidad sobrenatural. El Sol ha jugado un papel importante en muchas religiones del mundo, como se describe en una sección posterior.

Desarrollo de la comprensión científica

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

Una de las primeras personas en ofrecer una explicación científica o filosófica del Sol fue el filósofo griego Anaxágoras. Razonó que no era el carro de Helios, sino una bola gigante de metal en llamas incluso más grande que la tierra del Peloponeso y que la Luna reflejaba la luz del Sol.Por enseñar esta herejía, fue encarcelado por las autoridades y condenado a muerte, aunque luego fue liberado por 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, lo que implica 4 080 000 estadios (755 000 km) o 804 000 000 estadios (148 a 153 millones de kilómetros o 0,99 a 1,02 AU); el último valor es correcto dentro de un pequeño porcentaje. En el siglo I d. C., Ptolomeo estimó la distancia en 1210 veces el radio de la Tierra, aproximadamente 7,71 millones de kilómetros (0,0515 AU).

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 luego adoptada por Seleuco de Seleucia (ver Heliocentrismo). Esta visión fue desarrollada en un modelo matemático más detallado de un sistema heliocéntrico en el siglo XVI por Nicolaus Copernicus.

Las observaciones de las manchas solares fueron registradas durante la dinastía Han (206 a. C.-220 d. C.) por astrónomos chinos, quienes mantuvieron registros de estas observaciones durante siglos. Averroes también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo XII. 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 estaban en la superficie del Sol en lugar de pequeños objetos que pasaban entre la Tierra y el Sol.

Las contribuciones astronómicas árabes incluyen el descubrimiento de Al-Battani de que la dirección del apogeo del Sol (el lugar en la órbita del Sol contra las estrellas fijas donde parece moverse más lentamente) está cambiando. (En términos heliocéntricos modernos, esto es causado por un movimiento gradual del afelio de la órbita de la Tierra) . Ibn Yunus observó más de 10.000 entradas para la posición del Sol durante muchos años usando un gran astrolabio.

A partir de una observación de un tránsito de Venus en 1032, el astrónomo y erudito persa Ibn Sina concluyó que Venus está más cerca de la Tierra que el Sol. 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 se compone de luz de muchos colores. En 1800, William Herschel descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. El siglo XIX vio avances en los estudios espectroscópicos del Sol; Joseph von Fraunhofer registró más de 600 líneas de absorción en el espectro, las más fuertes de las cuales todavía se conocen como líneas de Fraunhofer. En los primeros años de la era científica moderna, la fuente de energía del Sol era un rompecabezas significativo. Lord Kelvin sugirió que el Sol es un cuerpo líquido que se enfría gradualmente y que irradia una reserva interna de calor.Kelvin y Hermann von Helmholtz luego propusieron un mecanismo de contracción gravitacional para explicar la producción de energía, pero la edad estimada resultante fue de solo 20 millones de años, muy por debajo del período de tiempo de al menos 300 millones de años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de ese tiempo. En 1890 Joseph Lockyer, quien descubrió el helio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítica para la formación y evolución del Sol.

No fue sino hasta 1904 que se ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la salida del Sol podría ser mantenida por una fuente interna de calor y sugirió la desintegración radiactiva como fuente. Sin embargo, sería Albert Einstein quien proporcionaría la pista esencial sobre el origen de la producción de energía del Sol con su relación de equivalencia masa-energía E = mc . En 1920, Sir Arthur Eddington propuso que las presiones y temperaturas en el núcleo del Sol podrían producir una reacción de fusión nuclear que fusionaba hidrógeno (protones) en núcleos de helio, lo que resultaba en una producción de energía a partir del cambio neto de masa.La preponderancia del hidrógeno en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne utilizando la teoría de la ionización desarrollada por Meghnad Saha. El concepto teórico de fusión fue desarrollado en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe. Hans Bethe calculó los detalles de las dos principales reacciones nucleares productoras de energía que alimentan al Sol. En 1957, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler y Fred Hoyle demostraron que la mayoría de los elementos del universo han sido sintetizados por reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunas como el Sol.

Misiones espaciales solares

Los primeros satélites diseñados para la observación a largo plazo del Sol desde el espacio interplanetario fueron los Pioneer 6, 7, 8 y 9 de la NASA, que se lanzaron entre 1959 y 1968. Estas sondas orbitaban el Sol a una distancia similar a la de la Tierra y hacían la primeras mediciones detalladas del viento solar y del campo magnético solar. Pioneer 9 funcionó durante un tiempo particularmente largo, transmitiendo datos hasta mayo de 1983.

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

En 1980, la NASA lanzó la Misión Solar Maximum. 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 solar y luminosidad solar. Sin embargo, solo unos meses después del lanzamiento, una falla electrónica hizo que la sonda entrara en modo de espera y pasó los siguientes tres años en este estado inactivo. En 1984, la misión STS-41C del transbordador espacial Challenger recuperó el satélite y reparó su electrónica antes de volver a ponerlo en órbita. Posteriormente, la Misión Solar Maximum adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de volver a entrar en la atmósfera terrestre en junio de 1989.

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

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. Originalmente destinado a cumplir una misión de dos años, se aprobó una extensión de la misión hasta 2012. en octubre de 2009. Ha demostrado ser tan útil que una misión de seguimiento, el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), se lanzó en febrero de 2010. Situado en el punto Lagrangiano entre la Tierra y el Sol (en el que la atracción gravitacional de ambos es igual ), SOHO ha proporcionado una vista constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de una gran cantidad de cometas, en su mayoría cometas diminutos que rozan el Sol y que se incineran cuando pasan junto al Sol.

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 se lanzó en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol. Primero viajó a Júpiter, a "tirachinas" en una órbita que lo llevaría muy por encima del plano de la eclíptica. Una vez que Ulysses estuvo en su órbita programada, comenzó a observar el viento solar y la fuerza del campo magnético en latitudes solares altas, y descubrió que el viento solar de latitudes altas se movía a unos 750 km/s, que era más lento de lo esperado, y que había grandes ondas magnéticas que emergen de altas latitudes que dispersan rayos cósmicos galácticos.

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

La misión del Observatorio de Relaciones Terrestres Solares (STEREO) se lanzó en octubre de 2006. Se lanzaron dos naves espaciales idénticas en órbitas que las hacen (respectivamente) avanzar más y quedarse gradualmente detrás de la Tierra. Esto permite obtener imágenes estereoscópicas del Sol y de los fenómenos solares, como las eyecciones de masa coronal.

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

La misión Solar Orbiter (SolO) se lanzó en 2020 y alcanzará un perihelio mínimo de 0,28 AU, lo que lo convierte en el satélite más cercano con cámaras orientadas al sol.

La Organización de Investigación Espacial de la India ha programado el lanzamiento de unSatélite de 100 kg denominado Aditya-L1 para septiembre u octubre de 2022. Su principal instrumento será un coronógrafo para estudiar la dinámica de la corona solar.

Observación y efectos

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

Ver el Sol a través de una óptica que concentra 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 atenuador para ver el Sol, se advierte al observador que utilice un filtro diseñado específicamente para ese uso. Algunos filtros improvisados ​​que dejan pasar los rayos UV o IR, en realidad pueden dañar el ojo a altos niveles de brillo. Las cuñas de Herschel, también llamadas diagonales solares, son eficaces y económicas para telescopios pequeños. La luz del sol que está destinada al ocular se refleja en una superficie no plateada de una pieza de vidrio. Solo se refleja una fracción muy pequeña de la luz incidente. El resto pasa por el cristal y sale del instrumento. Si el vidrio se rompe debido al calor, no se refleja ninguna luz, lo que hace que el dispositivo sea a prueba de fallas. Los filtros simples hechos de vidrio oscurecido dejan pasar toda la intensidad de la luz solar si se rompen, poniendo en peligro la vista del observador. Los binoculares sin filtro pueden generar cientos de veces más energía que a simple vista, lo que posiblemente provoque daños inmediatos. Se afirma que incluso breves miradas al Sol del mediodía a través de un telescopio sin filtro pueden causar daños permanentes.

Los eclipses solares parciales son peligrosos de ver porque la pupila del ojo no está adaptada al contraste visual inusualmente alto: la pupila se dilata de acuerdo con la cantidad total de luz en el campo de visión, no por el objeto más brillante en el campo. Durante los eclipses parciales, la Luna bloquea la mayor parte de la luz solar al pasar frente al Sol, pero las partes descubiertas de la fotosfera tienen el mismo brillo superficial que durante un día normal. En la penumbra general, la pupila se expande de ~2 mm a ~6 mm, y cada célula de la retina expuesta a la imagen solar recibe hasta diez veces más luz de la que recibiría mirando al Sol no eclipsado. Esto puede dañar o matar esas células, dando como resultado pequeños puntos ciegos permanentes para el espectador.El peligro es insidioso para los observadores inexpertos y para los niños porque no hay percepción del dolor: no es inmediatamente obvio que la visión de uno está siendo destruida.

Durante el amanecer y el atardecer, la luz del sol se atenúa debido a la dispersión de Rayleigh y la dispersión de Mie en un pasaje particularmente largo a través de la atmósfera de la Tierra, y el Sol a veces es lo suficientemente débil como para verse cómodamente a simple vista o con seguridad con la óptica (siempre que no haya riesgo de luz del sol brillante que aparece repentinamente a través de una brecha entre las nubes). Las condiciones de niebla, el polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica.

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

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 capa de ozono de la Tierra atenúa fuertemente la luz ultravioleta, por lo que la cantidad de UV varía mucho con la latitud y ha sido parcialmente responsable de muchas adaptaciones biológicas, incluidas las variaciones en el color de la piel humana en diferentes regiones de la Tierra.

Sistema planetario

El Sol tiene ocho planetas conocidos. 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 tiene nueve cuerpos generalmente considerados como planetas enanos y algunos candidatos más, un cinturón de asteroides, numerosos cometas y una gran cantidad de cuerpos helados que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno. Seis de los planetas y muchos cuerpos más pequeños también tienen sus propios satélites naturales: en particular, los sistemas de satélites de Júpiter, Saturno y Urano son, en cierto modo, como versiones en miniatura del sistema del Sol.

Aspectos religiosos

Las deidades solares juegan un papel importante en muchas religiones y mitologías del mundo. El culto al Sol fue fundamental para civilizaciones como los antiguos egipcios, los incas de América del Sur y los aztecas de lo que ahora es México. En religiones como el hinduismo, el Sol todavía se considera un dios, se le conoce como Surya Dev. 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 invierno (algunos de los megalitos más destacados se encuentran en Nabta Playa, Egipto; Mnajdra, Malta y en Stonehenge, Inglaterra); Newgrange, un monte prehistórico construido por humanos en Irlanda, fue diseñado para detectar el solsticio de invierno; la pirámide de El Castillo en Chichén Itzá en México está diseñada para proyectar sombras en forma de serpientes escalando la pirámide en los equinoccios de primavera y otoño.

Los antiguos sumerios creían que el Sol era Utu, el dios de la justicia y hermano gemelo de Inanna, la Reina del Cielo, a quien identificaban como el planeta Venus. Más tarde, Utu fue identificado con el dios semítico oriental Shamash. Utu era considerado como una deidad ayudante, que ayudaba a los afligidos y, en la iconografía, generalmente se lo representa con una barba larga y empuñando una sierra, lo que representaba su papel como dispensador de justicia.

Al menos desde la Cuarta Dinastía del Antiguo Egipto, el Sol fue adorado como el dios Ra, representado como una divinidad con cabeza de halcón coronada por el disco solar y rodeada por una serpiente. En el período del Nuevo Imperio, el Sol se identificó con el escarabajo pelotero, cuya bola esférica de estiércol se identificó con el Sol. En la forma del disco solar Aten, el Sol tuvo un breve resurgimiento durante el Período de Amarna cuando nuevamente se convirtió en la divinidad preeminente, si no la única, para el Faraón Akhenaton.

Los egipcios retrataron al dios Ra transportado por el cielo en una barca solar, acompañado por dioses menores, y para los griegos, era Helios, llevado por un carro tirado por caballos de fuego. Desde el reinado de Heliogábalo a finales del Imperio Romano, el cumpleaños del Sol era una festividad celebrada como Sol Invictus (literalmente "Sol Invicto") poco después del solsticio de invierno, que puede haber sido un antecedente de la Navidad. 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 posteriores a los siete planetas data de la época romana.

En la religión protoindoeuropea, el Sol se personificaba como la diosa *Seh ₂ ul . 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 . En la religión griega antigua, la deidad del sol era el dios masculino Helios, quien en épocas posteriores se sincretizó con Apolo.

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

Tonatiuh, el dios azteca del sol, generalmente se representaba sosteniendo flechas y un escudo y estaba estrechamente asociado con la práctica del sacrificio humano. La diosa del sol Amaterasu es la deidad más importante de la religión sintoísta y se cree que es la antepasada directa de todos los emperadores japoneses.