Sol

Sol Imagen del Sol desde el satélite SOHO imagen ampliada Datos derivados de la observación Distancia media desde la Tierra 149.597.871 km Brillo visual (V) -26,8m Magnitud absoluta 4,8m Características físicas Diámetro 1.392.000 km Diámetro relativo (dS/dE) 109 Superfície 6,09 × 1012 km2 Volumen 1,41 × 1027 m3 Masa 1,9891 × 1030 kg Masa relativa a la de la Tierra 333.400 Densidad 1411 kg m-3 Densidad relativa a la de la Tierra 0,26 Densidad relativa al agua 1,409 Gravedad en la superficie 274 m s-2 Gravedad relativa en la superficie 27,9 g Temperatura de la superficie 5780 K Temperatura de la corona 5 × 106 K Luminosidad (LS) 3,827 × 1026 J s-1 Características orbitales Periodo de rotación   En el ecuador: 27d 6h 36m A 30° de latitud: 28d 4h 48m A 60° de latitud: 30d 19h 12m A 75° de latitud: 31d 19h 12m Periodo orbital alrededor del centro galáctico 2,2 × 108 años Composición de la fotosfera Hidrógeno 73,46 % Helio 24,85 % Oxígeno 0,77 % Carbono 0,29 % Hierro 0,16 % Neón 0,12 % Nitrógeno 0,09 % Silicio 0,07 % Magnesio 0,05 % Azufre 0,04 %

El Sol es la estrella más cercana a la tierra. Debido a su cercanía, que implica que sea el astro más brillante, su presencia en el cielo determina el día y la noche. La mayor parte de la energía usada en la tierra por todos los seres vivos procede directa o indirectamente del Sol, así como la energía solar que genera la mayoría de los procesos climáticos.

A pesar de ser una estrella mediana, es la unica que se resuelve a simple vista (con un tamaño angular de cerca de medio grado), debido a su gran cercania. Por una extraña coincidencia, la combinacion de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven de aproximadamente el mismo tamaño en el cielo.

Nacimiento y muerte del Sol

El sistema solar se formó a partir del disco circumestelar que se formó al mismo que tiempo que el Sol.

Se formó hace aproximadamente 4600 millones de años, de gas y polvo en que ya había residuos de generaciones anteriores de estrellas. En este momento se encuentra en la mitad de su vida en la secuencia principal, en la que seguira por unos 4500 millones de años. Una vez que agote el hidrógeno en su núcleo y se encienda el hidrógeno de capas exteriores, el Sol se convertirá en una gigante roja, mientras aumente de tamaño será más próxima a los planetas de su sistema solar, hasta destruirlos a todos paulatinamente. Al fin de esta etapa expulsará el material de sus capas externas al espacio y el resto de material se comprimira quedando una enana blanca, que se enfriara paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas las estrellas y los grandes planetas, el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación (véase tabla), apenas tiene achatamiento polar. Como en cualquier gran cuerpo esférico, todas las partículas que lo constituyen tratan de caer hacia el centro por la fuerza gravitacional, pero no todas pueden hacerlo porque son rechazadas por la fuerza de presión de radiación y la presión del gas. Debido a que estas fuerzas se compensan, la estrella ni se colapsa hacia adentro sobre sí mismo ni se disgrega. Es el llamado equilibrio hidrostático.- El Sol, como cuerpo esférico que es, presenta una estructura en capas superpuestas o "en cebolla". En nuestro planeta, que como sabemos es un cuerpo sólido, las capas se superponen con gran claridad y es fácilmente establecer una diferenciación tanto física como química. Sin embargo en el Sol, gaseoso, la frontera entre las distintas capas es mucha más difícil, lo mismo que establecer una diferenciación química, pero si se puede establecer una función física, que es diferente para cada una de ellas. En la actualidad, la Astronomía dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.-

Núcleo

Ocupa unos 139.000 kms del radio solar, es decir una 1/5 parte del mismo y en esta zona es donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que radia el astro rey. Hemos visto anteriormente que el Sol está constituido por el 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante se reparte entre otros elementos. Pero en su centro se calcula que existe el 49 % de hidrógeno, el 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirve como catalizadores en las reacciones. El físico austríaco Fritz Houtermans y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para ver si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares que originan las temperaturas extremadamente altas de su interior. Temperaturas que son del orden de 10 a 20 millones de grados. Así pues, las reacciones de fusión son las fuentes de energía del Sol y las estrellas. Fue en 1938 cuando Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker, en Alemania, simultáneamente e independientemente encontraron el hecho notable de que el grupo de reacciones en las que intervienen carbono y nitrógeno constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", que es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³ ; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴ ; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵ ; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino y por último ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por Kg de protones consumidos- El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfiel en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón, constituyendo un deuterón, es decir un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción es: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹.- El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el sol y la cadena protón-protón en las similares al sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años, que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón.-

Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio, la presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándose cada vez más las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar, al de la órbita de la Tierra con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primera se agote, con lo cual se verificará el mismo proceso que al agotarse el hidrógeno. De este modo el núcleo comenzará a contraerse, hasta convertirse nuestro Sol en una enana blanca, y más tarde, al enfriarse totalmente en una enana negra.-

Zona radiante

Es la zona en donde se transporte la energía por radiación hacia el exterior. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. En toda esta zona en la que se producen continuas colisiones y las partículas de energía se van muy lentamente acercándose desde el centro a la periferia. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que no al revés. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, moviéndose a la velocidad de la luz en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.-

Zona convectiva

En física se estudia que convección es el transporte o modo especial de propagarse el calor en los líquidos y gases al calentarlos por la parte inferior. Los fluíods por el calor se dilatan y por lo mismo disminuyen de densidad. Se formaran, pues, corrientes de abajo arriba y de este modo se calentará todo el fluído, incluso la parte superior. Así a unos 200.000 kms bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensa de su energía. Se forman así secciones convectivas de turbulencia, en que las burbujas de gas caliente y lógicamente más ligero sube hasta la fotosfera, donde ceden su energía en forma de luz visible, y se enfría antes de volver a descender a las profundidades, y es análoga a la que se observa en un reciepiente de agua hirviendo. Por el análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la produndidad indicada anteriormente. El estudio de las oscilaciones solares constituye la heliosismología.-

Fotosfera

La fotosfera es la zona desde la que se emite prácticamente toda la luz visible del Sol y se considera como la "superficie" solar, la cual vista con el telescopio, se presenta como formada por gránulos brillantes (como granos de arroz), que se proyectan sobre un fondo mas oscuro; a causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parece estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseosos, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se nota fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del borde es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Pero al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar y está mirando hacia las capas superiores de la fotosfera, que están más frías y emiten con una intensidad menor que las capas más profundas en la base de la fotosfera; por esta razón, el borde o limbo aparece menos brillante que el centro. La fotosfera tiene unos 100 o 200 kms de profundidad. Es muy curioso que un fotón tarda un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km. de la zona convectiva, emplea tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No pensemos que los fotones viajan más rápidamente ahora; no, siempre han ido y van a la misma velocidad de 299.792,458 Km/s^—1, lo que sucede es que el camino ahora es libre y antes estaba sujeto a continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias como lo hacía en el interior del Sol. Hemos indicado al comienzo de este apartado, que la superficie solar se presenta como formada por un gran número de gránulos brillantes. Estos gránulos tienen muchas veces forma hexagonal y separados por finas líneas oscuras. Son la evidencia del movimiento burbujeante de gases calientes en la parte exterior del Sol como consecuencia del transporte del calor desde el interior al exterior por convección. La fotosfera es una masa en continua ebullición de gránulos brillantes en movimiento con una duración media de vida de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 kms y resultan particularmente notorio en los periodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, que original la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 kms. Cada supergranulación. Contiene cientos de gránulos individuales, y por lógica, al ser mayores sobreviven entre 12 y 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-75), cervecero y astrónomo aficionado el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907)consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.-

El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo Galilei (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del Universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen continuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 kms. (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas, puede alcanzar muy bien los 120.000 kms. de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, evidentemente inferiores a los aproximados 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴ , donde σ = 5.67051 x 10^—8 W/m²/K⁴ ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Entre la fotosfera y la corona encontramos la cromosfera.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros.

La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosintesis, la energía hidroelectrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.

Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aun muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Mitología solar

En la mitología de muchas culturas, el Sol era un dios importante; por ejemplo en la antigua Grecia se consideraba que era el dios Helios.

En otras culturas antiguas era considerado el dios más importante de su panteón religioso.

La religión monoteísta más antigua conocida, fue creada en el antiguo Egipto por Akenatón, y daba absoluta importancia al Sol como el único Dios, creador de todo lo existente.

En el panteón religioso mexica, el Sol era considerado una deidad muy importante y debido a sus creencias, se solían hacer sacrificios humanos, para entregar su "soplo divino" al sol y mantenerlo vivo.

• En la simbología cristiana se identifica a Cristo con Helios y al círculo con la eternidad.
• El sol y la luna simbolizan el oro y la plata, rey y reina, alma y cuerpo.
• El sol y la luna en la crucifixión simbolizan las 2 naturalezas de Cristo.
• El sol es la morada del Arcángel Miguel. La luna es la morada del Arcángel Gabriel.
• El sol es el Padre Universal. La luna es la Madre.

Precauciones necesarias para observar el Sol

No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.

Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.

Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR^® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.