El Sol

El Sol es una estrella de la galaxia denominada Vía Láctea

Hasta el año 1925 se creía que el universo entero estaba en una galaxia que llamamos "Vía Láctea". Ahora sabemos que hay más de 100.000 millones de galaxias. Se calcula que en nuestra galaxia, la Vía Láctea, hay más de 200.000 millones de estrellas. Una de estas estrellas, una de mediano tamaño y de mediana edad es nuestro Sol. Es conveniente tener estas informaciones para hacerse una idea más exacta de lo pequeño (y grande) que es el ser humano. Tal vez pensando en ello no se lucharía con tanta ferocidad por tener un poco más de bienes materiales que los demás.

El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas.
De él surgieron la Tierra, los planetas, los asteroides y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor formando el Sistema Solar. Toda la energía que necesitamos los seres humanos, la podemos encontrar en el Sol.

Sol

Nunca en la historia, el hombre había visto cómo es el Sol en realidad. Esta imagen de la NASA muestra con grandes detalles cómo es la superficie de esta inmensa masa que nos da la vida en la Tierra. El Sol tiene forma esférica, como todas las estrellas. Su diámetro es de 1.392.000 km. A causa de su lento movimiento de rotación (un giro tarda cerca de 28 días terrestres), tiene un leve achatamiento en los polos.

 

Recuerde que NUNCA, NUNCA, NUNCA debe mirar directamente al Sol, y menos aún a través de un telescopio. Los rayos solares no se componen sólo de luz visible, sino también de rayos X, rayos gamma, luz ultravioleta y luz infrarroja que, sin ninguna duda, dañarían gravemente la retina de sus ojos.

En la imagen de la derecha, se representa a Galileo Galilei observando el cielo nocturno. Pero también observó al Sol y se cree que la ceguera que sufrió Galileo en sus últimos años se debió en gran parte a los prolongados periodos de observación del Sol, aunque lo hacía a últimas hora de la tarde y cuando ya había algo de niebla.

Con la invención del telescopio, en 1610 Galileo y algunos otros científicos observaron algunas manchas en la superficie solar. Esto contradecía la teoría de la perfección total del Sol y se optó por atribuir las manchas a cuerpos que orbitaban alrededor del Sol, pero que no formaban parte de él.

Galileo Galilei

 

Esto de las manchas en el Sol, contradecía abiertamente las enseñanzas de Aristóteles y las creencias universales de que el Sol era uno de los cuerpos celestes perfectos e inmutables, una esfera luminosa, brillante, sin mancha alguna, que giraba alrededor de la Tierra. Así lo admitían todos los sabios occidentales.

Incluso los superiores de un astrónomo jesuita, le advirtieron de que no se pasara con sus especulaciones acerca de que había manchas en el Sol. El jesuita decidió callarse.

Galileo insistió en que las manchas constituían parte de la superficie solar y que se desplazaban junto con el resto de la superficie, pues había observado que el Sol efectuaba una rotación completa alrededor de su eje, en poco más de 27 días, y que las manchas avanzaban al mismo tiempo que el resto de la superficie solar.

Los astrónomos posteriores a Galileo siguieron observando estas manchas o supuestas manchas y, con el tiempo, todos se hicieron a la idea de que formaban parte de la superficie solar.

Sol esfera perfecta

Imagen del Sol en la web "Red sostenible y creativa"

 

El Sol se traslada en torno al centro de la Vía Láctea, y tarda unos 225 millones de años en recorrer una órbita completa.

El sol

 

La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre y por los seres vivos de la Tierra, proceden directa o indirectamente del Sol.

Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis.

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

Sol

 

El Sol está constituido por un 81 % de hidrógeno, un 18 % de helio;  el 1 % restante son otros elementos. Se calcula que en el núcleo del Sol (de 384.000 km de diámetro) tiene 49 % de hidrógeno; 49 % de helio y que el 2 % restante (carbón y nitrógeno).

A comienzos de los años 1930’s unos físicos alemanes y estadounidenses descubrieron que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores 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", y consiste en que cuatro protones se fusionan en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión, en cada segundo, 600 toneladas de hidrógeno se transforman en 596 toneladas de helio. Las otras 4 toneladas se han transformado en energía según la ecuación de Einstein (E = mc2). La enorme energía producida mantiene el núcleo solar a temperaturas de aproximadamente 15 millones de grados Kelvin.

Sol

 

Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón.

Charles Critchfield, era en 1938 un joven físico de 34 años. Se dio cuenta de que cuando dos protones chocan a gran velocidad, uno de ellos pierde su carga positiva y se convierte en un neutrón que permanece unido al otro protón, formando un deuterón (núcleo de hidrógeno pesado) y desprendiendo gran cantidad de energía. Esta fusión se produce no sólo en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol, sino también en las estrellas similares al Sol.

Hasta el año 1953 se creía que la energía solar era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe. Sin embargo, posteriormente se ha demostrado que el calor solar proviene principalmente (casi un 75%) del ciclo protón-protón.

Sol

Cuando se agote todo el hidrógeno, el Sol se contraerá, debido a la propia atracción gravitacional. Esta contracción producirá un exceso de energía que expulsará las capas exteriores, haciendo que se enfríe y que se convierta en una estrella gigante roja. El diámetro solar se hará tan grande que sobrepasará, además de a Mercurio y Venus, a la Tierra. Actualmente la Tierra está a unos 150 millones de km del Sol.


Planetas

Sin embargo, hay quienes opinan que la pérdida de masa que sufre el Sol durante estos procesos de producción de energía, hace que vaya disminuyendo la atracción gravitacional Sol-Tierra, con lo cual ésta se irá situando poco a poco en una órbita cada vez más lejana, y podrá salvarse de ser engullida por el Sol.
 
Rodeando al núcleo, se encuentra la llamada zona de radiación, compuesta de grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Es un medio tremendamente denso, a través del cual los fotones producidos por la reacción nuclear tratan de salir al exterior. La temperatura solar pasa de 15 millones de grados en el núcleo, a 5.000 grados en la superficie. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Sol

Zona de convección
Por encima de la zona radiante el transporte de energía se realiza por convección, de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad.

Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías hacia el interior. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de plasma caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde el plasma caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. Esta zona tiene un espesor de casi 200.000 km de espesor.

Sol

Fotosfera
La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la superficie solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo más oscuro. Se considera que la fotosfera tiene unos 100 o 200 km de profundidad.

Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante, pero en un mes recorre los 200.000 km de la zona convectiva, y en sólo unos 500 segundos llega desde el Sol hasta la Tierra. No es que los fotones viajen más rápidamente en el exterior, sino que su desplazamiento en el interior del Sol se ve obstaculizado por los continuos cambios de dirección, choques, quiebros y turbulencias.
La fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos brillantes en movimiento cuya vida media es tan sólo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 900 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada supergranulación, con diámetros de unos 35.000 km.

El signo más evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares, ya observadas por Galileo con su telescopio, mediante el método de proyección sobre una superficie en blanco.

Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión.

La oscuridad que se observa en una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver una de las manchas oscuras que son del tamaño de la Tierra, aisladamente y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena.

Sol

Cromosfera
La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales pues está eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse en un eclipse solar; tiene un tono rojizo característico. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km en erupciones solares espectaculares.

Corona solar
La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la que hay en la fotosfera. Esta inversión térmica es uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente.

Estas elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal. Lo cierto es que esa capa es demasiado poco densa como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.

Sol

 

Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emite gran cantidad de energía en rayos X.

La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados o durante un eclipse solar desde la Tierra.

El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar al  viento solar.

Sol

Cada 11 años, el Sol entra en un turbulento ciclo de actividad máxima solar que origina tormentas que desprenden ondas de radiación y viento solar. El próximo periodo de actividad máxima solar ocurrirá en el año 2011.

sol

Una potente tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red eléctrica de las grandes ciudades, una situación que podría durar semanas, meses o incluso años.

Las tormentas solares pueden causar interferencias en las señales de radio, afectar a los sistemas de navegación aéreos, dañar las señales telefónicas e inutilizar por completo los satélites que encuentra a su paso.

El 13 de marzo de 1989, la ciudad de Québec, en Canadá, fue azotada por una fuerte tormenta solar. Como resultado de ello, seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagón que duró 90 segundos. La red eléctrica de Montreal estuvo paralizada durante más de nueve horas. Los daños que provocó el apagón, junto con las pérdidas originadas por la falta de energía, alcanzaron los cientos de millones de dólares.

 

Sol

Actualmente, la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no sólo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y en las telecomunicaciones.

Noticia del 23 de enero de 2013. Se encuentra una explicación al fenómeno de que la atmósfera solar es muchísimo más caliente que la superficie del Sol. Se sabía que la superficie del Sol es un horno que arde a unos 5.500º. Inexplicablemente, hasta ahora, esta temperatura va aumentando en la atmósfera solar hasta alcanzar más de 4 millones de grados. En la revista Nature, se publican las imágenes captadas por un cohete suborbital lanzado en julio de 2012 y dotado con un potente telescopio Hi-C (High-resolution Coronal Imagen). Este telescopio proporciona una gran resolución que permitió a los astrónomos desentrañar detalles de sólo 160 km de tamaño, algo muy pequeño si se tiene en cuenta que el diámetro del Sol es de 1.392.000 km. Pulse aquí para ver la noticia completa.

Noticia del 16 de noviembre de 2012. El renacer de una estrella presagia el destino del Sistema Solar. Los astrónomos han detectado cómo una estrella agonizante similar a nuestro Sol volvía a cobrar vida tras expulsar sus capas más externas al espacio. Este fenómeno puede ser muy similar al destino que afrontará nuestro Sistema Solar dentro de unos pocos miles de millones de años. Pulse aquí para leer toda la noticia.

Noticia del 13 de noviembre de 2012. Eclipse total de Sol que se verá desde algunos lugaares de Australia.
El 13 de noviembre de 2012, una falsa noche de poco más de cuatro minutos recorrerá Australia, Nueva Zelanda y el sur del Océano Pacífico. Pulse aquí para leer toda la noticia.

Noticia del 10 de marzo de 2012. El plasma de la tormenta solar puede llegar a la Tierra el martes 13 de marzo de 2012. Por fortuna, es probable que este regalo envenenado de nuestro Sol no golpee a la Tierra, sino que vaya dirigido de lleno contra Mercurio y Venus. Sin embargo, esta nube podría cruzarse este martes con nuestro planeta. Pulse aquí para leer la noticia.

17 de septiembre de 2012. Se redefine la Unidad Astronómica (UA). En agosto de 2012, en Pekín, los astrónomos redefinieron una de las distancias más importantes en el Sistema Solar. La unidad astronómica (UA), la distancia media entre la Tierra y el Sol, ha dejado de ser una complicada ecuación para convertirse en un único número. La nueva norma, aprobada en agosto por unanimidad en la reunión de la Unión Astronómica Internacional en Pekín es ahora, exactamente, 149.597.870.700 metros. Ni un metro más ni uno menos. Pulse aquí para ver la noticia completa.

ENLACES INTERESANTES

Eclipses de Sol

Relato de las misiones solares emprendidas en los últimos años

VIDEO de 4 minutos, del Sistema Solar, publicado por "El Mundo TV "

Formación del Sistema Solar, VIDEO de 2 minutos

VIDEO de poco más de un minuto, acerca del tamaño del Sol comparado con otras estrellas

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