Sol
Definición
 Sol con manchas solares y oscurecimiento de las extremidades como se ve en la luz visible con filtro solar. | |
El Sol es la estrella en el centro del Sistema Solar. Es una esfera casi perfecta de plasma caliente, con movimiento convectivo interno que genera un campo magnético a través de un proceso de dínamo. Es, de lejos, la fuente de energía más importante para la vida en la Tierra. Su diámetro es de aproximadamente 1,39 millones de kilómetros, es decir 109 veces más que la Tierra, y su masa es aproximadamente 330,000 veces mayor que la de la Tierra, representando cerca del 99.86% de la masa total del Sistema Solar. Alrededor de tres cuartas partes de la masa del Sol consiste en hidrógeno (~ 73%); el resto es principalmente helio (~ 25%), con cantidades mucho menores de elementos más pesados, que incluyen oxígeno, carbono, neón y hierro.
The Sun es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V) basada en su clase espectral. Como tal, se conoce de manera informal y no exactamente como una enana amarilla (su luz está más cerca del blanco que del amarillo). Se formó hace aproximadamente 4.6 billones de años a partir del colapso gravitatorio de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se concentró 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 por este proceso.
El Sol es aproximadamente de mediana edad; no ha cambiado drásticamente durante más de cuatro mil millones de años, y se mantendrá bastante estable durante más de cinco mil millones de años. Actualmente, fusiona alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio por segundo, convirtiendo 4 millones de toneladas de materia en energía por segundo como resultado. Esta energía, que puede tardar entre 10 000 y 170 000 años en escapar de su núcleo, es la fuente de luz y calor del Sol. En unos 5 mil millones de años, cuando la fusión de hidrógeno en su núcleo ha disminuido hasta el punto en que el Sol ya no está en equilibrio hidrostático, el núcleo del Sol experimentará un marcado aumento de densidad y temperatura mientras sus capas externas se expanden para convertirse eventualmente un gigante rojo. Se calcula que el Sol será lo suficientemente grande como para envolver las órbitas actuales de Mercurio y Venus, y hacer que la Tierra sea inhabitable. Después de esto, se despojará de sus capas externas y se convertirá en un tipo denso de estrella de enfriamiento conocida como enana blanca, que ya no produce energía por fusión, pero aún brilla y emite calor de su fusión previa.
El enorme efecto del Sol en la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos, y el Sol ha sido considerado por algunas culturas como una deidad. La rotación sinódica de la Tierra y su órbita alrededor del Sol son la base de los calendarios solares, uno de los cuales es el calendario predominante actualmente en uso.
Nombre y etimología
El nombre propio inglés Sun se desarrolló a partir del sunne inglés antiguo y puede estar relacionado con el sur . Cognados a Inglés sol aparecen en otras lenguas germánicas, como el casco antiguo de Frisia sunne , Sonne , sajón antiguo sunna , holandés Medio Sonne , holandesa moderna zon , antiguo alto alemán sunna , alemán moderno Sonne , nórdico antiguo sunna , y el gótico Sunno . Todos los términos germánicos para el Sol derivan de Proto-Germanic * sunnōn .
El nombre latino del Sol, Sol , se usa a veces como otro nombre para el Sol, pero no se usa comúnmente en el inglés cotidiano. Sol también es utilizado por los astrónomos planetarios para referirse a la duración de un día solar en otro planeta, como Marte.
La palabra relacionada solar es el término adjetivo usual usado para el Sol, en términos tales como día solar, eclipse solar y Sistema Solar. Un día solar medio de la Tierra es de aproximadamente 24 horas, mientras que un "sol" marciano significa 24 horas, 39 minutos y 35.244 segundos.
El nombre del día de la semana inglesa Sunday proviene del inglés antiguo ( Sunnandæg ; "día del sol", antes de 700) y en última instancia es el resultado de una interpretación germánica del latín muere solís , una traducción del griego ἡμέρα ἡλίοou ( hēméra hēlíou).
Aspectos religiosos
Las deidades solares juegan un papel importante en muchas religiones y mitologías mundiales. Los antiguos sumerios creían que el sol era Utu, el dios de la justicia y hermano gemelo de Inanna, la Reina del Cielo, que fue identificada como el planeta Venus. Más tarde, Utu fue identificado con el dios semita oriental Shamash. Utu era considerado como una deidad ayudante, que ayudaba a los afligidos, y, en la iconografía, usualmente es retratado con una larga barba y agarrando una sierra, lo que representaba su papel como dispensador de justicia.
Desde al menos la 4ª 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 del estiércol, cuya bola esférica de estiércol se identificó con el Sol. En la forma del disco del Sol Aten, el Sol tuvo un breve resurgimiento durante el Período Amarna cuando nuevamente se convirtió en la divinidad preeminente, si no solo, del Faraón Akhenaton.
En la religión proto-indoeuropea, el sol fue personificado como la diosa * Seh
2 ul . Los derivados de esta diosa en lenguas indoeuropeas incluyen el antiguo nórdico Sól , el sánscrito Surya , el galo Sulis , el lituano Saulė y el Slavic Solntse . En la religión griega antigua, la deidad solar era el dios masculino Helios, pero las huellas de una deidad solar femenina anterior se conservan en Helena de Troya. En tiempos posteriores, Helios fue sincretizado con Apolo.
2 ul . Los derivados de esta diosa en lenguas indoeuropeas incluyen el antiguo nórdico Sól , el sánscrito Surya , el galo Sulis , el lituano Saulė y el Slavic Solntse . En la religión griega antigua, la deidad solar era el dios masculino Helios, pero las huellas de una deidad solar femenina anterior se conservan en Helena de Troya. En tiempos posteriores, Helios fue sincretizado 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 el día de reposo por cristianos que no tenían un origen judío. El símbolo de la luz era un dispositivo pagano adoptado por los cristianos, y tal vez el más importante que no provenía de las tradiciones judías. En el paganismo, el Sol era una fuente de vida, que daba calidez e iluminación a la humanidad. Era el centro de un culto popular entre los romanos, que se paraba al amanecer para atrapar los primeros rayos de sol mientras rezaban. La celebración del solsticio de invierno (que influyó en la Navidad) fue parte del culto romano del Sol invicto (Sol Invictus).
Tonatiuh, el dios azteca del sol, generalmente se representaba con flechas y un escudo, y estaba estrechamente relacionado con la práctica del sacrificio humano. La diosa del sol Amaterasu es la deidad más importante en la religión sintoísta, y se cree que es el ancestro directo de todos los emperadores japoneses.
Características
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G que comprende 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 el 85% de las estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas. El Sol es una estrella de la Población I, o elemento pesado, rico. La formación del Sol puede haber sido desencadenada 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 la llamada Población II, estrellas de elementos pesados pobres. Los elementos pesados podrían haber sido producidos de manera más plausible por reacciones endotermicnucleares 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 en el cielo de la Tierra, con una magnitud aparente de -26.74. Esto es aproximadamente 13 mil millones de veces más brillante que la estrella más brillante, Sirius, que tiene una magnitud aparente de -1.46. La distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra es de aproximadamente 1 unidad astronómica (alrededor de 150,000,000 km; 93,000,000 millas), aunque la distancia varía a medida que la Tierra pasa del perihelio en enero al afelio en julio. A esta distancia promedio, la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en aproximadamente 8 minutos y 19 segundos, mientras que la luz de los puntos más cercanos del Sol y la Tierra toma aproximadamente dos segundos menos. La energía de esta luz solar es compatible con 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. Sin embargo, para medir, se considera que el radio del Sol es la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie aparente visible del Sol. Según esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado en aproximadamente 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 el Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de aproximadamente 28 días.
Luz de sol
La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de área que está directamente expuesta a la luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente 1,368 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 solar en la superficie de la Tierra está atenuada por la atmósfera de la Tierra, por lo que llega menos energía a la superficie (más cerca de 1,000 W / m)) en condiciones claras cuando el Sol está cerca del cenit. La luz del sol en la parte superior de la atmósfera de la Tierra está compuesta (por energía total) de aproximadamente 50% de luz infrarroja, 40% de luz visible y 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 solar ultravioleta ioniza la atmósfera superior del lado de la Tierra durante la noche, creando la ionosfera eléctricamente conductora.
El color del Sol es blanco, con un índice de espacio de color CIE cerca (0.3, 0.3), cuando se ve desde el espacio o cuando el Sol está alto en el cielo. Al medir todos los fotones emitidos, el Sol realmente está emitiendo más fotones en la porción verde del espectro que cualquier otro. 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 las personas imaginan mentalmente que el Sol es amarillo; las razones de esto son el tema de debate. El Sol es una estrella G2V, con G2 que indica su temperatura superficial de aproximadamente 5,778 K (5,505 ° C, 9,941 ° F) y V que, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de la secuencia principal. La luminancia promedio del Sol es de aproximadamente 1,88 giga candela por metro cuadrado, pero según se ve a través de la atmósfera de la Tierra, se reduce a aproximadamente 1,44 Gcd / m. Sin embargo, la luminancia no es constante a través del disco del Sol (oscurecimiento de las extremidades).
Composición
El Sol está compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio. En este momento en 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, con oxígeno (aproximadamente 1% de la masa del Sol), carbono (0.3%), neón (0.2%) y hierro (0.2%). el más abundante.
La composición química original del Sol fue heredada del medio interestelar del que se formó. Originalmente habría contenido aproximadamente 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 habría sido producido por la nucleosíntesis del Big Bang en los primeros 20 minutos del universo, y los elementos más pesados fueron producidos por generaciones previas de estrellas antes de que se formara el Sol, y se diseminaron al 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. En los últimos 4,6 mil 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 aproximadamente 24% a aproximadamente 60% debido a la fusión, y algunos elementos de helio y pesados se han asentado desde la fotosfera hacia el centro del Sol debido a la gravedad. Las proporciones de metales (elementos más pesados) no se modifican. El calor se transfiere hacia afuera del núcleo del Sol por radiación en lugar de por convección (véase la zona radiante más abajo), por lo que los productos de fusión no se levantan hacia afuera por el calor; permanecen en el núcleo y poco a poco comienza 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 como para fundir 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 protestelar (antes de que comenzara la fusión nuclear en el núcleo). En el futuro, el helio continuará acumulándose en el núcleo, y en unos 5 mil millones de años esta acumulación gradual eventualmente hará que el Sol salga de la secuencia principal y se convierta en un gigante rojo.
La composición química de la fotosfera normalmente se considera representativa de la composición del sistema solar primordial. Las abundancias de los elementos pesados solares descritas anteriormente se miden típicamente tanto utilizando espectroscopía de la fotosfera del Sol como midiendo las abundancias en los meteoritos que nunca se han calentado a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos retienen la composición del Sol protostelar y, por lo tanto, no se ven afectados por la sedimentación de elementos pesados. Los dos métodos generalmente están bien de acuerdo.
Elementos singularmente ionizados del grupo de hierro
En la década de 1970, mucha investigación se centró en la abundancia de elementos del grupo de hierro en el sol. Aunque se realizaron investigaciones importantes, hasta 1978 fue difícil determinar la abundancia de algunos elementos del grupo de hierro (p. Ej., Cobalto y manganeso) a través de la espectrografía debido a sus estructuras hiperfinas.
El primer conjunto en gran parte completo de las fuerzas del oscilador de los elementos del grupo de hierro individualmente ionizado se puso a disposición en la década de 1960, y estos se mejoraron posteriormente. En 1978, se derivaron las abundancias de elementos individualmente ionizados del grupo de 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, las correlaciones entre las 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 fue el fraccionamiento en el Sol lo que causó la relación de composición isotópica entre los gases nobles implantados por el viento solar y planetario.
Estructura y producción de energía
La estructura del Sol contiene las siguientes capas:
- Núcleo : el 20 - 25% más interno del radio del Sol, donde la temperatura (energía) y la presión son suficientes para que se produzca la fusión nuclear. El hidrógeno se fusiona en helio (que actualmente no puede fusionarse en este punto de la vida del Sol). El proceso de fusión libera energía y el helio se acumula gradualmente para formar un núcleo interno de helio dentro del núcleo mismo.
- Zona radiactiva : la convección no puede ocurrir hasta mucho más cerca de la superficie del sol. Por lo tanto, entre aproximadamente el 20-25% del radio y el 70% del radio, existe una "zona radiativa" en la que la transferencia de energía se produce por medio de radiación (fotones) en lugar de por convección.
- Tacoclina : la región límite entre las zonas radiactiva y convectiva.
- Zona convectiva : entre aproximadamente el 70% del radio del Sol y un punto cercano a la superficie visible, el Sol está frío y difuso para que ocurra la convección, y este se convierte en el principal medio de transferencia de calor hacia el exterior, similar a las células climáticas que se forman la atmósfera de la tierra
- Fotosfera : la parte más profunda del Sol que podemos observar directamente con luz visible. Debido a que el Sol es un objeto gaseoso, no tiene una superficie claramente definida; sus partes visibles generalmente se dividen en 'fotosfera' y 'atmósfera'.
- Atmósfera : un "halo" gaseoso que rodea al Sol, que 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.
Núcleo
El núcleo del Sol se extiende desde el centro a alrededor del 20-25% del radio solar. Tiene una densidad de hasta 150 g / cm (aproximadamente 150 veces la densidad del agua) y una temperatura de cerca de 15,7 millones de kelvins (K). Por el contrario, la temperatura de la superficie del Sol es de aproximadamente 5.800 K. El análisis reciente de los datos de la misión SOHO favorece una tasa de rotación más rápida en el núcleo que en la zona radiactiva anterior. Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía se ha producido mediante la fusión nuclear en la región central a través de una serie de pasos llamados cadena p-p (protón-protón); este proceso convierte el hidrógeno en helio. Solo el 0.8% de la energía generada en el Sol proviene del ciclo CNO, aunque se espera que esta proporción aumente a medida que el Sol envejece.
El núcleo es la única región en el Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica a través de la fusión; El 99% de la potencia se genera dentro del 24% del radio del Sol, y en un 30% del radio, la fusión se ha detenido casi por completo. El resto del Sol se calienta con esta energía a medida que se transfiere hacia el exterior a través de muchas capas sucesivas, finalmente a la fotosfera solar donde se escapa al espacio como la luz solar o la energía cinética de las partículas.
La cadena protón-protón ocurre alrededor de 9.2 × 10 veces cada segundo en el núcleo, convirtiendo aproximadamente 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 alrededor de 6.2 × 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 4.26 millones de toneladas métricas por segundo (que requiere 600 metrones de hidrógeno), por 384.6 yottawatts ( 3.846 × 10 W ) o 9.192 ×10 megatones de TNT por segundo. Sin embargo, la gran potencia de salida 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 pequeña cantidad de energía por metro cúbico. Los modelos teóricos del interior del Sol indican una densidad de potencia, o producción de energía, de aproximadamente 276.5 vatios por metro cúbico, que es aproximadamente la misma tasa de producción de energía que tiene lugar en el metabolismo de los reptiles o en una pila de compost.
La tasa de fusión en el núcleo se encuentra en un equilibrio autocorrector: una tasa de fusión ligeramente mayor provocaría que el núcleo se calentara más y se expandiría ligeramente contra el peso de las capas externas, reduciendo la densidad y, por lo tanto, la tasa de fusión y corrigiendo el perturbación; y una velocidad ligeramente inferior causaría que el núcleo se enfriara y encogiera ligeramente, aumentando la densidad y aumentando la tasa de fusión y volviéndola 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 kelvins a medida que aumenta la distancia desde el núcleo. Este gradiente de temperatura es menor que el valor de la tasa de caída adiabática y, por lo tanto, no puede conducir la convección, lo que explica por qué la transferencia de energía a través de esta zona es por radiación en lugar de por 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) de 0.25 radios solares a 0.7 radios, la parte superior de la zona radiante.
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 radiante 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 otra. Actualmente, se hipotetiza (ver dínamo solar) 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 lo suficientemente caliente como para transferir la energía térmica del interior hacia afuera a través de la radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que las corrientes convectivas se desarrollen y muevan la energía del Sol hacia su superficie. El material calentado en la tacoclina absorbe el calor y se expande, lo que reduce su densidad y permite que se eleve. Como resultado, un movimiento ordenado de la masa se desarrolla en celdas térmicas que llevan la mayor parte del calor hacia afuera a la fotosfera del Sol arriba. Una vez que el material se enfría difusa y radiantemente justo debajo de la superficie fotosférica, su densidad aumenta y se hunde en la base de la zona de convección. donde nuevamente recoge el calor de la parte superior de la zona radiante y el ciclo convectivo continúa. En la fotosfera, la temperatura ha bajado a 5.700 K y la densidad a solo 0.2 g / m (aproximadamente 1 / 6.000 la densidad del aire al nivel del mar).
Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol que le da una apariencia granular llamada granulación solar a la escala más pequeña y supergranulación a mayores escalas. La convección turbulenta en esta parte exterior del interior solar mantiene una acción de dínamo de "pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. Las columnas térmicas del Sol son células Bénard y toman la forma de prismas 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. Sobre la fotosfera, la luz solar visible se propaga libremente al espacio y casi toda su energía escapa por completo al Sol. El cambio en la opacidad se debe a la disminución de la cantidad de iones H, que absorben la luz visible con facilidad. Por el contrario, la luz visible que vemos se produce cuando los electrones reaccionan con átomos de hidrógeno para producir Hions. La fotosfera tiene un espesor de decenas a cientos de kilómetros, y es ligeramente menos opaca que el aire en la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera está más fría que la parte inferior, una imagen del Sol aparece más brillante en el centro que en el borde o la extremidad del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento de las extremidades. El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia alrededor de 6.000 K, intercalados con líneas de absorción atómica de las capas tenues sobre la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de ~ 10 m (aproximadamente 0,37% del número de partículas por volumen de la atmósfera de la Tierra a nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizada: el grado de ionización es de aproximadamente 3%, dejando 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 formuló la hipótesis de que estas líneas de absorción fueron causadas por un nuevo elemento que denominó helio , después del dios helio griego Helios. Veinticinco años después, el helio se aisló 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 lo rodea. Se compone de cuatro partes distintas: la cromosfera, la región de transición, la corona y la heliosfera.
La capa más fresco del sol es una región de temperatura mínima que se extiende a cerca de 500 kilometros por encima de la fotosfera, y tiene una temperatura de aproximadamente 4.100 K. 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 entiende bien, pero la evidencia sugiere que las ondas de Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona.
Por encima de la temperatura, la capa mínima es una capa de aproximadamente 2.000 km de espesor, dominada por un espectro de líneas de emisión y absorción. Se llama la cromosfera de la raíz griega croma , 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, oscilando hasta alrededor de 20,000 K cerca de la cima. En la parte superior de la cromosfera, el helio se ioniza parcialmente.
Por encima de la cromosfera, en una región de transición delgada (unos 200 km), la temperatura aumenta rápidamente de alrededor de 20,000 K en la cromosfera superior a temperaturas coronales cercanas a 1,000,000 K. El aumento de temperatura se facilita por la ionización completa de 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. Por el contrario, forma una especie de nimbo alrededor de las 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 calientes es de 8,000,000-20,000,000 K. Aunque todavía no existe una teoría completa que explique la temperatura de la corona, se sabe que parte de su calor proviene de la reconexión magnética. La corona es la atmósfera extendida del Sol, que tiene un volumen mucho más grande 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 exterior del Sol, está llena del plasma del viento solar. Esta capa más externa del Sol se define para comenzar en la distancia donde el flujo del viento solar se convierte en superalfvénic-Es decir, donde el flujo se vuelve más rápido que la velocidad de las ondas 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 interna, porque la información solo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja continuamente hacia afuera a través de la heliosfera, formando el campo magnético solar en forma de espiral, hasta que impacta la heliopausa a más de 50 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 finales de 2012, el Voyager 1 registró un marcado aumento en las colisiones de rayos cósmicos y una fuerte caída en las partículas de energía más bajas del viento solar, lo que sugirió que la sonda había pasado a través de la heliopausa y había ingresado al medio interestelar.
Fotones y neutrinos
Los fotones de rayos gamma de alta energía inicialmente liberados con reacciones de fusión en el núcleo son absorbidos casi de inmediato por el plasma solar de la zona de radiación, generalmente después de viajar solo unos pocos milímetros. La reemisión ocurre en una dirección aleatoria y generalmente a una energía ligeramente menor. Con esta secuencia de emisiones y absorciones, la radiación tarda mucho tiempo en llegar a la superficie del Sol. Las estimaciones del tiempo de viaje del fotón varían 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.
Los neutrinos también se liberan 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 del número de neutrinos producidos en el Sol fueron menores que las predichas por un factor de 3. Esta discrepancia se resolvió en 2001 mediante el descubrimiento de los efectos de la oscilación de neutrinos: el Sol emite el número de neutrinos predichos por el teoría, pero faltaron los detectores de neutrinos / 3 de ellos porque los neutrinos habían cambiado de sabor en el momento en que fueron detectados.
Magnetismo y actividad
Campo magnético
El Sol tiene un campo magnético que varía a través de la superficie del Sol. Su campo polar es 1-2 gauss (0.0001-0.0002 T), mientras que el campo es típicamente 3.000 gauss (0.3 T) en características en el Sol llamadas manchas solares y 10-100 gauss (0.001-0.01 T) en las prominencias solares.
El campo magnético también varía en tiempo y ubicación. El ciclo solar casi periódico de 11 años es la variación más prominente en la que el número y tamaño de las manchas solares aumenta y disminuye.
Las manchas solares son visibles como parches oscuros en la fotosfera del Sol, y corresponden a concentraciones de campo magnético donde el transporte convectivo de calor se inhibe desde el interior solar a la superficie. Como resultado, las manchas solares son ligeramente más frías que la fotosfera circundante y, por lo tanto, parecen oscuras. En un mínimo solar típico, pocas manchas solares son visibles, y ocasionalmente ninguna se puede ver en absoluto. Los que aparecen están en altas latitudes solares. A medida que el ciclo solar progresa hacia su 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 dinamo Babcock-Leighton de 22 años, que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre los campos magnéticos solares toroidales y poloidales. En el ciclo solar máximo, el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su fuerza mínima de dínamo-ciclo, pero un campo cuadrupolar toroidal interno, generado a través de rotación diferencial dentro de la tacoclina, está cerca de su fuerza máxima. En este punto del ciclo de dinamo, el afloramiento boyante dentro de la zona convectiva fuerza la emergencia del campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, aproximadamente alineadas de este a oeste y teniendo 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 es, correspondientemente, a una resistencia mínima, las manchas solares son relativamente raras, y el campo poloidal está en su máxima resistencia. Con el aumento del próximo ciclo de manchas solares de 11 años, la rotación diferencial desplaza la energía magnética desde el 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 de viento solar eléctricamente conductor lleva el campo magnético del Sol al espacio, formando lo que se llama el 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, forzándolo en una estructura aproximadamente radial. Para un campo magnético solar dipolar simple, con polaridades hemisféricas opuestas a cada lado del ecuador magnético solar, se forma una delgada lámina de corriente en el viento solar. A grandes distancias, la rotación del Sol retuerce el campo magnético dipolar y la lámina de corriente correspondiente en una estructura en espiral de Arquímedes llamada espiral de Parker. El campo magnético interplanetario es mucho más fuerte que el componente dipolo 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 a aproximadamente 0,1 nT a la distancia de la Tierra. Sin embargo, de acuerdo con las observaciones de la nave espacial, el campo interplanetario en la ubicación de la Tierra es alrededor de 5 nT, aproximadamente cien veces mayor. La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por las corrientes eléctricas en el plasma que rodea el sol. aproximadamente cien veces mayor. La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por las corrientes eléctricas en el plasma que rodea el sol. aproximadamente cien veces mayor. La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por las corrientes eléctricas en el plasma que rodea el sol.
Variación en la actividad
El campo magnético del Sol conduce a muchos efectos que colectivamente se llaman actividad solar. Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal tienden a ocurrir en los grupos de manchas solares. Los agujeros coronales de la superficie fotosférica emiten corrientes de viento solar de alta velocidad que cambian lentamente. Tanto las eyecciones de masa coronal como las corrientes de viento solar de alta velocidad transportan el plasma y el campo magnético interplanetario hacia el interior del Sistema Solar. Los efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras en latitudes moderadas a altas y la interrupción de las comunicaciones de radio y la energía eléctrica. Se cree que la actividad solar jugó 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 meteorológicas espaciales, incluidas las que rodean a la Tierra, donde los sistemas tecnológicos pueden verse afectados.
Cambio a largo plazo
En opinión de algunos científicos, el cambio secular a largo plazo en el número de manchas solares se correlaciona con un cambio a largo plazo en la irradiancia solar, que, a su vez, podría influir en el clima a largo plazo de la Tierra. Por ejemplo, en el siglo XVII, el ciclo solar parecía haberse detenido por completo durante varias décadas; pocas manchas solares se observaron durante un período conocido como el mínimo de Maunder. Esto coincidió con la era de la Pequeña Edad de Hielo, cuando Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. Los mínimos extendidos anteriores se descubrieron mediante el análisis de los anillos de los árboles y parecen coincidir con temperaturas globales inferiores a la media.
Una teoría reciente afirma que hay inestabilidades magnéticas en el núcleo del Sol que causan 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 vida
El Sol de 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 se mantendrá bastante estable durante más de cinco mil millones más. Sin embargo, después de que la fusión de hidrógeno en su núcleo se haya detenido, el Sol sufrirá cambios dramáticos, tanto interna como externamente.
Formación
El Sol se formó hace unos 4.600 millones de años a partir del colapso de una parte de una nube molecular gigante que consistía principalmente de hidrógeno y helio y que probablemente dio origen a muchas otras estrellas. Esta edad se estima utilizando modelos computacionales 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 explosivas de corta vida. Esto indica que una o más supernovas deben haber ocurrido cerca de la ubicación donde se formó el Sol. Una onda de choque de una supernova cercana habría desencadenado la formación del Sol comprimiendo la materia dentro de la nube molecular y causando el colapso de ciertas regiones por su propia gravedad. A medida que un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a rotar debido a la conservación del momento angular y se calienta con la presión creciente. 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 una gran cantidad de calor a medida que acrecentaba más materia del disco circundante, lo que eventualmente desencadenó la fusión nuclear. Por lo tanto, el sol nació. 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 una gran cantidad de calor a medida que acrecentaba más materia del disco circundante, lo que eventualmente desencadenó la fusión nuclear. Por lo tanto, el sol nació. 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 una gran cantidad de calor a medida que acrecentaba más materia del disco circundante, lo que eventualmente desencadenó la fusión nuclear. Por lo tanto, el sol nació.
Secuencia principal
El Sol está a la mitad de su etapa de secuencia principal, durante la cual las reacciones de fusión nuclear en su núcleo fusionan el 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 hasta ahora ha convertido 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 calentando gradualmente durante su tiempo en la secuencia principal, porque los átomos de helio en el núcleo ocupan menos volumen que los átomos de hidrógeno que se fusionaron. Por lo tanto, el núcleo se está encogiendo, lo que permite que las capas externas del Sol se acerquen al centro y experimenten una fuerza gravitacional más fuerte, de acuerdo con la ley del cuadrado inverso. Esta fuerza más fuerte aumenta la presión sobre el núcleo, que se resiste mediante un aumento gradual en la velocidad a la que se produce la fusión. Este proceso se acelera a medida que el núcleo se vuelve más denso. Se estima que el Sol se ha vuelto un 30% más brillante en los últimos 4.500 millones de años. En la actualidad, está aumentando en brillo en aproximadamente un 1% cada 100 millones de años.
Después del agotamiento del hidrógeno central
El Sol no tiene suficiente masa para explotar como una supernova. En cambio, saldrá de la secuencia principal en aproximadamente 5 mil millones de años y comenzará a convertirse en un gigante rojo. Como gigante rojo, el Sol crecerá tanto que engullirá Mercurio, Venus y probablemente la Tierra.
Incluso antes de que se convierta en un gigante rojo, la luminosidad del Sol casi se habrá duplicado, y la Tierra recibirá tanta luz solar como Venus reciba hoy. Una vez que el núcleo de hidrógeno se agota en 5,4 mil millones de años, el Sol se expandirá a una fase subgigante y lentamente se duplicará en aproximadamente 500 millones de años. Luego se expandirá más rápidamente durante unos 500 millones de años hasta que sea más de doscientas veces más grande que hoy y un par de miles de veces más luminosa. Esto luego inicia la fase de la rama roja gigante donde el Sol pasará alrededor de mil millones de años y perderá alrededor de un tercio de su masa.
Después de la rama gigante roja, el Sol tiene aproximadamente 120 millones de años de vida activa, pero sucede mucho. Primero, el núcleo, lleno de helio degenerado, se enciende violentamente en el flash de helio, donde se estima que el 6% del núcleo, en sí mismo el 40% de la masa del Sol, se convertirá en carbono en cuestión de minutos a través del triple alfa proceso. 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 masa del Sol no evoluciona hacia el azul a lo largo de la rama horizontal. En cambio, simplemente se vuelve moderadamente más grande y más luminosa durante aproximadamente 100 millones de años mientras continúa quemando helio en el núcleo.
Cuando el helio se agota, 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 más luminoso. Esta es la fase de rama asintótica gigante, y el Sol alternativamente quema hidrógeno en un caparazón 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 pérdida de masa rápida y pulsos térmicos que aumentan el tamaño y la luminosidad durante unos cientos de años cada 100.000 años más o menos. Los pulsos térmicos se vuelven más grandes cada vez, y los pulsos posteriores empujan la luminosidad hasta 5,000 veces el nivel actual y el radio a más de 1 AU. Según un modelo de 2008, la órbita de la Tierra se está reduciendo debido a las fuerzas de marea (y, finalmente, arrastre desde la cromosfera inferior), de modo que será engullido por el Sol cerca de la punta de la fase de la rama gigante roja, 1 y 3.8 millones de años después de que Mercurio y Venus hayan sufrido respectivamente 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, tal vez solo 2.000 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. 8 millones de años después de que Mercurio y Venus hayan sufrido, respectivamente, 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, tal vez solo 2.000 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. 8 millones de años después de que Mercurio y Venus hayan sufrido, respectivamente, 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, tal vez solo 2.000 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. tal vez solo 2,000 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. tal vez solo 2,000 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 de la rama post-asintótica gigante es aún más rápida. La luminosidad se mantiene aproximadamente constante a medida que la temperatura aumenta, con la mitad expulsada de la masa del Sol ionizada en una nebulosa planetaria mientras el núcleo expuesto alcanza los 30,000 K. El núcleo desnudo final, una enana blanca, tendrá una temperatura de más de 100,000 K, y contienen un 54.05% estimado 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 desvanecerse en una hipotética enana negra.
Movimiento y ubicación
El Sol yace cerca del borde interno del Orion Arm de la Vía Láctea, en la Nube Interestelar Local o el Gould Belt, a una distancia de 7.5-8.5 kpc (25,000-28,000 años luz) 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 móvil Pléyades. La distancia entre el brazo local y el próximo brazo, el brazo Perseus, es de aproximadamente 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 vértice del camino del sol, o el ápice solar, es la dirección que el Sol viaja en relación con otras estrellas cercanas. Este movimiento es hacia un punto en la constelación de Hércules, cerca de la estrella Vega. De los 50 sistemas estelares más cercanos a 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.
Órbita en la Vía Láctea
El Sol orbita el centro de la Vía Láctea, y actualmente se está moviendo en la dirección de la constelación de Cygnus. Un modelo simple del movimiento de una estrella en la galaxia da a las coordenadas galácticas X , Y y Z como:
y cuyo ancho en la dirección X es
La oscilación en la dirección Z toma 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 produce en y 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, tal vez debido a eventos de mayor impacto. El Sistema Solar tarda unos 225-250 millones de años en completar una órbita a través de la Vía Láctea (un año galáctico ), por lo que se cree que completó 20-25 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 aproximadamente 1.190 años en recorrer una distancia de 1 año luz o 7 días para viajar 1 AU.
La Vía Láctea se mueve con respecto a la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) en la dirección de la constelación de Hydra con una velocidad de 550 km / s, y la velocidad resultante del Sol con respecto al CMB es de aproximadamente 370 km / s en el dirección de Crater o Leo.
Problemas teóricos
Problema de calentamiento coronal
La temperatura de la fotosfera es de aproximadamente 6,000 K, mientras que la temperatura de la corona alcanza 1,000,000-2,000,000 K. La alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo más que la conducción directa de calor de la fotosfera.
Se cree que la energía necesaria para calentar la corona es proporcionada por el movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento coronal. El primero es el calentamiento de las olas, en el que las ondas de sonido, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por la turbulencia en la zona de convección. Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en la materia ambiente en forma de calor. El otro es el calentamiento magnético, en el que la energía magnética se construye 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: nanoflares.
Actualmente, no está claro si las ondas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las ondas de Alfvén, se disipan o refractan antes de llegar a la corona. Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el foco de investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento de antorcha.
Débil problema solar joven
Los modelos teóricos del desarrollo del Sol sugieren que hace 3.8 a 2.5 mil millones de años, durante el eón de Archean, el sol era solo aproximadamente el 75% tan brillante como lo es hoy. Una estrella tan débil no habría sido capaz de sostener agua líquida en la superficie de la Tierra, y por lo tanto la vida no debería haber sido capaz de desarrollarse. Sin embargo, el registro geológico demuestra que la Tierra se ha mantenido a una temperatura bastante constante a lo largo de su historia, y que la Tierra joven era algo más cálida de lo que es hoy en día. Una teoría entre los científicos es que la atmósfera de la Tierra joven contenía cantidades mucho mayores de gases de efecto invernadero (como dióxido de carbono, metano) que los que están presentes hoy, que atrapan suficiente calor para compensar la menor cantidad de energía solar que los alcanza.
Sin embargo, el examen de los sedimentos de Archaean parece inconsistente con la hipótesis de altas concentraciones de invernadero. En cambio, el rango moderado de temperatura puede explicarse por un menor albedo superficial 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 de la observación
El enorme efecto del Sol en la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos, y el Sol ha sido considerado por algunas culturas como una deidad.
Comprensión temprana
El Sol ha sido un objeto de veneración en muchas culturas a lo largo de la historia de la humanidad. La comprensión más fundamental de la humanidad sobre el Sol es como el disco luminoso en el cielo, cuya presencia sobre el horizonte crea el día y cuya ausencia causa la noche. En muchas culturas prehistóricas y antiguas, se pensaba que el Sol era una deidad solar u otra entidad sobrenatural. La adoración del sol fue central en civilizaciones como los antiguos egipcios, los incas de Sudamérica y los aztecas de lo que ahora es México. En religiones como el hinduismo, el Sol todavía se considera un dios. Muchos monumentos antiguos fueron construidos con los fenómenos solares en mente; por ejemplo, los megalitos de piedra marcan con precisión el solsticio de verano o de 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 que trepan la pirámide en los equinoccios vernales y otoñales.
Los egipcios retrataban al dios Ra como llevado a través del cielo en una barca solar, acompañado por dioses menores, y para los griegos, era Helios, llevado en un carro tirado por caballos ardientes. Desde el reinado de Elagabalus en el Imperio Romano tardío, el cumpleaños del Sol fue una fiesta celebrada como Sol Invictus (literalmente "sol no conquistado") poco después del solsticio de invierno, que puede haber sido un antecedente de la Navidad. Con respecto a las estrellas fijas, el Sol aparece desde la Tierra a girar una vez al año a lo largo de la eclíptica a través del zodíaco, y los astrónomos griegos por lo clasifica como uno de los siete planetas (griegos planetes , "errante"); el nombramiento de los días de las semanas posteriores a los siete planetas data de la época romana.
Desarrollo de la comprensión científica
En el primer milenio antes de Cristo, los astrónomos de Babilonia 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 lentamente cuando está más lejos en el afelio.
Una de las primeras personas en ofrecer una explicación científica o filosófica para el Sol fue el filósofo griego Anaxágoras. Él razonó que no era el carro de Helios, sino una gigantesca bola de metal llameante, 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 sentenciado a muerte, aunque más tarde fue liberado gracias a la intervención de Pericles. Eratosthenes calculó la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo III aC como "de millares de estadios 400 y 80000", cuya traducción es ambigua, implicando ya sea 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 dC,
La teoría de que el Sol es el centro alrededor del cual la órbita de los planetas fue propuesta por primera vez por el antiguo griego Aristarco de Samos en el siglo III aC, y luego fue adoptada por Seleuco de Seleucia (ver Heliocentrismo). Esta visión fue desarrollada en un modelo matemático más detallado de un sistema heliocéntrico en el siglo 16 por Nicolaus Copérnico.
Las observaciones de las manchas solares se registraron durante la dinastía Han (206 a. C.-220 d. De 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 se encontraban 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 Albatenius 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 astrolabio grande.
A partir de una observación de un tránsito de Venus en 1032, el astrónomo y erudito persa Avicenna concluyó que Venus está más cerca de la Tierra que del Sol. En 1672, Giovanni Cassini y Jean Richer determinaron la distancia a Marte y, por lo tanto, pudieron calcular la distancia al Sol.
En 1666, Isaac Newton observó la luz del Sol usando un prisma, y mostró que está hecha de luz de muchos colores. En 1800, William Hersche descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. El siglo XIX vio un avance en los estudios espectroscópicos del Sol; Joseph von Fraunhofer registró más de 600 líneas de absorción en el espectro, las más fuertes aún se conocen como líneas de Fraunhofer. En los primeros años de la era científica moderna, la fuente de la energía del Sol era un rompecabezas significativo. Lord Kelvin sugirió que el Sol es un cuerpo líquido que gradualmente se está enfriando y que irradia una acumulación interna de calor. Kelvin y Hermann von Helmholtz propusieron entonces un mecanismo de contracción gravitacional para explicar la producción de energía, pero la estimación de la edad resultante fue de solo 20 millones de años, muy por debajo del lapso de tiempo de al menos 300 millones de años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de la época. En 1890, Joseph Lockyer, que descubrió helio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítica para la formación y evolución del sol.
No fue hasta 1904 que se ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la salida del sol podría mantenerse mediante una fuente interna de calor, y sugirió la desintegración radiactiva como fuente. Sin embargo, sería Albert Einstein quien proporcionaría la clave esencial de la fuente de producción de energía del Sol con su relación de equivalencia de masa-energía E = mc. En 1920, Sir Arthur Eddington propuso que las presiones y temperaturas en el núcleo del Sol podían producir una reacción de fusión nuclear que fusionaba hidrógeno (protones) en núcleos de helio, lo que producía energía a partir del cambio neto de masa. La preponderancia de hidrógeno en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne utilizando la teoría de la ionización desarrollada por Meghnad Saha, un físico indio. 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 Hoyles mostraron que la mayoría de los elementos en el universo han sido sintetizados por reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunos como el Sol.
Misiones espaciales solares
Un tránsito lunar del Sol capturado durante la calibración de las cámaras de imagen ultravioleta STEREO B
Los primeros satélites diseñados para observar el Sol fueron los Pioneros 5, 6, 7, 8 y 9 de la NASA, que se lanzaron entre 1959 y 1968. Estas sondas orbitaban alrededor del Sol a una distancia similar a la de la Tierra e hicieron las primeras mediciones detalladas de el viento solar y el 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 telescopio Skylab Apollo Mount proporcionaron a los científicos nuevos datos significativos sobre el viento solar y la corona solar. Las sondas Helios 1 y 2 fueron colaboraciones entre EE. UU. 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 de la región de transición solar y de emisiones ultravioleta de la corona solar resueltas en el tiempo. Los descubrimientos incluyeron las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal, llamadas "transitorios coronales", y de agujeros coronales, que ahora se sabe que están íntimamente asociados. con el viento solar
En 1980, la Misión Máxima Solar fue lanzada por la NASA. Esta nave espacial fue diseñada para observar rayos gamma, rayos X y radiación UV de erupciones solares durante un tiempo de alta actividad solar y luminosidad solar. Sin embargo, pocos meses después del lanzamiento, una falla de la electrónica provocó que la sonda entre en modo de espera y pasó los siguientes tres años en este estado inactivo. En 1984, la misión del transbordador espacial Challenger STS-41C recuperó el satélite y reparó su electrónica antes de volver a lanzarla a la órbita. La Misión Máxima Solar posteriormente adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de reingresar a la atmósfera terrestre en junio de 1989.
Lanzado en 1991, el satélite Yohkoh ( Sunbeam ) de Japón observó erupciones solares en longitudes de onda de rayos X. Los datos de la misión permitieron a los científicos identificar varios tipos diferentes de erupciones, y demostraron que la corona alejada de las regiones de actividad pico era mucho más dinámica y activa de lo que se había supuesto anteriormente. Yohkoh observó todo un ciclo solar pero entró en modo de espera cuando un eclipse anular en 2001 hizo que perdiera su bloqueo en 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 servir en 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. Situada en el punto lagrangiano entre la Tierra y el Sol (en la cual 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 pequeños cometas que se incineran al pasar el sol.
Todos estos satélites han observado al Sol desde el plano de la eclíptica, por lo que solo han observado sus regiones ecuatoriales en detalle. 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 Ulises estaba en su órbita programada, comenzó a observar el viento solar y la fuerza del campo magnético en altas latitudes solares, descubriendo que el viento solar proveniente de altas latitudes 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 los rayos cósmicos galácticos.
Las abundancias elementales en la fotosfera son bien conocidas a partir de los estudios espectroscópicos, pero la composición del interior del Sol es más poco conocida. Una misión de retorno de muestra de viento solar, Génesis, fue diseñada para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar.
La misión del Observatorio de las Relaciones Terrestres Solares (STEREO) se lanzó en octubre de 2006. Dos naves espaciales idénticas fueron lanzadas a órbitas que les causaron (respectivamente) ir más allá y caer gradualmente detrás de la Tierra. Esto permite obtener imágenes estereoscópicas del Sol y fenómenos solares, como las eyecciones de masa coronal.
La Organización de Investigación Espacial de la India ha programado el lanzamiento de un satélite de 100 kg llamado Aditya para 2017-18. Su instrumento principal 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 ojos normales no dilatados. Mirar directamente al Sol causa artefactos visuales de fosfeno y ceguera parcial temporal. También libera aproximadamente 4 milivatios de luz solar en la retina, lo calienta ligeramente y puede causar daños en los ojos que no pueden responder adecuadamente al brillo. La exposición 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 solares UV, y no de si se mira directamente al sol. La visión de larga duración del sol directo a simple vista puede comenzar a causar lesiones similares a la quemadura solar inducidas por los rayos UV en la retina después de aproximadamente 100 segundos, particularmente bajo condiciones donde la luz ultravioleta del sol es intensa y bien enfocada; las condiciones empeoran por los ojos jóvenes o los nuevos implantes de lentes (que admiten más UV que los ojos naturales que envejecen), los ángulos del Sol cerca del cenit y la observación de lugares a gran altura.
Ver el Sol a través de ópticas que concentran la luz, como los prismáticos, puede ocasionar un daño permanente a la retina sin un filtro adecuado que bloquee los rayos UV y atenúe sustancialmente la luz solar. Cuando se utiliza un filtro de atenuación para ver el Sol, se advierte al usuario que use un filtro diseñado específicamente para ese uso. Algunos filtros improvisados que pasan rayos UV o IR pueden dañar el ojo a niveles altos de brillo. Las cuñas Herschel, también llamadas Solar Diagonales, son efectivas y económicas para telescopios pequeños. La luz del sol que está destinada al ocular se refleja desde una superficie no cubierta de una pieza de vidrio. Solo una fracción muy pequeña de la luz incidente se refleja. El resto pasa a través del vidrio y deja el 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 permiten que pase la intensidad total 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 puede causar daños inmediatos. Se dice que incluso las miradas breves 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 según la cantidad total de luz en el campo de visión, no por el objeto más brillante en el campo. Durante los eclipses parciales, la mayoría de la luz solar es bloqueada por la Luna que pasa frente al Sol, pero las partes descubiertas de la fotosfera tienen el mismo brillo superficial que en 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 que mirando al Sol no eclipsado. Esto puede dañar o matar esas células, lo que produce 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 se está destruyendo.
Durante el amanecer y el atardecer, la luz solar se atenúa debido a la dispersión de Rayleigh y la dispersión de Mie de un paso particularmente largo a través de la atmósfera de la Tierra, y el Sol es a veces lo suficientemente débil como para verse a simple vista o con seguridad (siempre que no haya riesgo de luz la luz del sol aparece de repente a través de un descanso entre las nubes). Las condiciones nubladas, el polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica.
Un fenómeno óptico, conocido como flash verde, a veces se puede ver poco después del atardecer o antes del amanecer. El destello es causado por la luz del Sol justo debajo del horizonte que se dobla (generalmente a través de una inversión de temperatura) hacia el observador. La luz de longitudes de onda más cortas (violeta, azul, verde) se dobla más que la de las longitudes de onda más largas (amarillo, naranja, rojo) pero la luz violeta y azul se dispersa más, dejando luz que se percibe como verde.
La luz ultravioleta del sol tiene propiedades antisépticas y se puede usar para desinfectar herramientas y agua. También causa quemaduras solares y tiene otros efectos biológicos, como la producción de vitamina D y el bronceado. La luz ultravioleta es fuertemente atenuada por la capa de ozono de la Tierra, por lo que la cantidad de UV varía mucho con la latitud y ha sido parcialmente responsable de muchas adaptaciones biológicas, incluyendo variaciones en el color de la piel humana en diferentes regiones del globo.
Sistema planetario
El Sol tiene ocho planetas conocidos. Esto incluye cuatro planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte), dos gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno) y dos gigantes de hielo (Urano y Neptuno). El Sistema Solar también tiene al menos cinco planetas enanos, un cinturón de asteroides, numerosos cometas y una gran cantidad de cuerpos helados que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno.
Obtenido de: https://en.wikipedia.org/wiki/Sun