SolSol

Datos derivados de la observacin terrestre

Distancia media desde la Tierra149.597.871 km(~1,51011m)

Brillo visual(V)26,8m

Dim. angularen elperihelio32' 35,64"

Dim. angular en elafelio31' 31,34"

Caractersticas fsicas

Dimetro1.392.000km(~1,4109m)

Dimetro relativo (dS/dT)109

Superficie6,08771012km

Volumen1,41221018km

Masa1,98911030kg

Masa relativa a la de la Tierra332946x

Densidad1411kg/m

Densidad relativa a la de la Tierra0,26x

Densidad relativa alagua1,41x

Gravedaden la superficie274m/s(27,9g)

Velocidad de escape617,7km/s

Temperatura mxima de la superficie5.778K

Temperatura mxima de lacorona1-2106K1

Temperatura del ncleo~1,36107K

Luminosidad(LS)3,8271026W

Caractersticasorbitales

Periodo de rotacin

En el ecuador:27d 6h 36min

A 30 de latitud:28d 4h 48min

A 60 de latitud:30d 19h 12min

A 75 de latitud:31d 19h 12min

Distancia mxima al centro de laGalaxia~2.51017km~26000aos luz

Periodo orbital alrededor delcentro galctico2,25 - 2,50108aos2

Velocidad orbital mxima~251km/s3

Inclinacin axialcon la eclptica7.25

Inclinacin axial con el plano de la galaxia67.23

Composicin de lafotosfera

Hidrgeno73,46%

Helio24,85%

Oxgeno0,77%

Carbono0,29%

Hierro0,16%

Nen0,12%

Nitrgeno0,09%

Silicio0,07%

Magnesio0,05%

Azufre0,04%

Para otros usos de este trmino, vaseSol (desambiguacin).ElSol(dellatnsol,solis, a su vez de la razprotoindoeuropeasauel-)4es unaestrelladeltipo espectralG2 que se encuentra en el centro delSistema Solary constituye la mayor fuente deradiacin electromagnticade este sistema planetario.5LaTierray otros cuerpos (incluidos otrosplanetas,asteroides,meteoroides,cometasypolvo)orbitanalrededor del Sol.5Por s solo, representa alrededor del 99,86% de la masa del Sistema Solar.6Ladistancia media del Sol a la Tierraes de aproximadamente 149600000 kilmetros y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energa del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a travs de lafotosntesis, y determina el clima de la Tierra y lameteorologa.Es laestrelladel sistema planetario en el que se encuentra laTierra; por lo tanto, es el astro con mayorbrillo aparente. Su visibilidad en elcielolocal determina, respectivamente, elday lanocheen diferentes regiones de diferentes planetas. En la Tierra, laenergaradiada por el Sol es aprovechada por los seresfotosintticos, que constituyen la base de lacadena trfica, siendo as la principal fuente de energa de lavida. Tambin aporta la energa que mantiene en funcionamiento losprocesos climticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominadasecuencia principal, con untipo espectralG2, que se form entre 4567,9 y 4570,1 millones de aos y permanecer en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones de aos ms. El Sol, junto con todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, incluida la Tierra, forman elSistema Solar.A pesar de ser una estrella mediana, es la nica cuya forma se puede apreciar a simple vista, con undimetroangular de 32 35 de arco en elperihelioy 31 31 en elafelio, lo que da un dimetro medio de 32 03. La combinacin de tamaos y distancias del Sol y laLunason tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamao aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama deeclipses solaresdistintos (totales, anulares o parciales).ndice 1Nacimiento y muerte del Sol 2Estructura del Sol 2.1Ncleo 2.2Zona convectiva 2.3Fotosfera 2.4Cromosfera 2.5Corona solar 3Heliosfera. Efectos del viento solar en el Sistema Solar 3.1Eyeccin de masa coronal 3.2Cambio de polaridad solar 4Importancia de la energa solar en la Tierra 4.1Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre 5Observacin astronmica del Sol 5.1Exploracin solar 6Vase tambin 7Notas aclaratorias 8Referencias 9Bibliografa 10Enlaces externos 10.1Generales 10.2Observacin del SolNacimiento y muerte del Sol[editar]Artculos principales:Evolucin estelaryNebulosa protosolar.

El Sol visto a travs de laslentesde unacmara fotogrficadesde la superficie terrestre.

La diferencia de tamaos entre el Sol y la Tierra queda patente en esta imagen comparativa de ambos, con la tierra en el lado izquierdo, y un trozo del Sol a la derecha.El Sol se form hace 4650 millones de aos y tienecombustiblepara 7500 millones ms.7nota 1Despus, comenzar a hacerse ms y ms grande, hasta convertirse en unagigante roja. Finalmente, se hundir por su propio peso y se convertir en unaenana blanca, que puede tardar un billn de aos en enfriarse. Se form a partir denubes de gas y polvoque contenan residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a lametalicidadde dicho gas, de sudisco circumestelarsurgieron, ms tarde, losplanetas,asteroidesycometasdel Sistema Solar. En el interior del Sol se producen reacciones defusinen las que los tomos dehidrgenose transforman enhelio, producindose la energa que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plenasecuencia principal, fase en la que seguir unos 5000 millones de aos ms quemando hidrgeno de manera estable.Cada segundo se transforman 700 millones detoneladasde hidrgeno encenizas de helio, este proceso transforma 5 millones de toneladas de materia en energa, lo que da como resultado que el Sol cada vez se vuelve ms liviano.8Llegar un da en que el Sol agote todo el hidrgeno en la regin central al haberlo transformado en helio. La presin ser incapaz de sostener las capas superiores y la regin central tender a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energa producida har que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertir en una estrellagigante roja. El dimetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la rbita de laTierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habr extinguido. Cuando la temperatura de la regin central alcance aproximadamente 100 millones dekelvins, comenzar a producirse la fusin del helio en carbono mientras alrededor del ncleo se sigue fusionando hidrgeno en helio. Ello producir que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtindose el Sol en una estrella de larama horizontal. Al agotarse el helio del ncleo, se iniciar una nueva expansin del Sol y el helio empezar tambin a fusionarse en una nueva capa alrededor del ncleo inerte -compuesto de carbono y oxgeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzar las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos ms pesados- que lo convertir de nuevo en una gigante roja, pero sta vez de larama asinttica gigantey provocar que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de unanebulosa planetaria, quedando nicamente el ncleo solar que se transformar en unaenana blancay, mucho ms tarde, al enfriarse totalmente, en unaenana negra. El Sol no llegar a estallar como unasupernovaal no tener la masa suficiente para ello.Si bien se crea en un principio que el Sol acabara por absorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirse engigante roja, la gran prdida de masa que sufrir en el proceso hizo pensar por un tiempo que la rbita terrestre -al igual que la de los dems planetas del Sistema Solar- se expandira posiblemente y salvara a nuestro planeta de ese destino.9Sin embargo, un artculo reciente postula que ello no ocurrir y que las interaccionesmareales, as como el roce con la materia de la cromosfera solar, harn que nuestro planeta sea absorbido.10Otro artculo posterior apunta en la misma direccin.11

Ciclo de vida del Sol.Estructura del Sol[editar]

Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el espectro de luz visible. La umbra y lapenumbrason claramente discernibles, as como lagranulacin solar.Artculo principal:Estructura estelarComo toda estrella, el Sol posee una forma esfrica, y a causa de su lento movimiento de rotacin, tiene tambin un leveachatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo constituye es atrada hacia el centro del objeto por su propiafuerza gravitatoria. Sin embargo, elplasmaque forma el Sol se encuentra en equilibrio, ya que la crecientepresinen el interior solar compensa la atraccin gravitatoria, lo que genera unequilibrio hidrosttico. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su ncleo y a las enormes temperaturas que se dan en l gracias a lasreacciones termonuclearesque all acontecen. Existe, adems de la contribucin puramente trmica, una de origenfotnico. Se trata de lapresin de radiacin, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.Casi todos los elementos qumicos terrestres (aluminio,azufre,bario,cadmio,calcio,carbono,cerio,cobalto,cobre,cromo,estao,estroncio,galio,germanio,helio,hidrgeno,hierro,indio,magnesio,manganeso,nquel,nitrgeno,oro,oxgeno,paladio,plata,platino,plomo,potasio,rodio,silicio,sodio,talio,titanio,tungsteno,vanadio,circonioyzinc) y diversos compuestos (como elciangeno, elxido de carbonoy elamoniaco) han sido identificados en la constitucin del astro rey, por lo que se ha concluido que, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendra un espectro luminoso casi idntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constat su presencia en nuestro planeta.12El Sol presenta una estructura en capas esfricas o en "capas de cebolla". La frontera fsica y las diferencias qumicas entre las distintas capas son difciles de establecer. Sin embargo, se puede determinar una funcin fsica que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, laastrofsicadispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenmenos observados. Segn este modelo, el Sol est formado por: 1) ncleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4)fotosfera, 5)cromosfera, 6)corona, 7)manchas solares, 8)granulaciny 9)viento solar.Ncleo[editar]Artculos principales:Nucleosntesis estelar,Cadena protn-protnyCiclo CNO.

Imagen que muestra las capas del interior del solOcupa unos 139 000kmdel radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energa que el Sol produce. Esta energa generada en el ncleo del Sol tarda un milln de aos para alcanzar la superficie solar.8El Sol est constituido por un 81% dehidrgeno, 18%dehelio, y el 1 por ciento restante se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 por ciento de hidrgeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento que se distribuye en otros elementos que sirven comocatalizadoresen las reacciones termonucleares. A comienzos de la dcada de los aos 30 del siglo XX, el fsico austriacoFritz Houtermans(1903-1966) y el astrnomo inglsRobert d'Escourt Atkinson(1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la produccin de energa en el interior del Sol y en las estrellas se poda explicar por las transformaciones nucleares. En 1938Hans Albrecht Bethe(1906-2005), en los Estados Unidos, yCarl Friedrich von Weizscker(1912-2007), en Alemania, simultnea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen elcarbonoy elnitrgenocomo catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrgeno. A este grupo de reacciones se les conoce comociclo de Betheo del carbono, y es equivalente a la fusin de cuatroprotonesen un ncleo de helio. En estas reacciones de fusin hay una prdida de masa, esto es, el hidrgeno consumido pesa ms que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energa, segn la ecuacin deEinstein(E = mc), donde E es laenerga, m lamasay c lavelocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 por ciento de la masa afectada enfotones, con una longitud de onda cortsima y, por lo tanto, muy energticos y penetrantes. La energa producida mantiene el equilibrio trmico del ncleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins.El ciclo ocurre en las siguientes etapas:1H1+6C127N13;7N136C13+ e++ neutrino;1H1+6C137N14;1H1+7N148O15;8O157N15+ e++ neutrino;1H1+7N156C12+2He4.Sumando todas las reacciones y cancelando los trminos comunes, se tiene41H12He4+ 2e++ 2 neutrinos = 26,7 MeV.La energa neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,71014Jpor kg de protones consumidos. El carbono acta como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.Otra reaccin de fusin que ocurre en el Sol y en las estrellas es elciclo de Critchfielo protn-protn.Charles Critchfield(1910-1994) era en 1938 un joven fsico alumno deGeorge Gamow(1904-1968) en laUniversidad George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rpidos puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en unneutrn, que permanece unido al otro protn y forma undeutern, es decir, un ncleo de hidrgeno pesado.La reaccin puede producirse de dos maneras algo distintas:1H1+1H11H + e++neutrino;1H1+1H 2He;2He +2He 2He4+ 21H1.El primer ciclo se da en estrellas ms calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protn-protn en las estrellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el ao 1953 se crey que su energa era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostr durante estos ltimos aos que el calor solar proviene en su mayor parte (~75%) del ciclo protn-protn.En los ltimos estadios de su evolucin, el Sol fus