El Sol

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.

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.

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

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

ENLACES INTERESANTES

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Relación de las misiones solares emprendidas en los últimos años

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

El Sistema Solar, VIDEO de 2 minutos, de Google

Formación del Sistema Solar, VIDEO de 2 minutos

Nacimiento del Sistema Solar, excelente VIDEO, 10 minutos, National Geographic

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