El Sol

Este elemento es una ampliación de los cursos y guías de Lawi. Ofrece hechos, comentarios y análisis sobre este tema. [aioseo_breadcrumbs]

El Sol como Estrella

El sol es la estrella alrededor de la cual gira la Tierra y la fuente de luz y calor de nuestro planeta. Contiene el 99,8% de la masa del sistema solar y mantiene a todos los planetas y objetos del sistema bajo su influencia gravitatoria. El Sol mide 1,4 millones de km de diámetro y tiene una masa 333.000 veces superior a la de la Tierra. La temperatura de la superficie del Sol es de unos 6.000 K (5.700 °C o 10.000 °F); como los sólidos y los líquidos no existen a estas temperaturas, el Sol es totalmente gaseoso. Casi todo el gas está en forma atómica como plasma, un estado caliente e ionizado de la materia. El Sol, que aparece como un disco extremadamente brillante en el cielo, es demasiado luminoso para mirarlo, excepto durante el amanecer o el atardecer, cuando la luz debe atravesar una parte sustancialmente mayor de la atmósfera terrestre para llegar a un observador. Véase también: Tierra; Rotación y movimiento orbital de la Tierra; Gravitación; Materia (física); Planeta; Plasma (física); Sistema solar; Estrella

Como estrella, el Sol es un miembro típico de la clase espectral G2 V, según el sistema estándar de clasificación utilizado desde hace tiempo por los astrónomos. El número romano V (“cinco”) corresponde a las estrellas normales, conocidas como enanas; las estrellas más grandes se conocen como gigantes o supergigantes. Al ser una estrella enana típica, el Sol se sitúa en la llamada secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, que traza la luminosidad en función de la temperatura. La mayoría de las estrellas son más frías y pequeñas que las de clase G, lo que sitúa al Sol en el 5% superior de las estrellas de su entorno en cuanto a tamaño y temperatura. Véase también: Diagrama de Hertzsprung-Russell; Tipo espectral

La luz y el calor del Sol, ayudados por un modesto efecto invernadero, hacen que la Tierra sea habitable. El Sol es la fuente última de casi toda la energía utilizada por las civilizaciones industriales en forma de energía hidráulica, combustibles fósiles y viento, por no hablar de las formas directas de energía solar a través de paneles solares y del calentamiento de fluidos a partir de espejos que reflejan la luz solar. Sólo la energía atómica, la radiactividad, el calentamiento geotérmico y las mareas lunares son fuentes actuales de energía no solar. Véase también: Astrobiología; Energía; Fuentes de energía; Efecto invernadero; Insolación; Energía solar

Además de su gran importancia para la vida humana, el Sol es de interés para los astrónomos porque es la única estrella lo suficientemente cercana como para estudiar en detalle la estructura de su superficie y las emisiones de partículas localizadas, así como su relación con la física solar fundamental y la astrofísica en general. Se estudian diversos fenómenos solares, incluidas las características superficiales y atmosféricas, como las manchas solares y la corona caliente, y se extrapolan a otras estrellas. Véase también: Astronomía; Física

Formación del Sol

Como todas las estrellas, el Sol se formó a partir del colapso gravitatorio de una porción relativamente pequeña de gas frío dentro de un gran depósito de materia conocido como nube molecular. El objeto esférico resultante, llamado protoestrella, siguió colapsando sobre sí mismo. Este proceso continuó hasta que la presión y la temperatura se elevaron lo suficiente en el núcleo de la protoestrella como para encender la fusión termonuclear, ejerciendo una presión estabilizadora hacia el exterior contra el colapso continuo. El material presente en un disco alrededor del Sol recién formado comenzó a fusionarse en planetas, asteroides y otros objetos que componen el sistema solar. Este proceso de formación se inició hace aproximadamente 4.600 millones de años. El Sol tiene suficiente combustible de hidrógeno para durar otros cinco mil millones de años antes de evolucionar a un tipo de estrella llamada gigante roja, desprenderse de gran parte de su masa en una nebulosa planetaria y persistir durante muchos más miles de millones de años como un remanente estelar conocido como estrella enana blanca. Véase también: Estrella gigante; Nube molecular; Protoestrella; Sistema solar; Estrella enana blanca

Ubicación del Sol

El Sol es sólo una de los aproximadamente 300.000 millones de estrellas de la Vía Láctea, que a su vez no es más que una de los billones de galaxias del universo. Dentro de la Vía Láctea, el Sol se encuentra a unos 26.000 años-luz del centro galáctico, en un brazo espiral menor llamado Espolón de Orión. El Sol y su sistema solar ligado gravitacionalmente se mueven a través de la Vía Láctea, completando una órbita -o un año galáctico- en unos 225-250 millones de años terrestres. Véase también: Galaxia; Año-luz; Galaxia de la Vía Láctea; Universo

Estructura, comportamiento y propiedades del Sol

El interior del Sol se ha estudiado durante mucho tiempo por inferencia a partir de las propiedades observadas de toda la estrella, aunque ahora se conoce en detalle gracias a la heliosismología, descrita a continuación. La masa, el radio, la temperatura superficial, la luminosidad y otras características del Sol son bien conocidas (Tabla 1). Utilizando las propiedades conocidas de los gases, es posible calcular que la estructura del Sol que produciría los parámetros observados en la superficie. La gravedad hace que la gran masa del Sol presione el centro, lo que requiere un gas con una densidad central cercana a los 153 g/cm3 y una temperatura de 16 millones de K (16 millones de °C o 29 millones de °F) para soportarlo. A estas enormes temperaturas y densidades, se producen reacciones nucleares. La radiación producida fluye hacia el exterior, cambiando a lo largo de un millón de años de rayos gamma a luz visible a lo largo de su trayectoria desde el núcleo del Sol. A continuación, la luz se irradia al espacio en la superficie del Sol (fotosfera). Véase también: Reacción nuclear; Rayos gamma; Fotón

Heliosismología

La superficie del Sol oscila constantemente con una amplia gama de modos. Estos movimientos son la manifestación superficial de cientos de ondas sonoras atrapadas en el interior del Sol. Los modos son globales, coherentes en todo el Sol; su duración oscila entre un día y varios meses. Se caracterizan por los armónicos esféricos estándar Ylm; las ondas de alta frecuencia permanecen cerca de la superficie, mientras que las de baja frecuencia llegan a lo más profundo de la estrella. La relación entre la frecuencia y el número de onda (diagrama k ω) especifica la velocidad del sonido en todo el Sol y, por tanto, la temperatura en función de la profundidad. Comparando esto con la presión se obtiene una estimación de la proporción de hidrógeno y helio en toda la estrella. El Grupo de la Red Global de Oscilaciones del Observatorio Solar Nacional vigila estas oscilaciones solares como una campana desde tierra, y los instrumentos del Observatorio de Dinámica Solar (SDO) de la NASA y del Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) de la Agencia Espacial Europea vigilan las oscilaciones desde el espacio. Véase también: Heliosismología; Observatorio Solar y Heliosférico; Observatorio de Dinámica Solar; Armónicos esféricos

Convección

En las regiones exteriores del interior solar, la temperatura es lo suficientemente baja como para que se formen iones e incluso átomos neutros y, como resultado, la absorción (véase su concepto jurídico) atómica se vuelve muy importante. La elevada opacidad hace muy difícil que la radiación continúe hacia el exterior, por lo que se establecen gradientes de temperatura pronunciados que dan lugar a corrientes convectivas. La mayor parte de la envoltura exterior del Sol, que según las mediciones de la heliosismología se extiende un 30% de la distancia hacia abajo desde la fotosfera, se encuentra en este tipo de equilibrio convectivo. Estos movimientos de masa a gran escala son los responsables de los complejos fenómenos observados en la superficie. Véase también: Convección (calor)

Rotación

Dado que el Sol es un plasma gaseoso, no necesita rotar como un objeto sólido como la Tierra. De hecho, las observaciones de las manchas solares y otras características de la superficie del Sol muestran que el ecuador gira una vez cada 25 días, mientras que las regiones polares lo hacen en 36 días. El propio centro debe girar como un cuerpo sólido. La distribución interna de la rotación ha sido proporcionada por la heliosismología. Los modos de oscilación interna muestran un rango de frecuencias tanto de los hemisferios que se acercan como de los que se alejan, y esto permite determinar la tasa de rotación en función de la profundidad y la latitud. Se cree que los campos magnéticos solares se basan en una dinamo creada por la rotación diferencial. Véase también: Campo magnético solar; Rotación estelar

Radiación

El Sol produce energía electromagnética en todas las longitudes de onda. Se han medido importantes radiaciones, desde largas ondas de radio con 300 m de longitud de onda hasta rayos X y rayos gamma de menos de 0,1 nanómetros. Además, se emite una energía considerable en forma de partículas de alta energía conocidas como rayos cósmicos. Sin embargo, más del 95% de la energía se concentra en la banda relativamente estrecha entre 290 y 2500 nm y es accesible a la observación rutinaria desde estaciones terrestres en la Tierra. La radiación máxima se encuentra en la región amarillo-verde, y los ojos de los seres humanos han evolucionado naturalmente para ser sensibles a este rango del espectro. La radiación total y su distribución en el espectro son parámetros de importancia fundamental, porque miden la producción total de energía del Sol y su temperatura efectiva en la superficie. Esta cantidad se denominó durante mucho tiempo la constante solar, pero debido a que varía ligeramente se conoce ahora como irradiación solar total. El flujo ultravioleta, sin embargo, varía en factores sustanciales dependiendo de la longitud de onda exacta, y esta variación afecta a la atmósfera superior de la Tierra. Véase también: Visión del color; Rayo cósmico; Radiación electromagnética; Constante solar; Radiación solar

Atmósfera solar

Aunque el Sol es gaseoso, sólo puede verse hasta el punto en que la densidad es tan alta que el material es opaco. Esta capa, la superficie visible del Sol, se denomina fotosfera, y es la capa inferior de las tres que componen la atmósfera solar. La luz procedente de las capas inferiores del Sol sólo llega a la Tierra a través de la absorción (véase su concepto jurídico) y emisión repetida de los átomos de la fotosfera; por tanto, los niveles más profundos del Sol no pueden verse directamente. Véase también: Fotosfera

La siguiente capa atmosférica, por encima de la fotosfera, se denomina cromosfera. La luz de esta región está dominada por la línea espectral roja del hidrógeno alfa, que da a la cromosfera un color rosado que se ve en un eclipse solar (y que inspiró su nombre, que significa “esfera de color”). La cromosfera es una región que fluctúa rápidamente con chorros (espículas) y ondas que suben desde la superficie. Cuando toda la energía convectiva que sube desde abajo llega a la superficie, se concentra en el material fino y produce una actividad considerable.Entre las Líneas En los lugares donde el campo magnético es más fuerte, estas ondas son absorbidas y elevan la temperatura a 7000-8000 K (6700-7700°C o 12.000-14.000°F). La altura de la escala de la cromosfera es de 1000 km (600 mi) o más. Véase también: Cromosfera; Eclipse

Cuando la Luna oscurece el Sol en un eclipse solar total, se puede ver la vasta atmósfera extendida del Sol llamada corona. Al ser un millón de veces más tenue que la fotosfera, la corona sólo es visible durante los eclipses o con instrumentos muy especiales, llamados coronógrafos, desde grandes altitudes en la Tierra o desde el espacio, o con filtros ultravioleta extremos en determinadas longitudes de onda. La densidad de la corona solar es baja, pero su temperatura es alta (más de un millón de K, o un millón de °C o 1,8 millones de °F). Las frecuentes expulsiones de cantidades importantes de materia de la corona se conocen como eyecciones de masa coronal (CME). El gas caliente de la corona fluye constantemente hacia la Tierra y más allá en el viento solar, nombre que recibe el flujo de salida de partículas cargadas del Sol. Véase también: Coronógrafo; Corona solar; Viento solar

Composición solar

De los 92 elementos naturales, al menos 64 están representados en el espectro del Sol como líneas Fraunhofer, que son rasgos de absorción (véase su concepto jurídico) oscuros que identifican átomos y moléculas (Tabla 2). Los elementos restantes están sin duda presentes, pero permanecen sin detectar porque son raros o sus líneas se producen en regiones espectrales poco estudiadas con espectrógrafos. Las abundancias relativas de los átomos más numerosos se han estimado a partir de las intensidades de las líneas. Muchas de estas abundancias han sido confirmadas por la medición de las abundancias relativas de los diferentes elementos en las corrientes de partículas procedentes del Sol en el momento de las erupciones solares o por los análisis de los meteoritos. Las abundancias de los elementos, y sobre todo las proporciones de ciertos isótopos, ayudan a fundamentar los modelos de formación del Sol y los planetas.Entre las Líneas En general, el Sol está compuesto por un 90% de hidrógeno, un 10% de helio y con trazas (0,1%) de los demás elementos. Véase también: Abundancia cósmica de elementos; Cosmoquímica; Líneas Fraunhofer; Sistema solar

Granulación

A excepción de las manchas solares y la actividad que las acompaña, la fotosfera es bastante uniforme en el Sol. La presión del gas domina los campos magnéticos por debajo de 1000 gauss (0,1 tesla). La única estructura visible en las imágenes de banda ancha es la granulación (a menudo llamada los granos de arroz), una distribución irregular que tiene la forma de granos de maíz brillantes con carriles oscuros entre ellos. Los granos son del tamaño de Texas, de unos 1000 km (600 mi) de diámetro, y tienen una vida de unos 8 min. Los carriles oscuros entre los gránulos tienen unos 200 km (120 mi) de diámetro. La granulación es una evidencia visible de la actividad convectiva bajo la superficie. Los granos brillantes son las cimas de las columnas calientes ascendentes que traen energía desde el interior, mientras que los carriles oscuros intergranulares son el material frío que se mueve hacia abajo. A veces, en los carriles intergranulares oscuros se aprecia una filigrana brillante. Además, en las imágenes Doppler de la superficie del Sol puede verse una escala mayor de convección, denominada supergranulación. Las células supergranulares tienen unos 30 gránulos de diámetro y su vida es de unos 12 días. Hay un flujo de salida hacia los bordes de estas células, concentrando allí los campos magnéticos. Véase también: Supergranulación

Actividad solar

Dentro de la atmósfera solar se producen muchos fenómenos transitorios que pueden agruparse bajo el título de actividad solar. Entre ellos se encuentran las manchas solares y las fáculas en la fotosfera, las llamaradas y los plages en la cromosfera, las prominencias de temperatura cromosférica que se extienden hacia la corona y una variedad de estructuras cambiantes en la corona. La existencia y el comportamiento de todos estos fenómenos están relacionados con los campos magnéticos, y su frecuencia aumenta y disminuye en un gran ciclo de 22 años llamado ciclo de las manchas solares o, más generalmente, el ciclo de la actividad solar. Las manchas solares y las erupciones son fuentes de rayos X, rayos cósmicos y emisiones de radio, que a menudo tienen una profunda influencia en el espacio interplanetario y en la atmósfera superior de la Tierra.

Manchas solares

Las manchas solares fueron descubiertas en torno a 1610 por el equipo de padres alemanes Johannes y David Fabricius, el astrónomo alemán Christoph Scheiner, el físico y astrónomo italiano Galileo Galilei y el astrónomo inglés Thomas Harriot. Durante más de 200 años se pensó que se producían al azar, hasta que el químico y astrónomo alemán Heinrich Schwabe, que realizaba observaciones periódicas con la esperanza de divisar un planeta dentro de la órbita de Mercurio, anunció en 1843 que su número aumentaba y disminuía con un periodo de 10 años. El estudio posterior de los registros antiguos reveló un periodo de 11 años desde el descubrimiento original. Véase también: Mercurio (planeta)

El número de manchas solares alcanza un máximo poco después del comienzo de cada ciclo y decae hasta un mínimo en 11 años. Las primeras manchas de un ciclo se producen siempre en las latitudes más altas, entre 20° y 35°, y la latitud de aparición disminuye a medida que se desarrolla el ciclo (ley de Spörer). Casi no se observan manchas fuera del rango de latitud de 5-35°. La gran mayoría son pequeñas y duran unos pocos días, pero algunas duran dos rotaciones.Entre las Líneas En 1908, el astrónomo estadounidense George Ellery Hale utilizó el efecto Zeeman para descubrir que las manchas solares tenían fuertes campos magnéticos. Cada grupo de manchas contiene una polaridad magnética positiva y otra negativa. Hale descubrió que las polaridades se reflejaban, con la misma polaridad generalmente a la cabeza en un hemisferio y a continuación en el otro. Descubrió que con cada nuevo ciclo, la polaridad líder cambia, de modo que el ciclo magnético completo dura 22 años. Como cada nuevo ciclo comienza unos años antes del final del anterior, la duración media de un medio ciclo es de casi 14 años. Véase también: Magnetismo; Efecto Zeeman

La oscuridad de las manchas solares se debe probablemente a los intensos campos magnéticos (3000 gauss o 0,3 tesla), que enfrían la superficie al suprimir el flujo de energía convectiva normal desde abajo. El oscurecimiento tarda varios días en producirse. Aunque las manchas solares son frías, en sus alrededores se produce la actividad más caliente e intensa, que se denomina generalmente región activa. Allí se libera continuamente energía magnética mediante procesos de reconexión de campos magnéticos opuestos. La corona sobre una región activa es caliente y densa, aproximadamente tres veces más caliente y densa que en las regiones tranquilas.

Una mancha solar madura típica se ve con luz blanca que contiene una zona central oscura, la umbra, donde el campo magnético es fuerte y vertical, rodeada por una banda menos oscura llamada penumbra, donde el campo magnético se extiende radialmente, con una inclinación gradualmente creciente hacia abajo, formando un aura de fibrillas oscuras a través de la granulación. La umbra es de unos 3000 K (2700°C o 5000°F), lo suficientemente fría como para formar moléculas. La presión en el interior de la mancha, formada por la presión magnética y la del gas, debe equilibrar la presión exterior; sin embargo, el campo magnético tiene un gradiente de altura más pronunciado que la presión, por lo que es imposible que se equilibre en todas las alturas. Por lo tanto, se producen fuertes flujos de salida en la penumbra, lo que se denomina efecto Evershed.

Cuando las manchas solares se extinguen (cuestión de días o semanas), algunos de los campos magnéticos se hunden bajo la superficie, y otros campos se desprenden y se extienden por la superficie. Estos campos se concentran en los bordes de la red cromosférica, que tiene la misma escala que en el Sol tranquilo, pero es mucho más brillante en las líneas cromosféricas. De este modo, la supergranulación impulsa la distribución de los campos magnéticos llevados a la superficie por las manchas. Mientras que los campos locales están mezclados y son irregulares, los enormes campos de las manchas forman regiones unipolares extendidas de polaridad reforzada. Como los polos giran más lentamente que el ecuador, los campos van detrás de cada grupo de manchas solares a medida que se desplazan hacia los polos, formando un patrón global en forma de mariposa. Las regiones unipolares de polaridad siguiente se desplazan gradualmente hacia el polo y establecen una nueva polaridad magnética dominante. El nuevo campo es el de las manchas siguientes, opuesto a la polaridad de las manchas solares precedentes que dominan la mayoría de los grupos de manchas. Hay algunas pruebas de que un flujo meridional hacia el polo es el responsable.

Este proceso invierte los campos magnéticos polares cada 11 años, y con ello los campos magnéticos interplanetarios que el viento solar arrastra desde el Sol. Algunos modelos de actividad solar proponen que, a medida que las manchas solares del ciclo parental van desapareciendo, este campo dipolar a gran escala se amplifica por la rotación diferencial para producir un nuevo ciclo de manchas solares, de polaridad opuesta al anterior. Las grandes regiones magnéticas unipolares que se extienden desde los centros de actividad son fácilmente reconocibles en las imágenes tomadas con la luz emitida por el hidrógeno, llamadas Hα o imágenes monocromáticas de calcio del Sol, porque son especialmente brillantes. Sus límites suelen estar marcados por grandes prominencias, acumulaciones (véase su concepto jurídico) de material en la atmósfera soportadas por el campo horizontal. Estas se ven como filamentos oscuros.

Prominencias

El término “prominencia” se utiliza para designar cualquier nube de gas relativamente frío en la corona, donde aparece brillante contra el cielo. (Cuando se ven contra el disco del Sol, las prominencias se ven oscuras al ser más frías que la superficie solar y se conocen como filamentos). Las prominencias tienen temperaturas aproximadamente cromosféricas, por lo que también se ven especialmente bien en las líneas espectrales del hidrógeno. Al ser mucho más densas que la corona, las prominencias deben sostenerse contra la gravedad mediante campos magnéticos horizontales, lo que las convierte en buenos marcadores de los límites magnéticos. Cuando la estructura magnética cambia, las prominencias se vuelven inestables y entran en erupción, siempre hacia arriba. También pueden ser expulsadas por las erupciones solares o aparecer como elegantes bucles que llueven de la corona después de las erupciones. El hecho de que las prominencias nunca caigan hacia el limbo solar atestigua su soporte magnético. El gas está ionizado y no puede caer a través de los campos horizontales. Los espectros de las prominencias muestran una serie de líneas de emisión brillantes de diversos elementos, en su mayor parte ionizados individualmente. El análisis de estas líneas muestra que las prominencias estables de larga duración tienen una temperatura de unos 4.000 K (3.700 °C o 7.000 °F), mientras que las prominencias transitorias que se condensan a partir de las erupciones muestran muchas menos líneas y tienen más de 30.000 K (30.000 °C o 54.000 °F).

Placas

Al igual que las prominencias se producen cuando el campo magnético cambia de un signo a otro, las regiones brillantes llamadas plages se producen dentro de la cromosfera siempre que el campo magnético es vertical y relativamente fuerte, pero no lo suficiente como para formar una mancha solar. Los plages pueden producirse alrededor de las manchas solares, así como permanecer durante unas semanas para marcar el lugar donde ha muerto una mancha solar, y generalmente se forman donde se concentran los campos magnéticos. El equivalente fotosférico de una plage es una facula.

Bengalas

La actividad más espectacular asociada a las manchas solares son las erupciones solares. Una llamarada se define como un aumento abrupto de la emisión Hα de la región de la mancha solar. Observadas por primera vez en luz blanca y Hα, que pueden ser observadas en la Tierra, desde la década de 1970, las llamaradas se clasifican en función de su brillo en rayos X o en radiación ultravioleta extrema (EUV). El brillo es el resultado del calentamiento de la cromosfera en los puntos de pie del campo magnético por una tremenda liberación de energía en la atmósfera, resultante de la energía almacenada en el campo magnético local. Desde los puntos de pie, surge una nube de material caliente, de hasta 30 millones de K (30 millones de °C o 54 millones de °F), que se concentra en las cimas de los arcos. Esta nube se condensa en un conjunto de prominencias de bucle. Un grupo de manchas solares activas produce una jerarquía de llamaradas, unas pocas grandes y muchas pequeñas. Las erupciones se clasifican generalmente en función del flujo máximo de rayos X blandos medido por los satélites geoestacionarios ambientales (GOES) y clasificado por la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de Estados Unidos (NOAA). Las clases son A, B, C, M y X, dependiendo de si el flujo máximo de 0,1-0,8 nm es de 10-8, 10-7, 10-6, 10-5 o 10-4 W/m2 en la Tierra. Las diferencias más finas en la intensidad de la erupción se indican con un número que sigue a la letra de la clase de erupción; así, X2 tiene un flujo de 2 × 10-4 W/m2. Además de la emisión de radiación, las erupciones solares también aceleran los electrones y los átomos ionizados (incluidos los protones, que son hidrógeno ionizado) a velocidades cercanas a la de la luz. También se producen neutrones, a partir de las interacciones de los protones con los núcleos de helio. Véase también: Neutrón; Protón

Existe un amplio consenso en que la energía necesaria para impulsar las llamaradas se libera mediante el proceso de reconexión magnética, en el que la topología de las líneas de campo magnético altamente estresadas o revueltas en la corona cambia rápidamente, dando lugar a nuevas configuraciones de campo con menor energía. Este proceso, y las llamaradas que lo acompañan, suelen estar asociados a la erupción de prominencias. A los pocos minutos de iniciarse la erupción, se produce una aceleración brusca y una tormenta de partículas energéticas que calienta la corona hasta alcanzar el brillo de la erupción. Cuando las prominencias no conectadas con regiones activas entran en erupción, el brillo es notablemente mucho menor. Las erupciones de las prominencias, principalmente las que preceden a las llamaradas, son aparentemente la fuente de las CME.

La llamarada produce un enorme flujo de partículas energéticas solares (SEP), así como una enorme onda de choque magnetohidrodinámica, que sale volando a una velocidad de al menos 1000 km/s (600 mi/s) y continúa en el espacio interplanetario, llegando a menudo a la Tierra. La onda produce un enorme estallido de radio en el rango de los metros de longitud de onda al excitar las capas coronales. Los núcleos energéticos producen líneas de rayos gamma procedentes de reacciones nucleares al penetrar en la fotosfera. Si son lo suficientemente numerosos, calientan la fotosfera más rápido de lo que ésta puede reemitir energía y se observa una llamarada de luz blanca, normalmente en forma de brillantes destellos transitorios en los puntos de pie de los bucles de la llamarada. Las partículas llegan a la Tierra en una gran tormenta de partículas. Los SEP pueden ser peligrosos para las naves espaciales y, potencialmente, para los astronautas, y son una limitación importante que debe tenerse en cuenta a la hora de planificar viajes largos, como a Marte desde la Tierra. Véase también: Marte; Onda de choque

Efectos solares-terrestres

La Tierra está inmersa en el viento solar y en los campos magnéticos que salen del Sol. Nuestro planeta está protegido de las partículas por su campo magnético, y la superficie está protegida de los fotones ultravioletas y de los rayos X por la atmósfera superior. Las partículas energéticas pueden penetrar en el campo magnético a latitudes geomagnéticas de unos 65º (el polo magnético está algo desplazado del verdadero polo de rotación), lo que provoca una reconexión magnética entre la magnetosfera de la Tierra y las partículas solares. Esta región se denomina cinturón auroral porque las partículas procedentes del Sol producen allí frecuentes auroras boreales, así como auroras australes en las latitudes meridionales correspondientes. Véase también: Aurora

Los fotones más energéticos son absorbidos en la atmósfera superior de la Tierra, por encima de los 70 km, en una capa denominada ionosfera. Las ondas de radio por debajo de los 10 MHz de frecuencia son reflejadas por la ionosfera, lo que hace posible la radiocomunicación intercontinental, pero los altos niveles de rayos X blandos procedentes de las erupciones aumentan la ionización en la ionosfera inferior hasta el punto de que las ondas son absorbidas en lugar de reflejadas. La emisión ultravioleta solar en longitudes de onda más largas produce la capa de ozono, que a su vez absorbe esa radiación e impide que llegue al suelo. Si se destruye el ozono, la radiación solar produce más. La radiación en cuestión varía en un 2-3% en un ciclo solar, produciendo modestos cambios en el ozono. Mientras que las comunicaciones que utilizan enlaces satelitales directos de alta frecuencia no se ven afectadas por la ionosfera, sistemas como el Sistema de Posicionamiento Global requieren una sincronización tan sensible que sus determinaciones de posición se ven distorsionadas por las fluctuaciones producidas por el sol en la ionización de la atmósfera. Los satélites en órbitas terrestres bajas se ven fuertemente afectados por los cambios en la altura de la atmósfera exterior, que varía al ser calentada por la radiación ultravioleta y las partículas del Sol. Por ello, los niveles elevados de actividad de las manchas solares pueden provocar un desprendimiento prematuro de la órbita. Véase también: Satélite de comunicaciones; Ionosfera; Magnetosfera; Ozono; Propagación de ondas de radio; Sistemas de navegación por satélite; Comunicaciones espaciales; Ozono estratosférico

Los efectos más espectaculares son causados por las tormentas geomagnéticas. Estas tormentas son la invasión de la magnetosfera por nubes de partículas solares procedentes de llamaradas, eyecciones de masa coronal y los llamados agujeros coronales, que son regiones de baja densidad de la corona donde el gas caliente puede escapar al espacio. Las corrientes alrededor de la Tierra inducidas por el gran número de partículas que participan en las tormentas geomagnéticas producen cambios bruscos en el campo magnético terrestre, y la ionización produce cambios considerables en la propagación de la radio. Las fluctuaciones magnéticas generan grandes tensiones en los conductores largos, como las redes de transmisión de energía y las líneas telefónicas. Por ejemplo, los cambios bruscos de voltaje en las líneas de transmisión de energía de larga distancia durante una gran tormenta geomagnética pocos días después de una espectacular llamarada el 10 de marzo de 1989, dispararon los interruptores de la red de Hydro-Quebec y dejaron a Montreal sin energía durante días. Las mismas tensiones inducidas perturban el registro de los pozos petrolíferos y otros dispositivos que dependen de las tensiones en los conductores largos. Véase también: Variaciones geomagnéticas

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

Muchos científicos creen que existe una relación entre el ciclo de las manchas solares y las tendencias meteorológicas a largo plazo, pero ha resultado muy difícil de detectar. Entre 1650 y 1715 hubo muy pocas manchas, y hay pruebas convincentes de una Pequeña Edad de Hielo durante este periodo, conocido como el mínimo de Maunder. Este acontecimiento demuestra que el ciclo no tiene por qué producir siempre manchas, pero como acontecimiento aislado no demuestra gran cosa. Hubo una notable coincidencia entre los mínimos de manchas solares alternos (de 22 años) y las sequías en las Grandes Llanuras de Estados Unidos en 1910, 1932, 1954 y 1976. Sin embargo, las sequías son tan esporádicas que las conexiones estadísticas directas no son muy evidentes. Por ejemplo, 1980 fue un año de calor y sequía también, pero en el máximo del ciclo de manchas solares. Sin embargo, algunos análisis muestran que la probabilidad de que se produzcan sequías locales graves alcanza su punto máximo en los mínimos de 22 años, pero la localidad de la sequía se desplaza. Las mediciones de las relaciones isotópicas en el agua fósil, que indican la temperatura a la que cayó el agua en forma de lluvia, también muestran evidencias de períodos de 22 años. Véase también: Sequía

Se ha propuesto que los rayos cósmicos galácticos ionizan las partículas de la atmósfera superior y producen núcleos de condensación para la lluvia. Durante los máximos de manchas solares, los campos solares se expanden más allá de la Tierra y sirven de escudo contra los rayos cósmicos galácticos, por lo que entonces hay menos precipitaciones. Sin embargo, esta teoría contradice directamente la observación de grandes sequías en las llanuras durante los mínimos de las manchas solares. Véase también: Rayos cósmicos; Precipitación (meteorología)

Eclipses de sol

Los eclipses solares siguen siendo la mejor manera de estudiar ciertos fenómenos solares, ya que las misiones espaciales son inflexibles en cuanto a la instrumentación una vez lanzadas y están limitadas por el coste y el diseño a un conjunto de prioridades. Por ejemplo, sigue siendo posible obtener una mayor resolución en una escala más amplia en las imágenes de la corona solar en los eclipses solares totales, observar en el infrarrojo y en otras regiones espectrales no bien cubiertas desde el espacio, observar con mayor resolución espectral y observar con mayor resolución temporal. Los eclipses totales de sol son visibles en algún lugar de la Tierra a intervalos de una media de 18 meses. Véase también: Eclipse

Datos verificados por: Thompson
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El Sol

El Sol es la estrella que da a la Tierra su luz y gran parte de su calor. La Tierra orbita alrededor del Sol, mantenida en su lugar por la gravedad del Sol. Otros siete planetas también orbitan el Sol, formando el sistema solar. El Sol está a 93 millones de millas (149 millones de kilómetros) de la Tierra.

El Sol genera continuamente energía a través del proceso de fusión nuclear. Esta energía se escapa del Sol y fluye por el espacio en todas las direcciones. La energía que proviene del Sol es una combinación de muchos tipos de radiación electromagnética. La radiación electromagnética es energía en forma de ondas de electricidad y magnetismo. Va desde rayos gamma de muy corta longitud de onda hasta ondas de radio de muy larga longitud de onda.

Energía Solar

Sólo alrededor de dos tercios del total de la energía solar que llega a la atmósfera exterior de la Tierra llega a la tierra. La mitad de esa radiación es absorbida por la atmósfera y la otra mitad por la superficie de la Tierra. Lo que llega a los humanos es principalmente en forma de luz visible, radiación infrarroja, que la gente siente como calor, y radiación ultravioleta, que causa quemaduras solares.

La mayor parte de la radiación de longitud de onda corta, como los rayos X y los rayos gamma, es absorbida por la parte superior de la atmósfera de la Tierra, lo que es bueno dado que su radiación es mortal para los humanos. Las ondas de radio de longitud de onda larga y las microondas penetran en la atmósfera en cantidades que no hacen nada para calentar el aire. La capa de ozono, una capa atmosférica entre 40 y 64 kilómetros (25 y 40 millas) sobre la superficie de la Tierra que contiene grandes cantidades de la molécula de oxígeno ozono, absorbe una gran parte de la radiación ultravioleta del Sol. La cantidad que llega a la Tierra es suficiente para causar graves daños a la piel humana, pero sería mucho peor sin la capa de ozono. Parte de la radiación infrarroja es absorbida por las nubes y los gases en los niveles atmosféricos más bajos y luego es radiada de nuevo en todas las direcciones.

La mayor parte de la radiación solar que llega a la superficie de la Tierra se encuentra en forma de luz visible. Alrededor de dos tercios de esa luz es absorbida por los seres vivos y materiales no vivos y transformados en calor. Este calor hace que la nieve y el hielo se derritan y el agua se evapore.

Alrededor de un tercio de la radiación solar que golpea a la Tierra se refleja en el espacio. Varios factores causan este efecto. Uno de los más importantes son las nubes. Cuando la energía solar golpea una nube gruesa, hasta el 95 por ciento de la energía es reflejada. Las nubes más finas desvían hasta el 50% de la radiación que las golpea.

En el suelo, los mayores reflectores de la luz solar son la nieve y el hielo. La nieve y el hielo reflejan hasta el 95% de la energía solar que les llega.

Una Conclusión

Por lo tanto, el aire es más frío cuando hay nieve en el suelo. El agua, por el contrario, es un buen absorbente de energía. El agua refleja sólo el 10 por ciento de la energía solar que la golpea. La arena refleja más radiación que el agua (alrededor del 15 al 40 por ciento), pero mucho menos que la nieve.

Debido a que la Tierra es una esfera y está inclinada sobre su eje, la luz solar no golpea todas las partes de la Tierra de manera uniforme. La región ecuatorial recibe los rayos del Sol más directamente y es la que más se calienta. La luz del Sol golpea los polos sólo en un ángulo pronunciado, nunca directamente, por lo que se calientan lo menos posible.

El Sol aparece rojo, amarillo o naranja cuando está en el horizonte. El color está determinado por el ángulo en el que la luz del Sol incide en un lugar determinado.Entre las Líneas En el medio del día la luz solar golpea el suelo más directamente, y al principio y al final del día la luz solar golpea el suelo en el ángulo más pronunciado. El ángulo en el que la luz solar golpea el suelo es indicativo de la cantidad de atmósfera a través de la cual la luz solar debe pasar.

Al amanecer y al atardecer, la luz del sol que la gente ve debe atravesar la mayor distancia de la atmósfera. De hecho, la luz solar pasa a través de unos 19 kilómetros más de atmósfera cuando el Sol está justo sobre el horizonte que cuando está directamente sobre él. A medida que la luz del Sol naciente o poniente viaja a través de toda esa atmósfera, sus longitudes de onda más cortas se dispersan por las moléculas de aire que encuentra. Sólo las longitudes de onda más largas llegan hasta los espectadores en un determinado punto de la superficie de la Tierra, y esas longitudes de onda son rojas, naranjas y amarillas.

Cuando el aire es relativamente limpio, un Sol naciente o poniente parece ser naranja-amarillo. Un Sol naranja-rojo, sin embargo, indica que el aire contiene una alta concentración de partículas. Las partículas que tienen diámetros ligeramente mayores que las partículas del aire dispersan longitudes de onda amarillas, dejando que sólo la luz con las longitudes de onda más largas -naranja y roja- brille a través de ellas. Cuando la concentración de partículas en el aire es extremadamente alta, como después de una erupción volcánica, sólo queda luz roja. Todos los demás colores se dispersan, y el Sol parece ser completamente rojo.

Rayos Crepusculares

Los rayos crepusculares son brillantes rayos de luz que parecen irradiar desde el Sol y cruzan el cielo. Son más a menudo visibles al atardecer o cuando el Sol brilla a través de una ruptura en las nubes. Los rayos se hacen visibles por la dispersión de la luz solar por el polvo, las gotas de agua o las partículas de neblina.

Un efecto similar se crea cuando una luz brillante brilla a través de una pequeña abertura, en una habitación polvorienta. Este efecto puede verse en un cine oscuro donde el intenso rayo de luz sale de la cabina de proyección. (Tal vez sea de interés más investigación sobre el concepto). El rayo es visible porque está siendo dispersado por el polvo en el aire.

A pesar de su apariencia de abanico hacia el exterior del Sol, los rayos crepusculares corren paralelos entre sí. La forma de abanico es sólo una ilusión, causada por la perspectiva. Esta ilusión es similar a la de una carretera, una vía férrea o cualquier otro camino largo y recto que parece estrecharse hasta un único punto en la distancia.

Revisión de hechos: Chris
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Recursos

Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Sol: Sun

Véase También

Convección; Latitud; Luz; Estación; Espectro; Radiación ultravioleta
Explorador de composición avanzada
Analemma
Punto antisolar
Lista de estrellas más brillantes
Sol de medianoche
Planetas en astrología § Sol
Trayectoria del Sol
Día del Sol-Tierra
Observación del Sol
Objetos astronómicos conocidos desde la antigüedad
Estrellas de la secuencia principal de tipo G
Fuentes de luz
Física del plasma
Plastos espaciales
Estrellas con nombres propios

Bibliografía

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