El
Sol (del
latín sol,
solis, a su vez de la raíz
protoindoeuropea sauel-)
4 es una
estrella del
tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del
sistema solar y constituye la mayor fuente de
radiación electromagnética de este sistema planetario.
5 La
Tierra y otros cuerpos (incluidos otros
planetas,
asteroides,
meteoroides,
cometas y
polvo)
orbitanalrededor del Sol.
5 Por sí solo, representa alrededor del 99,86 % de la masa del sistema solar.
6 La
distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unión Astronómica Internacional en
149 597 870 700 metros7(aproximadamente 150 millones de kilómetros). Su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la
fotosíntesis, y determina el clima de la Tierra y la
meteorología.
Es la
estrella del sistema planetario en el que se encuentra la
Tierra; por lo tanto, es el astro con mayor
brillo aparente. Su visibilidad en el
cielo local determina, respectivamente, el
día y la
noche en diferentes regiones de diferentes planetas. En la Tierra, la
energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres
fotosintéticos que constituyen la base de la
cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la
vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los
procesos climáticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada
secuencia principal, con un
tipo espectral G2, que se formó entre 4567,9 y 4570,1 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones de años más. El Sol, junto con todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, incluida la Tierra, forman el
sistema solar.
A pesar de ser una estrella mediana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un
diámetro angular de 32′ 35″ de arco en el
perihelio y 31′ 31″ en el
afelio, lo que da un diámetro medio de 32′ 03″. La combinación de tamaños y distancias del Sol y la
Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de
eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).
nacimiento :
El Sol se formó hace 4650 millones de años y tiene
combustible para 7500 millones de años más.
8 nota 1 Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una
gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una
enana blanca, que puede tardar unos mil millones de años en enfriarse.
9 Se formó a partir de
nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la
metalicidad de dicho gas, de su
disco circunestelar surgieron, más tarde, los
planetas,
asteroides y
cometas del
sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de
fusión en las que los átomos de
hidrógeno se transforman en
helio, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena
secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable.

El sol rodeado por un arcoiris
Cada segundo se transforman 700 millones de
toneladas de
hidrógeno en cenizas de helio, este proceso transforma cinco millones de toneladas de materia en
energía, lo que da como resultado que el Sol cada vez se vuelve más liviano.
10
Llegará un día en que el Sol agote todo el
hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella
gigante roja. El diámetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la
Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido.

El Sol visto a través de las lentes de una
cámara fotográfica desde la superficie terrestre.
Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de
kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la
rama horizontal. Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbono y oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados- que lo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero esta vez de la
rama asintótica gigante y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una
nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una
enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una
enana negra. El Sol no llegará a estallar como una
supernova al no tener la masa suficiente para ello.
Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirse en
gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre –al igual que la de los demás planetas del sistema solar– se expandiría posiblemente y salvaría a nuestro planeta de ese destino.
11 Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones
mareales, así como el roce con la materia de la cromosfera solar, harán que nuestro planeta sea absorbido.
12 Otro artículo posterior apunta en la misma dirección.
13
estructura :
Como toda
estrella, el Sol posee una forma esférica, y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve
achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia
fuerza gravitatoria. Sin embargo, el
plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio, ya que la creciente
presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria, lo que genera un
equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las
reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe, además de la contribución puramente térmica, una de origen
fotónico. Se trata de la
presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.
Casi todos los elementos químicos terrestres (
aluminio,
azufre,
bario,
cadmio,
calcio,
carbono,
cerio,
cobalto,
cobre,
cromo,
estaño,
estroncio,
galio,
germanio,
helio,
hidrógeno,
hierro,
indio,
magnesio,
manganeso,
níquel,
nitrógeno,
oro,
oxígeno,
paladio,
plata,
platino,
plomo,
potasio,
rodio,
silicio,
sodio,
talio,
titanio,
tungsteno,
vanadio,
circonio y
zinc) y diversos compuestos (como el
cianógeno, el
óxido de carbono y el
amoniaco) han sido identificados en la constitución del astro rey, por lo que se ha concluido que, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendría un espectro luminoso casi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constató su presencia en nuestro planeta.
14
El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin embargo, se puede determinar una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la
astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1)
núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4)
fotosfera, 5)
cromosfera, 6)
corona, 7)
manchas solares, 8)
granulación y 9)
viento solar.
nucleo :
Ocupa unos
139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Esta energía generada en el núcleo del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar.
10 El Sol está constituido por un 81 % de
hidrógeno, 18 % de
helio, y el 1 % restante se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 por ciento de hidrógeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento que se distribuye en otros elementos que sirven como
catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco
Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés
Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938
Hans Albrecht Bethe (1906-2005), en los Estados Unidos, y
Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de 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 les conoce como
ciclo de Bethe o del carbono, y es equivalente a la fusión de cuatro
protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía, según la ecuación de
Einstein (E = mc²), donde E es la
energía, m la
masa y c la
velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 por ciento de la masa afectada en
fotones, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins.
El ciclo ocurre en las siguientes etapas:
- 1H1 + 6C12 → 7N13 ;
- 7N13 → 6C13 + e+ + neutrino ;
- 1H1 + 6C13 → 7N14 ;
- 1H1 + 7N14 → 8O15 ;
- 8O15 → 7N15 + e+ + neutrino ;
- 1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
- Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene
- 4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.
La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·10
14 J por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.
Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas es el
ciclo de Critchfiel o protón-protón.
Charles Critchfield(1910-1994) era en 1938 un joven físico alumno de
George Gamow (1904-1968) en la
Universidad George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en un
neutrón, que permanece unido al otro protón y forma un
deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado.
La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:
- 1H1 + 1H1 → 1H² + e+ + neutrino ;
- 1H1 + 1H² → 2He³ ;
- 2He³ + 2He³ → 2He4 + 2 1H1.
El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las estrellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estos últimos años que el calor solar proviene en su mayor parte (~75 %) del ciclo protón-protón.
En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará también el helio producto de estos procesos para dar carbono y oxígeno (véase
proceso triple-alfa)
Exploración solar[editar]
Video con un mosaico de imágenes captadas por instrumentos de la sonda espacial
Solar Dynamics Observatoryque permite observar la luz producida por el Sol más allá de lo que el
ojo humano puede percibir.
La luz solar que apreciamos de a simple vista es de color amarillo, pero en realidad el sol la emite en todas las longitudes de onda.
17
Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre, la
Agencia Espacial Europea y la
NASA lanzaron cooperativamente el satélite
SOHO (
Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea
Ulysses realizó estudios de la actividad solar, y la sonda norteamericana
Génesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliósfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004, pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaídas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.