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Datos del Sol
Parámetros Generales
| Sol | Tierra | Cociente (Sol/Tierra) | |
| Masa (1024kg) | 1.989.100 | 5,9736 | 332.950 |
| GM (x 106km3/s2) | 132.712 | 0.3986 | 332.950 |
| Volumen (1012km3) | 1.412.000 | 1,083 | 1.304.000 |
| Radio volumétrico promedio (km) | 696.000 | 6.371 | 109,2 |
| Densidad promedio (kg/m3) | 1.408 | 5.520 | 0,255 |
| Gravedad (eq.) (m/s2) | 274 | 9,78 | 28 |
| Velocidad de escape (km/s) | 617,7 | 11,2 | 55,2 |
| Elipticidad | 0,00005 | 0,0034 | 0,015 |
| Momento de inercia (I/MR2) | 0,059 | 0,3308 | 0,178 |
| Período orbital sideral (días) | 609,12 | 23,9345 | 25,449 |
| Inclilnación del eje (grados) | 7,25 | 23,45 | 0,309 |
| Velocidad rel. estrellas vecinas (km/s) | 19,4 | ||
| Magnitud visual V(1,0) | -26,74 | -3,86 | - |
| Magnitud visual absoluta | +4,83 | ||
| Luminosidad (1024J/s) | 384,6 | ||
| Velocidad de conversión de masa (106kg/s) | 4300 | ||
| Producción promedio de energía (10-3J/kg) | 0,1937 | ||
| Emisión en la superficie(106J/m2s) | 63,29 | ||
| Tipo espectral | G2 V | ||
| Presión central | 2,477 x 1011bar | ||
| Temperatura central | 1,571 x 107K | ||
| Densidad central | 1,622 x 105kg/m3 |
Atmósfera solar
| Presión superficial: | 0,868 mb | |||||||||||||||||
| Temperatura efectiva: | 5778 K | |||||||||||||||||
| Temperatura al fondo de la fotosfera: | 6600 K | |||||||||||||||||
| Temperatura al exterior de la fotosfera: | 4400 K | |||||||||||||||||
| Temperatura al exterior de la cromosfera: | ~30.000 K | |||||||||||||||||
| Profundidad de la fotosfera: | ~400 km | |||||||||||||||||
| Profundidad de la cromosfera: | ~2500 km | |||||||||||||||||
| Cíclo solar de manchas: | 11,4 años. | |||||||||||||||||
| Composición de la fotosfera: | ||||||||||||||||||
| Elementos dominantes | H - 90,965%, He - 8,889% | |||||||||||||||||
| Otros (ppm) | O - 774, C - 330, Ne - 112, N - 102 | |||||||||||||||||
| Fe - 43, Mg - 35, Si - 32, S - 15
Que el Sol rota es un resultado observacional conocido desde la época en que Galileo apuntó por primera vez al cielo con su telescopio en 1608.
Contrariamente a las ideas de la época, apoyadas por Aristóteles y aceptadas por la iglesia católica como dogmas de fe, de que los objetos celestes, incluido el Sol, eran objetos perfectos y sin mancha, las observaciones de Galileo demostraron que en la superficie del Sol existían manchas oscuras que aparecían y desaparecían con periodos de días o semanas. Estas manchas se movían sobre el disco solar de este a oeste y tardaban unas dos semanas en cruzarlo. Galileo explicó acertadamente estas observaciones por medio de la rotación del Sol sobre un eje ligeramente inclinado hacia la Tierra.
Hoy sabemos que, en efecto, el Sol rota sobre un eje que tiene una inclinación máxima de unos 7 grados respecto del plano en el que orbita la Tierra, y también sabemos que el Sol, que no es un sólido rígido, rota de forma diferencial, es decir, rota más rápido en el ecuador que en los polos, de forma que, mientras en el ecuador tarda unos 26 días en dar una vuelta completa, cerca de los polos tarda más de 30 días. Esta rotación diferencial del Sol juega un papel muy importante en la vida de nuestra estrella ya que, junto con la convección, es la responsable de la generación y mantenimiento del campo magnético solar según las teorías actuales.
Aproximadamente en el último tercio del radio solar, la energía que se ha generado en el interior de la estrella, al propagarse hacia el exterior, genera un movimiento de materia similar al de un líquido cuando hierve, donde el material más caliente asciende, se enfría y desciende de nuevo: es la zona convectiva solar. Hoy en día se acepta que el campo magnético solar se regenera continuamente a partir de la combinación de la rotación diferencial y de los movimientos convectivos en la parte externa del Sol. A este mecanismo se le denomina "efecto dinamo", por ser similar a las dinamos de los motores de los coches.
Este campo magnético solar, generado con la ayuda de la rotación diferencial del Sol, es el responsable de todos los fenómenos activos de la superficie del Sol, así como de las emisiones de gas y del viento solar. El viento solar está formado por partículas cargadas eléctricamente, básicamente protones y electrones que se mueven a velocidades de 400 km por segundo y que alcanzan a todo el sistema solar; cuando llegan hasta nosotros son las responsables no sólo de efectos tan impresionantes como las auroras boreales, sino también de muchos problemas en las comunicaciones en la Tierra y en los satélites artificiales que la rodean, por lo que, hoy en día, debido a nuestra creciente dependencia de los satélites de comunicaciones, su estudio ha cobrado una enorme importancia.
Sabemos, por tanto, que el Sol rota en su superficie, que rota de forma diferencial y que esta rotación gobierna una parte importante de la vida de la estrella, pero ¿qué ocurre en su interior?, ¿rota el Sol igual que en su superficie?, ¿queda en su interior memoria de la rotación de su época de formación? Las respuestas a estas preguntas son claves para entender los mecanismos de generación y conservación del campo magnético solar, pero no tienen una respuesta fácil debido a que el Sol es opaco y no podemos observar su interior, al menos de forma directa.
Sin embargo, existen caminos indirectos para observar el interior del Sol y esta observación es tan importante para la comprensión de la estructura interna del Sol y, con ello, de la estructura de las estrellas, de las cuales el Sol es sólo una más, que, en diciembre de 1995, se lanzó un satélite artificial SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), dedicado exclusivamente al estudio de nuestra estrella. Este satélite, situado a 1,5 millones de km de la Tierra y que continúa operativo, es un proyecto de cooperación internacional entre la agencia espacial europea ESA y la agencia espacial norteamericana NASA. El satélite tiene 11 instrumentos a bordo, 3 de ellos dedicados a la observación del interior del Sol por medio de técnicas "heliosismológicas". La heliosismología es la técnica que nos permite "ver" el interior del Sol y está basada en las mismas técnicas que han permitido conocer cuál es la estructura interna de la Tierra: el estudio de la propagación de ondas en su interior. Estas ondas, generadas en los terremotos, en los movimientos sísmicos o bien artificialmente, han permitido extraer información de cómo es el interior de la Tierra, dado que la dirección y la velocidad de propagación de las ondas dependen de la temperatura y composición química de las zonas que la onda atraviesa. Ahora bien, ¿de qué manera podemos obtener esta información para el Sol, dado que no podemos poner sismógrafos en su superficie?
En el interior del Sol se generan y propagan distintos tipos de ondas que producen movimientos en el gas atmosférico solar y es este movimiento de las capas superficiales del Sol, producido por las ondas que se propagan en su interior, lo que sí se puede medir a partir, por ejemplo, de medidas de pequeños cambios en el radio, la temperatura o la energía de la estrella.
Son estas medidas indirectas del interior del Sol las que nos han permitido conocer, entre otros muchos resultados, cómo rota el Sol en su interior.
Así se ha podido saber que el Sol rota igual que en su superficie, es decir, rota más rápido en el ecuador que en los polos, a lo largo de toda su zona convectiva, un tercio del radio solar, y que, a partir de aquí, rota como un sólido rígido. La estrecha zona en la que se produce este cambio en la rotación y que se sitúa en la parte baja de la zona convectiva solar recibe el nombre de "tacoclina", y es donde actualmente se sitúa la zona de generación y mantenimiento del campo magnético solar. Esta rotación interna del Sol, con la aparición de la tacoclina, cuya existencia no se sospechaba antes de la realización de las observaciones de SOHO, ha permitido avanzar y profundizar en la comprensión de la generación del campo magnético del Sol, que aún hoy no está del todo esclarecida.
Pero ¿es esto importante?, ¿es importante que el Sol rote?, ¿nos afecta cómo rota el Sol?, ¿merece la pena tanto esfuerzo, no solo humano, sino también económico, para intentar entender qué es lo que ocurre en el Sol? Desde las implicaciones filosóficas que tuvo en su momento el hecho de que los cielos no fueran inmutables hasta los efectos reales de los campos magnéticos solares que hoy en día sabemos que afectan a nuestra vida cotidiana, pasando por el mero deseo de conocimiento, la respuesta a todas estas preguntas es SÍ. Cuando Galileo descubrió que el tiempo que tarda un objeto en caer una distancia dada partiendo del reposo es proporcional a la raíz cuadrada de dicha distancia, nació la ciencia, nació la idea de que una fórmula matemática, no un dios, controlaba el comportamiento del mundo material. La ciencia nos ayuda a construir un cuadro de la realidad objetiva y nos ayuda a situarnos en él. La rotación del Sol es una pieza más de conocimiento que, sumada a otras muchas, nos permite ir comprendiendo qué es el universo que nos rodea, lo que sin duda nos ayudará a comprender qué es el hombre.
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