Sol con manchas solares y oscurecimiento de las extremidades como se ve en la luz visible con filtro solar .
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| Datos de observación | |
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| Distancia media de la Tierra | 1 au ≈1.496 × 10 8 km [1] 8 min 19 s a velocidad de la luz |
| Brillo visual ( V ) | −26,74 [2] |
| Magnitud absoluta | 4,83 [2] |
| Clasificación espectral | G2V [3] |
| Metalicidad | Z = 0.0122 [4] |
| Tamaño angular | 31,6–32,7 minutos de arco [5] |
| Adjetivos | Solar |
| Características orbitales | |
| Distancia media del núcleo de la Vía Láctea | ≈ 2.7 × 10 17 km 27,200 años luz |
| Periodo galáctico | (2.25–2.50) × 10 8 años |
| Velocidad | ≈ 220 km / s (órbita alrededor del centro de la Vía Láctea) ≈ 20 km / s (en relación con la velocidad promedio de otras estrellas en un vecindario estelar) ≈ 370 km / s [6] (en relación con el fondo cósmico de microondas ) |
| Características físicas | |
| Radio ecuatorial | 695,700 km, [7] 696,342 km [8] 109 × Tierra [9] |
| Circunferencia ecuatorial | 4.379 × 10 6 km [9] 109 × Tierra [9] |
| Aplastamiento | 9 × 10 −6 |
| Área de superficie | 6.09 × 10 12 km 2 [9] 12,000 × Tierra [9] |
| Volumen | 1,41 × 10 18 km 3 [9] 1,300,000 × Tierra |
| Masa | 1.9885×1030 kg[2] 333,000 × Earth[2] |
| Average density | 1.408 g/cm3[2][9][10] 0.255 × Earth[2][9] |
| Center density (modeled) | 162.2 g/cm3[2] 12.4 × Earth |
| Equatorial surface gravity | 274 m/s2[2] 28 × Earth[9] |
| Moment of inertia factor | 0.070[2] (estimate) |
| Escape velocity (from the surface) | 617.7 km/s[9] 55 × Earth[9] |
| Temperature | Center (modeled): 1.57×107 K[2] Photosphere (effective): 5,772 K[2] Corona: ≈ 5×106 K |
| Luminosity (Lsol) | 3.828×1026 W[2] ≈ 3.75×1028 lm ≈ 98 lm/W efficacy |
| Color (B-V) | 0.63 |
| Mean radiance (Isol) | 2.009×107 W·m−2·sr−1 |
| Age | ≈ 4.6 billion years[11][12] |
| Rotation characteristics | |
| Obliquity | 7.25°[2] (to the ecliptic) 67.23° (to the galactic plane) |
| Right ascension of North pole[13] | 286.13° 19 h 4 min 30 s |
| Declination of North pole | +63.87° 63° 52' North |
| Sidereal rotation period (at equator) | 25.05 d[2] |
| (at 16° latitude) | 25.38 d[2] 25 d 9 h 7 min 12 s[13] |
| (at poles) | 34.4 d[2] |
| Rotation velocity (at equator) | 7.189×103 km/h[9] |
| Photospheric composition (by mass) | |
| Hydrogen | 73.46%[14] |
| Helium | 24.85% |
| Oxygen | 0.77% |
| Carbon | 0.29% |
| Iron | 0.16% |
| Neon | 0.12% |
| Nitrogen | 0.09% |
| Silicon | 0.07% |
| Magnesium | 0.05% |
| Sulphur | 0.04% |
El Sol , o Sol , [15] es la estrella en el centro del Sistema Solar . Es una esfera casi perfecta de plasma caliente , [16] [17] con movimiento convectivo interno que genera un campo magnético a través de un proceso de dinamo . [18] Es, con mucho, la fuente de energía más importante para la vida en la Tierra. Su diámetro es de aproximadamente 1.39 millones de kilómetros (864,000 millas), o 109 veces el de la Tierra, y su masa es aproximadamente 330,000 veces la de la Tierra. Representa aproximadamente el 99.86% de la masa total del Sistema Solar.[19] Aproximadamente tres cuartos de la masa del Sol consiste en hidrógeno (~ 73%); el resto es principalmente helio (~ 25%), con cantidades mucho más pequeñas de elementos más pesados, incluidos oxígeno , carbono , neón y hierro . [20]
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V) basada en su clase espectral . Como tal, se le conoce informalmente y no con precisión como enana amarilla (su luz está más cerca del blanco que del amarillo). Se formó hace aproximadamente 4.600 millones [a] [11] [21] años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular . La mayor parte de este asunto se reunió en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el Sistema Solar . La masa central se volvió tan caliente y densa que eventualmente inició la fusión nuclear en su núcleo.. Se cree que casi todas las estrellas se forman por este proceso .
El Sol actualmente fusiona alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio cada segundo, como resultado convierte 4 millones de toneladas de materia en energía cada segundo. Esta energía, que puede tardar entre 10,000 y 170,000 años en escapar de su núcleo, es la fuente de luz y calor del Sol. Cuando la fusión de hidrógeno en su núcleo ha disminuido hasta el punto en que el Sol ya no está en equilibrio hidrostático , su núcleo experimentará un marcado aumento en la densidad y la temperatura, mientras que sus capas externas se expanden, transformando el Sol en un gigante rojo . Se calcula que el Sol será lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales deMercurio y Venus , y hacen que la Tierra sea inhabitable, pero no durante unos cinco mil millones de años. Después de esto, arrojará sus capas externas y se convertirá en un tipo de estrella de enfriamiento densa conocida como una enana blanca , y ya no producirá energía por fusión, pero aún brillará y emitirá calor de su fusión anterior.
El enorme efecto del Sol en la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos , y algunas culturas han considerado al Sol como una deidad . La rotación sinódica de la Tierra y su órbita alrededor del Sol son la base de los calendarios solares , uno de los cuales es el calendario predominante en uso hoy en día.
Características generales
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G que comprende aproximadamente el 99.86% de la masa del Sistema Solar. El Sol tiene una magnitud absoluta de +4.83, que se estima que es más brillante que alrededor del 85% de las estrellas en la Vía Láctea , la mayoría de las cuales son enanas rojas . [28] [29] El Sol es una estrella de la Población I , o rica en elementos pesados, [b] . [30] La formación del Sol puede haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas cercanas . [31] Esto es sugerido por una gran abundancia de elementos pesados en el Sistema Solar, como el oro yuranio , en relación con la abundancia de estos elementos en la llamada Población II , estrellas de elementos pesados y pobres. Los elementos pesados podrían haber sido producidos de manera más plausible por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova, o por transmutación a través de la absorción de neutrones dentro de una estrella masiva de segunda generación. [30]
El Sol es, con mucho, el objeto más brillante en el cielo de la Tierra , con una magnitud aparente de −26.74. [32] [33] Esto es aproximadamente 13 mil millones de veces más brillante que la próxima estrella más brillante, Sirio , que tiene una magnitud aparente de −1.46. La distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra es de aproximadamente 1 unidad astronómica (aproximadamente 150,000,000 km; 93,000,000 mi), aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio. [34]A esta distancia promedio, la luz viaja desde el horizonte del Sol al horizonte de la Tierra en aproximadamente 8 minutos y 19 segundos, mientras que la luz de los puntos más cercanos del Sol y la Tierra tarda aproximadamente dos segundos menos. La energía de esta luz solar es compatible con casi toda la vida [c] en la Tierra mediante la fotosíntesis , [35] y conduce el clima de la Tierra y el clima.
El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la altura sobre la fotosfera . [36] Sin embargo, a efectos de medición, se considera que el radio del Sol es la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. [37] Según esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con una oblatura estimada en aproximadamente 9 millonésimas, [38] lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial en solo 10 kilómetros (6.2 millas). [39] El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol. [40] El Sol gira más rápido en suecuador que en sus polos . Esta rotación diferencial es causada por el movimiento convectivo debido al transporte de calor y la fuerza de Coriolis debido a la rotación del Sol. En un marco de referencia definido por las estrellas, el período de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y 33,5 días en los polos. Visto desde la Tierra mientras orbita alrededor del Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de aproximadamente 28 días. [41]
Luz de sol
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La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de área que está directamente expuesta a la luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente1,368 W / m 2 (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (AU) del Sol (es decir, en o cerca de la Tierra). [42] La luz solar en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera de la Tierra , por lo que llega menos energía a la superficie (más cerca de1,000 W / m 2 ) en condiciones claras cuando el Sol está cerca del cenit . [43] La luz solar en la parte superior de la atmósfera de la Tierra está compuesta (por energía total) de aproximadamente 50% de luz infrarroja, 40% de luz visible y 10% de luz ultravioleta. [44] La atmósfera en particular filtra más del 70% del ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. [45] La radiación ultravioleta solar ioniza la atmósfera superior del lado de la Tierra, creando la ionosfera conductora de electricidad . [46]
El color del Sol es blanco, con un índice de espacio de color CIE cercano (0.3, 0.3), cuando se ve desde el espacio o cuando el Sol está alto en el cielo. Al medir todos los fotones emitidos, el Sol en realidad está emitiendo más fotones en la porción verde del espectro que cualquier otro. [47] [48] Cuando el Sol está bajo en el cielo, la dispersión atmosférica hace que el Sol sea amarillo, rojo, naranja o magenta. A pesar de su blancura típica, la mayoría de las personas imaginan mentalmente al Sol como amarillo; Las razones de esto son objeto de debate. [49] El Sol es una estrella G2V , con G2 indicando su temperatura superficial de aproximadamente 5,778 K (5,505 ° C, 9,941 ° F), yV que, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de secuencia principal . [50] [51] La luminancia promedio del Sol es de aproximadamente 1.88 giga candelas por metro cuadrado , pero como se ve a través de la atmósfera de la Tierra, esto se reduce a aproximadamente 1.44 Gcd / m 2 . [d] Sin embargo, la luminancia no es constante en todo el disco del Sol ( oscurecimiento de las extremidades ).
Composición
El Sol está compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio . En este momento de la vida del Sol, representan el 74.9% y el 23.8% de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. [52] Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2% de la masa, con oxígeno (aproximadamente 1% de la masa del Sol), carbono (0.3%), neón (0.2%) y hierro (0.2 %) siendo el más abundante. [53]
La composición química original del Sol fue heredada del medio interestelar del que se formó. Originalmente habría contenido aproximadamente 71.1% de hidrógeno, 27.4% de helio y 1.5% de elementos más pesados. [52] El hidrógeno y la mayor parte del helio en el Sol habrían sido producidos por la nucleosíntesis de Big Bang en los primeros 20 minutos del universo, y los elementos más pesados fueron producidos por generaciones anteriores de estrellas antes de que se formara el Sol, y se extendieran a El medio interestelar durante las etapas finales de la vida estelar y por eventos como las supernovas . [54]
Desde que se formó el Sol, el principal proceso de fusión ha consistido en fusionar hidrógeno en helio. En los últimos 4.600 millones de años, la cantidad de helio y su ubicación dentro del Sol ha cambiado gradualmente. Dentro del núcleo, la proporción de helio ha aumentado de aproximadamente 24% a aproximadamente 60% debido a la fusión, y algunos de los elementos pesados y helio se han asentado desde la fotosfera hacia el centro del Sol debido a la gravedad . Las proporciones de metales (elementos más pesados) no cambian. El calor se transfiere hacia el exterior desde el núcleo del Sol por radiación en lugar de por convección (ver Zona radiactiva a continuación), por lo que los productos de fusión no se elevan hacia afuera por el calor; permanecen en el núcleo [55] y gradualmente ha comenzado a formarse un núcleo interno de helio que no se puede fusionar porque actualmente el núcleo del Sol no está lo suficientemente caliente o denso como para fusionar helio. En la fotosfera actual, la fracción de helio se reduce y la metalicidad es solo el 84% de lo que era en la fase protostelar (antes de que comenzara la fusión nuclear en el núcleo). En el futuro, el helio continuará acumulándose en el núcleo, y en unos 5 mil millones de años esta acumulación gradual eventualmente hará que el Sol salga de la secuencia principal y se convierta en un gigante rojo . [56]
La composición química de la fotosfera se considera normalmente representativa de la composición del Sistema Solar primordial. [57] Las abundancias de elementos pesados solares descritas anteriormente se miden típicamente usando espectroscopía de la fotosfera del Sol y midiendo abundancias en meteoritos que nunca se han calentado a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos retienen la composición del Sol protestelar y, por lo tanto, no se ven afectados por la sedimentación de elementos pesados. Los dos métodos generalmente concuerdan bien. [20]
Elementos de grupo de hierro ionizados individualmente
En la década de 1970, mucha investigación se centró en la abundancia de elementos del grupo de hierro en el Sol. [58] [59] Aunque se realizaron importantes investigaciones, hasta 1978 fue difícil determinar la abundancia de algunos elementos del grupo de hierro (por ejemplo, cobalto y manganeso ) a través de la espectrografía debido a sus estructuras hiperfinas . [58]
El primer conjunto completo de fuerzas de oscilador de elementos de grupo de hierro individualmente ionizados se puso a disposición en la década de 1960, [60] y estos se mejoraron posteriormente. [61] En 1978, se derivaron las abundancias de elementos individualmente ionizados del grupo del hierro. [58]
Composición isotópica
Varios autores han considerado la existencia de un gradiente en las composiciones isotópicas de gases nobles solares y planetarios , [62] por ejemplo, correlaciones entre las composiciones isotópicas de neón y xenón en el Sol y en los planetas. [63]
Antes de 1983, se pensaba que todo el Sol tiene la misma composición que la atmósfera solar. [64] En 1983, se afirmó que fue el fraccionamiento en el propio Sol lo que causó la relación de composición isotópica entre los gases nobles planetarios e implantados por el viento solar. [64]
Estructura y fusión
La estructura del sol contiene las siguientes capas:
- Núcleo : el 20-25% más interno del radio del Sol, donde la temperatura (energías) y la presión son suficientes para que ocurra la fusión nuclear . El hidrógeno se fusiona en helio (que actualmente no puede fusionarse en este momento de la vida del Sol). El proceso de fusión libera energía, y el helio se acumula gradualmente para formar un núcleo interno de helio dentro del núcleo mismo.
- Zona radiactiva : la convección no puede ocurrir hasta mucho más cerca de la superficie del Sol. Por lo tanto, entre aproximadamente el 20-25% del radio y el 70% del radio, existe una "zona radiactiva" en la cual la transferencia de energía ocurre por medio de radiación (fotones) en lugar de por convección.
- Tacoclina : la región límite entre las zonas radiactiva y convectiva.
- Zona convectiva : entre aproximadamente el 70% del radio del Sol y un punto cercano a la superficie visible, el Sol es lo suficientemente frío y difuso como para que ocurra la convección, y esto se convierte en el principal medio de transferencia de calor hacia el exterior, similar a las células climáticas que se forman en La atmósfera de la tierra.
- Fotosfera : la parte más profunda del Sol que podemos observar directamente con luz visible. Debido a que el Sol es un objeto gaseoso, no tiene una superficie claramente definida; sus partes visibles generalmente se dividen en una 'fotosfera' y 'atmósfera'.
- Atmósfera : un 'halo' gaseoso que rodea el Sol, que comprende la cromosfera , la región de transición solar , la corona y la heliosfera . Estos pueden verse cuando la parte principal del Sol está oculta, por ejemplo, durante un eclipse solar .
Núcleo
El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. [65] Tiene una densidad de hasta150 g / cm 3 [66] [67] (aproximadamente 150 veces la densidad del agua) y una temperatura cercana a los 15,7 millones de Kelvin (K). [67] Por el contrario, la temperatura de la superficie del Sol es de aproximadamente 5.800 K. Análisis recientes de los datos de la misión SOHO favorecen una velocidad de rotación más rápida en el núcleo que en la zona radiactiva de arriba. [65] Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía se ha producido por fusión nuclear en la región central a través de una serie de reacciones nucleares llamadas la cadena p – p (protón-protón) ; Este proceso convierte el hidrógeno en helio . [68]Solo el 0.8% de la energía generada en el Sol proviene de otra secuencia de reacciones de fusión llamada ciclo CNO , aunque se espera que esta proporción aumente a medida que el Sol envejece. [69]
El núcleo es la única región del Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica a través de la fusión; El 99% de la energía se genera dentro del 24% del radio del Sol, y en un 30% del radio, la fusión se ha detenido casi por completo. El resto del Sol se calienta por esta energía, ya que se transfiere hacia afuera a través de muchas capas sucesivas, finalmente a la fotosfera solar, donde escapa al espacio a través de la radiación (fotones) o advección (partículas masivas). [50] [70]
La cadena protón-protón ocurre alrededor9.2 × 10 37 veces por segundo en el núcleo, convirtiendo aproximadamente 3.7 × 10 38 protones en partículas alfa (núcleos de helio) cada segundo (de un total de ~ 8.9 × 10 56 protones libres en el Sol), o aproximadamente 6.2 × 10 11 kg / s. [50] La fusión de cuatro protones libres (núcleos de hidrógeno) en una sola partícula alfa (núcleo de helio) libera alrededor del 0,7% de la masa fusionada como energía, [71] por lo que el Sol libera energía a la tasa de conversión de masa-energía de 4,26 millones de métricas toneladas por segundo (que requiere 600 megatones métricos de hidrógeno[72] ), para 384,6 yottavatios (3.846 × 10 26 W ), [2] o 9.192 × 10 10 megatones de TNT por segundo. Sin embargo, la gran potencia de salida del Sol se debe principalmente al gran tamaño y densidad de su núcleo (en comparación con la Tierra y los objetos en la Tierra), con solo una pequeña cantidad de energía generada por metro cúbico . Los modelos teóricos del interior del Sol indican una densidad de potencia máxima, o producción de energía, de aproximadamente 276.5 vatios por metro cúbico en el centro del núcleo, [73] que es aproximadamente la misma tasa de producción de energía que tiene lugar en el metabolismo de los reptiles o unpila de compost . [74] [e]
La velocidad de fusión en el núcleo está en un equilibrio de autocorrección: una velocidad de fusión ligeramente más alta provocaría que el núcleo se caliente más y se expanda ligeramente contra el peso de las capas externas, reduciendo la densidad y, por lo tanto, la velocidad de fusión y corrigiendo la perturbación ; y una velocidad ligeramente menor causaría que el núcleo se enfríe y se encoja ligeramente, aumentando la densidad y aumentando la velocidad de fusión y volviendo a su velocidad actual.
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