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✨El Sol


Viernes 29 de Junio de 2018





El Sol es una estrella de tipo G que está atravesando su fase de secuencia principal, con clase de luminosidad V. Se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética de este sistema planetario. Es una esfera casi perfecta de plasma, con un movimiento convectivo interno que genera un campo magnético a través de un proceso de dinamo. Cerca de tres cuartas partes de la masa del Sol constan de hidrógeno; el resto es principalmente helio, con cantidades mucho más pequeñas de otros elementos, incluyendo el oxígeno, carbono, neón y hierro. Se formó hace aproximadamente 4.600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se acumuló 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 cada vez más densa y caliente, dando lugar con el tiempo al inicio de la fusión nuclear en su interior. Se cree que casi todas las estrellas se forman por medio de este proceso. El Sol es más o menos una estrella de edad intermedia y no ha cambiado drásticamente desde hace más de cuatro mil millones de años, y seguirá siendo bastante estable durante otros cinco mil millones de años más. Sin embargo, después de que la fusión del hidrógeno en su núcleo se haya detenido, el Sol sufrirá cambios severos y se convertirá en una gigante roja. Se estima que el Sol se volverá lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales de MercurioVenus y posiblemente la Tierra. Los planetas y otros cuerpos incluidos asteroides, meteoroides, Cometas y polvo, orbitan alrededor del Sol. Por sí solo, el Sol representa alrededor del 99,86 % de la masa total del Sistema Solar.

La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unión Astronómica Internacional en 149 597 870 700 metros, 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 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 está clasificada como enana amarilla, se formó hace entre 4.567,9 y 4.570,1 millones de años y permanecerá en fase de secuencia principal aproximadamente 5.000 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, tiene 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). El vasto efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos y ha sido considerado por algunas culturas como una deidad. El movimiento de la Tierra alrededor del Sol es la base del calendario solar, el cual es el calendario predominante en uso hoy en día.

El Sol tiene una magnitud absoluta de +4.83, estimada como la más brillante del 85 % de estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas. El Sol pertenece a la Población I, o a las estrellas ricas en elementos pesados. La formación del Sol pudo haber sido provocado por ondas de choque de una o más supernovas próximas. Esto fue planteado debido a la gran abundancia de elementos pesados en el sistema solar, como el oro y el uranio, en relación con las abundancias de estos elementos en la llamada Población II de estrellas, siendo éstas pobres en elementos pesados. Estos elementos podrían haberse producido por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova, o por transmutación a través de la absorción neutrónica dentro de una estrella masiva de segunda generación. El Sol es, con diferencia, el objeto más brillante en el cielo, con magnitud aparente de -26,74. Es unos 13.000 millones de veces más brillante que la segunda 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, alrededor de 150 millones de kilómetros, aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio. El Sol no tiene un límite definido, y en sus partes externas su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la distancia desde su centro. No obstante, a efectos de medición, se considera el radio solar como la distancia que engloba desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. Con base en esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado de 9 millonésimas, lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial por tan solo 10 kilómetros.





El efecto mareal de los planetas es débil y no afecta significativamente a la forma del Sol. El Sol rota más deprisa por su ecuador que por sus polos. Esta rotación diferencial es causada por el movimiento de convección debido al transporte de calor y al efecto coriolis producido por la rotación del Sol. En un marco de referencia definido por las estrellas, el periodo de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y de 33,5 días en los polos. Visto desde la Tierra, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de unos 28 días. La luz del Sol en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera terrestre, de modo que, llega menos energía a la superficie en condiciones claras cuando el Sol está cerca del cenit. La luz del Sol en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesta por una energía total de aproximadamente un 50 % de luz infrarroja, un 40 % por luz visible y un 10 % de luz ultravioleta. La atmósfera terrestre filtra más del 70 % de la radiación ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. La radiación ultravioleta solar ioniza la parte superior de la atmósfera del lado diurno de la Tierra, haciendo a la ionosfera conductora de electricidad. El color del Sol es blanco cuando se ve desde el espacio o desde lo alto en el cielo; en cambio, cuando se está desde una zona baja del cielo la dispersión atmosférica del Sol tiene un color amarillo, rojo, naranja y magenta. A pesar de su blancura típica, la mayoría de la gente se imagina mentalmente al Sol como amarillo; las razones de ello son objetos de debate. El Sol heredó su composición química del medio interestelar a través del cual se formó. El hidrógeno y el helio en el Sol fueron producidos por la nucleosíntesis del Big Bang, y los elementos más pesados se crearon por nucleosíntesis estelar en generaciones de estrellas que completaron su evolución estelar y devolvieron su material al medio interestelar antes de la formación del Sol.

La composición química de la fotosfera se considera normalmente como representativa de la composición del sistema solar primordial. Sin embargo, desde que se formó el Sol, parte del helio y de elementos pesados se han asentado gravitacionalmente desde la fotosfera. Por lo tanto, en la fotosfera de hoy en día, la fracción de helio es reducida, y la metalicidad es solo el 84 % de lo que era en la fase protoestelar antes de que la fusión nuclear comenzara en el núcleo. Se cree que la composición protoestelar del Sol ha sido de un 71,1 % de hidrógeno, 27,4 % de helio, y de un 1,5 % de elementos más pesados. Hoy en día, la fusión nuclear en el núcleo del Sol ha modificado la composición mediante la conversión del hidrógeno en helio, por lo que ahora la parte más interna del Sol es más o menos un 60 % de helio, junto con la abundancia de elementos más pesados sin ser alterados. Debido a que el calor se transfiere desde el centro del Sol por radiación en vez de por convección, ninguno de los productos de fusión del núcleo han llegado a la fotosfera. La zona reactiva del núcleo de combustión del hidrógeno, donde el hidrógeno se convierte en helio, está empezando a ser circundado por un núcleo interno de cenizas de helio. Este desarrollo continuará y posteriormente tendrá lugar la salida del Sol de su fase de secuencia principal para llegar a convertirse así en una gigante roja. La abundancia de elementos pesados solares descritos anteriormente son medidos usando tanto espectroscopia de la fotosfera del Sol como midiendo las abundancias en los meteoritos que nunca han sido calentados a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos retienen la composición del Sol protoestelar y, por lo tanto, no se ve afectado por la sedimentación de elementos pesados. Por lo general los dos métodos concuerdan bien.

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. 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: núcleo solar, zona radiante, zona convectiva, fotosfera, cromosfera, corona, manchas solares, granulación y viento solar. El núcleo del Sol 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. 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 y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson, 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, en los Estados Unidos, y Carl Friedrich von Weizsäcker 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 Albert 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 grados kelvin. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel o, más comúnmente conocido como cadena protón-protón. Charles Critchfield era en 1938 un joven físico, alumno de George Gamow en la Universidad George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones a velocidades próximas a la de luz, puede ocurrir que uno de ellos pierda su carga positiva (e+), se fusionen y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón y forma un núcleo de deuterio, es decir, un núcleo pesado formado por un isótopo estable del hidrógeno. El positrón (e+) al ser liberado tiende a aniquilarse con bastante rapidez, fusionándose con un electrón (e-), produciendo en el proceso radiación fotónica. Al mismo tiempo, en esta segunda fase, se libera un neutrino electrónico de baja energía, que no interactúa con ningún átomo y se libera al espacio a velocidades próximas a la de luz sin colisionar con la materia.

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiactiva. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera puede tardar un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible. Esta región se extiende por encima de la zona radiante, y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad y se convierten en un material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta 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 menos calientes. Así, a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía.

La fotosfera es la zona visible donde se emite 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. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente 10.000 km, y es imposible observarla sin filtros especiales, pues es eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse durante un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza millones de grados kelvin, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente.





La heliosfera sería la región que se extiende desde el Sol hasta más allá de Plutón y que se encuentra bajo la influencia del viento solar. Es en esta región donde se extienden los efectos de las tormentas geomagnéticas y también donde se extiende el influyo del campo magnético solar. La heliosfera protege al sistema solar de las radiaciones provenientes del medio interestelar y su límite se extiende a más de 100 UA del Sol, límite solo superado por los cometas. La eyección de masa coronal (CME) es una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar. Esta onda es muy peligrosa ya que daña los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Cada 11 años, el Sol entra en un turbulento ciclo (Actividad Máxima Solar) que representa la época más propicia para que el planeta sufra una tormenta solar. Dicho proceso acaba con el cambio de polaridad solar (no confundir con el cambio de polaridad terrestre), actualmente nos encontramos en el Ciclo Solar 24, que comenzó en enero de 2008. 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 satélites por completo.

Se abren nuevos horizontes para averiguar los enigmas que el Sol todavía guarda para sí. Se han tardado 60 años, pero por fin los científicos están preparados para enviar muy cerca del Sol una nave espacial impresionantemente resistente al calor destinada a deslizarse más cerca de la superficie del Sol que cualquier nave espacial anterior, se trata de la Parker Solar Probe (PSP). Volará a unos 6 millones de kilómetros de la superficie abrasadora, más de siete veces más cerca que cualquier otra nave anterior. Si todo va según lo previsto, la nave se lanzará e el verano del año 2018, a velocidades de 724.205 km por hora y tendrá su escudo térmico único en su tipo, que quedará perfectamente orientado hacia la superficie solar, ya que se acerca mucho. En unos siete años, completará 24 órbitas alrededor del Sol y pasará por Venus siete veces. Mientras tanto, la sonda Parker recogerá una enorme cantidad de datos para ayudar a responder las preguntas de los científicos y resolver algunos misterios sobre el orbe de plasma caliente que ilumina nuestro Sistema Solar. La sonda automática, tratará de ayudarnos a comprender finalmente por qué la atmósfera del Sol es 300 veces más caliente que su superficie, que es de 5.727ºc. Este hecho desafía la física básica y hasta el día de hoy es inexplicable. Una de las principales hipótesis para explicar el cambio de calor proviene del famoso físico Eugene Parker, de quien la sonda lleva su nombre. A mediados de la década de 1950, Parker teorizó que la corona supercaliente del Sol podría explicarse por un complejo sistema de plasma, campos magnéticos y partículas energéticas que provocan explosiones solares llamadas "nanoflares".



 Fotografía Original 

Crédito:  NASA / ESA / Wikipedia 

Sol     Mag = -27     Solar System Exploration 

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