Sol para niños
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Segunda imagen: fotografía ultravioleta retocada de la NASA en 2020 |
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| Datos derivados de la observación terrestre | |
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| Distancia media desde la Tierra | 149 597 870 700 m (~ 1.5 × 1011 m) |
| Brillo visual (V) | −26.8 |
| Diám. angular en el perihelio | 32′35.64″ |
| Diám. angular en el afelio | 31′31.34″ |
| Índice color (U-B) | +0.10 |
| Índice color (B-V) | +0.63 |
| Características físicas | |
| Diámetro | 1 391 016 km (~1.4 × 109 m) |
| Diámetro relativo (dS/dT) | 109 |
| Superficie | 6.0877 × 1012 km² |
| Volumen | 1.4123 × 1018 km³ |
| Masa relativa a la de la Tierra | 332 946 |
| Masa | 1.9891 × 1030 kg |
| Densidad | 1411 kg/m³ |
| Densidad relativa a la de la Tierra | 0.255 |
| Densidad relativa al agua | 1.41 |
| Gravedad en la superficie | 274 m/s² (27.96 g) |
| Velocidad de escape | 617.8 km/s |
| Temperatura efectiva de la superficie | 5778 K (5505 °C) |
| Temperatura máxima de la corona | 1-2 ×105 K |
| Temperatura del núcleo | ~ 1.36 × 107 K |
| Luminosidad (LS) | 3.827 × 1026 W |
| Periodo de rotación | |
| En el ecuador: | 27 d 6 h 36 min |
| A 30° de latitud: | 28 d 4 h 48min |
| A 60° de latitud: | 30 d 19 h 12 min |
| A 75° de latitud: | 31 d 19 h 12 min |
| Características orbitales | |
| Distancia máxima al centro de la Galaxia |
~ 2.5 × 1017 km ~26 000 años luz |
| Periodo orbital alrededor del centro galáctico |
2.25-2.50 × 108 años |
| Velocidad orbital máxima | ~251 km/s |
| Inclinación axial con la eclíptica | 7.25° |
| Inclinación axial con el plano de la galaxia | 67.23° |
| Composición de la fotosfera | |
| Hidrógeno | 73.46 % |
| Helio | 24.85 % |
| Oxígeno | 0.78 % |
| Carbono | 0.30 % |
| Hierro | 0.16 % |
| Neón | 0.12 % |
| Nitrógeno | 0.09 % |
| Silicio | 0.07 % |
| Magnesio | 0.06 % |
| Azufre | 0.05 % |
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El Sol es la estrella que se encuentra en el centro de nuestro sistema solar. Es una enorme esfera de plasma, que es un gas muy caliente y cargado de electricidad. El Sol es la fuente más grande de radiación electromagnética en nuestro sistema, lo que significa que nos da luz y calor.
Se formó hace unos 4600 millones de años. La mayor parte de su masa es hidrógeno (casi tres cuartas partes) y el resto es principalmente helio. También tiene pequeñas cantidades de otros elementos como oxígeno y carbono.
La Tierra y todos los demás planetas, asteroides y cometas giran alrededor del Sol. El Sol es tan grande que representa el 99.86% de toda la masa de nuestro sistema solar. La distancia promedio del Sol a la Tierra es de unos 150 millones de kilómetros. La luz del Sol tarda aproximadamente 8 minutos y 20 segundos en llegar hasta nosotros.
La energía del Sol, en forma de luz solar, es vital para casi toda la vida en la Tierra. Gracias a ella, las plantas pueden hacer la fotosíntesis, que es el proceso que les permite crecer. Además, el Sol influye mucho en el clima y el tiempo de nuestro planeta.
El Sol es una estrella de tamaño mediano, conocida como "enana amarilla". Se espera que siga siendo estable por otros 5000 millones de años. Después de eso, cambiará mucho y se convertirá en una gigante roja, creciendo tanto que podría envolver las órbitas de Mercurio, Venus y quizás la Tierra.
Contenido
¿Cómo es el Sol?
El Sol es una estrella de tipo G, lo que significa que es más brillante que el 85% de las estrellas de nuestra Vía Láctea. Es el objeto más brillante en nuestro cielo. Su brillo es tan intenso que es 13 000 millones de veces más brillante que la segunda estrella más luminosa, Sirio.
El Sol no tiene un borde sólido como la Tierra. Su densidad disminuye a medida que te alejas de su centro. Para medirlo, se considera su radio hasta el borde de la fotosfera, que es la superficie visible. El Sol es casi una esfera perfecta.
Gira más rápido en su ecuador que en sus polos. Esta rotación diferente se debe al movimiento del gas caliente en su interior. En el ecuador, tarda unos 25.6 días en dar una vuelta completa, mientras que en los polos tarda unos 33.5 días.
La luz del Sol
La cantidad de energía que el Sol envía a la Tierra se llama constante solar. Es de aproximadamente 1361 vatios por metro cuadrado. Cuando la luz llega a la superficie de la Tierra, la atmósfera terrestre la debilita un poco.
La luz del Sol que llega a la atmósfera de la Tierra está compuesta por un 50% de luz infrarroja (que nos da calor), un 40% de luz visible (la que vemos) y un 10% de luz ultravioleta. Nuestra atmósfera bloquea más del 70% de la radiación ultravioleta, especialmente la más dañina.
Aunque el Sol se ve amarillo desde la Tierra, su color real es blanco cuando se observa desde el espacio. Esto se debe a cómo la atmósfera de la Tierra dispersa la luz.
¿De qué está hecho el Sol?
El Sol está compuesto principalmente por hidrógeno (74.9%) y helio (23.8%) en su superficie visible, llamada fotosfera. Los elementos más pesados, que los astrónomos llaman "metales", representan menos del 2% de su masa. Los más abundantes son el oxígeno, el carbono, el neón y el hierro.
El Sol obtuvo estos elementos del gas y polvo que había en el espacio cuando se formó. El hidrógeno y el helio se crearon al principio del Big Bang, y los elementos más pesados se formaron dentro de estrellas anteriores que luego explotaron y liberaron su material al espacio.
En el centro del Sol, el hidrógeno se convierte en helio a través de un proceso llamado fusión nuclear. Por eso, la parte más interna del Sol tiene ahora más helio.
Las capas del Sol
El Sol tiene una estructura de capas, como una cebolla. Cada capa tiene características físicas diferentes. Los científicos han creado un modelo que explica muy bien cómo funciona el Sol. Sus principales capas son: el núcleo solar, la zona radiante, la zona convectiva, la fotosfera, la cromosfera, la corona y la heliosfera.
El Núcleo del Sol
El núcleo es el centro del Sol y ocupa aproximadamente una quinta parte de su radio. Aquí es donde ocurren las reacciones termonucleares que producen toda la energía del Sol. Esta energía tarda un millón de años en llegar a la superficie.
En el núcleo, el hidrógeno se convierte en helio a temperaturas de unos 15 millones de grados K. En este proceso, una pequeña cantidad de masa se transforma en una enorme cantidad de energía, siguiendo la famosa ecuación de Einstein, E=mc². Esta energía es la que mantiene el Sol caliente y brillante.
La Zona Radiante
Fuera del núcleo, la energía viaja hacia el exterior en forma de radiación. Esta zona está hecha de plasma, que es hidrógeno y helio cargados eléctricamente. Los fotones (partículas de luz) son absorbidos y reemitidos muchas veces, lo que hace que tarden mucho en salir de esta zona.
La Zona Convectiva
Encima de la zona radiante, el gas solar ya no está tan cargado y absorbe fácilmente los fotones. Aquí, la energía se transporta por convección, como el agua hirviendo en una olla. El gas caliente sube, se enfría y luego baja, creando un movimiento constante. Este movimiento se puede ver en la superficie del Sol.
La Fotosfera: La Superficie Visible
La fotosfera es la capa que podemos ver del Sol. Se considera su "superficie". A través de un telescopio, se ve como si estuviera formada por muchos gránulos brillantes sobre un fondo más oscuro. Estos gránulos son la evidencia del movimiento de los gases calientes que suben y bajan. Cada gránulo mide entre 700 y 1000 kilómetros y dura unos nueve minutos.
El fenómeno más conocido en la fotosfera son las manchas solares. Son regiones más oscuras porque están menos calientes que el resto de la fotosfera. Una mancha solar típica tiene una parte central oscura llamada "umbra" y una parte más clara alrededor llamada "penumbra". Una sola mancha puede ser tan grande como la Tierra. Las manchas solares se mueven con la rotación del Sol.
La Cromosfera
La cromosfera es una capa que está por encima de la fotosfera. Es mucho más transparente y tiene un tamaño de unos 10 000 kilómetros. Normalmente no podemos verla porque el brillo de la fotosfera la oculta. Solo se puede observar durante un eclipse solar o con filtros especiales, y se ve de un color rojizo.
A veces, desde la fotosfera, suben grandes arcos de gas llamados prominencias solares, que pueden alcanzar alturas de hasta 150 000 kilómetros y causar erupciones espectaculares.
La Corona Solar
La corona solar es la capa más externa y tenue de la atmósfera del Sol. Su temperatura es de millones de grados Kelvin, mucho más alta que la de la fotosfera. Esta alta temperatura se debe a la alta velocidad de las pocas partículas que la forman, influenciadas por los fuertes campos magnéticos del Sol.
La corona solo se puede ver durante un eclipse solar o con instrumentos especiales que bloquean la luz brillante del Sol. El material de la corona es expulsado constantemente por la fuerte radiación solar, creando lo que conocemos como viento solar.
La Heliosfera
La heliosfera es una gran región que se extiende desde el Sol más allá de Plutón. Está bajo la influencia del viento solar y del campo magnético del Sol. La heliosfera nos protege a todo el sistema solar de las radiaciones peligrosas que vienen del espacio exterior.
Actividad del Sol
¿Qué son las eyecciones de masa coronal?
Una eyección de masa coronal (CME) es una gran burbuja de gas y energía que se desprende del Sol. Estas eyecciones pueden ser peligrosas porque pueden dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación en la Tierra. Cuando una CME llega a la Tierra, se le llama tormenta solar.
El Sol tiene un ciclo de actividad que dura 11 años. Durante el "Actividad Máxima Solar", hay más eyecciones de masa coronal.
- Las tormentas solares pueden causar problemas en las señales de radio, afectar la navegación aérea y dañar satélites.
- En 1989, una fuerte tormenta solar causó un gran apagón en Quebec, Canadá, que afectó a millones de personas.
- En 1859, una tormenta solar muy intensa afectó gran parte del planeta. Las líneas de telégrafo dejaron de funcionar y se vieron auroras boreales en lugares muy lejanos de los polos, como el Caribe.
¿Cómo cambia la polaridad del Sol?
El Sol tiene un campo magnético muy potente. Debido a que las diferentes partes del Sol giran a velocidades distintas, las líneas de este campo magnético se desordenan. Cuando estas líneas se rompen, se producen las manchas solares. Cuando el desorden es máximo, las tormentas solares son más frecuentes. Este proceso ocurre cada 11 años.
El ciclo de vida del Sol
El Sol se formó hace unos 4650 millones de años. Tiene suficiente "combustible" (hidrógeno) para unos 7500 millones de años más. Después de eso, comenzará a crecer y se convertirá en una gigante roja. Finalmente, se encogerá y se convertirá en una enana blanca, que tardará miles de millones de años en enfriarse por completo.
Actualmente, el Sol está en su fase principal, donde convierte hidrógeno en helio de forma estable. Cada segundo, el Sol transforma millones de toneladas de hidrógeno en helio, liberando una enorme cantidad de energía.
Cuando el Sol agote el hidrógeno en su centro, este se contraerá y se calentará. Las capas exteriores del Sol se expandirán y se enfriarán, convirtiéndolo en una gigante roja. Su tamaño podría superar la órbita de la Tierra.
Más tarde, el Sol empezará a fusionar helio en carbono y oxígeno. Luego, expulsará gran parte de su masa en una nebulosa planetaria, dejando solo su núcleo, que se convertirá en una enana blanca. El Sol no explotará como una supernova porque no tiene suficiente masa para ello.
Los científicos creen que, aunque el Sol perderá masa, la Tierra probablemente será absorbida por el Sol cuando se convierta en gigante roja, debido a las interacciones gravitacionales y el roce con la materia solar.
El brillo del Sol aumenta aproximadamente un 1% cada 100 millones de años. Se estima que en unos mil millones de años, el aumento de calor hará que el agua líquida de la Tierra se evapore, lo que significará el fin de la vida compleja en nuestro planeta.
La importancia de la energía solar
La mayor parte de la energía que usan los seres vivos en la Tierra proviene del Sol. Las plantas la usan directamente para la fotosíntesis. Los animales herbívoros obtienen energía al comer plantas, y los carnívoros al comer herbívoros.
Muchas de las fuentes de energía que usamos los humanos también vienen indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles (como el carbón o el petróleo) guardan energía solar de plantas y animales de hace millones de años. La energía hidroeléctrica usa el agua que se evaporó por el calor del Sol y luego cayó como lluvia.
Observando el Sol
Galileo Galilei fue uno de los primeros en observar las manchas solares en el siglo XVII, usando un telescopio. Esto le permitió medir la rotación del Sol. Hoy en día, el Sol es monitoreado constantemente por observatorios en la Tierra y en el espacio. Esto ayuda a entender mejor su actividad y a predecir eventos que podrían afectar las comunicaciones y la tecnología en la Tierra.
Exploración del Sol
Para estudiar el Sol sin interrupciones, la Agencia Espacial Europea y la NASA lanzaron el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) en 1995. Otras misiones, como la sonda Ulysses, han estudiado la actividad solar. La sonda Génesis intentó traer muestras directas del material solar a la Tierra en 2004, pero tuvo un problema al aterrizar.
¿Cómo se calculó el tamaño y la distancia del Sol?
Aristarco de Samos fue el primero en intentar calcular la distancia al Sol hace mucho tiempo. No obtuvo distancias exactas, pero sí pudo estimar que el Sol estaba mucho más lejos que la Luna y que era mucho más grande que la Tierra. Aunque sus cálculos no fueron precisos, fue el primero en sugerir que la Tierra giraba alrededor del Sol, no al revés. Esta idea, llamada teoría heliocéntrica, no fue aceptada hasta muchos siglos después, con Copérnico.
Más tarde, en el siglo XVII, científicos como Johannes Kepler y Giovanni Cassini hicieron cálculos más precisos. Cassini, al medir la distancia a Marte, pudo determinar la distancia al Sol con un error mucho menor, acercándose a los 150 millones de kilómetros que conocemos hoy.
Galería de imágenes
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Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles así como la granulación solar.
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Vídeo de cámara rápida de una región activa en la superficie del Sol capturado con un refractor de 152 mm y un filtro de cromosfera Daystar Quark.
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Los puntos brillantes y los arcos iluminados de material solar que flotan en la atmósfera del sol resaltan lo que se conoce como regiones activas en el sol, en esta imagen del Observatorio de Dinámica Solar de la NASA, capturada el 20 de abril de 2015. Estas son áreas de actividad magnética intensa y compleja que a veces pueden dar lugar a erupciones solares y eyecciones de masa coronal.
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Ciclo de vida del Sol
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Sol rodeado por un halo solar, fotografía tomada en la Ciudad de Bogotá D.C Colombia.
Ver también
- Ciclo solar 24
- Día
- Dios solar
- Eclipse solar
- Energía solar
- Evolución estelar
- Factor de protección solar
- Orto
- Sistema solar
- Sol de medianoche
- El Sol en la ficción
- Variación solar
- Viento solar
- Clima espacial
- HD 186302
Véase también
En inglés: Sun Facts for Kids
