Sol

Sol
Clasificación	enana amarilla
clase espectral	G2V
Parámetros orbitales
(en ese momento J2000.0 )
Semieje mayor	(26 ± 1,4) × 10 3  al 7,62 ± 0,32  kpc
Periodo orbital	(2,25–2,50) × 10 8  años 1 año galáctico
Velocidad orbital	217  km/s (promedio)
Sistema planetario	si ( sistema solar )
Datos físicos
Igualdad Diámetro	1,391 × 10 9  m [1]
Diámetro polar	1,3909 × 10 9  m
Diámetro medio	1,39095 × 10 9  m
Aplastante	9 × 10 −6
Superficie	6,0877 × 10 18  m² [1]
Volumen	1,4122 × 10 27  m³
Masa	1,9891 × 10 30  kg [2]
Densidad media	1.408 × 10 3  kg/m³ [2]
del núcleo :	1,5 × 10 5  kg/m³
De la fotosfera :	2 × 10 −4  kg/m³
De la cromosfera :	5 × 10 −6  kg/m³
de la corona :	10 -12 kg/m³ [3]
Aceleración de la gravedad en la superficie	274,0  m / s² [2] ( 27,94 ) [1]
Velocidad de escape	617,54  km/s
Período de rotación en el ecuador :	27 días 6 h 36 min
A 30° de latitud :	28 días 4 h 48 min
A 60° de latitud:	30 días 19 h 12 min
A 75° de latitud:	31 días 19 h 12 min
Velocidad de rotación (en el ecuador )	1 993  m/s
Inclinación del eje en la eclíptica	7.25 °
Inclinación eje en el plano galáctico	67.23 °
AR polo norte	286,13 ° (19 h  4 m  30 s )
Declinación	63.87° (63° 52′ :)
Temperatura de la superficie	5777 [2] K (promedio)
T. de la corona	5 × 10 6K _
T. del núcleo	~ 1,57 × 10 7  K [2]
Brillo	3827 × 10 26  W
Resplandor	2.009 × 10 7  W / ( sr × m² )
metalicidad	Z = 0,0177 [4] [Fe/H] = 0
Edad estimada	4570 millones de años
Datos observacionales
Aplicación de magnitud.	−26,8 [2] (promedio)
Aplicación de magnitud.	−26.832
Magnitud abs.	4.83 [2]
Diámetro aparente	31 '31" [5] (mín.) 32' 03" [5] (promedio) 32 '35 " [5] (máx.)

El Sol (del latín : Sol ) es la estrella madre del sistema solar , [6] alrededor de la cual los ocho planetas principales (incluida la Tierra ), los planetas enanos , sus satélites , innumerables otros cuerpos menores y el polvo disperso orbitan por el espacio . que forma el medio interplanetario . La masa del Sol, que asciende a aprox.2 × 10 30  kg , [2] solo representa el 99,86% de la masa total del sistema solar. [7] [8]

El Sol es una estrella de tamaño pequeño a mediano que consta principalmente de hidrógeno (alrededor del 74 % de su masa, 92,1 % de su volumen ) y helio (alrededor del 24-25 % de su masa, 7,8 % de su volumen). [9] a los que se suman otros elementos más pesados ​​presentes en las huellas. [10]

Está clasificada como una " enana amarilla " de tipo espectral G2 V: "G2" indica que la estrella tiene una temperatura superficial de5 777  K (5 504  °C ), característica que le confiere un color blanco extremadamente intenso y cromáticamente frío que, sin embargo, a menudo puede aparecer amarillento debido a la difusión de la luz en la atmósfera terrestre , debido a la elevación de la estrella sobre el horizonte y sin embargo la claridad atmosférica. La V (5 en números romanos ) indica que el Sol, como la mayoría de las estrellas, se encuentra en la secuencia principal , es decir, en una larga fase de equilibrio estable en la que la estrella funde , en su núcleo , hidrógeno en helio. [11]

Este proceso genera una gran cantidad de energía cada segundo (equivalente a una potencia de3,9 × 10 26  W [12] ), emitidos al espacio en forma de radiación electromagnética ( radiación solar ), flujo de partículas ( viento solar ) y neutrinos . [13] La radiación solar, emitida básicamente como luz visible e infrarroja , permite la vida en la Tierra al proporcionar la energía necesaria para activar los principales mecanismos subyacentes a ella; [14] además, la insolación de la superficie terrestre regula el clima y la mayoría de los fenómenos meteorológicos .

Ubicado dentro del Brazo de Orión , un brazo secundario de la espiral galáctica , el Sol orbita el centro de la Vía Láctea a una distancia promedio de aproximadamente26 000  años luz y completa su revolución en 225-250 millones de años. [15] Entre las estrellas más cercanas , situadas en un radio de 17 años luz, el Sol es la quinta más brillante en términos intrínsecos : su magnitud absoluta , de hecho, es igual a +4,83. [16] Si fuera posible observar nuestra estrella desde α Centauri , el sistema estelar más cercano , aparecería en la constelación de Casiopea con una magnitud aparente de 0,5. [17]

El símbolo del Sol consiste en un círculo con un punto en el centro ( Unicode : U + 2609 = ; entidad en HTML , XML y lenguajes derivados: & # x2609 ; = ☉).

Observación

El Sol es la única estrella cuya forma puede apreciarse simplemente a simple vista, [18] gracias a su diámetro angular aparente medio de 32'03 " de arco , que sin embargo varía según el lugar en el que se encuentre la Tierra en el curso de su órbita : en de hecho alcanza el valor máximo (32' 35") cuando nuestro planeta está en el perihelio , mientras que el valor mínimo (31' 31") en el afelio . [5] Dimensiones aparentes similares permiten, después del uso de instrumentación particular y protecciones adecuadas , [18] para observar los detalles de la superficie de nuestra estrella con el fin de revelar y estudiar los fenómenos que la caracterizan.

A simple vista es posible distinguir el disco solar al atardecer o en presencia de niebla y nubes, cuando la intensidad de la luz es significativamente menor. Estas observaciones permiten, aunque en raras circunstancias, observar manchas solares particularmente grandes . Usando un telescopio modesto , equipado con un filtro adecuado o utilizado para proyectar la imagen de la estrella en una pantalla blanca, es posible observar fácilmente las manchas solares y las erupciones . [18] Sin embargo, debido a los riesgos a los que está sujeta la retina del ojo, la observación del Sol sin las protecciones adecuadas es perjudicial para la vista: de hecho, la fuerte radiación puede provocar la muerte de parte de las células de la retina . , que son a la visión , [19] [20] [21] [22] o la degeneración de algunas estructuras oculares, como el cristalino . [23]

La combinación de las dimensiones y la distancia a la Tierra del Sol y la Luna es tal que las dos estrellas aparecen en el cielo con aproximadamente el mismo diámetro aparente; esta situación está en el origen de ocultaciones periódicas de la estrella por nuestro único satélite natural, que se llaman eclipses solares ; los eclipses totales, en particular, permiten visualizar la corona solar y las protuberancias.

Otra observación se refiere a su movimiento aparente en la bóveda celeste. Este movimiento durante el día se aprovecha en el escaneo de las horas, con la ayuda de instrumentos especiales como los relojes de sol . [24]

Además, la estrella parece hacer un viaje en un año a lo largo del cinturón zodiacal que varía de un día a otro. La trayectoria descrita por el Sol, detectada determinando su posición a la misma hora todos los días del año, toma el nombre de analemma y tiene una forma similar al número 8, alineado en un eje norte-sur. La variación de la declinación solar anual en dirección norte-sur es de unos 47° (debido a la inclinación del eje terrestre con respecto a la eclíptica de 66° 33', causa fundamental del cambio de estaciones ); también hay una pequeña variación en la dirección este-oeste provocada por la diferente velocidad orbital de la Tierra, que, de acuerdo con las leyes de Kepler , es máxima en el perihelio y mínima en el afelio. [25]

Historia de las observaciones

Primeros conocidos

El hombre , desde sus orígenes, ha hecho de muchos fenómenos naturales objeto de atención y a menudo de veneración, incluido el Sol. El primer conocimiento astronómico del hombre prehistórico, que creía que las estrellas eran puntos inmutables "incrustados" en la esfera celeste , consistía esencialmente en la predicción de los movimientos del Sol, la Luna y los planetas contra el fondo de las estrellas fijas . [26] Un ejemplo de esta "protoastronomía" lo dan las orientaciones de los primeros monumentos megalíticos , que tenían en cuenta la posición del Sol en varias épocas del año: en particular los megalitos de Nabta Playa (en Egipto ) y Stonehenge (en Inglaterra ) se habían construido teniendo en cuenta la posición de la estrella durante el solsticio de verano . Muchos otros monumentos de la antigüedad fueron construidos teniendo en cuenta los movimientos aparentes del Sol: un ejemplo es el Templo de Kukulkán (mejor conocido como El Castillo ) en Chichén Itzá , México, que fue diseñado para proyectar sombras en forma de serpiente durante los equinoccios . [27]

El movimiento aparente del Sol sobre el fondo de las estrellas fijas y el horizonte se utilizó para elaborar los primeros calendarios , utilizados para regular las prácticas agrícolas . [28] En comparación con las estrellas fijas, en efecto, el Sol parece girar alrededor de la Tierra en el espacio de un año (sobre el plano de la eclíptica , a lo largo del cinturón zodiacal ); por ello nuestra estrella, contrariamente a lo que hoy se conoce, era considerada por los antiguos astrónomos griegos como uno de los planetas que giraban alrededor de la Tierra, la cual se consideraba en el centro del Universo ; este concepto toma el nombre de " sistema geocéntrico " o "sistema aristotélico-ptolemaico" (de los nombres del filósofo griego Aristóteles , siglo IV a. C. , y del astrónomo alejandrino Claudio Ptolomeo , siglo II d . C. ). [29]

Desarrollo del conocimiento científico moderno

Una de las primeras "explicaciones científicas" sobre el Sol fue proporcionada por el filósofo griego Anaxágoras . Lo imaginó como una gran esfera de metal inflamado más grande que el Peloponeso y creyó imposible que pudiera ser arrastrado por el carro del dios Helio . Por haber enseñado esta doctrina, considerada herética, fue acusado por las autoridades de impiedad, encarcelado y condenado a muerte (sin embargo, más tarde fue puesto en libertad por intervención de Pericles ).

Eratóstenes de Cirene fue probablemente el primero en calcular con precisión la distancia de la Tierra al Sol, en el siglo III aC ; according to what handed down to us by Eusebius of Caesarea , [30] he calculated the distance from our star in " σταδίων μυριάδας τετρακοσίας καὶ ὀκτωκισμυρίας " ( stadìōn myrìadas tetrakosìas kài of astonishingly 149 million , ie a result of an astonishing 149 million styraskismì to 80 millones de styras kismì: muy similar a la aceptada actualmente, de la que difiere en solo un 1%. [31]

Otro científico que desafió las creencias de su época fue Nicolás Copérnico , quien en el siglo XVI retomó y desarrolló la teoría heliocéntrica (que consideraba al Sol como el centro del Universo), ya postulada en el siglo II a.C. por el científico griego Aristarco de Samos . Es también gracias al trabajo de importantes científicos del siglo XVII , como Galileo Galilei , Descartes y Newton , que finalmente el sistema heliocéntrico llegó a prevalecer sobre el geocéntrico. Galileo fue también el pionero de la observación solar , gracias al telescopio ; el científico pisano descubrió las manchas solares en 1610 , [32] y refutó una supuesta demostración de Scheiner de que eran objetos que transitaban entre la Tierra y el Sol en lugar de estar presentes en la superficie solar. [33]

Isaac Newton, el padre de la ley de la gravitación universal , observó la luz solar blanca a través de un prisma , demostrando que estaba compuesta por un gran número de gradaciones de color, [34] mientras que William Herschel descubrió la radiación infrarroja hacia finales del siglo XVIII , presente más allá de la parte roja del espectro solar. [35]

En el siglo XIX , la espectroscopia logró un enorme progreso: Joseph von Fraunhofer , considerado el "padre" de esta disciplina, realizó las primeras observaciones de las líneas de absorción del espectro solar, que actualmente se denominan, en su honor, líneas de Fraunhofer .

En los primeros años de la era científica moderna, los científicos cuestionaron la causa de la energía solar. William Thomson, primer barón Kelvin , planteó la hipótesis de que el Sol era un cuerpo líquido que se enfriaba gradualmente , que emitía su reserva de calor interna al espacio; [36] la emisión de energía fue explicada por Kelvin y Hermann von Helmholtz a través de la teoría denominada mecanismo de Kelvin-Helmholtz , según la cual la edad del Sol era de 20 millones de años: un valor muy por debajo de los 4.600 millones de años sugerido para nuestro planeta por estudios geológicos . estudios

En 1890 Joseph Norman Lockyer , descubridor del helio en el espectro solar, sugirió que la estrella se formó por la agregación progresiva de fragmentos de roca similares a meteoritos. [37]

Una posible solución a la discrepancia entre los datos de Kelvin-Helmholtz y los geológicos llegó en 1904, cuando Ernest Rutherford sugirió que la energía del Sol podría haberse originado a partir de una fuente interna de calor, generada por un mecanismo de desintegración radiactiva . [38] Sin embargo, fue Albert Einstein quien proporcionó el punto de partida decisivo sobre la cuestión, con su relación masa-energía E = mc² . [39]

El mismo Einstein pudo demostrar entre 1905 y 1920 el por qué del particular movimiento orbital de Mercurio , atribuido inicialmente a las perturbaciones de un planeta más interior, llamado Vulcano por los astrónomos . Einstein asumió que el movimiento particular del planeta no se debía a ninguna perturbación planetaria, sino al campo gravitatorio del Sol, cuya enorme masa genera una curvatura del espacio-tiempo . [40] La extensión de la curvatura dependería de la relación :

donde es la constante gravitatoria universal , es la masa del cuerpo, indica la desviación de los rayos (medida en grados ) y es la velocidad de la luz en el vacío.

Esta curvatura sería por tanto responsable de la precesión del perihelio del planeta y de la ligera desviación que la luz y cualquier otra radiación electromagnética, como consecuencia de la teoría de la relatividad general , sufrirían en la proximidad del campo gravitatorio del Sol. [40 ] Se ha calculado que la curvatura del espacio-tiempo provocaría un cambio en la posición de una estrella igual a 1,7 segundos de arco.

En 1919, el físico inglés Arthur Eddington confirmó la teoría con motivo de un eclipse. Al año siguiente, el físico inglés planteó la hipótesis de que la energía solar era el resultado de reacciones de fusión nuclear , provocadas por la presión y la temperatura interna del Sol, que transformaría el hidrógeno en helio y produciría energía por la diferencia de masa. [41] La teoría fue desarrollada aún más en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe ; este último estudió en detalle las dos principales reacciones nucleares que producen energía en las estrellas, [42] [43] que es la cadena protón-protón y el ciclo carbono-nitrógeno , calculando la cantidad de energía desarrollada por cada reacción. [43]

En 1957 se publicó entonces un artículo, titulado Síntesis de los elementos en las estrellas , [39] que proponía un modelo consistente con los datos disponibles, y aún válido hoy, según el cual la mayoría de los elementos del Universo fueron creados por reacciones nucleares en el interior . Las estrellas, con la excepción del hidrógeno , el helio y el litio , se formaron principalmente durante la nucleosíntesis primordial y, por lo tanto, ya estaban presentes en cantidades considerables antes de que se formaran las primeras estrellas. [44]

Misiones espaciales

Con la llegada, a principios de los años cincuenta , de la era espacial y el comienzo de la exploración del sistema solar, han surgido numerosas sondas especialmente diseñadas para estudiar nuestra estrella.

Los primeros satélites diseñados para observar el Sol fueron los Pioneer 5 , 6, 7, 8 y 9 de la NASA , lanzados entre 1959 y 1968. Las sondas orbitaban el Sol a una distancia ligeramente inferior a la de la órbita terrestre y realizaron los primeros mediciones detalladas del viento y del campo magnético solar . La sonda Pioneer 9 funcionó durante mucho tiempo, transmitiendo datos hasta 1987. [45]

En la década de 1970 , la nave espacial Helios 1 y la estación espacial Skylab proporcionaron a los científicos datos nuevos e importantes sobre la emisión del viento solar y la corona . Datos adicionales fueron proporcionados por la nave espacial Solar Maximum Mission de la NASA , lanzada en 1980, que tenía como objetivo observar la radiación ultravioleta, los rayos gamma y X que emanan de las erupciones solares durante el período de máxima actividad . [46]

La década de 1990 vio el lanzamiento de numerosas sondas, como la japonesa Yohkoh (1991), diseñada para observar erupciones solares en longitudes de onda de rayos X, [47] y el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO, 1995), resultado de la colaboración entre ESA y NASA; este último en particular ha garantizado desde su lanzamiento una observación constante de nuestra estrella en la mayoría de las longitudes de onda del espectro electromagnético , permitiendo además el descubrimiento de un gran número de cometas rasantes . [48]

Sin embargo, estas sondas hacían observaciones detalladas únicamente de las regiones ecuatoriales del Sol, ya que sus órbitas estaban situadas en el plano de la eclíptica . En cambio, la sonda Ulises fue diseñada para estudiar las regiones polares , realizando también mediciones del viento solar y la intensidad del campo magnético. [49] Lanzado en 1990, el Ulises se dirigió inicialmente hacia Júpiter para aprovechar la honda gravitatoria del gigante gaseoso y alejarse del plano de las órbitas planetarias. [49] En 1998 se lanzó la sonda TRACE , destinada a identificar las conexiones entre el campo magnético de la estrella y las estructuras de plasma asociadas, gracias también a la ayuda de imágenes de alta resolución de la fotosfera y la atmósfera inferior del Sol. [50 ]

A diferencia de la fotosfera , que ha sido bien estudiada a través de la espectroscopia , la composición interna del Sol es poco conocida. La misión Génesis fue diseñada para tomar muestras de viento solar y tener una medida directa de la composición de la materia que forma la estrella. En 2006 se lanzó la misión del Observatorio de Relaciones Terrestres Solares ( STEREO ) , que consiste en dos naves espaciales idénticas colocadas en órbitas que permiten una vista estereoscópica de la estrella. [51]

El 14 de diciembre de 2021, la sonda solar Parker de la NASA vuela más cerca del sol que nunca antes por otras naves espaciales. [52] Lanzada en 2018, la sonda solar Parker tiene como objetivo descubrir los misterios del sol volando dentro de la corona solar, para capturar la estructura y la escala del campo magnético del Sol. [53]

Posición dentro de la Galaxia

El Sol orbita a una distancia del centro de la Vía Láctea estimada en26 000 ± 1 400  años luz (7,62 ± 0,32  kpc ). [54] La estrella está ubicada en una región periférica de la Galaxia , [55] más precisamente dentro de la Burbuja Local , una cavidad en el medio interestelar del Cinturón de Gould , ubicada en el borde más interno del Brazo de Orión , un brazo galáctico secundario. colocado entre el Brazo de Perseo y el Brazo de Sagitario ; [56] los dos brazos están separados por unos 6500 años luz. [57] Nuestra estrella se encuentra actualmente en la Nube Interestelar Local , un engrosamiento del medio interestelar debido a la unión de la Burbuja Local con la Burbuja del Anillo I adyacente . [58] [59] Dada la distancia relativa del centro galáctico, de otras regiones con alta densidad estelar y de fuertes fuentes de radiación como púlsares u objetos similares, el Sol, y por lo tanto el sistema solar, se encuentra en lo que los científicos definen zona galáctica habitable . [59]

El sistema solar tarda entre 225 y 250 millones de años en completar una revolución alrededor del centro de la galaxia ( año galáctico ); [60] por lo tanto el Sol habría completado 20-25 órbitas desde el momento de su formación y 1/1 250 de una órbita desde la aparición del ser humano en la Tierra. La velocidad orbital de nuestra estrella es de aproximadamente220 km/s ; a esta velocidad, el sistema solar tarda unos 1 400 años en recorrer la distancia de un año luz, u 8 días en recorrer una unidad astronómica (au). [61] La dirección aparente hacia la que se mueve nuestra estrella durante su revolución alrededor del centro de masa de la Galaxia se denomina vértice solar y apunta hacia la estrella Vega y la constelación de Hércules , con una inclinación de unos 60° en la dirección de el centro galáctico. [59]

Se cree que la órbita del Sol tiene una forma elíptica casi circular , teniendo en cuenta las perturbaciones provocadas por la diferente distribución de masas en los brazos de la espiral galáctica; además, el Sol oscila por encima y por debajo del plano galáctico en promedio 2,7 veces cada órbita, según una tendencia similar a un movimiento armónico . [57] Debido a que la densidad estelar es bastante alta en y alrededor del plano galáctico, estas oscilaciones a menudo coinciden con un aumento en la tasa de impactos de meteoritos en la Tierra, a veces responsables de extinciones masivas catastróficas . Este aumento se debe a que las demás estrellas ejercen fuerzas de marea sobre los asteroides del cinturón principal o del cinturón de Kuiper o sobre los cometas de la Nube de Oort , que en consecuencia se dirigen hacia el sistema solar interior . [62]

El Sol forma parte de un grupo de más de 100 millones de estrellas de la clase espectral G2 conocidas dentro de la Vía Láctea y supera el 85% de las estrellas de la Galaxia, la mayoría de las cuales son débiles enanas rojas . [63] Entre las estrellas brillantes más cercanas , situadas en un radio de 17 años luz, el Sol ocupa la quinta posición en términos de brillo intrínseco : su magnitud absoluta , de hecho, es igual a +4,83. [dieciséis]

El Sol de α Centauri

Si alrededor del sistema α Centauri , el sistema estelar más cercano al sistema solar (aproximadamente4,3  años luz ), orbitando planetas de tipo rocoso , en los que formas de vida inteligentes fueran capaces de observar el cielo y entender sus mecanismos, lo verían no muy diferente a como lo vemos nosotros. Las diferencias quedarían limitadas a algunos detalles: por ejemplo, la estrella Sirio se encontraría en la constelación de Orión , a unos pocos grados de Betelgeuse , en lugar de en Canis Major ; la constelación de Centauro se vería privada de su estrella más brillante, mientras que Casiopea tendría una estrella brillante de magnitud 0,5 más: se trata del Sol. La ubicación de nuestra estrella se calcula fácilmente, ya que estaría en las antípodas de posición de α Centauri visto desde la Tierra: tendría por tanto una ascensión recta de 02 h  39 m  35 s y una declinación de + 60 ° 50 ′ 00 ″, [17] lo que lo llevaría a estar a la izquierda de Segin (ε Cassiopeiae); en este punto la constelación ya no tomaría la conocida forma "\/\/", sino una forma similar a esta: "/\/\/". [17]

Ciclo de vida

El Sol es una estrella de población I (o tercera generación ) cuya formación habría sido inducida por la explosión, hace unos 5 mil millones de años, de una o más supernova( s) en las proximidades de una extensa nube molecular del Brazo de Orión. [7] [64] Se establece que, hace unos 4.570 millones de años, [65] el rápido colapso de la nube, desencadenado por supernovas, condujo a la formación de una generación de estrellas T Tauri muy jóvenes , incluido el Sol, que , inmediatamente después de su formación, asumió una órbita casi circular alrededor del centro de la Vía Láctea, a una distancia media de unos26 000  al . Las inclusiones ricas en calcio y aluminio , residuales de la formación estelar, formaron un disco protoplanetario alrededor de la estrella naciente. [66] Esta hipótesis se formuló a la luz de la gran abundancia de elementos pesados, como el oro y el uranio , en nuestro sistema planetario . Los astrónomos creen que estos elementos fueron sintetizados ya sea a través de una serie de procesos nucleares endoergónicos durante la explosión de la supernova (fenómeno que toma el nombre de nucleosíntesis de supernova ), o gracias a transmutaciones , mediante sucesivas absorciones de neutrones , por una estrella masiva de población II (o segunda generación ). [67]

El Sol se encuentra actualmente en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell , es decir, en una larga fase de estabilidad durante la cual la estrella genera energía a través de la fusión , en su núcleo , de hidrógeno en helio ; La fusión nuclear también hace que la estrella esté en un estado de equilibrio , es hidrostática , es decir, no se expande (debido a la presión de radiación de las reacciones termonucleares ) ni se contrae (debido a la fuerza de la gravedad , a la que naturalmente estaría sujeta) , ambos térmicos . [7] Una estrella de clase G2 como el Sol tarda, considerando la masa, unos 10 mil millones (10 10 ) de años en agotar completamente el hidrógeno de su núcleo. [11] [67] [68]

El Sol está aproximadamente a la mitad de su secuencia principal. Al final de este período de estabilidad, dentro de unos 5.000 millones de años, el Sol entrará en una fase de fuerte inestabilidad que tomará el nombre de gigante roja : cuando el hidrógeno del núcleo se convierta totalmente en helio, las capas inmediatamente superiores sufrirán un colapso debido a la desaparición de la presión de radiación de las reacciones termonucleares. El colapso provocará un aumento térmico hasta alcanzar temperaturas que desencadenen la fusión del hidrógeno en las capas superiores, lo que provocará la expansión de la estrella más allá de la órbita de Mercurio ; [9] la expansión hará que el gas se enfríe (hasta3 500  K ), por lo que la estrella tendrá un color fotosférico típicamente amarillo intenso. [69]

Cuando también el hidrógeno de la capa superior al núcleo se convierta totalmente en helio (dentro de unas decenas de millones de años [69] ) se producirá un nuevo colapso, que provocará un aumento de la temperatura del núcleo de helio hasta a valores de 10 8 K ; [70] a esta temperatura, la fusión de helio ( flash de helio [9] ) en carbono y oxígeno se desencadenará repentinamente . [9] [70] La estrella sufrirá una reducción de su tamaño, pasando de la rama de los gigantes a la rama horizontal del diagrama HR. [9]

Debido a las altísimas temperaturas del núcleo, la fusión del helio se agotará en poco tiempo (algunas decenas de millones de años) y los productos de fusión, que no podrán ser utilizados en nuevos ciclos termonucleares debido a la pequeña masa del estrella, se acumulará inerte en el núcleo. ; [9] mientras tanto, una vez que vuelva a fallar la presión de radiación que empujaba hacia el exterior, se producirá un colapso posterior que desencadenará la fusión del helio en la capa que rodea el núcleo y del hidrógeno en la capa inmediatamente superior. Estas nuevas reacciones producirán una cantidad de energía tan alta como para provocar una nueva expansión de la estrella, [9] que alcanzará así dimensiones cercanas a1 au (unas 100 veces las actuales), [71] tanto que su atmósfera muy probablemente incorporará a Venus . [71] Por otro lado, el destino de la Tierra es incierto : algunos astrónomos creen que nuestro planeta también será engullido por la estrella moribunda; [72] otros, en cambio, plantean la hipótesis de que el planeta se salvará, ya que la pérdida de masa de nuestra estrella agrandaría su órbita, que en consecuencia se deslizaría hasta casi1,7 au . [72] Sin embargo, nuestro planeta será inhabitable: los océanos se habrán evaporado debido al fuerte calor y gran parte de la atmósfera se dispersará en el espacio por la intensa energía térmica, lo que aumentará la energía cinética de las moléculas de gas atmosférico , permitiéndoles para vencer la atracción gravitatoria de nuestro planeta. [72] Todo esto sucederá dentro de los próximos 3.500 millones de años, es decir, incluso antes de que el Sol entre en la fase de gigante roja. [9]

Dentro de 7.800 millones de años, después de cada proceso termonuclear, el Sol liberará sus capas más externas, que serán barridas en forma de "superviento" creando una nebulosa planetaria ; [9] las partes más internas colapsarán y darán lugar a una enana blanca (aproximadamente del tamaño de la Tierra), que se enfriará lentamente para convertirse, en el transcurso de cientos de miles de millones de años, [73] en una enana negra . [71] [74]

Este escenario evolutivo es típico de estrellas con una masa similar a la del Sol, es decir, que tienen una masa no lo suficientemente alta como para explotar como supernova. [71] [74]

Características morfológicas y rotación

El Sol es una esfera de plasma casi perfecta , cuyo tamaño es un poco más grande que el de una estrella de tamaño mediano, pero significativamente más pequeño que el de una gigante azul o roja mucho más grande . Tiene una elipticidad estimada en unas 9 millonésimas: [75] de hecho, su diámetro polar difiere del ecuatorial en apenas 10 km. [75] Esta diferencia existe porque la rotación del cuerpo sobre su eje da lugar a una fuerza en el ecuador que tendería a hacerle asumir una forma elipsoidal : la fuerza centrífuga . Sin embargo, dado que la rotación de la estrella es muy lenta, [75] la fuerza centrífuga es 18 millones de veces más débil que la gravedad superficial; de esto se deduce que la estrella no tiene un hinchamiento ecuatorial muy pronunciado , característica a diferencia de algunas estrellas, como Achernar , que tienen altas velocidades de rotación . [76] [77] Además, los efectos de marea ejercidos por los planetas sobre la estrella no afectan significativamente su forma.

Dado que se encuentra en estado de plasma y no tiene, a diferencia de un planeta rocoso , una superficie sólida , la estrella está sujeta a una rotación diferencial , es decir , gira de manera diferente según la latitud : de hecho, la estrella gira más rápido en el ecuador que en los polos y el periodo de rotación varía entre 25 días del ecuador y 35 de los polos. [75] Sin embargo, dado que el punto de vista observacional desde la Tierra cambia a medida que nuestro planeta hace su revolución , el período de rotación aparente en el ecuador es de 28 días. [75] Además, la densidad de los gases que componen la estrella disminuye exponencialmente a medida que aumenta la distancia desde el centro. [68] [78]

Estructura

El Sol tiene una estructura interna bien definida , que sin embargo no es directamente observable debido a la opacidad a la radiación electromagnética de las capas internas de la estrella. Una herramienta válida para determinar la estructura solar la proporciona la heliosismología , [79] disciplina que, al igual que la sismología , estudia las diferentes propagaciones de las ondas sísmicas para revelar el interior de la Tierra, analiza las diferentes propagaciones de las ondas de presión ( infrasonidos ) que atravesar el interior del Sol. [79] El análisis heliosismológico se asocia a menudo con simulaciones por ordenador , que permiten a los astrofísicos determinar la estructura interna de nuestra estrella con una buena aproximación. [78] [80]

El radio del Sol es la distancia entre su centro y el límite de la fotosfera , una capa sobre la cual los gases son lo suficientemente fríos o enrarecidos para permitir la irradiación de una cantidad significativa de energía luminosa; por lo tanto, es la mejor capa visible a simple vista. [78] [81]

La estructura interna del Sol, como la de las demás estrellas, parece estar formada por envolturas concéntricas; [81] cada capa tiene características y condiciones físicas muy específicas, que la diferencian de la siguiente. [81]

Las capas son, desde el centro hacia afuera: [78] [81]

• el núcleo ;
• La zona radiativa ;
• La tacoclina ;
• El área convectiva ;
• La fotosfera , la superficie del Sol;
• La atmósfera , dividida en:
  • cromosfera ;
  • zona de transición ;
  • corona _

Núcleo

El núcleo solar representa el 10% de la estrella en volumen, más del 40% en masa. [78] [79] Aquí es donde tienen lugar las reacciones de fusión nuclear , la principal fuente de energía solar. [79]

Los astrofísicos creen que el núcleo solar tiene un tamaño cercano a 0,2 rayos solares , con una densidad mayor que150 000  kg/m³ (150 veces la del agua ), una temperatura de aprox.13 600 000  K (a modo de comparación, la temperatura de la superficie de la estrella es 2 350 veces menor - 5 777  K- ) y una presión de casi 500 mil millones de bar ; [78] [81] es la combinación de valores similares lo que favorece la fusión nuclear del hidrógeno en helio . El núcleo es la única región de nuestra estrella donde actualmente tiene lugar la fusión nuclear [82] . Estas reacciones liberan energía en forma de radiación γ , que, una vez emitida por el núcleo, es absorbida y reemitida por la materia de las capas superiores, ayudando a mantener alta la temperatura; a medida que atraviesa las capas de la estrella, la radiación electromagnética pierde energía, asumiendo longitudes de onda cada vez mayores, pasando de la banda γ a la banda X y ultravioleta, y luego se difunde en el espacio como luz visible . [80] Otro producto de las reacciones nucleares son los neutrinos , partículas que raramente interactúan con la materia y por lo tanto pasan libremente por el espacio. [9]

Fotosfera

La fotosfera es la capa del Sol debajo de la cual la estrella se vuelve opaca a la luz visible; [78] es por tanto la primera capa visible, desde la cual la energía procedente del interior es libre de propagarse en el espacio. Es el hogar de fenómenos como las manchas solares y las erupciones . [80] [83]
Se caracteriza por una densidad de 10 23 partículas por metro cúbico (equivalente al 1% de la densidad de la atmósfera terrestre al nivel del mar), [80] mientras que su espesor varía de unas pocas decenas a unas pocas cientos de kilómetros.

El cambio de opacidad con respecto a las capas inferiores (de hecho, su opacidad es ligeramente inferior a la de la atmósfera terrestre [78] ) se debe a la disminución del número de iones hidruro (H - ), que absorben fácilmente la luz visible; en cambio, la luz que percibimos es producida por la recombinación entre electrones libres y átomos de hidrógeno para generar iones H- . [84] [85]

Dado que las capas superiores de la fotosfera son más frías que las más profundas, la imagen del Sol aparece más brillante en el centro y se vuelve gradualmente más tenue a medida que se avanza hacia el borde del perímetro del disco visible; este fenómeno se llama oscurecimiento de los bordes y es causado por un fenómeno de perspectiva. [68] [80]

El espectro fotosférico tiene características relativamente similares a las del espectro continuo de un cuerpo negro calentado a la temperatura de5 777  K , [83] y aparece intercalado con las líneas de absorción de la tenue atmósfera estelar. Tras la observación directa, la fotosfera tiene un aspecto granulado, debido a la presencia de granulación y supergranulación. [78]
Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no se correspondían con ningún elemento conocido en la Tierra. En 1868 , Norman Lockyer planteó la hipótesis de que estas líneas eran causadas por un nuevo elemento, al que llamó helio , como el dios griego del sol del mismo nombre; Veinticinco años después, se aisló helio en la Tierra. [86]

Zona radiativa

Ubicada fuera del núcleo, la zona radiativa se extiende desde alrededor de 0,2 a 0,7 rayos solares; absorbe la energía producida por el núcleo y la transmite por radiación (de ahí el nombre) a las capas superiores. [68] La presión y la temperatura aún son lo suficientemente altas como para permitir que la energía se transfiera a la siguiente capa. [78] [80]

En esta banda, la energía producida en el núcleo se transfiere a la capa superior, la zona convectiva; la zona radiativa parece desprovista de movimientos convectivos : de hecho, mientras que la materia se vuelve más fría a medida que aumenta la altitud, el gradiente de temperatura permanece más bajo que el de la tasa de caída adiabática , lo que facilita la transferencia de energía por radiación. [79]

La energía se transfiere a las capas más externas muy lentamente: de hecho, los iones de hidrógeno y helio emiten fotones , que recorren una corta distancia antes de ser reabsorbidos y reemitidos por otros iones. [78] [87]

Un análisis reciente de los datos recopilados por la misión SOHO sugiere que la velocidad de rotación de la zona radiativa es ligeramente inferior a la del núcleo. [88]

Zona de transición ( Tachoclina )

La zona de transición entre la porción radiativa y la convectiva se denomina tacoclina y se extiende, según recientes estudios heliosismológicos, a partir de 0,7 rayos solares. [89] Los astrofísicos creen que estas dimensiones juegan un papel decisivo en la génesis del campo magnético solar , ya que intervendrían en la dínamo solar (mecanismo gracias al cual se origina el campo magnético de nuestra estrella) reforzando los campos poloidales débiles para crear una forma toroidal . [90] [91]

Zona convectiva

La zona convectiva tiene un espesor de aprox.200 000  km y está ubicado en la parte exterior del Sol, comenzando en aproximadamente el 70% del radio solar. [78]

El área se caracteriza por temperaturas y densidades inferiores a las de las capas subyacentes; en consecuencia, la energía y el calor no pueden transferirse por radiación, sino a través de movimientos convectivos. La materia más caliente y menos densa se lleva a la superficie, donde libera parte de su energía térmica ; una vez enfriada, la materia vuelve a hundirse hasta la base de la zona convectiva, donde recibe de nuevo el calor procedente de la zona radiativa. [80] A diferencia de la capa subyacente, por lo tanto, en la zona convectiva la materia está en constante movimiento. [78] [81] Este movimiento constante y turbulento parece ser una de las causas fundamentales de la dínamo solar. [91]

Las columnas térmicas de la zona convectiva dejan marcas en la fotosfera solar que se denominan gránulos solares o supergránulos . [81]

Atmósfera

Las capas por encima de la fotosfera forman la atmósfera solar [78] [80] [81] y son visibles en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético , desde las ondas de radio hasta los rayos gamma pasando por la luz visible . [80] Las capas son, en orden: la cromosfera , la zona de transición , la corona y la heliosfera ; [78] este último, que puede considerarse la tenue continuación de la corona, se extiende más allá del cinturón de Kuiper , hasta la heliopausa , donde forma un fuerte arco de choque con el medio interestelar . [92] La cromosfera, la zona de transición y la corona son mucho más calientes que la superficie solar; la razón de este calentamiento sigue siendo desconocida. [noventa y dos]

Aquí también se encuentra la capa más fría del Sol: se trata de una banda llamada región de temperatura mínima ( temperaturas mínimas en inglés), situada a unos500 km sobre la fotosfera: esta zona, que tiene una temperatura de4 000  K , es lo suficientemente frío como para permitir la existencia de algunas moléculas , como el monóxido de carbono y el agua , cuyas líneas de absorción son claramente visibles en el espectro solar. [80] [93]

Cromosfera

Por encima de la fotosfera existe una delgada banda de unos 2000 km de espesor, denominada cromosfera (del griego χρῶμα, χρώματος -chroma , chromatos- , que significa color ) debido a sus destellos de colores visibles inmediatamente antes e inmediatamente después de los eclipses totales de Sol . . [78] Es una envoltura delgada compuesta de gas enrarecido que aparece de color rojizo; de hecho, la capa es transparente. El color rojizo se debe a los átomos de hidrógeno, que en las presiones más bajas de la cromosfera emiten radiaciones de este color. [80] [93]

La cromosfera se ve afectada por diversos fenómenos emisivos de origen magnético, como espículas y protuberancias solares . La temperatura en la cromosfera aumenta gradualmente a medida que te alejas de la estrella, alcanzando i100 000  K en las capas más externas. [78]

Zona de transición

Por encima de la cromosfera se encuentra la zona de transición, donde la temperatura aumenta rápidamente desde aproximadamente100 000  K de las capas más externas de la cromosfera, hasta el millón de kelvins de la corona; [80] [93] este aumento provoca una transición de fase del helio , que aquí se ioniza completamente debido a las altas temperaturas. La zona de transición no tiene un límite de altitud definido: forma una especie de halo alrededor de las formaciones de cromosfera como espículas y filamentos y está en constante y caótico movimiento. La zona de transición no es fácilmente visible desde la Tierra, pero es bien detectable desde el espacio a través de instrumentos sensibles a longitudes de onda ultravioleta distantes . [93]

Corona

La corona es la parte exterior de la atmósfera solar, no tiene límites definidos y se extiende en el espacio decenas de millones de kilómetros de forma muy tenue. [80] Consiste en plasma de muy alta temperatura (más de un millón de Kelvin). Dado que el plasma está muy enrarecido, la temperatura no debe entenderse en el sentido convencional; en este caso hablamos de temperatura cinética . [80] [94]

Las capas internas de la corona tienen una densidad de 10 14 - 10 16 partículas por metro cúbico (la atmósfera terrestre al nivel del mar tiene una densidad de 2 × 10 25 partículas por metro cúbico) y alberga numerosos fenómenos magnéticos, como la masa expulsiones (CME) y anillos coronales . [94]

Los astrofísicos aún no han podido entender por qué la corona tiene una temperatura tan alta; creen que parte del calor se origina en la reconexión de las líneas del campo magnético solar (el tema se trata con más detalle en la sección Problema del calentamiento coronal ). [94]

Viento solar

El Sol, al igual que otras estrellas, también emite una corriente de partículas desde la atmósfera superior: el viento solar .

El viento solar está formado por plasma y su composición química es idéntica a la de la corona: 73% de hidrógeno y 25% de helio , estando el 2% restante formado por oligoelementos. [92] Cerca de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre 200 y900  km/s (en promedio450  km/s ). Cada segundo la estrella pierde, a través del viento solar, una cantidad de materia igual a1,37 × 10 9  kg ; [95] sin embargo, esta es una pérdida insignificante, ya que en un año corresponde a 2,18 × 10 −14 veces la masa total del Sol. [noventa y dos]

El viento solar lleva consigo, debido al peculiar comportamiento del plasma magnetizado, el campo magnético del Sol en el espacio interplanetario, hasta una distancia de unas 160 unidades astronómicas. El viento solar se mueve en dirección radial con respecto al Sol; debido a su rotación , las líneas de campo se curvan en forma de espiral.

Algunos estudios plantean la hipótesis de que el viento solar cumple una importante función protectora hacia los planetas, es decir, "escudaría" los rayos cósmicos gracias a su naturaleza ionizada. [noventa y dos]

Heliosfera

El viento solar crea una " burbuja " en el medio interestelar , que se llama heliosfera . La heliosfera se extiende desde una distancia de unos 20 rayos solares (0,1  au ) desde la superficie del Sol hasta las regiones más extremas del sistema solar . Su límite más interno se define como la región en la que el flujo del viento solar se vuelve " superalvénico ", es decir, supera la velocidad de la onda Alfvén ; las fuerzas dinámicas y turbulentas fuera de este límite, sin embargo, no pueden influir en la forma de la corona solar , ya que dentro de este límite el flujo viaja a velocidades inferiores o iguales a las de la onda de Alfvén. El viento solar viaja continuamente a través de la heliosfera, hasta que choca con la heliopausa , a más de 50 UA del Sol. En diciembre de 2004 , la nave espacial Voyager 1 pasó por la heliopausa; ambas sondas Voyager, cuando se acercaron al límite con la heliopausa, registraron un nivel cada vez mayor de partículas energéticas. [96]

Campo magnético

El movimiento turbulento del plasma y las partículas cargadas de la zona convectiva generan un potente campo magnético , caracterizado por polos pares (norte y sur) dispuestos a lo largo de toda la superficie solar. El campo invierte su dirección cada once años, correspondiente al máximo del ciclo solar . [97] El campo magnético solar está en el origen de varios fenómenos que colectivamente toman el nombre de " actividad solar "; estos incluyen manchas fotosféricas , erupciones (o llamaradas) y variaciones en la intensidad del viento solar , que difunde la materia a través del sistema solar. [92] [98]

La rotación diferencial de la estrella provoca una fuerte deformación de las líneas del campo magnético , que aparecen enredadas sobre sí mismas; [98] el plasma de las erupciones solares se dispone sobre ellas, formando vastos anillos de materia incandescente, conocidos como anillos coronales. [99] Las deformaciones de las líneas de campo dan lugar a la dínamo y al ciclo de 11 años de actividad solar , durante el cual la intensidad del campo magnético sufre variaciones. [98]

La densidad del flujo magnético solar es de 10 −4 tesla cerca de la estrella. [97]

La interacción entre el campo magnético solar y el plasma del medio interplanetario crea una corriente heliosférica difusa , es decir, un plano que separa regiones donde el campo magnético converge en distintas direcciones. [100]

Ciclo solar

El ciclo solar (también llamado ciclo de actividad magnética solar ) es el tiempo, en promedio igual a once años , que transcurre entre dos períodos mínimos de actividad solar ; la duración del período no es estrictamente regular, sino que puede variar entre diez y doce años. También es la causa principal de las variaciones periódicas de todos los fenómenos solares que afectan al clima espacial . [101]

Impulsado por un proceso hidromagnético, en el origen del propio campo magnético solar, el ciclo solar:

• da forma a la atmósfera y al viento solar;
• modula la radiación solar ;
• modula el flujo de radiación de longitud de onda corta , desde ultravioleta hasta rayos X;
• modula la frecuencia de fenómenos eruptivos, como llamaradas y eyecciones masivas;
• modula indirectamente el flujo de rayos cósmicos de alta energía que penetran en el sistema solar.

El ciclo solar se divide en dos fases: una fase máxima , en la que la actividad de la estrella es más frenética, y una fase mínima , en la que la actividad es menos intensa. La actividad solar durante la inactividad a menudo coincide con temperaturas más bajas que el promedio en la Tierra, mientras que las fases máximas más cercanas tienden a estar correlacionadas con temperaturas más altas que el promedio.

Dado que los campos magnéticos pueden afectar a los vientos estelares , actuando como "frenos" que frenan progresivamente la rotación de la estrella a medida que completa su camino evolutivo, las estrellas que ya no son jóvenes, como precisamente el Sol, realizan su rotación en tiempos más largos y tienen menos intensa actividad magnética. Sus niveles de actividad tienden a variar cíclicamente y pueden cesar por completo durante cortos períodos de tiempo. Un ejemplo fue el mínimo de Maunder , durante el cual el Sol cumplió setenta años, durante el siglo XVII , de mínima actividad; [102] Durante este período, también conocido como la " Pequeña Edad de Hielo ", Europa experimentó una fuerte caída de las temperaturas. [103]

Los primeros mínimos solares de duración considerable fueron descubiertos a través del análisis dendrocronológico de los anillos anuales de los troncos de algunos árboles, cuyo grosor depende de las condiciones ambientales en las que viven las plantas; las líneas más delgadas parecían coincidir con períodos en los que las temperaturas globales habían estado por debajo del promedio. [104]

Manchas solares

Observando el Sol con filtros adecuados, es posible ver a lo largo de su superficie las características manchas fotosféricas , áreas bien definidas que aparecen más oscuras que el resto de la fotosfera debido a su temperatura "más baja" (del orden de 4500 K). [32] Son regiones de intensa actividad magnética, en las que la convección (visible en el resto de la superficie en forma de granulación) es inhibida por el fuerte campo magnético, lo que reduce el transporte de energía desde las regiones interiores más cálidas hacia la superficie. . Las manchas solares más grandes pueden extenderse a lo largo de miles de kilómetros. [32] [81]

El número de manchas solares visibles en la superficie del Sol no es constante, varía a lo largo del ciclo solar. Normalmente, durante el mínimo solar las manchas están ausentes o son muy pocas; las que aparecen suelen encontrarse en latitudes altas (lejos del ecuador). A medida que el ciclo continúa, avanzando hacia el máximo, las manchas se vuelven cada vez más frecuentes y tienden a moverse hacia las zonas ecuatoriales de la estrella, en cumplimiento de la ley de Spörer . Los puntos se encuentran generalmente en pares de polaridad magnética opuesta; [32] la polaridad magnética de las manchas se invierte durante cada ciclo solar, de modo que si en un ciclo uno toma las características de un polo norte magnético, en el siguiente ciclo se convierte en un sur magnético. [81]

Posibilidad de fenómenos cíclicos a largo plazo

Una teoría reciente afirma que pueden existir inestabilidades magnéticas en el interior del Sol que provocan fluctuaciones con periodos de 41.000 o 100.000 años; tales fluctuaciones podrían proporcionar una explicación tanto para las glaciaciones como para los ciclos de Milanković . Sin embargo, como muchas teorías en astrofísica, esto tampoco se puede verificar directamente. [105] [106]

Composición química

El Sol, como todos los demás cuerpos celestes del Universo, está formado por elementos químicos . Muchos científicos han analizado estos elementos para conocer su abundancia, sus relaciones con los elementos constitutivos de los planetas y su distribución dentro de la estrella.

La estrella "heredó" su composición química del medio interestelar del que se originó: el hidrógeno y el helio, que constituyen gran parte de ella, se formaron gracias a la nucleosíntesis del Big Bang , los elementos más pesados ​​se sintetizaron a través de la nucleosíntesis de las estrellas más evolucionadas, que, al final de su evolución, las han esparcido en el espacio circundante. [80] La composición del núcleo está fuertemente alterada por los procesos de fusión nuclear, que han aumentado el porcentaje en masa de helio (34% [107] ) a expensas del hidrógeno (64% [108] [109] [110] ) . Por otro lado, el porcentaje de elementos pesados, llamados convencionalmente metales , se mantuvo prácticamente invariable. Estos, presentes en trazas sobre todo en las capas más superficiales, son: litio , berilio y boro ; [111] neón , cuya cantidad real sería superior a la previamente estimada mediante observaciones heliosismológicas; [112] los elementos del grupo 8 de la tabla periódica , al que pertenecen el hierro , [113] el cobalto y el manganeso . [113] Numerosos astrofísicos también han tenido en cuenta la existencia de relaciones de fraccionamiento de masas entre las composiciones isotópicas de gases nobles , como el neón y el xenón , presentes en las atmósferas solar y planetaria. [10]

Dado que las partes internas de la estrella son radiativas y no convectivas, la fotosfera , que consiste esencialmente en hidrógeno (alrededor del 74 % de su masa, 92 % de su volumen ), helio (alrededor del 24-25 % de la masa, 7 % del volumen) y oligoelementos, ha mantenido y mantiene una composición química esencialmente inalterada desde la formación de la estrella, [80] tanto que muchos tienden a considerarla como un ejemplo de la composición química primordial del sistema solar. [114]

Hasta 1983 existía la creencia generalizada de que la estrella tenía la misma composición que su atmósfera; en ese año se descubrió que precisamente el fraccionamiento de los elementos en el Sol estaba en el origen de la distribución de los mismos en su interior. [10] Este fraccionamiento está determinado por varios factores, como la gravedad , que hace que los elementos más pesados ​​(como el helio, en ausencia de otros elementos más pesados) se dispongan en el centro de masa de la estrella, mientras que los elementos menos pesados (por lo tanto, el hidrógeno) se difunde a través de las capas exteriores del Sol; [108] la difusión de helio dentro del Sol tiende a acelerarse con el tiempo. [115]

Producción de energía: reacciones nucleares

Cada segundo en el núcleo de nuestra estrella 600.000.000 toneladas de hidrógeno (equivalente a3,4 × 10 38 protones ) se convierten en 595 740 000 toneladas de helio . Después de esta transformación, parecen haberse perdido 4 260 000 toneladas de hidrógeno (o 0,75 %); en realidad esta masa faltante se transformó directamente en energía , es decir radiación electromagnética , según la ecuación masa-energía de Albert Einstein : E = mc² . [13]

Mientras que el sol tiene una masa de2 × 10 27 toneladas y suponiendo que la pérdida de masa siempre permanece de4.26 × 10 6 toneladas por segundo, es fácil calcular que en mil millones de años la pérdida de masa será1,34 × 10 23 toneladas, equivalente a unas 22 veces la masa de la Tierra. Suena como una cantidad enorme, pero representa mucho menos de una milésima parte de la masa del sol (alrededor de 0,06 por mil).

El hidrógeno se fusiona según una serie de reacciones llamadas cadena protón-protón : [70]

4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (4,0 M eV + 1,0 MeV) 2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (5,5 MeV) 2 3 He → 4 He + 2 1 H (12,9 MeV)

Por lo tanto, las reacciones anteriores se pueden resumir en la fórmula:

4 1 H → 4 He + 2 e + + 2 ν e + 2 γ (26,7 MeV)

donde e + es un positrón , γ es un fotón en la frecuencia de los rayos gamma, ν e es un neutrino electrónico , H y He son los isótopos de hidrógeno y helio, respectivamente. La energía liberada por estas reacciones se expresa en millones de electronvoltios y es solo una pequeña parte de la energía total liberada. La concomitancia de un gran número de estas reacciones, que se producen de forma continua e implacable hasta agotar el hidrógeno, genera la energía necesaria para sostener el colapso gravitacional al que la estrella se vería naturalmente sometida. [70]

La energía así generada, en 1 segundo es igual a 3,83 × 10 26 julios (383  YJ ), equivalente a9,15 × 10 10 megatones de TNT : una cantidad de energía impensable de reproducir en la Tierra. Para comprender la enormidad de esta energía, que expresada en vatios hora (Wh) equivale a106 400 000 000  TWh [116] , la única cifra que puede servir como base de comparación es la producción mundial de electricidad , que en 2012 fue de aproximadamente22 500  TWh .

Con este ritmo de producción, para igualar la energía que produce el Sol en 1 segundo, todas las plantas de producción de electricidad de nuestro planeta tendrían que funcionar a pleno rendimiento durante más de 4 millones de años (aprox. 4 525 000 años).

Los fotones , emitidos a alta energía (por lo tanto en las frecuencias de los rayos γ y X ), son absorbidos en unos pocos milímetros de plasma solar y luego reemitidos en direcciones aleatorias, con menor energía; por ello la radiación tarda mucho en llegar a la superficie de la estrella, tanto que se estima que un fotón, en llegar a la fotosfera, tarda entre 10 000 y 170 000 años. [87] Los fotones, una vez que llegan a la fotosfera tras este "largo viaje", se emiten principalmente en forma de luz visible , aunque no faltan emisiones en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético . [87]

A diferencia de los fotones, los neutrinos liberados por las reacciones interactúan muy débilmente con la materia y, por lo tanto, alcanzan la superficie casi de inmediato. [87] Durante muchos años, las mediciones del número de neutrinos producidos en el núcleo solar arrojaron resultados inferiores, equivalentes a 1/3 de lo teorizado. Esta discrepancia, conocida como el problema de los neutrinos solares , se entendió recientemente gracias al descubrimiento de los efectos de un fenómeno conocido como " oscilación de neutrinos ": el Sol, de hecho, emite la cantidad de neutrinos hipotéticos, pero los detectores no pudieron identificarlos. los 2/3 porque las partículas habían cambiado de sabor (el número cuántico de partículas elementales relacionado con sus interacciones débiles ). [87]

Es de fundamental importancia recordar cómo el proceso de fusión nuclear en el interior del Sol, como todos los procesos físicos que implican una transformación, tiene lugar en absoluto cumplimiento de la ley de conservación de la energía ( primer principio de la termodinámica ): nada se crea y nada es destruido, pero todo se transforma . [13] Los mecanismos de fusión nuclear que alimentan al Sol no son totalmente compatibles con las formulaciones iniciales del principio de conservación de masa y energía , sino que lo son gracias a la ecuación de Einstein. En efecto, comprendió y demostró que el principio de conservación involucra tanto a la materia como a la energía, consideradas ya no como dos realidades distintas sino unitarias, ya que una puede transformarse en la otra según una relación matemática precisa ; la suma de masa y energía expresada en unidades de masa permanece constante en el universo. [13]

Energía solar

La energía solar es la principal fuente de energía en la Tierra. La cantidad de energía luminosa que llega por cada unidad de tiempo a cada unidad de superficie expuesta directamente a la radiación solar se denomina constante solar y su valor es aproximadamente1 370  W / m² . [117] [118] Multiplicando este valor por la superficie del hemisferio terrestre expuesta al Sol obtenemos una potencia superior a los 50 millones de gigavatios (GW). [119] Sin embargo, dado que la luz solar se atenúa a medida que pasa a través de la atmósfera terrestre , en la superficie de nuestro planeta el valor de la densidad de potencia cae a aproximadamente1 000  W / m² , alcanzados en condiciones de tiempo despejado cuando el Sol está en su cenit (es decir, sus rayos son perpendiculares a la superficie). [117] [118] Teniendo en cuenta que la Tierra es un esferoide en rotación , la insolación media varía según los puntos de la superficie y, en latitudes europeas , es de unos200  W / m² .

La radiación solar es la base de la vida en nuestro planeta: hace posible la presencia de agua líquida , esencial para la vida, y permite la fotosíntesis de las plantas , que producen el oxígeno que necesitan la mayoría de los seres vivos . La fotosíntesis utiliza la energía de esta radiación, que se almacena en enlaces químicos , para sintetizar compuestos orgánicos (esencialmente carbohidratos ) a partir de sustancias inorgánicas ( CO 2 y H 2 O ). [14] El hombre también utiliza la energía del sol, que es recogida por estructuras, como los paneles solares , que se utilizan para diversos fines, como el calentamiento de agua o la producción de electricidad ( paneles fotovoltaicos ). [120] Además, la energía almacenada en el petróleo y todos los demás combustibles fósiles deriva de la de nuestra estrella, que fue convertida en energía química gracias a la fotosíntesis de plantas que vivieron hace millones de años. [14]

La radiación solar ultravioleta (UV) tiene una importante función antiséptica y se utiliza para la desinfección de determinados objetos y agua gracias al método SODIS . [121] . Es responsable del bronceado y de las quemaduras por exposición excesiva al sol, pero también tiene un papel fundamental en la medicina : de hecho, induce la síntesis, por parte de la piel , de las vitaminas del grupo D , que son esenciales para el bienestar de los huesos . siendo La cantidad de ultravioleta que llega a la superficie terrestre es considerablemente menor que la registrada en la parte superior de la atmósfera, ya que las moléculas de ozono , que forman un cinturón (llamado ozonosfera ) en la parte inferior de la estratosfera , apantallan y reflejan gran parte del espacio . de la radiación. La cantidad de UV también varía según la latitud y es más alta en el ecuador y en las regiones tropicales, donde la insolación es mayor. Esta variación es responsable de diversas adaptaciones biológicas, como el color de la piel de las diferentes poblaciones humanas repartidas en diferentes regiones del globo. [122]

Fuente de energía alternativa

La cantidad de energía solar que llega a la tierra es enorme (unas diez mil veces la energía utilizada por la humanidad en el mismo tiempo), [123] pero no muy concentrada, por lo que es necesario recolectar energía de áreas muy grandes para obtener cantidades significativas. ; además, es bastante difícil de convertir en energía fácilmente explotable, como la electricidad, con eficiencias aceptables. Su explotación para la producción de electricidad requiere productos generalmente de alto costo (como los paneles fotovoltaicos ), lo que hace que la energía solar sea más costosa que otras fuentes de energía. El desarrollo de tecnologías que puedan rentabilizar el uso de la fotovoltaica es un sector de investigación muy activo, que por el momento no ha obtenido resultados significativos.

Por el contrario, la energía solar puede utilizarse convenientemente para generar calor ( termosolar ). [124]

Hay tres tecnologías principales para adquirir la energía del Sol: [120]

• El panel solar térmico utiliza los rayos del sol para calentar un líquido de especiales características, contenido en su interior, que cede el calor, a través de un intercambiador, al agua contenida en un acumulador. Las temperaturas son generalmente por debajo100 ° C [124]
• El panel solar de concentración utiliza una serie de espejos parabólicos de estructura lineal para concentrar los rayos del sol en un tubo receptor por el que fluye un fluido caloportador (un fluido capaz de transportar el calor recibido del Sol a los sistemas de almacenamiento e intercambio) o una serie de espejos planos que concentran los rayos al final de una torre en la que hay una caldera llena de sales que se derriten por el calor. En ambos casos, el "aparato receptor" se calienta a temperaturas relativamente altas (400 ° C ~600 °C ) útiles tanto para fines puramente térmicos como termoeléctricos. [125]
• El panel fotovoltaico aprovecha las propiedades de elementos semiconductores particulares para producir electricidad cuando es estimulado por la radiación de luz ( efecto fotoeléctrico ). [126]

Cuestiones teóricas abiertas

Aunque es la estrella más cercana a la Tierra y es objeto de innumerables estudios por parte de los científicos, muchas preguntas con respecto al Sol siguen sin resolverse, como por qué la atmósfera solar tiene una temperatura de más de un millón de kelvins mientras que la fotosfera no alcanza la temperatura. a6 000  mil _ Actualmente, los astrofísicos están interesados ​​en descubrir los mecanismos que regulan el ciclo de las manchas solares, las causas de las erupciones y prominencias solares , la interacción magnética entre la cromosfera y la corona , y las causas del viento solar. [noventa y dos]

Problema de los neutrinos solares

Durante muchos años, el número de neutrinos solares detectados en la Tierra ha sido menor (de un tercio a la mitad) que el número predicho por el Modelo Solar Estándar ; este resultado anómalo se denominó problema del neutrino solar . Las teorías propuestas para resolver el problema sugerían o bien reconsiderar la temperatura interna del Sol, que por tanto habría sido más baja de lo aceptado previamente para explicar una entrada de neutrinos tan baja, o bien afirmaban que los neutrinos podían oscilar , es decir que podrían cambiar en los neutrinos tau indetectables o en los neutrinos muón a medida que atraviesan la distancia Sol-Tierra. [127] En la década de 1980 se construyeron algunos detectores de neutrinos, incluido el Sudbury Neutrino Observatory y el Super-Kamiokande , para medir el flujo de neutrinos solares con la mayor precisión posible. Los resultados revelaron que los neutrinos tienen una masa en reposo extremadamente pequeña y, de hecho, pueden oscilar. [128] Además, en 2001, el Observatorio de Neutrinos de Sudbury pudo detectar los tres tipos de neutrinos directamente, encontrando que la emisión total de neutrinos del Sol confirma el Modelo Solar Estándar. Esta proporción concuerda con la teorizada por el efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (también conocido como "efecto materia"), que describe la oscilación de los neutrinos en la materia. El problema, por tanto, ya está resuelto.

Problema de calentamiento coronal

Se sabe que la fotosfera solar tiene una temperatura de aproximadamente6 000  mil _ Por encima se extiende la atmósfera estelar, que alcanza, en la corona, una temperatura de1 000 000K ;  _ la alta temperatura de la corona sugiere que la fuente de este calor es distinta a la conducción térmica de la fotosfera.

Se cree que la energía necesaria para calentar la corona la proporciona el movimiento turbulento del plasma en la zona convectiva. Se han propuesto dos mecanismos para explicar el calentamiento coronal: el primero es el de la onda de calor , según la cual se producen ondas sonoras , gravitacionales y magnetodinámicas a partir de la zona convectiva , que se propagan hacia el exterior y se dispersan en la corona, produciendo su propia energía de plasma coronal. en forma de energía térmica . La otra teoría tiene en cuenta el calor magnético : la energía magnética se produce continuamente por los movimientos de la zona convectiva y se libera a través de reconexiones magnéticas en forma de grandes llamaradas o eventos similares de menor intensidad. [129]

Hoy en día no está claro si las olas son un mecanismo de calentamiento eficiente; se ha comprobado que todas las ondas se disipan o refractan antes de llegar a la corona, a excepción de las de Alfvén , [130] que, sin embargo, no se dispersan fácilmente en la corona.

El enfoque de la investigación actual se centra en la causa y el mecanismo del calentamiento. Una posible solución para explicar el calentamiento coronal considera las erupciones continuas que afectan a la fotosfera a pequeña escala, [131] pero esto sigue siendo un campo de investigación abierto.

Problema del sol joven débil

Los modelos teóricos de la evolución del Sol sugieren que en el período comprendido entre hace 3.800 y 2.500 millones de años, es decir, durante el eón Arcaico , el Sol tenía sólo el 75% de su brillo actual . Una estrella tan débil no habría sido capaz de mantener el agua en estado líquido en la superficie de la Tierra, haciendo así imposible el desarrollo de la vida . Sin embargo, la evidencia geológica muestra que la Tierra ha mantenido una temperatura promedio relativamente constante a lo largo de su existencia, de hecho, que la Tierra joven era incluso más cálida de lo que es hoy. Existe un consenso entre los científicos de que la atmósfera de la Tierra en un pasado lejano era más rica en gases de efecto invernadero , como el dióxido de carbono , el metano y/o el amoníaco que en la actualidad; estos gases retuvieron más calor para compensar la menor cantidad de energía solar que llegaba a la Tierra. [132]

Sistema planetario

El Sol es una de varias estrellas que tienen su propio sistema planetario , [133] el sistema solar , que consta de todos los cuerpos que se mantienen en órbita alrededor de la estrella por su atracción gravitatoria. Estos se dividen en: planetas , planetas enanos y cuerpos menores . [6]

Los planetas del sistema solar son ocho; en orden creciente de distancia a la estrella: Mercurio , Venus , Tierra , Marte , Júpiter , Saturno (conocido desde la antigüedad), Urano (descubierto en 1781) y Neptuno (descubierto en 1846). [6] Los planetas se dividen en terrestres o rocosos y gaseosos o Júpiter , según sus características físico-químicas; los primeros, sólidos, densos y poco masivos, se encuentran en la parte más interna y caliente del sistema solar; estos últimos, gaseosos, poco densos y extremadamente masivos, son propios de las zonas más externas y frías del sistema. [6]

De 1930 a 2006 hubo nueve planetas: el noveno fue Plutón , descubierto precisamente en 1930. En 2006 la Unión Astronómica Internacional decidió degradar a Plutón al rango de planeta enano , [134] promoviendo en esta categoría también al asteroide Ceres y al transneptuniano . objeto Eris . Recientemente se ha introducido una nueva categoría de objetos, los plutoides , que incluyen los planetas enanos transneptunianos; a septiembre de 2008 [134] [135] [136] cuatro objetos pertenecen a esta categoría: además de los ya mencionados Plutón y Eris, Haumea y Makemake ; [134] [135] [136] sin embargo, se cree que el número de planetas enanos está destinado a aumentar en los próximos años. [134] [136] Todos los planetas enanos descubiertos hasta ahora están, por definición , dentro de cinturones de asteroides . [136]

Una gran cantidad de objetos pertenecen al grupo de los cuerpos menores; entre ellos recordamos los asteroides , dispuestos en cinturones de asteroides: entre Marte y Júpiter se extiende el cinturón principal , formado por millones de objetos rocosos caracterizados por órbitas más o menos variables; más allá de Neptuno se extiende un segundo cinturón de asteroides, el cinturón de Kuiper , cuya densidad real se desconoce. Aún más externamente, entre 20 000 yA 100 000  au de distancia de la estrella se encuentra la nube de Oort , que se cree que es el lugar de origen de los cometas .

Todos estos objetos constituyen una parte mínima del sistema: de hecho, el 99,86% de la masa del sistema solar está formada por el Sol. [7] Dentro del sistema solar, el espacio entre un cuerpo celeste y otro no está vacío: polvo, gas y partículas elementales constituyen el medio interplanetario . [6]

Los planetas, y en particular el más masivo de todos, Júpiter , [137] ejercen influencias gravitatorias sobre el centro de masa del sistema solar de tal manera que no coincide con el centro del Sol, sino más bien, dependiendo de las interacciones de la entidad (que varían con el tiempo), que más a menudo cae fuera de la estrella. El hecho de que el centro de gravedad del sistema y el centro de la estrella no coincidan es responsable del movimiento de revolución que el centro de masa de la estrella, o su núcleo, realiza alrededor del centro de gravedad, movimiento que, después de unos pocos cientos de años, varía, asumiendo una dirección ahora progresiva ahora retrógrada . [138]

El Sol en la cultura

Etimología y otros nombres

El término "Sol" deriva del latín sol, solis , que derivaría, junto con el término sánscrito सऊरयअस ( sûryas , originalmente *svaryas , cuya raíz svar- significa brillar ), de la raíz indoeuropea : sóh₂wl̥ . De la misma raíz deriva el adjetivo griego σείριος ( séirios ; originalmente σϝείριος , swéirios ), brillante ; este adjetivo, especialmente en su forma personificada ὁ Σείριος ( ho Séirios , que significa El que resplandece ), fue uno de los epítetos del Sol, especialmente en el campo poético-literario . También hay que señalar que el nombre de la estrella más brillante del cielo nocturno deriva del mismo adjetivo , Sirius (α Canis Majoris ). [139] [140]

El prefijo helio- , que indica varios aspectos relacionados con el Sol (como la ortografía del helio , la sismología del helio , etc.), deriva del griego Ἥλιος ( Helios ), que era el nombre con el que los antiguos griegos designaban actualmente a la estrella y la deidad a cargo . El término ἥλιος , principalmente en la variante dórica αἔλιος ( āèlios , que significa un antiguo *ayelios ), deriva de una raíz indoeuropea *us- alargada en *aus- , que significa quemar , brillar . [141]

En el Lejano Oriente el significado de "Sol" viene dado por el símbolo 日 ( chino pinyin rì), aunque también se le llama 太阳 (tài yáng). En vietnamita , estas palabras Han se conocen como nhật y thái dương respectivamente, mientras que la palabra vietnamita original mặt trời significa literalmente "rostro de los cielos". La Luna y el Sol están asociados con Yin y Yang , respectivamente Yang el Sol y Yin la Luna, como opuestos dinámicos. [142]

En mitología y religión

En muchas culturas antiguas, desde la prehistoria , el Sol era concebido como una deidad o un fenómeno sobrenatural; el culto que se le rindió fue central en muchas civilizaciones, como la inca en América del Sur y la azteca en México . [143]

En la religión egipcia el Sol era la divinidad más importante; el propio faraón , considerado una deidad en la tierra, se creía que era el hijo del Sol. Las deidades solares más antiguas eran Wadjet , Sekhmet , Hathor , Nut , Bastet , Bat y Menhit . Hathor (más tarde identificado con Isis ) engendró y cuidó de Horus (más tarde identificado con Ra ). [144] Los movimientos del Sol en el cielo representaban, según la concepción de la época, una lucha librada por el alma del faraón y Osiris . [144] La asimilación al culto solar de algunas deidades locales (Hnum-Ra, Min-Ra, Amon-Ra) alcanzó su apogeo en la época de la quinta dinastía .

Durante la Dinastía XVIII , el faraón Akenatón intentó transformar la religión politeísta egipcia tradicional en una pseudomonoteísta , conocida como atonismo . Todas las deidades, incluida Amon , fueron reemplazadas por Aten , la deidad solar que gobernaba la región de Akhenaton. A diferencia de otras deidades, Aten no poseía múltiples formas: su única efigie era el disco solar. Este culto no sobrevivió mucho después de la muerte del faraón que lo introdujo y pronto el politeísmo tradicional fue reafirmado por la misma casta sacerdotal, que anteriormente había abrazado el culto atonístico. [145]

En la mitología griega la principal deidad solar era Elio , hijo de los titanes Hyperion y Theia . Normalmente se representa al dios conduciendo el carro del sol, un carro tirado por caballos que emiten fuego por las fosas nasales . El carro salía todas las mañanas del océano y arrastraba al sol por el cielo, de este a oeste , donde se encontraban los dos palacios del dios. En tiempos más recientes, Elio fue asimilado a Apolo . [146] [147]

El culto al Sol como tal también encontró terreno fértil en Roma ; el primer intento de introducir el culto solar fue por parte del emperador Heliogábalo , sacerdote del dios solar sirio El-Gabal . [148] El es el nombre de la principal deidad semítica , mientras que Gabal , que está vinculado al concepto de "montaña" (compárese con el hebreo gevul y el árabe jebel ), es su manifestación en Emesa , su principal lugar de culto. [149] La deidad fue posteriormente importada al panteón romano y asimilada al dios sol romano conocido como Sol Indiges en la era republicana y luego Sol Invictus en los siglos II y III . [150] Otro culto solar importante, de carácter misterioso , era el mitraísmo , de Mitra , su principal divinidad, que fue importado a Roma por legiones estacionadas en Oriente Medio , principalmente en Siria . Sin embargo, la afirmación del culto solar, el Sol Invictus , llegó con Aureliano , quien se proclamó su sumo sacerdote. Las celebraciones del rito del nacimiento del Sol ( Navidad del Sol Infantil , más tarde Dies Natalis Solis Invicti , Navidad del Sol invicto), tuvieron lugar el 25 de diciembre, con especial solemnidad en Siria y Egipto , provincias en las que se celebra este culto . había estado arraigado durante siglos . . El rito disponía que los celebrantes, habiéndose retirado a santuarios especiales, saldrían a medianoche anunciando que la Virgen había dado a luz al Sol, representado en forma de niño. [145] El culto al Sol Invictus duró hasta el advenimiento del cristianismo y su oficialización como religión de Estado con el edicto de Tesalónica de Teodosio I , el 27 de febrero de 380.

El 7 de marzo de 321, el emperador Constantino I decretó que el séptimo día de la semana, el Dies Solis , se convirtiera en día de descanso; el decreto no había sido emitido a favor de ninguna religión, sino que era un acto de regulación de las actividades semanales que pasó a formar parte del cuerpo legislativo romano . [151]

( LA ) “Imperador Constantino. Omnes iudices urbanoeque plebes et artium oficia cunctarum venerabili Die Solis quiescant. Ruri tamen positi agrorum culturae libere licenterque inserviant, quoniam frecuentar eventit, ut non alio aptius die frumenta sulcis aut vineae scrobibus commendentur, en ocasiones momentos pereat commoditas caelesti provisión concedida. Const. A. Helpidio. * A. CCCXXI PP. V. No. Mart. Crispo II y Constantino II Cons. "

( ES ) «El emperador Constantino. En el venerable día del Sol, que descansen los magistrados y los habitantes de las ciudades, y que se cierren todas las tiendas. En el campo, sin embargo, la gente es legalmente libre de continuar con su trabajo, porque a menudo sucede que la cosecha de trigo o la siembra de viñedos no se pueden posponer; así sea, por temor de que negando el momento adecuado para tales obras, se pierda el momento oportuno, establecido por el cielo. <Dado el siete de marzo, Crispo y Costantino, cónsules por segunda vez>"

( Código de Justiniano 3.12.2 )

Algunos cristianos aprovecharon el decreto imperial para trasladar el significado del Shabat judío al Dies Solis , que, desde tiempos de Justino (siglo II), pasó a tomar el nombre de Dies Dominica (Día del Señor), memorial semanal entre los comunidades cristianas de la Resurrección de Jesús que tuvo lugar, según el relato evangélico , el primer día después del sábado ( Mt 28,1; Mc 16,1; Lc 24,1; Jn 20,1); [152] el 3 de noviembre de 383, a instancias de Teodosio, el Dies Solis finalmente pasó a llamarse oficialmente Dies Dominica . [153]

Después de abrazar la fe cristiana, en el año 330 el emperador hizo coincidir con un decreto el Dies Natalis Solis Invicti con la fecha del nacimiento de Jesús , considerado por los cristianos como el "Sol de justicia" profetizado por Malaquías ( Mal , 4:2), [ 143] [154] [155] oficializando por primera vez la celebración cristiana. Así escribía Cipriano , obispo de Cartago un siglo antes : "¡Qué magníficamente actuó la Providencia al hacer que, el día del nacimiento del Sol, naciera Cristo!". [154] En el año 337 el Papa Julio I oficializó la fecha litúrgica de la Navidad por parte de la Iglesia cristiana (hoy dividida en católica , ortodoxa y copta ), como informa Juan Crisóstomo en el año 390: "En este día, 25 de diciembre, también la natividad de Cristo se fijó definitivamente en Roma”. [154]

En literatura y música

En la cultura, el Sol se utiliza principalmente como referencia mitológica y místico- religiosa , más que en el campo literario: a diferencia de las estrellas, de hecho, que son citadas como maravillas nocturnas por poetas y escritores, el Sol en la literatura se utiliza sobre todo como referencia para la alternancia del día y la noche. Sin embargo, no faltan fuertes referencias específicamente dedicadas a esta estrella en la literatura , la pintura e incluso la música .

Uno de los textos más famosos y también más antiguos de la literatura italiana que hace referencia al Sol está en el Cantico di Frate Sole , también conocido como el Cántico de las criaturas escrito por San Francisco de Asís , completado, según la leyenda, dos años antes de su muerte. muerte., que tuvo lugar en 1226. El Cántico es una alabanza a Dios , una oración impregnada de una visión positiva de la naturaleza , ya que la imagen del Creador se refleja en la creación. Con el nacimiento de la ciencia historiográfica , entre los siglos XVIII y XIX y con los ideales románticos de las "raíces populares de la poesía", la obra fue tomada en consideración por la tradición crítica y filológica. [156] [157]

Incluso Dante Alighieri , como buen conocedor de la astronomía , no deja de mencionar al Sol en sus obras, usándolo como referencia astronómica: en el Primo Canto del Paradiso , por ejemplo, describe la luz del Sol, explicando que desde ilumina el hemisferio donde se encuentra el Purgatorio , la ciudad de Jerusalén , que se encuentra en el lado opuesto de la Tierra, se encuentra en ese momento inmersa en la oscuridad de la noche. Dante se detiene así a observar el esplendor de nuestra estrella, imitando a su guía, Beatriz . [158] [159]

Incluso en los cuentos de hadas se usa ocasionalmente la figura del Sol, donde sin embargo aparece como un personaje en todos los aspectos; entre los ejemplos más conocidos se encuentran, además de los de Fedro , [160] las fábulas escritas por Jean de La Fontaine , escritor francés que vivió en el siglo XVII , como El sol y las ranas o El sol y el viento . . [161]

El Sol incluso ha influido directamente en algunas piezas de música sinfónica : de hecho, durante el Romanticismo y las fases posteriores, los compositores retoman con frecuencia temas "naturales" con la intención de traducirlos en partituras para diversos instrumentos musicales . Uno de los ejemplos más conocidos es el atardecer orquestado por Ludwig Van Beethoven en los compases finales de su Sexta Sinfonía , una pieza llena de innumerables referencias naturalistas. [162] Otro ejemplo bien conocido es el de la Sinfonía de los Alpes de Richard Strauss , en la que las referencias a la salida y puesta del sol están explícitamente presentes (tanto en la orquestación como en el título de las distintas secciones de la sinfónica ). [ 163 ] Otros autores han descrito en la música las diversas fases del día, con una referencia a la salida del sol, entre ellos Anton Bruckner (en la cuarta sinfonía) [164] y Modest Petrovič Musorgskij (en la pieza titulada A night on the Bald Mountain , también retomada por Walt Disney para el final de su famosa Fantasía ). [165]

Entre las diversas referencias presentes en la música del siglo XX , una importante referencia italiana la da el título de la célebre Canzone del sole , firmada por Lucio Battisti y Mogol y grabada por primera vez en 1971 en un single ; esta pieza también suele ser interpretada por quienes aprenden a tocar la guitarra , como práctica. [166] [167]

Uso del término Sol

El término Sol es la forma latina de Sun, de donde deriva la palabra italiana; Sin embargo, el nombre Sol también lo entienden los ciudadanos de los países anglosajones, donde, sin embargo, predomina la forma del Sol . El término Sol se utiliza con frecuencia en inglés en la ciencia ficción (como Star Trek ), como nombre común para designar la estrella en la que tienen lugar los hechos narrados. Por extensión, el término Sistema Solar se usa a menudo para definir el sistema planetario de la narración. [168]

Los astrónomos de habla inglesa también utilizan el término Sol para indicar la duración de un día solar en Marte . [169] Un día solar terrestre tiene aproximadamente 24 horas, mientras que un día marciano, o sol , tiene 24 horas, 39 minutos y 35,244 segundos. [170]

Sol es también la palabra utilizada para "Sol" en portugués , español , islandés , danés , noruego , sueco , catalán y gallego . La moneda peruana se llama nuevo sol (New Sun); en persa se usa el término Sol para indicar el año solar . [171]

Notas

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Artículos relacionados

generales

• Afelio
• Aurora polar
• Constante solar
• Eclipse solar
• Heliosismología
• Energía solar
• Día
  • Amanecer
  • Noche
• Estrellas más cercanas a la Tierra
• Modelo solar estándar
• Paradoja del sol joven y débil
• perihelio
• problema de los neutrinos solares
• Radiación solar

Unidad de medida

• Brillo solar
• masa solar
• Rayo de sol

Ubicación

• Universo
• Supercúmulo de la Virgen
• Grupo local
• vía Láctea
• Brazo de Orión
• burbuja local
• Nube interestelar local
• Sistema solar

Mitología

• atonismo
• Carro solar de Trundholm
• Disco de Nebra
• El Gabal
• mitraísmo
• Sol (divinidad)
• sol invicto

Otros proyectos

• Wikiquote contiene citas sobre el Sol
• Wikcionario contiene el diccionario lema « Sol »
• Wikiversity contiene recursos sobre el Sol
• Wikimedia Commons contiene imágenes u otros archivos sobre el Sol

Enlaces externos

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