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The Sun
Un Vistazo al Sol
Clasificación
G2V Estrella de secuencia principal
Distancia de la Tierra
92,955, 800 millas
149,597,900 km
1 Unidad Astronómica (AU)
Masa
332,900 veces la masa de la Tierra
Volumen
1.3 millones de veces el volumen de la Tierra
Período de Rotación
25.38 días terrestres (ecuador)
Diámetro ecuatorial
864,400 millas
1,391,000 km
109 veces el diámetro de la Tierra
El Sol

Considerado con criterios humanos, el Sol es eterno.  Sale en el este todas las mañanas, se pone en el oeste todas las tardes, y reluce brillante en su paso por el cielo.  Sin embargo, como todas las estrellas, el Sol experimenta cambios constantemente.  Algunos de los cambios suceden en días o en minutos, otros requieren décadas, y hay otros que requieren millones o miles de millones de años.

El Sol nació hace unos 4.6 mil millones de años a partir del colapso gravitacional de una vasta nube de gas y polvo.  El material del centro de la nube resultó tan comprimido que se calentó lo suficiente para desencadenar una fusión nuclear. 

Hoy, el Sol continúa fusionando átomos de hidrógeno para formar helio en su núcleo.  Fusiona unos 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, produciendo 596 millones de toneladas de helio.  Las cuatro toneladas restantes de hidrógeno se convierten en energía, lo que hace brillar al Sol.  La mayor parte de esta energía es en forma de rayos gamma y rayos X.  Al acercarse a la superficie, en un proceso que lleva siglos, la energía es absorbida por otros átomos, y después vuelve a ser emitida en otras longitudes de onda.  Cuando llega a la superficie, de donde puede escapar al espacio, la mayor parte de la energía es en forma de luz visible. 

Los movimientos del gas caliente debajo de la superficie del Sol crean un potente campo magnético.  El campo rodea al Sol con líneas de fuerza magnética.  Estas líneas se enredan, formando oscuras tormentas magnéticas relativamente frías en la superficie del Sol, conocidas como manchas solares.  De vez en cuando, las líneas enredadas “saltan,” desencadenando enormes explosiones de energía conocidas como erupciones o ráfagas solares.  Efectos magnéticos también arrancan grandes chorros de gas caliente de la superficie del Sol, y calientan la delgada atmósfera exterior del Sol hasta más de un millón de grados.

Anatomía del Sol
Anatomy of the Sun.
 
  1. Núcleo. El “horno” nuclear del Sol, donde las reacciones de fusión combinan inicialmente átomos de hidrógeno para formar helio, en un proceso que libera energía.
  2. Zona radiativa. La energía se mueve por una envuelta de gas hacia la superficie del Sol.
  3. Zona de convección. Grandes “burbujas” de gas transportan energía a la superficie.
  4. Fotosfera. La superficie visible del Sol. Debido a su elevada temperatura, tiene un resplandor amarillento.
  5. Mancha solar. Una “tormenta” magnética en la superficie del Sol.
  6. Prominencia. Una erupción de gas caliente que puede extenderse miles de millas por el espacio.
  7. Corona. La atmósfera exterior del Sol, calentada por el campo magnético hasta millones de grados.
 

El número de manchas solares y erupciones culmina cada 11 años, cuando el campo magnético del Sol da la vuelta.  Para completar un ciclo hacen falta dos “vueltas.” 

El Sol continuará consumiendo su hidrógeno varios miles de millones de años más.  A medida que se acaba el hidrógeno, su núcleo se reduce y las temperaturas subirán lo suficiente para quemar el helio.  La superficie del Sol se inflará como un globo, enfriándose, brillando más y formando una gigante roja. 

El Sol terminará por quemar el helio para formar elementos más pesados, y alcanzará un punto crítico, en el que la fusión no puede liberar suficiente energía para formar elementos nuevos, con lo que la fusión acabará.

Después, el Sol se desprenderá de sus capas exteriores rodeándose de una vistosa “burbuja” de gas llamada una nebulosa planetaria.  Al disiparse, la nebulosa distribuirá carbono, oxígeno y otros elementos por la galaxia; sólo quedará  el núcleo colapsado del Sol: una bola densa del tamaño de la Tierra, con aproximadamente el 60 % de la masa original del Sol.  Este remanente difunto se llama una enana blanca.  A lo largo de muchos miles de millones de años, esta enana blanca solar se enfriará y se perderá de vista, dejando sólo una ascua cósmica.