El Sol es una estrella de tipo medio formada a partir de la materia expulsada por una supernova. No es una estrella pequeña, como suele decirse; aunque se encuentra en el término medio entre las estrellas enanas y las gigantes; sin embargo, hay tantas estrellas enanas en la vecindad del Sol, que éste aparece como la mayor de ellas.

Contiene el 99,9 % de la masa del sistema planetario y su atracción gravitatoria controla el movimiento de los nueve planetas principales y millares de otros cuerpos menores que giran a su alrededor. La edad estimada del Sol, como de todo el sistema solar, es de unos 5A10⁹ años y se piensa que se encuentra hacia la mitad de su existencia antes de transformarse, previsiblemente, en una enana blanca.

Es una estrella de 1,392A10⁶ Km de diámetro. Su masa es de 743 veces la de todos los planetas del Sistema Solar juntos, alrededor de 2A10³⁰ kg. Bajo la fuerza de gravedad su enorme peso tiende a colapsarse, por lo que la presión interna debe ser de igual magnitud que el peso para poder mantener estable la estructura interna de la estrella. Dicha estructura se compone de un núcleo, varias zonas concéntricas y una atmósfera diferenciada en tres capas: la fotosfera, la cromosfera y la corona.

La densidad del núcleo es 100 veces la del agua, pero la temperatura es de 15A10⁶ de EC, por lo que la presión central es 10.000 veces mayor que la del centro de la Tierra. En tales condiciones, los núcleos atómicos están despojados de sus electrones, y colisionan entre ellos con tal fuerza que se producen reacciones de fusión nuclear, las cuales generan toda la energía que de la estrella.

Estas reacciones se limitan al núcleo, transportándose la energía por radiación primero y por convección después a las capas superiores más frías. La superficie solar, llamada fotosfera, vista desde la Tierra es la región que emite toda la luz que llega hasta nosotros. El Sol está tan lejos de nosotros que su superficie borrosa no puede ser resuelta, y aparece bien definida. En la fotosfera la temperatura baja hasta los 6.000 °C; a pesar de ello, esta temperatura es tan alta que en ella no puede existir líquido o sólido alguno, sino gases en estado de plasma; como resultado de esto no hay una superficie fija y da al Sol un aspecto granulado. A partir de esta capa se produce una sorprendente inversión, aumentando la temperatura hasta 8.0001 en la capa superior a la fotosfera, denominada cromosfera, de 7.000 Km de espesor. Durante los eclipses totales la cromosfera aparece como un anillo de color rosa rodeando el limbo solar.

Por encima de la cromosfera, extendiendose hasta más allá de Mercurio, se encuentra un halo extenso denominado corona que es puede considerar la región exterior de la atmósfera solar. A una distancia de cinco veces el radio solar (en las cercanías de la Tierra) la corona fluye hacia fuera con una velocidad de 400 Km/s; este flujo de partículas cargadas se llama viento solar. La corona no se puede observar a simple vista mas que cuando hay un eclipse solar total. Esta compuesta plasma a temperaturas que van de 1A10⁶ a 5A10⁶ °C y cambia de aspecto según la actividad del Sol. En períodos de calma presenta un resplandor de configuración similar a las líneas del campo magnético de un imán; en períodos de gran actividad es más luminosa y se pueden observar en ellas los llamados agujeros coronarios que son zonas más oscuras y frías por los que pasa el viento solar, que perturba los campos magnéticos de los planetas, incluyendo la Tierra.

El Sol es una fuente muy estable de energía; su potencia total, denominada constante solar, es de 2 calorías por centímetro cuadrado por minuto en la Tierra. Superpuesto a esta emisión estable se produce un ciclo de actividad magnética de 11 años, manifestado por regiones de fuertes campos magnéticos transitorios, llamadas manchas solares. Estas regiones activas pueden desarrollarse en tan solo unos diez días y aparecen bajo la forma de placas brillantes acompañadas de manchas oscuras, protuberancias y erupciones.

Las manchas oscuras van agrupadas en parejas o tríos y poseen una temperatura de 4.000°C en el centro y 5.600°C en los bordes. Estas manchas van desapareciendo, aunque aun son visibles restos de antiguas manchas a la altura del ecuador solar. Las protuberancias son inmensas nubes de gas luminoso que se elevan desde la cromosfera hasta la corona. Pueden ser de dos tipos, las que están en reposo, visibles cerca de las manchas y que dibujan arcos y cortinas incandescentes y las eruptivas, asociadas a las erupciones, que son bruscas y efímeras; aparecen, evolucionan y vuelven a desaparecer en menos de una hora, formando lazos o arcos. Por último, las erupciones se producen en zonas activas, de forma violenta, liberando energía. El resplandor que producen cubre toda la gama del espectro luminoso: desde los rayos gamma hasta las ondas de radio.

Evolución del Sol.

El registro geológico de la Tierra y la Luna revela que el Sol ha estado brillando durante más de 4A10⁹ años. Por lo tanto, una cantidad considerable de hidrógeno se ha convertido en helio, el cual permanece en el centro del Sol. Como el helio absorbe mejor la radiación que el hidrogeno la temperatura en el núcleo aumenta, aumentando también el brillo. Los cálculos utilizando modelos del interior solar predicen que el brillo aumenta un 10% cada mil millones de años; por lo tanto ahora el Sol debe ser un 40% más brillante que en la época de la formación de los planetas. Esto habría producido un aumento de la temperatura en la Tierra, pero en el registro geológico no aparece ni rastro de este calentamiento. Deben existir mecanismos compensadores del clima en la Tierra, tales como el efecto invernadero o las nubes, que hayan contrarrestado este aumento de la radiación solar. El aumento del brillo continuará hasta que todo el hidrogeno haya sido consumido.

La evolución del Sol continuará por el mismo camino tomado por la mayoría de las estrellas. A medida que el núcleo de hidrógeno se vaya agotando, la combustión nuclear tendrá lugar en una capa creciente en torno al núcleo de helio agotado. La estrella continuará haciéndose más brillante y, cuando la zona de combustión se acerque a la superficie el Sol, entrará en la fase de gigante roja, produciéndose una enorme capa gaseosa que se extenderá hasta la órbita de Venus o incluso de la Tierra. Afortunadamente, a diferencia de las estrellas más masivas, pasaran varios miles de millones de años hasta que esta catástrofe ocurra.
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