Sol

De Solarpedia

Imagen del Sol tomada desde el Skylab en 1973. La imagen muestra una de las erupciones solares más grandes jamás registradas hasta la fecha.

El Sol es una estrella más entre los millones de estrellas que hay en el cielo nocturno. Su diámetro es de 1.400.000 km y su masa equivale a la de unos 300.000 planetas iguales a la Tierra. Se formó hace cinco billones de años y todavía durará otros cinco. La única diferencia con respecto a las demás estrellas es que está muy cerca de la Tierra. El Sol está a una distancia de tan sólo 149 millones de kilómetros. Esta distancia es ridículamente pequeña comparada con los muchos años-luz que nos separan del resto de estrellas. La luz viaja a la velocidad de 300.000 km/s, por lo que la luz del Sol tarda 8 minutos y 17 segundos en viajar a la Tierra.

El Sol es un cuerpo esférico de naturaleza gaseosa que genera energía debido a las reacciones nucleares de fusión que tienen lugar en su zona central. En su nucleo se concentra el 40% de la masa a una temperatura de 15.000.000 ° C y una densidad de 100.000 Kg/m³. El núcleo se comporta como un gigantesco reactor nuclear, en el que la masa se convierte en energía radiante continuamente. Saliendo del núcleo, que es donde se producen las reacciones nucleares, se atraviesa una zona intermedia y disminuye la densidad y la temperatura. La capa exterior, con una densidad muy baja, se llama zona convectiva porque el calor se transmite por convección hasta la superficie.

La superficie solar se llama fotosfera y es lo que podemos ver desde la Tierra. Su estructura es irregular, granulosa y cambiante. Es allí donde se producen las fulguraciones solares y las manchas. Su temperatura se estima en unos 5.600 ° C, mucho más alta que la que podemos alcanzar mediante procesos industriales. Más allá nos encontramos con la atmósfera del Sol y con la corona, que es la parte más externa de la atmósfera solar.

Las reacciones nucleares que se producen en el Sol, consisten en la transformación del hidrógeno en helio. Cuatro átomos de hidrógeno se convierten en uno de helio. En esta transformación se produce una pequeña pérdida de masa y una liberación de energía, de acuerdo con la famosa ecuación de Einstein:

E = m · c2

El Sol pierde cada segundo 4.2 millones de toneladas de materia que se transforman en energía. De acuerdo con la fórmula de Einstein, representa una energía de:

4.2·109 Kg/s · (3·108 m/s)2=3.78·1026 Julios/s = W

Esta energía se irradia al espacio en todas direcciones con simetría esférica. La Tierra se halla a una distancia del Sol de 149 millones de Kms. Para calcular la cantidad de energía que recibe una superficie de un m² en la Tierra situada perpendicularmente al Sol, basta con dividir la potencia generada por el Sol, por los m² de superficie de una hipotética esfera que contuviera al Sol y tuviera un radio igual al de la distancia del Sol a la Tierra:

Es decir, una superficie de 1 m² situada en la órbita terrestre y orientada perpendicularmente al Sol, recibe una potencia de 1353 W. Como la energía producida por el Sol es constante y la órbita en que la Tierra gira alrededor del Sol es casi circular, este valor permanece prácticamente constante todo el año y recibe el nombre de constante solar.