Sol

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter.
Sol Sun symbol.svg
Sun in X-Ray.png
Datos astronómicos
Distancia media á Terra 149.597.870,610 km
Brillo aparente (V) -26,8m
Brillo absoluto 4,8m
Características físicas
Diámetro 1.392.000 km
Diámetro relativo (dS/dT) 109
Área da superficie 6,09 × 1012 km²
Volume 1,41 × 1027
Masa 1,9891 × 1030

kg

Masa en relación á Terra 333 400
Densidade media 1411 kg m-3
Densidade en relación á Terra 0,26
Densidade en relación á auga 1,409
Gravidade na superfície 274 n s-2
Gravidade relativa (superfície) 27,9 g
Temperatura na superficie 5506,85 °C
Temperatura da coroa 5 × 106 °C
Luminosidade (LS) 3,827 × 1026 J s-1
Características orbitais
Período de rotación  
No ecuador: 27d 6h 36m
A 30° latitude: 28d 4h 48m
A 60° latitude: 30d 19h 12m
A 75° latitude: 31d 19h 12m
Período de translación en
torno ao centro da Galaxia
2,2 × 108 anos
Composición da fotosfera
Hidróxeno 73,46 %
Helio 24,85 %
Osíxeno 0,77 %
Carbono 0,29 %
Ferro 0,16 %
Neon 0,12 %
Azote 0,09 %
Silicio 0,07 %
Magnesio 0,05 %
Xofre 0,04 %

O Sol é unha estrela de tamaño medio, en relación ao conxunto da nosa galaxia, a Vía Láctea, arredor da cal gravitan a Terra e mailos outros membros do noso sistema planetario[1]. É unha estrela de tipo espectral G2, constituíndo a fonte primaria de enerxía electromagnética do sistema planetario.[1]. A súa masa é de 333 000 veces a da Terra e o seu volume 1 400 000 veces. A distancia do noso planeta ao Sol é de preto de 150 millóns de quilómetros (1 Unidade astronómica, definida como a distancia media Terra-Sol, 149.600.000 km), tardando a súa luz en chegar ata nós case oito minutos e vinte segundos. Por si só representa o 98,6% da masa do Sistema Solar. A súa enerxía, en forma de luz solar, alimenta case todos os xeitos de vida na Terra a traverso da fotosínteses, así como determina o clima terrestre e a meteoroloxía no noso planeta.

O Sol presenta unha estrutura granulosa e o seu brillo non é uniforme, sendo o bordo menos brillante que a parte central do disco solar. As capas exteriores do Sol divídense en: fotosfera, a máis profunda, con preto de 300 km de espesura e unha temperatura mínima de 6 000 Kelvin; a cromosfera, con preto de 8 000 km de espesura, de onde emerxen enormes chorros luminosos, as protuberancias, que chegan a acadar 800 000 km de altura, e maila coroa, cunha altura de 1 millón de quilómetros e unha temperatura de 1 millón de K.

A temperatura interna acada 20 millóns de K. Presúmese que o Sol ten 5 000 millóns de anos de idade, e pola secuencia principal do Diagrama de Hertzsprung-Russell, pódese considerar unha estrela anana. O seu "imperio" - o Sistema Solar - comprende 9 planetas, 1 600 asteroides, 32 satélites e un grande número de cometas, cun volume que corresponde a unha esfera duns dous anos luz de raio, pois as estrelas máis próximas están a unha distancia duns 4 anos luz. As súas magnitudes características (aproximadas) son Diámetro: 1 390 000 km; Superficie: 1 940 000 km²; Volume: 2 700 000 millóns de km3; Masa: 2 · 1030 kg; Velocidade absoluta (en relación ao centro da Vía Láctea): 216 km/s; relativa (en relación ás estrelas máis próximas): 19 km/s.

É a estrela do sistema planetario no que se atopa a Terra e, con moito, o astro con maior brillo aparente. A súa visibilidade no ceo local determina, respectivamente, o día e a noite en diferentes rexións de diferentes planetas. Na Terra, a enerxía radiada polo Sol é aproveitada polos seres fotosintéticos, que constitúen a base da cadea trófica, constituíndo así a principal fonte de enerxía da vida. Tamén aporta a enerxía que mantén en funcionamiento os procesos climáticos.

A pesares de ser unha estrela mediana (aínda así, máis brillante que o 85% das estrelas existentes na nosa galaxia), é a única da que se pode apreciar a forma a ollo nu, cun diámetro angular de 32' 35" de arco no perihelio e 31' 31" no afelio (diámetro medio = 32' 03"). A relación de tamaños e distancias de Sol e Lúa é tal que se ven case co mesmo tamaño aparente no ceo, permitindo unha gama de eclipses solares distintos (totais, anulares ou parciais).

Pasado, Presente e Futuro do Sol[editar | editar a fonte]

O Sol visto a traverso das lentes dunha cámara fotográfica dende a superficie terrestre.

O Sol formouse hai uns 4 650 millóns de anos e ten combustible para uns 5 000 millóns máis. Despois, comezará a aumentar o seu volume máis e máis, ata converterse nunha estrela xigante vermella. Rematará afundíndose polo seu propio peso e converténmdose nunha anana branca, que pode tardar un billón de anos en arrefriarse. Formouse a partir de nubes de gas e po que contiñan residuos de xeracións anteriores de estrelas. Grazas á metalicidade do devandito gas, do seu disco circumestelar xurdiron máis tarde os planetas, asteroides e cometas do Sistema Solar.

No interior do Sol prodúcense reaccións de fusión nas que os átomos de hidróxeno se transforman en helio, producíndose a enerxía que irradia. O Sol emite cada día 360 000 millóns de toneladas (3,6·1014 kg) de materia transformadas en enerxía. A súa atracción vai, por iso, enfraquecendo e de aí que a Terra se afasta do Sol 1 m por ano. Xa que a súa masa non chega ó límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares), cando se lle esgote o combustible está previsto que acabe como unha anana branca. Actualmente, o Sol atópase en plena secuencia principal, fase en que seguirá uns 5 000 millóns de anos máis queimando hidróxeno de maneira estable.

Chegará un día en que o Sol esgote todo o hidróxeno na rexión central ao telo transformado en helio. A presión será incapaz de soster as capas superiores e a rexión central tenderá a contraerse gravitacionalmente, quentando progresivamente as capas adxacentes. O exceso de enerxía producida fará que as capas exteriores do Sol tendan a expandirse e arrefriarse e o Sol converterase nunha estrela xigante vermella. Así, o seu diámetro sobrepasará o da órbita da Terra, co cal calquera forma de vida sobre o noso planeta será extinguida. Cando a temperatura da rexión central acade aproximadamente 100 millóns de kelvin s, comezará a fusión do helio, producindo carbono, mentres arredor do núcleo se segue fusionando hidróxeno en helio. Iso fará que a estrela se contraia e diminúa o seu brillo a un tempo que aumenta a súa temperatura, converténdose o Sol nunha estrela da rama horizontal do diagrama H-R. Ao esgotarse o helio do núcleo, iniciarase unha nova expansión do Sol e o helio empezará tamén a fusionarse nunha nova capa arredor do núcleo inerte - composto de carbono e osíxeno e, ao non ter masa suficiente, o Sol non acadará as presións e temperaturas abondas para fusionar os devanditos elementos en elementos máis pesados - que o converterá de novo nun xigante vermello, pero esta vez da rama asintótica xigante e provocará que o astro expulse gran parte da súa masa na forma dunha nebulosa planetaria, quedando só o núcleo solar, que se transformará nunha anana branca e, moito máis tarde, ao arrefriarse totalmente, nunha anana negra. O Sol non chegará a estoupar como unha supernova ao non ter a masa suficiente para iso.

Aínda que se cría nun principio que o Sol acabaría por absorber, ademais de Mercurio e Venus, tamén a Terra ao converterse en xigante vermello, a gran perda de masa que sufrirá no proceso fixo pensar por un tempo que a órbita terrestre - do mesmo xeito que a dos demais planetas do Sistema Solar - se expandiría posiblemente, salvándose dese destino.[2] Non obstante, un artigo recente postula que non ocorrerá, e que as interaccións mareais, así como o roce coa materia da cromosfera solar, farán que o noso planeta sexa absorbido.[3] Outro artigo posterior tamén apunta na mesma dirección.[4]

Ciclo de vida do Sol.

Efectos sobre a Terra[editar | editar a fonte]

Eclipse solar

Alén da alternancia das estacións do ano, responsables da variación periódica da duración de días e noites e dos efectos sobre o clima, o Ciclo Solar ten moitos outros efectos importantes que influencian ao noso Planeta.

Estudos de Heliosismoloxía executados a partir de sondas espaciais, permitiron observar certas "vibracións solares", cuxa frecuencia aumenta co aumento da actividade solar, acompañando o ciclo de once anos de erupcións, e cada vinte e dous anos existe a manifestación do chamado hemisferio dominador, alén da movimentación das estruturas magnéticas en dirección aos polos, que resultan en dous ciclos de dezaoito anos con incremento da actividade xeomagnética da Terra e da oscilación da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera do noso planeta.

Foron observadas emisións electromagnéticas en forma de aneis de diversos tamaños con temperaturas na orde de dous millóns de kelvin, alén de emisión de masa coronal a cada 24 horas aproximadamente. Polo tanto, o noso Astro Rei, domina a nosa sobrevivencia na Terra.

Estrutura do Sol[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Estrutura estelar.

Como toda estrela, debido ó carácter radial da forza gravitatoria, o Sol posúe unha forma esférica, e a causa do seu lento movemento de rotación, ten tamén un leve achatamento polar. Como en calquera corpo masivo, toda a materia que o constitúe é atraída cara ao centro do obxecto pola súa propia forza gravitatoria. Porén, o plasma que forma o Sol atópase en equilibrio, xa que a crecente presión no interior solar compensa a atracción cara ó centro, producíndose un equilibrio hidrostático. Estas enormes presións xéranse debido á densidade do material no seu núcleo e ás enormes temperaturas que se dan nel grazas ás reaccións termonucleares que alí acontecen. Existe, ademais da contribución puramente térmica, unha de orixe fotónico. Trátase da presión de radiación, nada desprezable, que é causada polo inxente fluxo de fotóns emitidos no centro do Sol e que son o xeito de transmisión enerxética do centro solar cara á periferia.

Case todos os elementos químicos terrestres (aluminio, xofre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, xermanio, helio, hidróxeno, ferro, indio, magnesio, manganeso, níquel, nitróxeno, ouro, osíxeno, paladio, prata, platino, chumbo, potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, circonio e zinc) e diversos compostos (tales como cianóxeno, óxido de carbono e amoníaco) foron identificados na constitución do chamado Astro Rei, polo que, se o noso planeta quencera ata a temperatura solar, tería un espectro luminoso case idéntico ao do Sol. Aínda o helio foi descuberto primeiro no Sol e logo constatouse a súa presenza no noso planeta[5]

O Sol presenta unha estrutura en capas esféricas (como se fosen "capas de cebola"). A fronteira física e as diferenzas químicas entre as distintas capas son difíciles de establecer. Porén, pódese establecer unha función física que é diferente para cada unha das capas. Na actualidade, a astrofísica dispón dun modelo de estrutura solar que explica de xeito satisfactorio a maioría dos fenómenos observados. Segundo este modelo, o Sol está formado por: 1) Núcleo, 2) Zona radiante, 3) Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Coroa e 7) Vento solar.

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 http://www.solarviews.com/eng/solarsys.htm ; The Solar System, acceso 8 de maio de 2009 en Solarviews.com: "The planets, most of the satellites of the planets and the asteroids revolve around the Sun in the same direction, in nearly circular orbits"
  2. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S ; Our Sun. III. Present and Future
  3. http://arxiv.org/PS%20cache/arxiv/pdf/0801/0801.4031v1.pdf
  4. http://arxiv.org/PS%20cache/arxiv/pdf/0806/0806.3017v3.pdf
  5. Gallo, Joaquín; Anfossi, Agustín: Cosmografía, 7ª Edición, Editorial Progreso, México, 1980, páxina 90.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia na categoría: Sol

Bibliografía[editar | editar a fonte]

  • Bonanno A, Schlattl H, Paternò L: "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 2002;390:1115-18.
  • Carslaw KS, Harrison RG, Kirkby J: "Cosmic Rays, Clouds, and Climate". Science. 2002;298:1732-37.
  • Kasting, JF, Ackerman TP: "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere". Science. 1986;234:1383-85.
  • Priest, Eric Ronald: Solar Magnetohydrodynamics. Dordrecht: D. Reidel Pub., 1982, p. 206-245. ISBN 90-277-1374-X
  • Schlattl H: "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem", Physical Review D. 2001;64(1).
  • Thompson MJ: "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior", Astronomy & Geophysics. 2004;45(4):21-25.

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]