Sol

El **Sol** (del llatín *sol*, *solis*, «dios Sol ''invictus''» o «sol», Helios na mitoloxía griega, de la mesma del raigañu protoindoeuropea *sauel-*, «rellumar») ye una estrella de tipu-G de la secuencia principal y clase de lluminosidá V que s'atopa nel centru del sistema solar y constitúi la mayor fonte de radiación electromagnético d'esti sistema planetariu. Ye una esfera casi perfecta de plasma, con un movimientu convectivo internu que xenera un campu magnéticu al traviés d'un procesu de dinamo. Cerca de trés cuartes partes de la masa del Sol consten d'hidróxenu; el restu ye principalmente heliu, con cantidaes muncho más pequeñes d'elementos, incluyendo'l osíxenu, carbonu, neón y fierro.  

Formóse hai aproximao 4600 millones d'años a partir del colapsu gravitacional de la materia dientro d'una rexón d'una gran nube molecular. La mayor parte d'esta materia atropar nel centru, ente que'l restu apandar nun discu n'órbita que se convirtió nel sistema solar. La masa central volvióse cada vez más trupa y caliente, dando llugar col tiempu al entamu de la fusión nuclear na so nucleu. Créese que casi toles estrelles se formen por esti procesu. El Sol ye más o menos d'edá entemedia y nun camudó drásticamente dende hai más de cuatro mil millones d'años, y va siguir siendo abondo estable mientres otros cinco mil millones d'años más. Sicasí, dempués de que la fusión del hidróxenu nel so nucleu detuviérase, el Sol va sufrir cambeos severos y va convertise nuna xigante colorada. Envalórase que'l Sol va volvese lo suficientemente grande como pa encloyar les órbites actuales de Mercuriu, Venus y posiblemente la Tierra.

La Tierra y otros cuerpos (incluyíos otros planetes, asteroides, meteoroides, cometes y polvu) orbiten alredor del Sol. Por sigo solo, representa alredor del 99,86 % de la masa del sistema solar. La distancia media del Sol a la Tierra foi definida esautamente pola Unión Astronómica Internacional en  (aproximao 150 millones de quilómetros). La so lluz percuerre esta distancia en 8 minutos y 20 segundos. 

La enerxía del Sol, en forma de lluz solar, sofita a casi toles formes de vida na Tierra al traviés de la fotosíntesis, y determina el clima de la Tierra y la meteoroloxía.

Ye la estrella del sistema planetariu nel que s'atopa la Tierra; poro, ye l'astru con mayor rellumu aparente. La so visibilidá nel cielu local determina, respeutivamente, el día y la nueche en distintes rexones de distintos planetes. Na Tierra, la enerxía radiada pol Sol ye aprovechada polos seres fotosintéticos que constitúin la base de la cadena trófica, siendo asina la principal fonte d'enerxía de la vida. Tamién apurre la enerxía que caltién en funcionamientu los proceso climáticos. 

El Sol ye una estrella que s'atopa na fase denominada secuencia principal, con un tipu espectral G2 y clase de lluminosidá V, por tanto, tamién ye denominada como nana mariella, formar ente 4567,9 y 4570,1 millones d'años y va permanecer na secuencia principal aproximao 5000 millones d'años más. El Sol, xunto con tolos cuerpos celestes qu'orbiten al so alredor, incluyida la Tierra, formen el sistema solar.

A pesar de ser una estrella mediana, ye la única que la so forma poder apreciar a güeyu, con un diámetru angular de 32′ 35″ d'arcu nel periheliu y 31′ 31″ nel afelio, lo que da un diámetru mediu de 32′ 03″. La combinación de tamaños y distancies del Sol y la Lluna son tales que se ven, aproximao, col mesmu tamañu aparente nel cielu. Esto dexa una amplia gama d'eclises solares distintos (totales, anulares o parciales).

El vastu efeutu del Sol sobre la Tierra foi reconocíu dende tiempos prehistóricos y foi consideráu por delles cultures como una deidá. El movimientu de la Tierra alredor del Sol ye la base del calendariu solar, que ye'l calendariu predominante n'usu anguaño.

La disciplina científica que s'encarga del estudiu del Sol na so totalidá ye la física solar.

## Carauterístiques

El Sol ye una estrella de tipu-G de la secuencia principal que toma aproximao'l 99,86 % de la masa del sistema solar. El Sol tien una magnitú absoluta de +4.83, envalorada como la más brillosa de les 85 % d'estrelles de la Vía Láctea, la mayoría de les cuales son nanes coloraes. El Sol pertenez a la Población I, o a les estrelles riques n'elementos pesaos. La formación del Sol pudo ser provocáu por ondes de choque d'una o más supernoves próximes. Esto foi plantegáu por cuenta de la gran bayura d'elementos pesaos nel sistema solar, como'l oru y el uraniu, en rellación coles bayures d'estos elementos na llamada Población II d'estrelles, siendo éstes probes n'elementos pesaos. Estos elementos podríen producise por reacciones nucleares endotérmiques mientres una supernova, o por transmutación al traviés de l'absorción neutrónica dientro d'una estrella masiva de segunda xeneración.

El Sol ye, con diferencia, l'oxetu más brillosu nel cielu, con magnitú aparente de -26,74. Ye unos 13&nbsp;000 millones de vegaes más brillosa que la segunda estrella más brillosa, Siriu, que tien una magnitú aparente de -1.46. La distancia media del centru del Sol al centru de la Tierra ye d'aproximao 1 unidá astronómica (alredor de 150 millones de quilómetros), anque la distancia varia a midida que la Tierra mover dende'l periheliu en xineru hasta l'afelio en xunetu. Nesta distancia media, la lluz viaxa dende l'horizonte del Sol hasta l'horizonte de la Tierra nunos 8 minutos y 19 segundos, ente que la lluz dende los puntos más cercanos del Sol y de la Tierra tarda aproximao dos segundos menos. 

El Sol nun tien una llende definida y nes sos partes esternes la so densidá mengua exponencialmente al aumentar la distancia dende'l so centru. Sicasí, a efeutos de midida, considérase'l radiu solar como la distancia que engloba dende'l so centru hasta'l cantu de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. Con base nesta midida, el Sol ye una esfera casi perfecta con un achatamiento envaloráu de 9 millonésimes, lo que significa que'l so diámetru polar difier del so diámetru ecuatorial por tan solo 10 quilómetros. L'efeuto mareal de los planetes ye débil y nun afecta significativamente a la forma del Sol. El Sol rota más apriesa pol so ecuador que polos sos polos. Esta rotación diferencial ye causada pol movimientu de conveición debíu al tresporte de calor y al efeutu coriolis producíu pola rotación del Sol. Nun marcu de referencia definíu poles estrelles, el periodu de rotación ye d'aproximao 25,6 díes nel ecuador y de 33,5 díes nos polos. Vistu dende la Tierra na so órbita alredor del Sol, el periodu de rotación aparente del Sol nel so ecuador ye d'unos 28 díes.

## Lluz solar

La constante solar ye la cantidá d'enerxía que'l Sol deposita por unidá de superficie y que ye direutamente espuesta como lluz solar. La constante solar ye igual a aproximao 1368 W/m² (vatios per metru cuadráu) a una distancia d'una unidá astronómica (UA) del Sol (esto ye, n'o cerca de la Tierra). La lluz del Sol na superficie de la Tierra ye atenuada pola atmósfera terrestre, de cuenta que, llega menos enerxía a la superficie (cerca de 1000 W/m²) en condiciones clares cuando'l Sol ta cerca del cenit. La lluz del Sol na parte cimera de l'atmósfera terrestre ta compuesta (por enerxía total) d'aproximao un 50 % de lluz infrarroxo, un 40 % por lluz visible y un 10 % de lluz ultravioleta. L'atmósfera terrestre penera más del 70 % de la radiación ultravioleta solar, especialmente nes llonxitúes d'onda más curties. La radiación ultravioleta solar ioniza la parte cimera de l'atmósfera del llau diurnu de la Tierra, faciendo a la ionosfera conductora d'lletricidá.

El color del Sol ye blancu con un índiz de color-espaciu (CIE) cercanu al (0.3, 0.3) cuando se ve dende l'espaciu o dende lo alto nel cielu; sicasí, cuando se ta dende una zona baxa del cielu la dispersión atmosférica del Sol tien un color mariellu, colloráu, naranxa y magenta. A pesar de la so blancura típica, la mayoría de la xente imaxínase mentalmente'l Sol como mariellu; les razones d'ello son oxetos d'alderique. El Sol ye una estrella G2V, con *G2* indica que'l so temperatura superficial ye d'aproximao 5778&nbsp;K (5505&nbsp;°C), y *V* que, como la mayoría de les estrelles, ye una estrella nana de la secuencia principal. La luminancia media del Sol ye d'aproximao 1,88 giga candeles per metru cuadráu, pero como se ve al traviés de l'atmósfera de la Tierra, esto amenórgase a aproximao 1,44 Gcd/m². Sicasí, la luminancia nun ye constante al traviés del discu del Sol (escurecimientu del llimbu).

## Composición
El Sol ta compuestu principalmente polos elementos químicos hidróxenu y heliu; que representen el 74,9 % y el 23,8 % de la masa del Sol na fotosfera, respeutivamente. Tolos elementos más pesaos, llamaos ''metales'' n'astronomía, representen menos del 2% de la masa, col osíxenu (más o menos el 1 % de la masa del Sol), carbonu (0,3 %), neón (0,2 %), y el fierro (0,2 %) siendo'l más abondosu.

El Sol heredó la so composición química del mediu interestelar al traviés del cual formóse. L'hidróxenu y l'heliu nel Sol fueron producíos por nucleosíntesis del Big Bang, y los elementos más pesaos crear por nucleosíntesis estelar en xeneraciones d'estrelles que completaron la so evolución estelar y devolvieron el so material al mediu interestelar antes de la formación del Sol. La composición química de la fotosfera considérase de normal como representativa de la composición del sistema solar primordial. Sicasí, desque se formó'l Sol, parte del heliu y d'elementos pesaos asitiáronse gravitacionalmente dende la fotosfera. Poro, na fotosfera d'anguaño, la fracción d'heliu ye amenorgada, y la metalicidá ye solo'l 84 % de lo que yera na fase protoestelar (primero que la fusión nuclear empezara nel nucleu). Créese que la composición protoestelar del Sol foi d'un 71,1 % d'hidróxenu, 27,4 % d'heliu, y de un 1,5 % d'elementos más pesaos.

Anguaño, la fusión nuclear nel nucleu del Sol modificó la composición por aciu la conversión del hidróxenu n'heliu, polo qu'agora la parte más interna del Sol ye más o menos un 60 % d'heliu, xunto cola bayura d'elementos más pesaos ensin ser alteriaos. Por cuenta de que el calor tresferir dende'l centru del Sol por radiación en cuenta de por conveición, nengunu de los productos de fusión del nucleu llegaron a la fotosfera.

La zona reactiva del nucleu de "combustión del hidróxenu", onde l'hidróxenu convertir n'heliu, ta empezando a ser arredoláu por un nucleu internu de "cenices d'heliu". Esti desenvolvimientu va siguir y darréu va tener llugar la salida del Sol de la secuencia principal pa llegar a convertise asina nuna xigante colorada.

La bayura d'elementos pesaos solares descritos enantes son midíos usando tanto espectroscopia de la fotosfera del Sol como midiendo les bayures nos meteoritos que nunca fueron calecíos a temperatures de fusión. Créese qu'estos meteoritos retienen la composición del Sol protoestelar y, poro, nun se ve afeutáu pola sedimentación d'elementos pesaos. Polo xeneral los dos métodos concuerden bien.

## Estructura del Sol

Como toa estrella, el Sol tien una forma esférica, y por causa del so lentu movimientu de rotación, tien tamién un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpu masivu, tola materia que lo constitúi ye atraida escontra'l centru del oxetu pola so propia fuercia gravitatoria. Sicasí, el plasma que forma'l Sol atopar n'equilibriu, una y bones la creciente presión nel interior solar compensa l'atracción gravitatoria, lo que xenera un equilibriu hidrostáticu. Estes enormes presiones prodúcense por cuenta de la densidá del material nel so nucleu y a les enormes temperatures que se dan nél gracies a les reacciones termonucleares qu'ellí soceden. Esiste, amás de la contribución puramente térmica, una d'orixe fotónico. Trátase de la presión de radiación, nada despreciable, que ye causada pol ingente fluxu de fotones emitíos nel centru del Sol.

Casi tolos elementos químicos terrestres (aluminiu, azufre, bariu, cadmiu, calciu, carbonu, ceriu, cobaltu, cobre, cromu, estañu, estronciu, galiu, xermaniu, heliu, hidróxenu, fierro, indiu, magnesiu, manganesu, níquel, nitróxenu, oru, osíxenu, paladiu, plata, platín, plomu, potasiu, rodio, siliciu, sodiu, taliu, titaniu, tungsteniu, vanadiu, circoniu y cinc) y diversos compuestos (como'l cianóxenu, l'óxidu de carbonu y el amoniacu) fueron identificaos na constitución del astru rei, polo que se concluyó que, si'l nuesu planeta calecer hasta la temperatura solar, tendría un espectru lluminosu casi idénticu al Sol. Inclusive l'heliu foi afayáu primero nel Sol y depués constatóse la so presencia nel nuesu planeta.

El Sol presenta una estructura en capes esfériques o en "capes de cebolla". La frontera física y les diferencies químiques ente les distintes capes son difíciles d'establecer. Sicasí, puede determinase una función física que ye distinta pa caúna de les capes. Na actualidá, l'astrofísica dispón d'un modelu d'estructura solar qu'esplica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos reparaos. Según esti modelu, el Sol ta formáu por: 1) nucleu solar, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manches solares, 8) granulación y 9) vientu solar.

### Nucleu

Ocupa unos  del radiu solar, 1/5 del mesmu, y ye nesta zona onde se verifiquen les reacciones termonucleares qu'apurren tola enerxía que'l Sol produz. Esta enerxía xenerada nel nucleu del Sol tarda un millón d'años p'algamar la superficie solar. Nel so centru calcúlase qu'esiste un 49 per cientu d'hidróxenu, 49 per cientu d'heliu y un 2 per cientu que se distribúi n'otros elementos que sirven como catalizadores nes reacciones termonucleares. A empiezos de la década de los años 30 del sieglu XX, el físicu austriacu Fritz Houtermans (1903-1966) y l'astrónomu inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) xunieron los sos esfuercios pa pescudar si la producción d'enerxía nel interior del Sol y nes estrelles podía esplicase polos tresformamientos nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005), nos Estaos Xuníos, y Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), n'Alemaña, simultánea y independientemente, atoparon el fechu notable de qu'un grupu de reacciones nes qu'intervienen el carbonu y el nitróxenu como catalizadores constitúin un ciclu, que se repite una y otra vez, mientres dura l'hidróxenu. A esti grupu de reacciones conózse-yos como ciclu de Bethe o del carbonu, y ye equivalente a la fusión de cuatro protones nun nucleu d'heliu. Nestes reacciones de fusión hai una perda de masa, esto ye, l'hidróxenu consumíu pesa más que l'heliu producíu. Esa diferencia de masa tresformar n'enerxía, según la ecuación d'Einstein (Y = mc²), onde Y ye la enerxía, m la masa y c la velocidá de la lluz. Estes reacciones nucleares tresformen el 0,7 per cientu de la masa afeutada en fotones, con una llonxitú d'onda percurtia y, poro, bien enerxéticos y caltriantes. La enerxía producida caltién l'equilibriu térmicu del nucleu solar a temperatures aproximao de 15 millones de kelvins.

El ciclu asocede nes siguientes etapes:
:1H¹ + 6C12 → 7N13 ;
:7N13 → 6C13 + y+ + neutrín ;
:1H¹ + 6C13 → 7N14 ;
:1H¹ + 7N14 → 8O15 ;
:8O15 → 7N15 + y+ + neutrín ;
:1H¹ + 7N15 → 6C12 + 2He⁴.

;Sumando toles reacciones y atayando los términos comunes, tiense :4
1H¹ → 2He⁴ + 2y+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.

La enerxía neta lliberada nel procesu ye 26,7 MeV, esto ye cerca de 6,7·1014 J por kg de protones consumíos. El carbonu actúa como catalizador, pos a la fin del ciclu refaise.

Otra reacción de fusión qu'asocede nel Sol y nes estrelles ye'l ciclu de Critchfiel o, más comúnmente conocíu como cadena protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) yera en 1938 un mozu físicu, alumnu de George Gamow, (1904-1968) na Universidá George Washington, y tuvo una idea dafechu distinta, al dase cunta que nel choque ente dos protones a velocidaes próximes a la de la lluz, puede asoceder qu'unu d'ellos pierda la so carga positiva (y+), fúndanse y conviértase nun neutrón, que permanez xuníu al otru protón y forma un nucleu de deuteriu, esto ye, un nucleu pesáu formáu por un isótopu estable del hidróxenu. El positrón (y+) al ser lliberáu tiende a aniquilase con bastante rapidez, fundiéndose con un electrón (y-), produciendo nel procesu radiación fotónica. Coles mesmes, nesta segunda fase, llibérase un neutrín electrónicu de baxa enerxía, que non interactúa con nengún átomu y llibérase al espaciu a velocidaes próximes a la de lluz ensin topetar cola materia.

Más tarde, la fusión d'un protón (p+), o lo que ye lo mesmo, un nucleu H¹, con un nucleu de deuteriu da llugar a un isótopu del heliu He³ y a la emisión de fotones gamma (γ). Finalmente, con un 97% de probabilidá aproximao, dos nucleos del isótopu He dan llugar, al ser fundíos, nun nucleu estable d'He⁴ más dos nuevos protones (p+), colo que'l ciclu retroalimentar hasta la primer fase inicial, de la que pierde enerxía a razón de 26,7 MeV netos.

La reacción puede producise de dos maneres daqué distintes:
:1H¹ + 1H¹ → 1H² + y+ + neutrín electrónicu ;
:1H¹ + 1H² → 2He³ + fotones gamma ;
:2He³ + 2He³ → 2He⁴ + 2 1H¹.
:tamién espresada cola notación:
:p+ + p+ → H² + y+ + ν<sub>y</sub> ;
:H² + p+ → He³ + γ ;
:He³ + He³ → He⁴ + p+ + p+

El primer ciclu dar n'estrelles más calientes y con mayor masa que'l Sol, y la cadena protón-protón nes estrelles similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta l'añu 1953 creyóse que la so enerxía yera producida casi puramente pol ciclu de Bethe, pero demostrar mientres estos últimos años que'l calor solar provién na so mayor parte (~75 %) del ciclu protón-protón.

Nos últimos estadios de la so evolución, el Sol va fundir tamién l'heliu productu d'estos procesos pa dar carbonu y osíxenu (vease procesu triple-alfa).

### Zona radiante
Na zona esterior al nucleu'l tresporte de la enerxía xenerada nel interior producir por radiación hasta la llende esterior de la zona radiactiva. Esta zona ta compuesta de plasma, esto ye, grandes cantidaes d'hidróxenu y heliu ionizado. Como la temperatura del Sol escai del centru (15 MK) a la periferia (6 kK na fotosfera), ye más fácil qu'un fotón cualesquier muévase del centru a la periferia qu'al aviesu. Sicasí, los fotones tienen d'avanzar por un mediu ionizado tremendamente trupu siendo absorbíos y reemitidos infinidá de vegaes nel so camín. Calcúlase qu'un fotón cualesquier puede tardar un millón d'años n'algamar la superficie y manifestase como lluz visible.

### Zona convectiva
Esta rexón estiéndese percima de la zona radiante, y nella los gases solares dexen de tar ionizados y los fotones son absorbíos con facilidá y conviértense nun material opaco al tresporte de radiación. Poro, el tresporte d'enerxía realizar por conveición, de cuenta que'l calor tresportar de manera non homoxénea y aturbolinada pol mesmu fluyíu. Los fluyíos dilatar al ser calecíos y mengüen el so densidá. Poro, fórmense corrientes ascendentes de material dende la zona caliente hasta la zona cimera, y simultáneamente prodúcense movimientos descendentes de material dende les zones esteriores menos calientes. Asina, a unos  so la fotosfera del Sol, el gas vuélvese opacu por efeutu del amenorgamientu de la temperatura; arriendes d'ello, absuerbe los fotones procedentes de les zones inferiores y calezse por cuenta de la so enerxía. Fórmense asina seiciones convectivas aturbolinaes, nes que les *parceles* de gas caliente y llixeru xuben hasta la fotosfera, onde nuevamente l'atmósfera solar vuélvese tresparente a la radiación y el gas caliente dexa'l so enerxía en forma de lluz visible, y esfrezse antes de volver baxar a les fondures. L'analís de les oscilaciones solares dexó establecer qu'esta zona estender hasta estratos de gas asitiaos a la fondura indicada enantes. La observación y l'estudiu d'estes oscilaciones solares constitúin el campu de trabayu de la heliosismología.

### Fotosfera

La fotosfera ye la zona visible onde s'emite lluz visible del Sol. La fotosfera considérase como la superficie solar y, vista al traviés d'un telescopiu, preséntase formada por gránulos brillosos que se proyeuten sobre un fondu más escuru. Por causa del baturiciu de la nuesa atmósfera, estos gránulos paecen tar siempres en baturiciu. Yá que el Sol ye gaseosu, la so fotosfera ye daqué tresparente: puede ser reparada hasta una fondura d'unos cientos de quilómetros antes de volvese dafechu opaca. De normal considérase que la fotosfera solar tien unos 100 o 200&nbsp;km de fondura.

Anque'l cantu o llimbu del Sol apaez abondo nítido nuna fotografía o na imaxe solar proyeutada con un telescopiu, apréciase fácilmente que'l rellumu del discu solar mengua escontra'l cantu. Esti fenómenu d'escurecimientu del centru al llimbu ye consecuencia de que'l Sol ye un cuerpu gaseosu con una temperatura que mengua cola distancia al centru. La lluz que se ve nel centru procede na mayor parte de les capes inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más lluminosa. Al mirar escontra'l llimbu, la direición visual del observador ye casi tanxente en cantu del discu solar polo que llega radiación procedente sobremanera de les capes cimeres de la fotosfera, menos calientes y emitiendo con menor intensidá que les capes fondes na base de la fotosfera.

Un fotón tarda un permediu de 10 díes desque surde de la fusión de dos átomos d'hidróxenu, en travesar la zona radiante y un mes en percorrer los 200&nbsp;000&nbsp;km de la zona convectiva, emplegando tan solo unos 8 minutos y mediu en cruciar la distancia que dixebra la Tierra del Sol. Nun se trata de que los fotones viaxen más rápido agora, sinón que nel esterior del Sol el camín de los fotones nun se ve atrabancáu polos continuos cambeos, choques, quiebros y turbulencias qu'esperimentaben nel interior del Sol.

Los gránulos brillosos de la fotosfera tienen munches vegaes forma hexagonal y tán dixebraos per fines llinia escures. Los gránulos son la evidencia del movimientu convectivo y burbujeante de los gases calientes na parte esterior del Sol. N'efeutu, la fotosfera ye una masa en continua ebullición nel que les célules convectivas apréciense como gránulos en movimientu que la so vida media ye tan solo d'unos nueve minutos. El diámetru mediu de los gránulos individuales ye d'unos 700 a 1000&nbsp;km y resulten particularmente bultables nos periodos de mínima actividá solar. Hai tamién movimientos aturbolinaos a una escala mayor, la llamada *"supergranulación"*, con diámetros típicos d'unos . Cada supergranulación contién cientos de gránulos individuales y sobrevive ente 12 a 20 hores. Foi Richard Christopher Carrington (1826-1875), cerveceru y astrónomu aficionáu, el primeru en reparar la granulación fotosférica nel sieglu XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar per primer vegada la granulación fotosférica.

El signu más evidente d'actividá na fotosfera son les manches solares. Nos tiempos antiguos considerar al Sol como un fueu divino y, poro, perfectu ya infalible. De la mesma sabíase que la brillosa cara del Sol taba dacuando nublada con unes manches escures, pero imaxinábase que yera por cuenta d'oxetos que pasaben nel espaciu ente'l Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó'l primera telescopiu astronómicu, dando orixe a una nueva etapa nel estudiu del Universu, fixo la siguiente afirmación *"Repitíes observaciones convenciéronme, de qu'estes manches son sustancies na superficie del Sol, na que se producen de cutio y na que tamién s'eslleen, unes más puestu y otres más tarde"*. Una mancha solar típica consiste nuna rexón central escura, llamada "umbra", arrodiada por una "clarixa" más clara. Una sola mancha puede llegar a midir hasta  (casi tan grande como'l diámetru de la Tierra), pero un grupu de manchespuede algamar  d'estensión ya inclusive delles vegaes más. La clarixa ta constituyida por una estructura de filamentos claros y escuros que s'estienden más o menos radialmente dende la umbra. Dambes (umbra y clarixa) paecen escures por contraste cola fotosfera, a cencielles porque tán menos calientes que la temperatura medio de la fotosfera. Asina, la umbra tien una temperatura de 4000K, ente que la clarixa algama los 5600K, inferiores en dambos casos a los 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Pola llei de Stefan-Boltzmann, en que la enerxía total radiada por un cuerpu negru (como una estrella) ye proporcional a la cuarta potencia de la so temperatura efeutivo (Y = σT⁴, onde σ = 5,67051·10−8 W/m²·K⁴), la umbra emite aproximao un 32 % de la lluz emitida per un área igual de la fotosfera y análogamente la clarixa tien un rellumu d'un 71 % de la fotosfera. La escuridá d'una mancha solar ta causada namái por un efeutu de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipu, con una umbra del tamañu de la Tierra, aisllada y a la mesma alloña que'l Sol, rellumaría una 50 vegaes más que la Lluna llena. Les manches tán relativamente inmóviles con al respective de la fotosfera y participen de la rotación solar. L'área de la superficie solar cubierta poles manches midir en términos de millonésima del discu visible.

### Cromosfera

La cromosfera ye una capa esterior a la fotosfera visualmente muncho más tresparente. El so tamañu ye d'aproximao , y ye imposible reparala ensin filtros especiales, pos ye clisada pol mayor rellumu de la fotosfera. La cromosfera puede reparase mientres un eclís solar nun tonu acoloratáu carauterísticu y en llonxitúes d'onda específiques, notablemente en **Hα**, una llonxitú d'onda carauterística de la emisión por hidróxenu a bien alta temperatura.

Les prominencies solares xuben dacuando dende la fotosfera, algamen altores d'hasta  y producen erupciones solares espectaculares.

### Corona solar

La corona solar ta formada poles capes más tenues de l'atmósfera cimera solar. La so temperatura algama los millones de kelvin, una cifra bien cimera a la de la capa que lu sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica unu de los principales enigmes de la ciencia solar recién. Estes elevadísimas temperatures son un datu engañosu y consecuencia de l'alta velocidá de les poques partícules que componen l'atmósfera solar. Les sos grandes velocidaes son debíes a la baxa densidá del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitíos pol Sol y a les ondes de choque que ruempen na superficie solar aguiyaes poles célules convectivas. Como resultáu de la so elevada temperatura, dende la corona emítese gran cantidá d'enerxía en rayos X. En realidá, estes temperatures nun son más qu'un indicador de les altes velocidaes qu'algama'l material coronal que s'acelera nes llinies de campu magnéticu y en dramátiques eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto ye qu'esa capa ye demasiáu pocu trupa como pa poder falar de temperatura nel sentíu avezáu de baturiciu térmicu.

Toos estos fenómenos combinaos causen estrañes rayes nel espectru lluminosu que fixeron pensar na esistencia d'un elementu desconocíu na Tierra al qu'inclusive denominaron *coronium* hasta qu'investigaciones posteriores en 1942 concluyeron que se trataben de radiaciones producíes por átomos neutros d'osíxenu de la parte esterna de la mesma corona, lo mesmo que de fierro, níquel, calciu y argón altamente ionizados (fenómenos imposibles de llograr en llaboratorios).

La corona solar solamente ye observable dende l'espaciu con preseos fayadizos qu'anteponen un discu opacu pa clisar artificialmente al Sol o mientres un eclís solar natural dende la Tierra. El material tenue de la corona ye de cutio espulsáu pola fuerte radiación solar dando llugar a un vientu solar. Con éses créese que les estructures reparaes na corona tán modelaes en gran midida pel campu magnéticu solar y les célules de tresporte convectivo.

En 1970 el físicu suecu Hannes Alfvén llogró'l premiu Nobel. Él envaloró qu'había ondes que tresportaben enerxía por llinia del campu magnéticu que percuerre'l plasma de la corona solar. Pero hasta güei nun se pudiera detectar la cantidá d'ondes que yeren necesaries pa producir dicha enerxía.

Pero imagen d'alta definición ultravioleta, tomaes cada ocho segundos pol satélite de la NASA Solar Dymanics Observatory (SDO), dexaron a científicos como Scott McIntosh y a los sos colegues del Centru Nacional d'Investigación Atmosférica d'Estaos Xuníos, detectar gran cantidá d'estes ondes. Les mesmes arrobínense a gran velocidá (ente 200 y 250 quilómetros per segundu) nel plasma en movimientu. Ondes que'l so fluxu enerxético asitiar ente 100 y 200 vatios per quilómetru cuadráu "son capaces d'aprovir la enerxía necesaria pa propulsar a los rápidos vientos solares y asina compensar les perdes de calor de les rexones menos solmenaes de la corona solar", envaloren los investigadores.

Sicasí, pa McIntosh esto nun ye abondu pa xenerar los 2000 vatios per metru cuadráu que se precisen p'abastecer a les zones actives de la corona. Ye por esto que se riquir de preseos con mayor capacidá temporal y espacial pa estudiar tol espectru d'enerxía irradiada nes rexones actives de la nuesa estrella.

### Heliosfera

La heliosfera sería la rexón que s'estiende dende'l Sol hasta más allá de Plutón y que s'atopa so la influencia del vientu solar. Ye nesta rexón onde s'estienden los efeutos de les nubes xeomagnétiques y tamién onde s'estiende l'influyo del campu magnéticu solar. La heliosfera protexe al sistema solar de les radiaciones provenientes del mediu interestelar y la so llende estender a más de 100&nbsp;UA del Sol, llende sola superáu polos cometes.

## Actividá solar

### Eyección de masa coronal
 

La eyección de masa coronal (CME) ye una onda fecha de radiación y vientu solar que s'esprende del Sol nel periodu llamáu Actividá Máxima Solar. Esta onda ye bien peligrosa yá que estropia los circuitos llétricos, el tresformadores y los sistemes de comunicación. Cuando esto asocede, dizse qu'hai una nube solar.
* Cada 11 años, el Sol entra nun aturbolináu ciclu (Actividá Máxima Solar) que representa la dómina más aparente por que'l planeta sufra una nube solar. Dichu procesu acaba col cambéu de polaridá solar (nun confundir col cambéu de polaridá terrestre).
* Atopamos nel Ciclu Solar 24, qu'empezó en xineru de 2008.
* Una potente nube solar ye capaz de paralizar por completu la rede llétrica de les grandes ciudaes, una situación que podría durar selmanes, meses o inclusive años.
* Les nubes solares pueden causar interferencies nes señales de radio, afectar a los sistemes de navegación aéreos, estropiar les señales telefóniques y inutilizar satélites por completu.
* El 13 de marzu de 1989, la ciudá de Québec, en Canadá, foi azotada por una fuerte nube solar. Como resultáu d'ello, seis millones de persones viéronse afeutaes por un gran apagón que duró 90 segundos. La rede llétrica de Montreal tuvo paralizada mientres más de nueve hores. Los daños que provocó l'apagón, xunto coles perdes aniciaes pola falta d'enerxía, algamaron los cientos de millones de dólares.
* Ente los díes 1 y 2 de setiembre de 1859, una intensa nube solar afectó a la mayor parte del planeta. Les llinies telegráfiques de los Estaos Xuníos y el norte d'Europa quedaron inutilizaes y provocáronse delles quemes. Amás, una impresionante aurora boreal, fenómenu que de normal solo puede reparase dende les rexones ártiques, pudo trate en llugares tan alloñaos de los polos como'l sur d'Europa, el Caribe, Ḥawai., ya inclusive en Colombia, cerca del ecuador terrestre.

### Cambéu de polaridá solar
El campu magnéticu del sol fórmase como sigue: Nel nucleu, les presiones del hidróxenu provoquen que los sos átomos namái queden escluyíos poles fuercies de polaridá de los protones, dexando una nube d'electrones en redol a dichu nucleu (los electrones esprendiéronse de les órbites tradicionales, formando una capa de radiación electrónico común). La fusión de los átomos d'hidróxenu n'heliu producir na parte más interna del nucleu, onde l'heliu queda acutáu por ser un material más pesao. Dichu 'ordenamientu' induz que los mesmos electrones compartan estaos d'enerxía y en consecuencia los sos campos magnéticos adquieran entá más densidá y potencia. Les enormes fuercies de gravedá, torguen que los fotones (portadores d'eses fuercies) escapen de forma llibre. D'esta forma xenerar nel so interior un potente campu magnéticu qu'inflúi na dinámica del plasma nes capes siguientes.

Los campos magnéticos, tal como si tratar d'un material fluyíu, atopen la so dinámica poles fuercies magnetohidrodinámiques en constante interacción coles gravitatories y rotacionales de la estrella, llegando a la superficie de manera que, los materiales más esternos queden ordenaos conforme a les llinies de fuercia gauss. La rotación solar produz que les capes más esternes nun xiren toes a la mesma velocidá, polo que l'ordenamientu d'estes llinies de fuercia va desterciándose a midida que los materiales distribuyíos ente los polos y l'ecuador van perdiendo sincronismu nel xiru rotacional de la estrella. Per cada rotura na integridá del campu magnéticu, produzse un escape de llinies de fuercia gauss (produciendo les típiques manches negres), nes qu'un aumentu d'estes, puede tener de resultes una erupción solar consecuente pola desintegración llocal del campu gauss. Cuando'l Sol averar al so máximu desorde, les nubes solares son máximes. Estos periodos dan cada 11 años. El sol nun tener un campu electromagnético como'l de la Tierra, sinón que tien lo que se denomina vientu solar, producíu por eses inestabilidaes rotacionales del Sol. Si non fora por eso, los campos magnéticos del Sol quedaríen acutaos a la dinámica del plasma.

Por esa mesma razón, una reacción de fusión ente dos átomos d'hidróxenu nel interior del Sol, tarda 11 años en llegar a escapar de les enormes fuercies gravitatories y magnétiques.

## Nacencia y muerte del Sol

 
El Sol formóse hai 4650 millones d'años y tien combustible pa 7500 millones d'años más. Dempués, va empezar a faese más y más grande, hasta convertise nuna xigante colorada. Finalmente, va fundir pol so propiu pesu y va convertise nuna nana blanca, que puede tardar unos mil millones d'años n'esfrecese. Formar a partir de nubes de gas y polvu que conteníen residuos de xeneraciones anteriores d'estrelles. Gracies a la metalicidá de dichu gas, del so discu circunestelar surdieron, más tarde, los planetes, asteroides y cometes del sistema solar. Nel interior del Sol producen reacción de fusión nes que los átomos d'hidróxenu tresformar en heliu, produciéndose la enerxía qu'irradia. Anguaño, el Sol atopar en plena secuencia principal, fase na que va siguir unos 5000 millones d'años más fundiendo hidróxenu de manera estable. 

Cada segundu tresfórmense 700 millones de tonelaes d'hidróxenu en cenices d'heliu, esti procesu tresforma cinco millones de tonelaes de materia en enerxía, lo que da como resultáu que'l Sol cada vez se vuelve más llixeru.

Va Llegar un día en que'l Sol escose tol hidróxenu na rexón central al tresformalo n'heliu. La presión va ser incapaz de sostener les capes cimeres y la rexón central va tender a contraer gravitacionalmente, caleciendo progresivamente les capes axacentes. L'escesu d'enerxía producida va faer que les capes esteriores del Sol tiendan a espandise y esfrecese y el Sol va convertir nuna estrella xigante colorada. El diámetru puede llegar a algamar y devasar al de la órbita de la Tierra, colo cual, cualquier forma de vida escastaríase. Cuando la temperatura de la rexón central algame aproximao 100 millones de kelvins, va empezar a producise la fusión del heliu en carbonu mientres alredor del nucleu sigue fundiéndose hidróxenu n'heliu. Ello va producir que la estrella contráigase y mengüe el so rellumu al empar qu'aumenta la so temperatura, convirtiéndose'l Sol nuna estrella de la caña horizontal. Al escosase l'heliu del nucleu, va empecipiase una nueva espansión del Sol y l'heliu va empezar tamién a fundise nuna nueva capa alredor del nucleu inerte -compuestu de carbonu y osíxenu y que por non tener masa abondo'l Sol nun va algamar les presiones y temperatures abondes pa fundir dichos elementos n'elementos más pesaos- que lo convertirá de nuevu nuna xigante colorada, pero esta vegada de la caña asintótica xigante y va provocar que l'astru espulse gran parte de la so masa na forma d'una nebulosa planetaria, quedando namái'l nucleu solar que se va tresformar nuna nana blanca y, muncho más tarde, al esfrecese totalmente, nuna nana negra. El Sol nun va llegar a españar como una supernova al nun tener la masa abondo pa ello.

Magar se creía nun principiu que'l Sol acabaría per absorber a Mercuriu, a Venus y a la Tierra al convertise en xigante colorada, la gran perda de masa que va sufrir nel procesu fixo pensar por un tiempu que la órbita terrestre –al igual que la de los demás planetes del sistema solar– espandiríase posiblemente y salvaría al nuesu planeta d'esi destín. Sicasí, un artículu recién postula qu'ello nun va asoceder y que les interacciones marea-yos, según la fregadura cola materia de la cromosfera solar, van faer que'l nuesu planeta sía absorbíu. Otru artículu posterior apunta na mesma direición.

## Importancia de la enerxía solar na Tierra
La mayor parte de la enerxía utilizada polos seres vivos procede del Sol, les plantes absorber direutamente y realicen la fotosíntesis, los herbívoros absuerben indireutamente una pequeña cantidá d'esta enerxía comiendo les plantes, y los carnívoros absuerben indireutamente una cantidá más pequeña comiendo a los herbívoros.

La mayoría de les fontes d'enerxía usaes pol home deriven indireutamente del Sol. Los combustibles fósiles caltienen enerxía solar prindada fai millones d'años por aciu fotosíntesis, la enerxía hidroeléctrica usa la enerxía potencial d'agua que s'entestó n'altor dempués d'habese evaporado pol calor del Sol, etc.

Sicasí, l'usu direutu d'enerxía solar pal llogru d'enerxía nun ta entá bien estendíu por cuenta de que los mecanismos actuales nun son abondo eficaces.

### Reacciones termonucleares ya incidencia sobre la superficie terrestre
Una mínima cantidá de materia puede convertise nuna enorme manifestación d'enerxía. Esta rellación ente la materia y la enerxía esplica la potencia del Sol, que fai posible la vida. ¿Cuál ye la equivalencia? En 1905, Einstein predixera una equivalencia ente la materia y la enerxía por aciu la so ecuación Y=mc². Una vegada que Einstein formuló la rellación, los científicos pudieron esplicar por qué rellumó'l Sol per miles de millones d'años. Nel interior del Sol prodúcense continues reacciones termonucleares. D'esta miente, el Sol convierte cada segundu unos 564 millones de tonelaes d'hidróxenu en 560 millones de tonelaes d'heliu, lo que significa qu'unos cuatro millones de tonelaes de materia tresformar en enerxía solar, una pequeña parte de la cual llega a la Tierra y sostién la vida.

Cola fórmula y los datos anteriores puede calculase la producción d'enerxía del Sol, llográndose que la potencia de la nuesa estrella ye aproximao 3'8x1026 vatios, o 3'8x1023 quilovatios —o, dicho otra manera, el Sol produz nun segundu 760 000 vegaes la producción enerxética añal a nivel mundial—.

## Observación astronómica del Sol

Unes de les primeres observaciones astronómiques de l'actividá solar fueron les realizaes por Galileo Galilei nel sieglu XVII, utilizando vidrios afumaos de primeres, y usando'l métodu de proyeición dempués. Galileo reparó asina les manches solares y pudo midir la rotación solar según percibir la variabilidá d'estes. Na actualidá l'actividá solar ye monitoreada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Ente los oxetivos d'estes observaciones atópase, non solo algamar una mayor comprensión de l'actividá solar, sinón tamién la predicción de sucesos d'elevada emisión de partícules potencialmente peligroses pa les actividaes nel espaciu y les telecomunicaciones terrestres.

### Esploración solar

La lluz solar qu'apreciamos d'a güeyu ye de color mariellu, pero en realidá'l sol emitir en toles llonxitúes d'onda.

Pa llograr una visión ininterrumpida del Sol en llonxitúes d'onda inaccesibles dende la superficie terrestre, l'Axencia Espacial Europea y la NASA llanzaron cooperativamente el satélite SOHO (*Solar and Heliospheric Observatory*) el 2 d'avientu de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de l'actividá solar, y la sonda norteamericana Xénesis llanzar nun vuelu cercanu a la heliósfera pa tornar a la Tierra con una muestra direuta del material solar. Xénesis tornó a la Tierra nel 2004, pero'l so reentrada na atmósfera foi acompañada d'un fallu nel so paracaíes principal que fizo que s'estrellara sobre la superficie. L'analís de les muestres llograes prosigue na actualidá.

### Cálculu históricu del tamañu del Sol y la so distancia
Aristarco de Samos foi'l primeru en faer estimaciones sobre la distancia al Sol. Nun llegó a distancies concretes, sinón qu'estableció distancies relatives a la distancia ente la Tierra y la Lluna. Esperó a que la fase de la Lluna sía d'un cuartu esautamente, momentu en que l'ángulu Tierra-Luna-Sol tendría de ser un ángulu rectu. Entós la hipotenusa del rectángulu sería la distancia de la Tierra al Sol. Pa esto yera necesariu midir con exactitú l'ángulu del Sol al respective de la Lluna, cosa que nun ye nada fácil.

Entós determinó la distancia y el tamañu del Sol (relativos). Sicasí, siendo necesariu midir unos ángulos demasiáu pequeños, y ensin los preseos pa ello, nun llogró l'abonda exactitú. Determinó que'l Sol atópase 20 vegaes más lloñe de lo que ta la Lluna, y determinó que'l so diámetru yera siquier 7 vegaes el diámetru de la Tierra. Según los cálculos actuales el Sol atópase 400 vegaes más alloñáu que la Lluna, y el so diámetru ye 109 vegaes más grande que'l de la Tierra, polo que foi bien grande l'error de midida.

Pa establecer la distancia real de la Tierra a la Lluna suxirió un métodu utilizando combadura de la solombra de la Tierra proyeutada na lluna, mientres los eclises llunares. (Esti métodu foi utilizáu por Hiparco de Nicea darréu pa calcular esa distancia).

Aristarco, pensando que'l Sol yera siquier 7 vegaes más grande que la Tierra, suxirió que nun ye'l Sol el que xira alredor de la Tierra, sinón al contrariu, siendo'l primeru en suxerir un modelu heliocéntricu. Sicasí, les sos idees nun fueron aceptaes polos sos contemporáneos y la teoría heliocéntrica nun se retomó hasta 1543, 17 sieglos dempués, cuando Copérnico publicó'l so llibru ≪Sobre les revoluciones de los orbes celestes≫.

En 1650 Godefroy Wendelin repitió les midíes de Aristarco midiendo direutamente la distancia al Sol, esta vegada con mayores recursos téunicos que 18 sieglos tras. Llegó a la conclusión de que'l Sol taba unes 240 vegaes más alloñáu que la Lluna. Esta vegada l'error foi menor, pero'l valor inda menor al que se mide anguaño.

En 1609, Kepler abrió'l camín pa determinar les distancies relatives de tolos cuerpos del sistema solar, non solo de la Lluna y el Sol, polo que sabiendo la distancia a cualesquier de los planetes podría sabese la distancia al Sol. Darréu Cassini, en 1673 llogró'l paralax de Marte, polo que llogró determinar la so distancia. Entós, sobre la base de los cálculos de Kepler, determinó la distancia al Sol en 136 millones de quilómetros (esta vegada la distancia averóse abondo a los datos actuales, y l'error foi solu de 7%).

## Ver tamién

## Notes

## Referencies

## Bibliografía
* 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.&nbsp;206-245. ISBN 90-277-1374-X
* Schlattl H: "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrín problem", *Physical Review D*. 2001;**64**(1).
* Thompson MJ: "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior", *Astronomy & Geophysics*. 2004;**45**(4):21-25.
* 

## Enllaces esternos

### Xenerales
* Sobre la edá más exacta del Sol/sistema solar (n'inglés).
* Sistema solar.
* El Sol (en solarviews.com).
* El Sol (en astronomiaonline.com).
* El nuesu Sol.  Actividá educativa: el sistema solar.

### Observación del Sol
* Encamientos pa reparar el Sol.
* OAN Seición del Sol de la páxina d'efemérides del Observatoriu Astronómicu Nacional, con información actualizada sobre l'actividá del Sol.
* Llista de la mayoría d'observatorios solares terrestres (n'inglés).
* Páxina web de SOHO (''The Solar and Heliospheric Observatory'') (n'inglés).
* Solar Position algorithm (n'inglés).