{"id":906,"date":"2011-08-06T16:29:14","date_gmt":"2011-08-06T20:29:14","guid":{"rendered":"http:\/\/blog.espol.edu.ec\/josmvala\/?p=906"},"modified":"2011-08-10T17:46:03","modified_gmt":"2011-08-10T21:46:03","slug":"que-es-el-sol","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/blog.espol.edu.ec\/josmvala\/2011\/08\/06\/que-es-el-sol\/","title":{"rendered":"Que es el sol?"},"content":{"rendered":"

Sol<\/strong>,\u00a0la\u00a0estrella\u00a0que,\u00a0por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Mediante la radiaci\u00f3n de su energ\u00eda electromagn\u00e9tica, aporta directa o indirectamente toda la energ\u00eda que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible procede en \u00faltima instancia de las plantas que utilizan la energ\u00eda de la luz del Sol.<\/p>\n

A\u00a0causa\u00a0de\u00a0su\u00a0proximidad a la Tierra y como es una estrella t\u00edpica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fen\u00f3menos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella m\u00e1s cercana al Sol est\u00e1 a 4,3 a\u00f1os luz (4\u00a0\u00d7 1013<\/sup> km); para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitar\u00eda un telescopio de casi 30\u00a0km de di\u00e1metro. Adem\u00e1s, un telescopio as\u00ed tendr\u00eda que ser colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atm\u00f3sfera de la Tierra.<\/p>\n

CARACTER\u00cdSTICAS<\/strong><\/p>\n

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Caracter\u00edsticas del Sol<\/p><\/div>\n

HISTORIA DE LA OBSERVACI\u00d3N CIENT\u00cdFICA<\/strong><\/p>\n

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Durante\u00a0la\u00a0mayor\u00a0parte del tiempo que los seres humanos han estado sobre la Tierra, el Sol ha sido considerado un objeto de especial importancia. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas m\u00e1s reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Aparte de su relevancia posicional para se\u00f1alar, por ejemplo, solsticios, equinoccios y eclipses, el estudio cuantitativo del Sol data del descubrimiento de las manchas solares; el estudio de sus propiedades f\u00edsicas no comenz\u00f3 hasta mucho m\u00e1s tarde.<\/p>\n<\/div>\n

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Los\u00a0astr\u00f3nomos\u00a0chinos observaron manchas solares a simple vista ya en el a\u00f1o 200\u00a0a.C. Pero en 1611, Galileo utiliz\u00f3 el telescopio, reci\u00e9n inventado, para observarlas de modo sistem\u00e1tico. El descubrimiento de Galileo signific\u00f3 el comienzo de una nueva aproximaci\u00f3n al estudio del Sol, que pas\u00f3 a ser considerado un cuerpo din\u00e1mico, en evoluci\u00f3n, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas cient\u00edficamente.<\/p>\n<\/div>\n

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El\u00a0siguiente\u00a0avance\u00a0importante en el estudio del Sol se produjo en 1814 como resultado directo del invento del espectroscopio por el f\u00edsico alem\u00e1n Joseph von Fraunhofer. Un espectroscopio divide la luz en las longitudes de onda que la componen, o colores. Aunque el espectro del Sol hab\u00eda sido observado ya en 1666 por el matem\u00e1tico y cient\u00edfico ingl\u00e9s Isaac Newton, la precisi\u00f3n del trabajo de Fraunhofer sent\u00f3 las bases para los primeros intentos de una explicaci\u00f3n te\u00f3rica detallada de la atm\u00f3sfera solar.<\/p>\n<\/div>\n

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Parte\u00a0de\u00a0la\u00a0radiaci\u00f3n de la superficie visible del Sol (la fotosfera) es absorbida por el gas, algo m\u00e1s fr\u00edo, que hay sobre ella. Sin embargo, s\u00f3lo se absorben longitudes de onda de radiaci\u00f3n particulares, que dependen de las especies at\u00f3micas presentes en la atm\u00f3sfera solar. En 1859, el f\u00edsico alem\u00e1n Gustav Kirchhoff demostr\u00f3 que la falta de radiaci\u00f3n en ciertas longitudes de onda del espectro solar de Fraunhofer se deb\u00eda a la absorci\u00f3n de radiaci\u00f3n por \u00e1tomos de algunos de los mismos elementos presentes en la Tierra. Con esto, no s\u00f3lo demostr\u00f3 que el Sol est\u00e1 compuesto de materia com\u00fan, sino que tambi\u00e9n plante\u00f3 la posibilidad de obtener informaci\u00f3n detallada sobre los objetos celestes mediante el estudio de la luz emitida por ellos. \u00c9ste fue el comienzo de la astrof\u00edsica.<\/p>\n<\/div>\n

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El\u00a0progreso\u00a0en\u00a0el\u00a0conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los cient\u00edficos para hacer observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de observaci\u00f3n que han influido de forma significativa en la f\u00edsica solar est\u00e1n el espectroheli\u00f3grafo, que mide el espectro de los rasgos solares individuales; el coron\u00f3grafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el magnet\u00f3grafo, inventado por el astr\u00f3nomo estadounidense Horace W. Babcock en 1948, que mide la fuerza del campo magn\u00e9tico de la superficie solar. El desarrollo de cohetes y sat\u00e9lites ha permitido a los cient\u00edficos observar la radiaci\u00f3n en longitudes de onda no transmitidas a trav\u00e9s de la atm\u00f3sfera de la Tierra. Entre los instrumentos desarrollados para su uso en el espacio se encuentran los coron\u00f3grafos, los telescopios y los espectr\u00f3grafos sensibles a una radiaci\u00f3n ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos especiales han revolucionado el estudio de la atm\u00f3sfera exterior al Sol. V\u00e9ase <\/em>Astron\u00e1utica.<\/p>\n<\/div>\n

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En\u00a0agosto\u00a0de\u00a02001\u00a0la\u00a0NASA lanz\u00f3 la sonda cient\u00edfica Genesis<\/em>, rumbo a un lugar entre el Sol y la Tierra, en una regi\u00f3n donde se equilibran las fuerzas gravitatorias de ambos cuerpos celestes. Era la primera misi\u00f3n espacial destinada a recuperar materia de m\u00e1s all\u00e1 de la \u00f3rbita de la Luna; la toma de muestras comenz\u00f3 en diciembre de 2001, cuando se abrieron los colectores de la sonda. Tras un viaje de m\u00e1s de tres a\u00f1os, su regreso a la Tierra estaba previsto de forma que la c\u00e1psula que conten\u00eda las muestras fuera rescatada en el aire, antes de alcanzar la superficie terrestre, para evitar su posible rotura y consiguiente contaminaci\u00f3n. Pero el 8 de septiembre de 2004 el sistema de paraca\u00eddas de la Genesis<\/em> fall\u00f3 y la c\u00e1psula se estrell\u00f3 en un desierto del estado de Utah, en Estados Unidos. A pesar de ello, tras los trabajos destinados a la recuperaci\u00f3n de los restos de la c\u00e1psula y las muestras de su interior, se cree que ser\u00e1 posible cumplir buena parte de los objetivos cient\u00edficos fijados inicialmente para esta misi\u00f3n. A mediados de octubre de 2004 la comisi\u00f3n de investigaci\u00f3n determin\u00f3 como error m\u00e1s probable del accidente, un fallo en el dise\u00f1o de uno de los sensores de deceleraci\u00f3n de la c\u00e1psula, lo que habr\u00eda impedido que se pusiera en marcha el sistema de apertura de los paraca\u00eddas.<\/p>\n

COMPOSICI\u00d3N Y ESTRUCTURA<\/strong><\/p>\n

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La\u00a0cantidad\u00a0total\u00a0de\u00a0energ\u00eda emitida por el Sol en forma de radiaci\u00f3n es bastante constante, y no var\u00eda m\u00e1s que unas pocas d\u00e9cimas de un 1% en varios d\u00edas. Esta energ\u00eda se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayor\u00eda de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidr\u00f3geno (71%); tambi\u00e9n contiene helio (27%) y otros elementos m\u00e1s pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000\u00a0K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los n\u00facleos de los \u00e1tomos de hidr\u00f3geno individuales act\u00faan entre s\u00ed, experimentando la fusi\u00f3n nuclear.\u00a0El resultado neto de estos procesos es que cuatro n\u00facleos de hidr\u00f3geno se combinan para formar un n\u00facleo de helio, y la energ\u00eda surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de n\u00facleos reacciona cada segundo, generando una energ\u00eda equivalente a la que se producir\u00eda por la explosi\u00f3n de 100.000 millones de bombas de hidr\u00f3geno de un megat\u00f3n por segundo. La \u2018combusti\u00f3n\u2019 nuclear del hidr\u00f3geno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio solar.<\/p>\n<\/div>\n

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La\u00a0energ\u00eda\u00a0producida\u00a0de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiaci\u00f3n. Sin embargo, m\u00e1s cerca de la superficie, en la zona de convecci\u00f3n que ocupa el \u00faltimo tercio del radio solar, la energ\u00eda es transportada por la mezcla turbulenta de gases. La fotosfera es la superficie superior de la zona de convecci\u00f3n. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convecci\u00f3n observando la fotosfera y la atm\u00f3sfera situada encima de ella.<\/p>\n<\/div>\n

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Las\u00a0c\u00e9lulas\u00a0turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y heterog\u00e9nea. Este modelo, conocido como granulaci\u00f3n solar, lo provoca la turbulencia en los niveles m\u00e1s altos de la zona de convecci\u00f3n. Cada gr\u00e1nulo mide unos 2.000\u00a0km de ancho. Aunque el modelo de granulaci\u00f3n siempre est\u00e1 presente, los gr\u00e1nulos individuales solamente duran unos 10 minutos. Tambi\u00e9n se presenta un modelo de convecci\u00f3n mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las profundidades de la zona de convecci\u00f3n. Este modelo de sobregranulaci\u00f3n contiene c\u00e9lulas que duran un d\u00eda y tienen 30.000\u00a0km de ancho como media.<\/p>\n<\/div>\n

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Entre las regiones del Sol est\u00e1n el n\u00facleo, la zona de radiaci\u00f3n, la zona de convecci\u00f3n y la fotosfera. Los gases del n\u00facleo son unas 150 veces m\u00e1s densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16 millones de grados cent\u00edgrados. La energ\u00eda del Sol se produce en el n\u00facleo mediante la fusi\u00f3n de los n\u00facleos de hidr\u00f3geno en n\u00facleos de helio. En la zona de radiaci\u00f3n, la radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica fluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos como el agua. Esta zona es m\u00e1s fr\u00eda que el n\u00facleo, con unos 2,5 millones de grados cent\u00edgrados. En la zona de convecci\u00f3n, movimientos de gases sacan fuera la energ\u00eda del Sol. La zona de convecci\u00f3n es ligeramente m\u00e1s fr\u00eda (unos 2 millones de grados cent\u00edgrados) y 10 veces menos densa que el agua. La fotosfera es m\u00e1s fr\u00eda en unos 5.500 \u00b0C y mucho menos densa (una millon\u00e9sima de la densidad del agua). La turbulencia de esta regi\u00f3n es visible desde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y peque\u00f1as bolsas de gas llamadas gr\u00e1nulos.<\/div>\n
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MANCHAS SOLARES<\/strong><\/div>\n
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George Ellery Hale\u00a0descubri\u00f3 en 1908 que las manchas solares (\u00e1reas m\u00e1s fr\u00edas de la fotosfera) presentan campos magn\u00e9ticos fuertes. Una mancha solar com\u00fan tiene una densidad de flujo magn\u00e9tico de 0,25 teslas. En comparaci\u00f3n, el campo magn\u00e9tico de la Tierra tiene una densidad de flujo de menos de 0,0001 teslas. Las manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magn\u00e9ticos que se\u00f1alan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares var\u00eda de menos a m\u00e1s y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 a\u00f1os, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magn\u00e9tico asociado con el ciclo solar s\u00f3lo se comprob\u00f3 tras el descubrimiento del campo magn\u00e9tico del Sol.<\/p>\n<\/div>\n

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De\u00a0las\u00a0parejas\u00a0de\u00a0manchas solares del hemisferio norte, la mancha que gu\u00eda a su compa\u00f1era en la direcci\u00f3n de rotaci\u00f3n tiene un campo magn\u00e9tico en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 a\u00f1os, se invierte el sentido del campo magn\u00e9tico de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. As\u00ed pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magn\u00e9tico, dura unos 22 a\u00f1os. Adem\u00e1s, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio. Esta latitud var\u00eda de los 45 a los 5\u00b0 durante el ciclo de las manchas solares.<\/p>\n<\/div>\n

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Como\u00a0cada\u00a0mancha\u00a0solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 a\u00f1os refleja los procesos asentados y de larga duraci\u00f3n en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no se comprenden del todo, los fen\u00f3menos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magn\u00e9tico del Sol con la zona de convecci\u00f3n en las capas exteriores. Adem\u00e1s, estas interacciones se ven afectadas por la rotaci\u00f3n del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira una vez cada 27 d\u00edas cerca del ecuador, pero una vez cada 31 d\u00edas m\u00e1s cerca de los polos.<\/p>\n<\/div>\n

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En\u00a0noviembre\u00a0de\u00a02002, el Telescopio Solar Sueco, instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Islas Canarias) y operado por el Instituto de F\u00edsica Solar de la Real Academia de Ciencias de Suecia, obtuvo im\u00e1genes muy precisas del Sol que revelaron nuevos detalles de las manchas solares. Las im\u00e1genes permitieron descubrir la estructura de la parte externa de las manchas: un n\u00facleo oscuro rodeado de una regi\u00f3n filamentosa.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Aqu\u00ed vemos la superficie del Sol en falso color. Las manchas solares son amarillas, aunque normalmente ser\u00edan manchas oscuras. Estas manchas suelen medir m\u00e1s de 30.000 km y aparecen en ciclos de 11 a\u00f1os. La actividad solar, incluido el desarrollo de las manchas solares, se asocia con el cambio de los campos magn\u00e9ticos del Sol. <\/p><\/div>\n<\/div>\n

CAMPO MAGN\u00c9TICO DEL SOL<\/strong><\/div>\n
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Gran\u00a0parte\u00a0del\u00a0campo\u00a0magn\u00e9tico est\u00e1 fuera de las manchas solares. La ausencia de penetraci\u00f3n del campo magn\u00e9tico del Sol a\u00f1ade complejidad, diversidad y belleza a la atm\u00f3sfera exterior del Sol. Por ejemplo, la turbulencia a mayor escala en la zona de convecci\u00f3n empuja gran parte del campo magn\u00e9tico por encima de la fotosfera hacia los extremos de las c\u00e9lulas de supergranulaci\u00f3n. La radiaci\u00f3n de la capa que est\u00e1 exactamente encima de la fotosfera, llamada cromosfera, sigue este modelo con claridad. Dentro de los l\u00edmites supergranulares, se lanzan en la cromosfera chorros de materia a una altitud de 4.000\u00a0km en 10 minutos. Las llamadas esp\u00edculas est\u00e1n producidas por la combinaci\u00f3n de la turbulencia y los campos magn\u00e9ticos en los extremos de las mol\u00e9culas supergranulares.<\/p>\n<\/div>\n

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Sin\u00a0embargo,\u00a0cerca\u00a0de las manchas solares, la radiaci\u00f3n cromosf\u00e9rica es m\u00e1s uniforme. Estos lugares se denominan regiones activas y las \u00e1reas circundantes, que han distribuido suavemente la emisi\u00f3n cromosf\u00e9rica, se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la liberaci\u00f3n muy r\u00e1pida de la energ\u00eda almacenada en el campo magn\u00e9tico (aunque no se conoce el mecanismo exacto). Entre los fen\u00f3menos que acompa\u00f1an a las erupciones solares est\u00e1n los reajustes del campo magn\u00e9tico, intensos rayos\u00a0X, ondas de radio y la eyecci\u00f3n de part\u00edculas muy energ\u00e9ticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fen\u00f3menos conocidos como auroras.<\/p>\n

LA CORONA<\/strong><\/p>\n

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Un mapa de la atm\u00f3sfera solar exterior, la corona, muestra densidades diferentes en las capas de gas caliente que rodean el Sol. Las regiones azules indican la densidad mayor, las amarillas son las \u00e1reas de densidad menor. El campo magn\u00e9tico del Sol interact\u00faa con las capas de gas produciendo las extra\u00f1as curvas, rizos y protuberancias que se observan aqu\u00ed. La corona se compone fundamentalmente de electrones y \u00e1tomos ionizados con temperaturas de unos 2,2 millones de grados cent\u00edgrados. <\/p><\/div>\n

La\u00a0atm\u00f3sfera\u00a0solar\u00a0exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magn\u00e9tico. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos m\u00e1s peque\u00f1os dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas se deben al campo magn\u00e9tico.<\/p>\n

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En\u00a0los\u00a0a\u00f1os\u00a0cuarenta\u00a0se descubri\u00f3 que la corona es mucho m\u00e1s c\u00e1lida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000\u00a0K. La cromosfera, que se extiende varios miles de kil\u00f3metros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000\u00a0K. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el l\u00edmite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000\u00a0K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energ\u00eda.<\/p>\n

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La\u00a0b\u00fasqueda\u00a0del\u00a0mecanismo por el cual la energ\u00eda llega a la corona es uno de los problemas cl\u00e1sicos de la astrof\u00edsica. Todav\u00eda est\u00e1 sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colecci\u00f3n de rizos magn\u00e9ticos, y c\u00f3mo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigaci\u00f3n astrof\u00edsica.<\/p>\n<\/div>\n

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El\u00a0campo\u00a0magn\u00e9tico\u00a0tambi\u00e9n puede retener material m\u00e1s fr\u00edo encima de la superficie del Sol, aunque este material s\u00f3lo permanece estable unos pocos d\u00edas. Estos fen\u00f3menos se pueden observar durante un eclipse como peque\u00f1as regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Est\u00e1n en calma, pero ocasionalmente entran en erupci\u00f3n, arrojando material solar al espacio.<\/p>\n<\/div>\n

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La corona es la parte exterior de la atm\u00f3sfera del Sol. Esta imagen de la corona se tom\u00f3 durante un eclipse total de Sol el 11 de julio de 1991 en La Paz, Baja California, M\u00e9xico. La corona se hace visible durante un eclipse solar porque la Luna pasa entre el Sol y la Tierra y bloquea la luz de la superficie del Sol (la fotosfera). Este efecto s\u00f3lo ocurre porque los di\u00e1metros aparentes del Sol y de la Luna son aproximadamente iguales vistos desde la Tierra.<\/p>\n

VIENTO SOLAR<\/strong><\/p>\n

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En\u00a0uno\u00a0o\u00a0dos\u00a0radios\u00a0solares desde la superficie del Sol, el campo magn\u00e9tico de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto m\u00e1s lejos est\u00e1 del Sol, el campo magn\u00e9tico es m\u00e1s d\u00e9bil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magn\u00e9tico al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magn\u00e9tico.<\/p>\n<\/div>\n

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El\u00a0flujo\u00a0constante\u00a0del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. All\u00ed, el gas es m\u00e1s fr\u00edo y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiaci\u00f3n. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotaci\u00f3n solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 d\u00edas vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magn\u00e9tico de la Tierra.<\/p>\n

EVOLUCI\u00d3N SOLAR<\/strong><\/p>\n

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El\u00a0pasado\u00a0y\u00a0el\u00a0futuro del Sol se han deducido de los modelos te\u00f3ricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de a\u00f1os, el Sol se contrajo hasta llegar a su tama\u00f1o actual. La energ\u00eda liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracci\u00f3n ces\u00f3 y la combusti\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno en helio comenz\u00f3 en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de a\u00f1os.<\/p>\n<\/div>\n

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En\u00a0el\u00a0n\u00facleo\u00a0del\u00a0Sol\u00a0hay hidr\u00f3geno suficiente para durar otros 4.500 millones de a\u00f1os. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiar\u00e1: seg\u00fan se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tama\u00f1o actual de la \u00f3rbita de la Tierra, el Sol se convertir\u00e1 en una gigante roja, algo m\u00e1s fr\u00eda que hoy pero 10.000 veces m\u00e1s brillante a causa de su enorme tama\u00f1o. Sin embargo, la Tierra no se consumir\u00e1 porque se mover\u00e1 en espiral hacia afuera, como consecuencia de la p\u00e9rdida de masa del Sol. El Sol seguir\u00e1 siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combusti\u00f3n de helio en el centro, durante s\u00f3lo 500 millones de a\u00f1os. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combusti\u00f3n nuclear o un cataclismo en forma de explosi\u00f3n, como les ocurre a algunas estrellas. Despu\u00e9s de la etapa de gigante roja, se encoger\u00e1 hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tama\u00f1o de la Tierra, y se enfriar\u00e1 poco a poco durante varios millones de a\u00f1os.<\/p>\n

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El diagrama de la izquierda representa un estado primitivo de la formaci\u00f3n del Sol, cuando se contrajo hasta llegar a su tama\u00f1o actual. El gas que colapsaba calent\u00f3 el n\u00facleo del Sol hasta que comenz\u00f3 la fusi\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno en helio. El diagrama de la derecha representa el estado actual de la evoluci\u00f3n del Sol. No se contrae m\u00e1s porque el intenso calor del n\u00facleo produce una presi\u00f3n hacia afuera que equilibra la fuerza de gravedad hacia dentro. Los astr\u00f3nomos consideran que el Sol se form\u00f3 hace unos 4.500 millones de a\u00f1os y que se encuentra en la mitad de su ciclo vital. Se cree que al final, el Sol complete la fusi\u00f3n de hidr\u00f3geno en su n\u00facleo y se convierta en una estrella alimentada con helio. Se espera que esta etapa de gigante roja sea relativamente breve, unos 500 millones de a\u00f1os, y que despu\u00e9s se convierta en una enana blanca del tama\u00f1o aproximado de la Tierra.<\/p>\n

BIBLIOGRAF\u00cdA<\/strong><\/em><\/p>\n

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