El sol es una estrella enana amarilla en el centro de la sistema solary es el objeto más grande, brillante y masivo del sistema.
El sol se formó hace unos 4.500 millones de años. En ese momento, el área de la Vía láctea La galaxia que se convertiría en el sistema solar consistía en una densa nube de gas, los restos de una generación anterior de estrellas. La región más densa de esta nube colapsó y dio origen a la protoestrella que se convertiría en el sol. A medida que esta joven protoestrella crecía, los planetas, lunas y asteroides formado a su alrededor a partir de lo que quedaba de esta materia prima, unida en órbita a su estrella madre por su inmensa gravedad.
En el corazón del sol, esta misma fuerza encendió fusión nuclear que alimenta la estrella. El calor y la luz de esta reacción nuclear permitieron que la vida en la Tierra evolucionara y prosperara. Sin embargo, esta reacción eventualmente conducirá a la desaparición del solya que el sol eventualmente se quedará sin combustible nuclear.
A pesar de su importancia para los humanos y toda la vida en la Tierra, nuestra estrella enana amarilla es bastante normal. En comparación con otras estrellas, tanto la masa del sol de alrededor de (2 x 10³⁰ kilogramos) como su diámetro de alrededor de 865 000 millas (1,392 millones de kilómetros) son bastante típicos: los astrónomos han observado muchas estrellas más pequeñas, así como estrellas con cientos de veces esta masa. .
Una cosa que realmente distingue al sol de otras estrellas es el hecho de que está solo en el espacio. La mayoría de las estrellas, hasta el 85%, existen en sistemas binarios con una estrella compañera, mientras que muchas otras estrellas existen en sistemas con incluso más estrellas, según el Instalación Nacional del Telescopio de Australia.
El sol está en el período de la vida de un cuerpo estelar en el que se fusiona hidrógeno crear helio. La diferencia de masa entre los átomos de hidrógeno y el átomo de helio hijo se libera como energía: el calor y la luz que sustentan nuestro planeta. Esto se llama la secuencia principal.
Antes de la secuencia principal, las estrellas como el sol existen como lo que se conoce como protoestrellas, reuniendo masa de su entorno y creciendo hasta la masa requerida para iniciar la fusión.
Como todas las estrellas de la secuencia principal, la mayor parte de la masa del sol está compuesta de hidrógeno, con algo de helio y trazas de elementos más pesados, que se conocen como la metalicidad o «Z» de una estrella (la definición astronómica de un metal es «cualquier elemento más pesado que el helio»).
La proporción de la masa del sol es 73% de hidrógeno, 25% de helio y 2% de metales. Las generaciones de estrellas que precedieron al sol habrían tenido proporciones de metales más pequeñas que esta, enriqueciendo sus galaxias con elementos más pesados al morir.
Cuanto más grande es una estrella, más rápidamente quema su contenido de hidrógeno; algunas de las estrellas más grandes, como las que tienen una masa 40 veces mayor que la del sol, tienen una vida útil tan corta como un millón de años en comparación con la vida útil de la secuencia principal del Sol de alrededor de 10 mil millones de años, según Universidad Tecnológica de Swinburne en Australia.
El núcleo del sol alcanza temperaturas de 27 millones de grados Fahrenheit (15 millones de grados Celsius). La mayoría del hidrógeno en el núcleo del sol existe como plasma ionizado porque las condiciones allí son lo suficientemente calientes y violentas como para arrancar electrones de los átomos constituyentes.
Sin embargo, el núcleo del sol y este poderoso motor están fuera de la vista. La parte más profunda del sol que vemos en tierra es la fotosfera, que vagamente pasa como una «superficie» para esta bola de plasma. La temperatura de la fotosfera oscila entre 6700 F y 14 000 F (3700 C y 7700 C).
Por encima de la fotosfera se encuentra la tenue y suelta atmósfera del sol, conocida como corona. La corona no es visible desde la Tierra en condiciones ordinarias ya que la luz que emite es superada por la de la fotosfera. La corona, sin embargo, representa uno de los misterios más importantes que rodean al sol.
Los modelos teóricos de estrellas de los científicos sugieren que deberían volverse más calientes a medida que uno se mueve hacia su centro, como se ve en las regiones del sol entre la fotosfera y el núcleo, llamadas cromosfera y la región de transición, donde las temperaturas aumentan bruscamente a 900,000 F (500,000 C ), de acuerdo a NASA.
Sin embargo, la corona a una temperatura de alrededor de 900,000 F o más, en realidad es muchas veces más caliente que la fotosfera a 1,300 millas (2,100 km) debajo de ella.
La principal fuente de energía radiante del sol es un proceso de fusión llamado cadena protón-protón (cadena pp). En el sol, la más dominante de estas reacciones es la cadena ppI. Ocurriendo como presión gravitatoria en el núcleo del sol, es lo suficientemente grande como para unir los núcleos atómicos de hidrógeno, superar su carga positiva y crear átomos más pesados.
El efecto general de la cadena ppI es tomar cuatro átomos de hidrógeno y fusionarlos para crear un átomo de helio, dos positrones, dos neutrinos y dos rayo gamma fotones, que representan la mayor parte de la energía radiativa del sol.
Debido a que el núcleo del sol es rico en electrones sueltos, los dos positrones se aniquilan rápidamente, mientras que los rayos gamma rebotan en el denso interior de la estrella durante algún tiempo antes de escapar, lo que significa que la partícula hija de este proceso que escapa primero es el neutrino sin carga y de masa increíblemente baja.
El sol produce neutrinos solares en tal abundancia que alrededor de 100 mil millones de ellos pasan a través de un área del tamaño de una miniatura de su cuerpo cada segundosegún el Laboratorio Nacional de Aceleradores Fermi.
Esto muestra que el sol está consumiendo una gran cantidad de hidrógeno para mantener su luminosidad de 3,846 × 1026 vatios, entonces, ¿cuánto tiempo antes de que se agote y qué sucede entonces?
El sol está aproximadamente a la mitad de su vida útil de secuencia principal y ha estado fusionando hidrógeno durante alrededor de 4.500 millones de años. Nuestra estrella está atrapada en una batalla perpetua, ya que la presión de radiación hacia el exterior proporcionada por la fusión nuclear equilibra las fuerzas gravitatorias hacia el interior. Cuando el hidrógeno en el corazón del sol se agote en alrededor de 5 mil millones de años, ya no habrá una fuerza que se oponga a la fuerza interna de gravedad.
El centro del sol sufrirá un colapso gravitatorio, comprimiéndose en un núcleo densamente compacto. Esto desencadenará la fusión del helio en elementos aún más densos como carbón, nitrógeno y oxígeno.
Mientras esto sucede, las capas exteriores del sol experimentarán un efecto contrario, ya que el calor generado por estos nuevos procesos de fusión hace que se expandan hacia el exterior, según NASA. Estas son malas noticias para los planetas interiores del sistema solar, incluida la Tierra.
A medida que el sol entra en esta fase y se convierte en lo que se conoce como gigante roja, su capa exterior se hinchará y se expandirá alrededor de la órbita de Marte. consumiendo los planetas interiores, incluida la Tierra. Sin embargo, la fase de gigante roja no es el estado final del sol.
Para las estrellas con una masa de alrededor de al menos 20 veces la del sol, este proceso de colapso y desencadenamiento de la fusión se repetirá muchas veces, sintetizando elementos progresivamente más pesados hasta la masa atómica del hierro.
Eventualmente, esto da como resultado una poderosa explosión cósmica llamada supernova, y la estrella masiva sufre un colapso gravitacional final para convertirse en una estrella de neutrones o una calabozo— un objeto tan denso que en sus inmediaciones ni siquiera la luz puede escapar a su influencia gravitacional.
Sin embargo, para las estrellas con la masa de nuestro sol, las capas externas que se hinchan durante la fase de gigante roja se convierten en una nebulosa planetaria circundante, pero se desprenden después de aproximadamente mil millones de años. Esto expone el núcleo ardiente de la estrella, que en este momento se encuentra en un estado denso de existencia llamado enana blanca.
Como una enana blanca, nuestro sol se oscurece y el material que arroja en su agonía forma lo que se conoce como una nebulosa planetaria a su alrededor, un nombre un poco confuso ya que tiene poco que ver con los planetas reales. Este material eventualmente se extenderá más lejos del remanente estelar y pasará a formar los componentes básicos de la próxima generación de estrellas y planetas, asegurando así el papel de nuestra estrella en el ciclo de vida estelar del universo.
El Solar Parker se convirtió recientemente en la primera nave construida por humanos en «tocar» la atmósfera exterior del sol. Una de sus misiones principales será determinar por qué la corona es tantas veces más caliente que la fotosfera. Puede obtener más información sobre la sonda y su misión en el canal de YouTube de la NASA. https://www.youtube.com/watch?v=LkaLfbuB_6E&t=88s
¿Cómo sufren las nubes de gas y polvo el colapso gravitacional que las transformará en estrellas como el sol? El equipo del telescopio espacial James Webb da una explicación. https://www.youtube.com/watch?v=L2d7joOgVLg
Y sobre el tema del colapso gravitatorio. Khan Academy explica los procesos que transforman estrellas más masivas que nuestro sol en estrellas de neutrones y agujeros negros. https://www.youtube.com/watch?v=UhIwMAhZpCo
Hoja informativa sobre el sol, Centro de vuelo Goddard de la NASA, consultado el 05/03/22 https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html
Vida útil de la secuencia principal, Universidad Tecnológica de Swinburne, consultado el 05/03/22 https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/m/main+sequence+lifetime
Binary Stars, Instalación del Telescopio Nacional de Australia, consultado el 05/03/22, https://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/binary_intro.html#:~:text=Actually%20most%20stars%20are%20in,distances%20of%20binaries%20vary%20enormously
Verde. SF, Jones. MH, «Una introducción al sol y las estrellas», Prensa de la Universidad de Cambridge, [2015].
Envejecimiento a la gigantismo, NASA, consultado el 05/03/22 [https://exoplanets.nasa.gov/life-and-death/chapter-6/]
Por qué el Sol no se convertirá en un agujero negro, NASA, consultado el 05/03/22, https://www.nasa.gov/image-feature/goddard/2019/por-que-el-sol-no-se-convierte-en-un-agujero-negro
Capas del Sol, NASA, consultado el 05/03/22, https://www.nasa.gov/mission_pages/iris/multimedia/layerzoo.html
El diagrama de Hertzsprung-Russell, Universidad Estatal de Nuevo México, consultado el 05/03/22, http://astronomy.nmsu.edu/geas/lectures/lecture23/slide02.html