Sol

El Sol (del latín sol, solis, a su vez de la raízprotoindoeuropea sauel-)[4] es una estrella del tipo espec-tral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar yconstituye la mayor fuente de radiación electromagnéti-ca de este sistema planetario.[5] La Tierra y otros cuer-pos (incluidos otros planetas, asteroides, meteoroides,cometas y polvo) orbitan alrededor del Sol.[5] Por sí solo,representa alrededor del 99,86 % de la masa del SistemaSolar.[6] La distancia media del Sol a la Tierra fue defini-da exactamente por la Unión Astronómica Internacionalen 149 597 870 700metros[7] (aproximadamente 150mi-llones de kilómetros). Su luz recorre esta distancia en 8minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma deluz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en laTierra a través de la fotosíntesis, y determina el clima dela Tierra y la meteorología.Es la estrella del sistema planetario en el que se encuen-tra la Tierra; por lo tanto, es el astro con mayor brilloaparente. Su visibilidad en el cielo local determina, res-pectivamente, el día y la noche en diferentes regiones dediferentes planetas. En la Tierra, la energía radiada por elSol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que cons-tituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principalfuente de energía de la vida. También aporta la energíaque mantiene en funcionamiento los procesos climáticos.El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denomi-nada secuencia principal, con un tipo espectral G2, que seformó entre 4567,9 y 4570,1 millones de años y perma-necerá en la secuencia principal aproximadamente 5000millones de años más. El Sol, junto con todos los cuerposcelestes que orbitan a su alrededor, incluida la Tierra, for-man el Sistema Solar.A pesar de ser una estrella mediana, es la única cuya for-ma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro an-gular de 32′ 35″ de arco en el perihelio y 31′ 31″ en elafelio, lo que da un diámetro medio de 32′ 03″. La com-binación de tamaños y distancias del Sol y la Luna sontales que se ven, aproximadamente, con el mismo tama-ño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama deeclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

1 Nacimiento y muerte del Sol

El Sol se formó hace 4650 millones de años y tienecombustible para 7500 millones más.[8] [nota 1] Después,comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertir-se en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su pro-pio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede

La diferencia de tamaños entre el Sol y la Tierra queda patenteen esta imagen comparativa de ambos, con la tierra en el ladoizquierdo, y un trozo del Sol a la derecha.

tardar unos mil millones de años en enfriarse.[9] Se for-mó a partir de nubes de gas y polvo que contenían resi-duos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a lametalicidad de dicho gas, de su disco circunestelar sur-gieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas delSistema Solar. En el interior del Sol se producen reac-ciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno setransforman en helio, produciéndose la energía que irra-dia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuenciaprincipal, fase en la que seguirá unos 5000 millones deaños más quemando hidrógeno de manera estable.

El sol rodeado por un arcoiris

Cada segundo se transforman 700 millones de toneladasde hidrógeno en cenizas de helio, este proceso transfor-ma 5 millones de toneladas de materia en energía, lo queda como resultado que el Sol cada vez se vuelve másliviano.[10]

Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en laregión central al haberlo transformado en helio. La pre-sión será incapaz de sostener las capas superiores y la re-gión central tenderá a contraerse gravitacionalmente, ca-lentando progresivamente las capas adyacentes. El exce-

1

2 2 ESTRUCTURA DEL SOL

so de energía producida hará que las capas exteriores delSol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertiráen una estrella gigante roja. El diámetro puede llegar aalcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con locual, cualquier forma de vida se habrá extinguido.

El Sol visto a través de las lentes de una cámara fotográfica desdela superficie terrestre.

Cuando la temperatura de la región central alcance apro-ximadamente 100 millones de kelvins, comenzará a pro-ducirse la fusión del helio en carbono mientras alrededordel núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Elloproducirá que la estrella se contraiga y disminuya su bri-llo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndoseel Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse elhelio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Soly el helio empezará también a fusionarse en una nuevacapa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbonoy oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no al-canzará las presiones y temperaturas suficientes para fu-sionar dichos elementos en elementos más pesados- quelo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero ésta vezde la rama asintótica gigante y provocará que el astro ex-pulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosaplanetaria, quedando únicamente el núcleo solar que setransformará en una enana blanca y, mucho más tarde, alenfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no lle-gará a estallar como una supernova al no tener la masasuficiente para ello.

Ciclo de vida del Sol

Nacimiento1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14

Miles de millones de años (aprox.)

Ahora Calentamiento gradual Gigante roja Nebulosa planetaria

Enana blanca

no está a escala

Ciclo de vida del Sol.

Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría porabsorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirseen gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en elproceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre-al igual que la de los demás planetas del Sistema Solar-se expandiría posiblemente y salvaría a nuestro planeta

de ese destino.[11] Sin embargo, un artículo reciente pos-tula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales,así como el roce con la materia de la cromosfera solar,harán que nuestro planeta sea absorbido.[12] Otro artículoposterior apunta en la misma dirección.[13]

Amanecer desde el mirador del Garbí en Valencia (España).

2 Estructura del Sol

Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observa-das en el espectro de luz visible. La umbra y la penumbra sonclaramente discernibles, así como la granulación solar.

Como toda estrella, el Sol posee una forma esférica, y acausa de su lento movimiento de rotación, tiene tambiénun leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpomasivo, toda la materia que lo constituye es atraída ha-cia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria.Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra enequilibrio, ya que la creciente presión en el interior so-lar compensa la atracción gravitatoria, lo que genera unequilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se pro-ducen debido a la densidad del material en su núcleo ya las enormes temperaturas que se dan en él gracias alas reacciones termonucleares que allí acontecen. Exis-te, además de la contribución puramente térmica, una deorigen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nadadespreciable, que es causada por el ingente flujo de foto-nes emitidos en el centro del Sol.

2.1 Núcleo 3

Casi todos los elementos químicos terrestres (aluminio,azufre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto,cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, germanio, helio,hidrógeno, hierro, indio, magnesio, manganeso, níquel,nitrógeno, oro, oxígeno, paladio, plata, platino, plomo,potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno,vanadio, circonio y zinc) y diversos compuestos (comoel cianógeno, el óxido de carbono y el amoniaco) han si-do identificados en la constitución del astro rey, por loque se ha concluido que, si nuestro planeta se calentarahasta la temperatura solar, tendría un espectro luminosocasi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto pri-mero en el Sol y luego se constató su presencia en nuestroplaneta.[14]

El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en “ca-pas de cebolla”. La frontera física y las diferencias quími-cas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sinembargo, se puede determinar una función física que esdiferente para cada una de las capas. En la actualidad, laastrofísica dispone de un modelo de estructura solar queexplica satisfactoriamente la mayor parte de los fenóme-nos observados. Según este modelo, el Sol está formadopor: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4)fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manchas solares,8) granulación y 9) viento solar.

2.1 Núcleo

Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo,y es en esta zona donde se verifican las reacciones ter-monucleares que proporcionan toda la energía que el Solproduce. Esta energía generada en el núcleo del Sol tar-da un millón de años para alcanzar la superficie solar.[10]El Sol está constituido por un 81 % de hidrógeno, 18 %de helio, y el 1 % restante se reparte entre otros elemen-tos. En su centro se calcula que existe un 49 por cientode hidrógeno, 49 por ciento de helio y un 2 por cien-to que se distribuye en otros elementos que sirven co-mo catalizadores en las reacciones termonucleares. A co-mienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físicoaustriaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomoinglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieronsus esfuerzos para averiguar si la producción de energíaen el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar porlas transformaciones nucleares. En 1938 Hans AlbrechtBethe (1906-2005), en los Estados Unidos, y Carl Frie-drich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemania, simul-tánea e independientemente, encontraron el hecho nota-ble de que un grupo de reacciones en las que intervienenel carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyenun ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura elhidrógeno. A este grupo de reacciones se les conoce co-mo ciclo de Bethe o del carbono, y es equivalente a lafusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En es-tas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, estoes, el hidrógeno consumido pesa más que el helio produ-cido. Esa diferencia de masa se transforma en energía,

Imagen que muestra las capas del interior del sol

según la ecuación de Einstein (E = mc²), donde E es laenergía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reac-ciones nucleares transforman el 0,7 por ciento de la masaafectada en fotones, con una longitud de onda cortísimay, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La ener-gía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleosolar a temperaturas aproximadamente de 15 millones dekelvins.El ciclo ocurre en las siguientes etapas:

1H1 + 6C12 → 7N13 ;

7N13 → 6C13 + e+ + neutrino ;

1H1 + 6C13 → 7N14 ;

1H1 + 7N14 → 8O15 ;

8O15 → 7N15 + e+ + neutrino ;

1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.

Sumando todas las reacciones y cancelando los tér-minos comunes, se tiene

4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.

4 2 ESTRUCTURA DEL SOL

La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, osea cerca de 6,7·1014 J por kg de protones consumidos.El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclose regenera.Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y enlas estrellas es el ciclo de Critchfiel o protón-protón.Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un jovenfísico alumno de George Gamow (1904-1968) en laUniversidad George Washington, y tuvo una idea com-pletamente diferente, al darse cuenta que en el choqueentre dos protones muy rápidos puede ocurrir que unopierda su carga positiva y se convierta en un neutrón, quepermanece unido al otro protón y forma un deuterón, esdecir, un núcleo de hidrógeno pesado.La reacción puede producirse de dos maneras algo distin-tas:

1H1 + 1H1 → 1H² + e+ + neutrino ;1H1 + 1H² → 2He³ ;2He³ + 2He³ → 2He4 + 2 1H1.

El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con ma-yor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las es-trellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953se creyó que su energía era producida casi exclusivamen-te por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estosúltimos años que el calor solar proviene en su mayor parte(~75 %) del ciclo protón-protón.En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusiona-rá también el helio producto de estos procesos para darcarbono y oxígeno (véase proceso triple-alfa).

2.2 Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energíagenerada en el interior se produce por radiación hasta ellímite exterior de la zona radiativa. Esta zona está com-puesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidró-geno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol de-crece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotos-fera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva delcentro a la periferia que al revés. Sin embargo, los foto-nes deben avanzar por un medio ionizado tremendamentedenso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de vecesen su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierteun millón de años en alcanzar la superficie y manifestarsecomo luz visible.

2.3 Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiante, yen ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fo-tones son absorbidos con facilidad y se convierten en unmaterial opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el

transporte de energía se realiza por convección, de mo-do que el calor se transporta de manera no homogéneay turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatanal ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tan-to, se forman corrientes ascendentes de material desde lazona caliente hasta la zona superior, y simultáneamentese producen movimientos descendentes de material des-de las zonas exteriores menos calientes. Así, a unos 200000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opacopor efecto de la disminución de la temperatura; en con-secuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonasinferiores y se calienta a expensas de su energía. Se for-man así secciones convectivas turbulentas, en las que lasparcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera,donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transpa-rente a la radiación y el gas caliente cede su energía enforma de luz visible, y se enfría antes de volver a des-cender a las profundidades. El análisis de las oscilacionessolares ha permitido establecer que esta zona se extiendehasta estratos de gas situados a la profundidad indicadaanteriormente. La observación y el estudio de estas os-cilaciones solares constituyen el campo de trabajo de laheliosismología.

2.4 Fotosfera

La fotosfera es la zona visible donde se emite luz visibledel Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» so-lar y, vista a través de un telescopio, se presenta formadapor gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondomás oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera,estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puestoque el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente:puede ser observada hasta una profundidad de unos cien-tos de kilómetros antes de volverse completamente opa-ca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tieneunos 100 o 200 km de profundidad.

Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar ysu origen causado por la deformación de las líneas del campoelectromagnético.

2.4 Fotosfera 5

Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítidoen una fotografía o en la imagen solar proyectada con untelescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del discosolar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscu-recimiento del centro al limbo es consecuencia de que elSol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que dis-minuye con la distancia al centro. La luz que se ve en elcentro procede en la mayor parte de las capas inferioresde la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa.Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observa-dor es casi tangente al borde del disco solar por lo quellega radiación procedente sobre todo de las capas supe-riores de la fotosfera, menos calientes y emitiendo conmenor intensidad que las capas profundas en la base dela fotosfera.Un fotón tarda un promedio de 10 días desde que surge dela fusión de dos átomos de hidrógeno, en atravesar la zonaradiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zonaconvectiva, empleando tan solo unos 8 minutos y medioen cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No setrata de que los fotones viajen más rápidamente ahora,sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones nose ve obstaculizado por los continuos cambios, choques,quiebros y turbulencias que experimentaban en el interiordel Sol.Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas ve-ces forma hexagonal y están separados por finas líneasoscuras. Los gránulos son la evidencia del movimientoconvectivo y burbujeante de los gases calientes en la par-te exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa encontinua ebullición en el que las células convectivas seaprecian como gránulos en movimiento cuya vida mediaes tan solo de unos nueve minutos. El diámetro mediode los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km yresultan particularmente notorios en los períodos de mí-nima actividad solar. Hay también movimientos turbu-lentos a una escala mayor, la llamada “supergranulación”,con diámetros típicos de unos 35 000 km. Cada super-granulación contiene cientos de gránulos individuales ysobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard ChristopherCarrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficio-nado, el primero en observar la granulación fotosférica enel siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Jans-sen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez lagranulación fotosférica.El signo más evidente de actividad en la fotosfera son lasmanchas solares. En los tiempos antiguos se considerabaal Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfec-to e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillantecara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas os-curas, pero se imaginaba que era debido a objetos quepasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. CuandoGalileo (1564-1642) construyó el primer telescopio as-tronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudiodel Universo, hizo la siguiente afirmación “Repetidas ob-servaciones me han convencido, de que estas manchas sonsustancias en la superficie del Sol, en la que se producen

El Sol con algunas manchas solares visibles. Las dos manchasen el medio tienen casi el mismo diámetro que la Tierra.

continuamente y en la que también se disuelven, unas máspronto y otras más tarde”. Una mancha solar típica consis-te en una región central oscura, llamada “umbra”, rodeadapor una “penumbra” más clara. Una sola mancha puedellegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como eldiámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puedealcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas vecesmás. La penumbra está constituida por una estructura defilamentos claros y oscuros que se extienden más o menosradialmente desde la umbra.

Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadasen el visible. La umbra y la penumbra son claramente discerni-bles así como la granulación solar.

Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contras-te con la fotosfera, simplemente porque están menos ca-lientes que la temperatura media de la fotosfera. Así, la

6 2 ESTRUCTURA DEL SOL

umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que lapenumbra alcanza los 5600 K, inferiores en ambos casosa los 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por laley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiadapor un cuerpo negro (como una estrella) es proporcionala la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4,donde σ = 5,67051·10−8W/m²·K4), la umbra emite apro-ximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igualde la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillode un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una manchasolar está causada únicamente por un efecto de contras-te; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbradel tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distanciaque el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena.Las manchas están relativamente inmóviles con respectoa la fotosfera y participan de la rotación solar. El área dela superficie solar cubierta por las manchas se mide entérminos de millonésima del disco visible.

2.5 Cromosfera

La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visual-mente mucho más transparente. Su tamaño es de apro-ximadamente 10 000 km, y es imposible observarla sinfiltros especiales, pues es eclipsada por el mayor brillo dela fotosfera. La cromosfera puede observarse durante uneclipse solar en un tono rojizo característico y en longi-tudes de onda específicas, notablemente en Hα, una lon-gitud de onda característica de la emisión por hidrógenoa muy alta temperatura.Las prominencias solares ascienden ocasionalmente des-de la fotosfera, alcanzan alturas de hasta 150 000 km yproducen erupciones solares espectaculares.

2.6 Corona solar

Tomada por el Telescopio Óptico Solar Hinode, el 12 de enero de2007, esta imagen revela la naturaleza filamentaria del plasmaconectando dos regiones con diferente polaridad magnética.

La corona solar está formada por las capas más tenues dela atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza losmillones de kelvin, una cifra muy superior a la de la capa

que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmicauno de los principales enigmas de la ciencia solar recien-te. Estas elevadísimas temperaturas son un dato engañosoy consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículasque componen la atmósfera solar. Sus grandes velocida-des son debidas a la baja densidad del material coronal,a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol ya las ondas de choque que rompen en la superficie solarestimuladas por las células convectivas. Como resultadode su elevada temperatura, desde la corona se emite grancantidad de energía en rayos X. En realidad, estas tem-peraturas no son más que un indicador de las altas ve-locidades que alcanza el material coronal que se aceleraen las líneas de campo magnético y en dramáticas eyec-ciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esacapa es demasiado poco densa como para poder hablarde temperatura en el sentido usual de agitación térmica.Todos estos fenómenos combinados ocasionan extrañasrayas en el espectro luminoso que hicieron pensar en laexistencia de un elemento desconocido en la tierra al queincluso denominaron coronium hasta que investigacionesposteriores en 1942 concluyeron que se trataban de ra-diaciones producidas por átomos neutros de oxígeno dela parte externa de la misma corona, así como de hie-rro, níquel, calcio y argón altamente ionizados (fenóme-nos imposibles de obtener en laboratorios).[15]

Corona Solar

La corona solar solamente es observable desde el espaciocon instrumentos adecuados que anteponen un disco opa-co para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipsesolar natural desde la Tierra. El material tenue de la co-rona es continuamente expulsado por la fuerte radiaciónsolar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree quelas estructuras observadas en la corona están modeladasen granmedida por el campomagnético solar y las célulasde transporte convectivo.En 1970 el físico sueco Hannes Alfvén obtuvo el pre-mio Nobel. Él estimó que había ondas que transportabanenergía por líneas del campo magnético que recorre el

3.1 Eyección de masa coronal 7

plasma de la corona solar. Pero hasta hoy no se había po-dido detectar la cantidad de ondas que eran necesariaspara producir dicha energía.Pero imágenes de alta definición ultravioleta, tomadas ca-da 8 segundos por el satélite de la NASA Solar DymanicsObservatory (SDO), han permitido a científicos comoScott McIntosh y a sus colegas del Centro Nacional Esta-dounidense de Investigación Atmosférica, detectar grancantidad de estas ondas. Las mismas se propagan a granvelocidad (entre 200 y 250 kilómetros por segundo) enel plasma en movimiento. Ondas cuyo flujo energético sesitúa entre 100 y 200 vatios por kilómetro cuadrado “soncapaces de proveer la energía necesaria para propulsar alos rápidos vientos solares y así compensar las pérdidasde calor de las regiones menos agitadas de la corona so-lar”, estiman los investigadores.Sin embargo, para McIntosh esto no es suficiente paragenerar los 2000 vatios por metro cuadrado que se nece-sitan para abastecer a las zonas activas de la corona. Espor esto que se requiere de instrumentos con mayor capa-cidad temporal y espacial para estudiar todo el espectrode energía irradiada en las regiones activas de nuestra es-trella.

3 Heliosfera. Efectos del viento so-lar en el Sistema Solar

Vista de la heliosfera protegiéndonos de las radiaciones prove-nientes del centro de la galaxia.

La heliosfera sería la región que se extiende desde el Solhasta más allá de Plutón y que se encuentra bajo la in-fluencia del viento solar. Es en esta región donde se ex-tienden los efectos de las tormentas geomagnéticas y tam-bién donde se extiende el influyo del campo magnéticosolar. La heliosfera protege al Sistema Solar de las radia-ciones provenientes del medio interestelar y su límite seextiende a más de 100 UA del Sol, límite solo superadopor los cometas.

3.1 Eyección de masa coronal

La eyección de masa coronal (CME) es una onda hechade radiación y viento solar que se desprende del Sol enel periodo llamado Actividad Máxima Solar. Esta ondaes muy peligrosa ya que daña los circuitos eléctricos, lostransformadores y los sistemas de comunicación. Cuandoesto ocurre, se dice que hay una tormenta solar.

• Cada 11 años, el Sol entra en un turbulento ciclo(Actividad Máxima Solar) que representa la épocamás propicia para que el planeta sufra una tormentasolar. Dicho proceso acaba con el cambio de polari-dad solar (no confundir con el cambio de polaridadterrestre).

• Nos encontramos en el Ciclo Solar 24, que comenzóen enero de 2008.

• Una potente tormenta solar es capaz de paralizar porcompleto la red eléctrica de las grandes ciudades,una situación que podría durar semanas, meses o in-cluso años.

• Las tormentas solares pueden causar interferenciasen las señales de radio, afectar a los sistemas de na-vegación aéreos, dañar las señales telefónicas e inu-tilizar satélites por completo.

• El 13 de marzo de 1989, la ciudad de Quebec, enCanadá, fue azotada por una fuerte tormenta solar.Como resultado de ello, seis millones de personasse vieron afectadas por un gran apagón que duró 90segundos. La red eléctrica de Montreal estuvo para-lizada durante más de nueve horas. Los daños queprovocó el apagón, junto con las pérdidas origina-das por la falta de energía, alcanzaron los cientos demillones de dólares.

• Entre los días 1 y 2 de septiembre de 1859, una in-tensa tormenta solar afectó a la mayor parte del pla-neta. Las líneas telegráficas de los Estados Unidos yel norte de Europa quedaron inutilizadas y se provo-caron varios incendios. Además, una impresionanteaurora boreal, fenómeno que normalmente solo pue-de observarse desde las regiones árticas, pudo verseen lugares tan alejados de los polos como el sur deEuropa, el Caribe, o Hawái.[16]

3.2 Cambio de polaridad solar

El campo magnético del sol se forma como sigue: En elnúcleo, las presiones del hidrógeno provocan que sus áto-mos únicamente queden excluidos por las fuerzas de po-laridad de los protones, dejando una nube de electronesen torno a dicho núcleo (los electrones se han despren-dido de las órbitas tradicionales, formando una capa deradiación electrónica común). La fusión de los átomos dehidrógeno en helio se produce en la parte más interna del

8 5 OBSERVACIÓN ASTRONÓMICA DEL SOL

núcleo, en donde el helio queda restringido por ser unmaterial más pesado. Dicho 'ordenamiento' induce quelos propios electrones compartan estados de energía y enconsecuencia sus campos magnéticos adquieran aún másdensidad y potencia. Las enormes fuerzas de gravedad,impiden que los fotones (portadores de esas fuerzas) esca-pen de forma libre. De esta forma se genera en su interiorun potente campo magnético que influye en la dinámicadel plasma en las capas siguientes.Los campos magnéticos, tal como si se tratase de unmaterial fluido, encuentran su dinámica por las fuerzasmagnetohidrodinámicas en constante interacción con lasgravitatorias y rotacionales de la estrella, llegando a la su-perficie de manera que, los materiales más externos que-dan ordenados conforme a las líneas de fuerza gauss. Larotación solar produce que las capas más externas no gi-ren todas a la misma velocidad, por lo que el ordenamien-to de estas líneas de fuerza se va descompensando a me-dida que los materiales distribuidos entre los polos y elecuador van perdiendo sincronismo en el giro rotacionalde la estrella. Por cada ruptura en la integridad del cam-po magnético, se produce un escape de líneas de fuer-za gauss (produciendo las típicas manchas negras), en lasque un aumento de estas, puede tener como consecuen-cia una erupción solar consecuente por la desintegraciónlocal del campo gauss. Cuando el sol se acerca a su má-ximo desorden, las tormentas solares son máximas. Estosperiodos se dan cada 11 años. El sol no posee un campoelectromagnético como el de la Tierra, sino que posee loque se denomina Viento solar, producido por esas ines-tabilidades rotacionales del Sol. Si no fuera por eso, loscampos magnéticos del sol quedarían restringidos a la di-námica del plasma.Por esa misma razón, una reacción de fusión entre dosátomos de hidrógeno en el interior del sol, tarda 11 añosen llegar a escapar de las enormes fuerzas gravitatorias ymagnéticas.

4 Importancia de la energía solaren la Tierra

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivosprocede del Sol, las plantas la absorben directamente yrealizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirec-tamente una pequeña cantidad de esta energía comiendolas plantas, y los carnívoros absorben indirectamente unacantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hom-bre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fó-siles preservan energía solar capturada hace millones deaños mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usala energía potencial de agua que se condensó en alturadespués de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obten-

ción de energía no está aún muy extendido debido a quelos mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

4.1 Reacciones termonucleares e inciden-cia sobre la superficie terrestre

Una mínima cantidad de materia puede convertirse enuna enorme manifestación de energía. Esta relación en-tre la materia y la energía explica la potencia del Sol,que hace posible la vida. ¿Cuál es la equivalencia? En1905, Einstein había predicho una equivalencia entre lamateria y la energía mediante su ecuación E=mc². Unavez que Einstein formuló la relación, los científicos pu-dieron explicar por qué ha brillado el Sol por miles demillones de años. En el interior del Sol se producen con-tinuas reacciones termonucleares. De este modo, el Solconvierte cada segundo unos 564 millones de toneladasde hidrógeno en 560 millones de toneladas de helio, loque significa que unos cuatro millones de toneladas demateria se transforman en energía solar, una pequeña par-te de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida.Con la fórmula y los datos anteriores se puede cal-cular la producción de energía del Sol, obteniéndoseque la potencia de nuestra estrella es aproximadamente3'8x1026 vatios, ó 3'8x1023 kilovatios —o, dicho de otramanera, el Sol produce en un segundo 760 000 veces laproducción energética anual a nivel mundial—.

5 Observación astronómica del Sol

Tránsito lunar frente al Sol capturado durante la calibración delas cámaras de imagen ultravioleta de la sonda STEREO B

Unas de las primeras observaciones astronómicas de laactividad solar fueron las realizadas por Galileo Galilei enel siglo XVII, utilizando vidrios ahumados al principio, yusando el método de proyección después. Galileo obser-vó así las manchas solares y pudo medir la rotación solarasí como percibir la variabilidad de éstas. En la actua-lidad la actividad solar es monitoreada constantementepor observatorios astronómicos terrestres y observatorios

9

espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones seencuentra, no solo alcanzar una mayor comprensión de laactividad solar, sino también la predicción de sucesos deelevada emisión de partículas potencialmente peligrosaspara las actividades en el espacio y las telecomunicacio-nes terrestres.

5.1 Exploración solar

Video con un mosaico de imágenes captadas por instrumentosde la sonda espacial Solar Dynamics Observatory que permiteobservar la luz producida por el Sol más allá de lo que el ojohumano puede percibir.

La luz solar que apreciamos de a simple vista es de co-lor amarillo, pero en realidad el sol la emite en todas laslongitudes de onda.[17]

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longi-tudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre, laAgencia Espacial Europea y la NASA lanzaron coopera-tivamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Ob-servatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europeaUlysses realizó estudios de la actividad solar, y la sondanorteamericana Génesis se lanzó en un vuelo cercano a laheliósfera para regresar a la Tierra con una muestra di-recta del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el2004, pero su reentrada en la atmósfera fue acompaña-da de un fallo en su paracaídas principal que hizo que seestrellara sobre la superficie. El análisis de las muestrasobtenidas prosigue en la actualidad.

6 Cálculo histórico del tamaño delsol y su distancia

Aristarco de Samos fue el primero en hacer estimacionessobre la distancia al Sol. No llegó a distancias concretas,sino que estableció distancias relativas a la distancia en-tre la Tierra y la Luna. Esperó a que la fase de la Lunasea de un cuarto exactamente, momento en que el ángu-lo Tierra-Luna-Sol debería ser un ángulo recto. Entoncesla hipotenusa del rectángulo sería la distancia de la Tie-rra al Sol. Para esto era necesario medir con exactitud elángulo del Sol respecto a la Luna, cosa que no es nadafácil.[18][19]

Entonces determinó la distancia y el tamaño del Sol (re-lativos). Sin embargo, siendo necesario medir unos ángu-los demasiado pequeños, y sin los instrumentos para ello,no logró la suficiente exactitud. Determinó que el Sol seencuentra 20 veces más lejos de lo que está la Luna, y de-terminó que su diámetro era al menos 7 veces el diámetrode la Tierra.[19] Según los cálculos actuales el Sol se en-cuentra 400 veces más alejado que la Luna, y su diámetroes 109 veces más grande que el de la Tierra, por lo quefue muy grande el error de medición.Para establecer la distancia real de la Tierra a la Lu-na sugirió un método utilizando curvatura de la sombrade la Tierra proyectada en la Luna, durante los eclipseslunares.[20] (Este método fue utilizado por Hiparco de Ni-cea posteriormente para calcular esa distancia).Aristarco, pensando que el Sol era al menos 7 veces másgrande que la Tierra, sugirió que no es el Sol el que giraal rededor de la Tierra, sino al contrario, siendo el pri-mero en sugerir la teoría heliocéntrica. Sin embargo, susideas no fueron aceptadas por sus contemporáneos y lateoría heliocéntrica no se retomó hasta 1543, 17 siglosdespués, cuando Copérnico publicó su libro ≪Sobre lasrevoluciones de los orbes celestes≫.[21][22]

En 1650 Godefroy Wendelin repitió las mediciones deAristarco midiendo directamente la distancia al Sol, es-ta vez con mayores recursos técnicos que 18 siglos atrás.Llegó a la conclusión de que el Sol estaba unas 240 vecesmás alejado que la Luna.[23] Esta vez el error fue menor,pero todavía menor al valor que se mide actualmente.En 1609, Kepler abrió el camino para determinar las dis-tancias relativas de todos los cuerpos del sistema solar, nosolo de la Luna y el Sol, por lo que sabiendo la distanciaa cualquiera de los planetas se podría saber la distancia alSol.[24] Posteriormente Cassini, en 1673 obtuvo el para-laje de Marte, por lo que logró determinar su distancia.Entonces, en base a los cálculos de Kepler, determino ladistancia al sol en 136 millones de kilómetros (esta vezla distancia se acercó bastante a los datos actuales, y elerror fue sólo de 7 %).[25]

7 Véase también

• Portal:Sistema Solar. Contenido relacionadocon Sistema Solar.

• Ciclo Solar 24

• Día

• Dios solar

• Eclipse solar

• Energía solar

• Evolución estelar

10 10 BIBLIOGRAFÍA

• Factor de protección solar

• Orto

• Sistema Solar

• Sol de medianoche

• Variación solar

• Viento solar

8 Notas aclaratorias[1] En algunos documentos es posible encontrar 5,5 billones

de años, error que se comete por una mala traducción de5.5 billions del sistema inglés.

9 Referencias[1] Markus J. Aschwanden (2007). «The Sun». En Lucy Ann

McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnsson.Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. p. 80.

[2] Stacy Leong (2002). «Period of the Sun’s Orbit around theGalaxy (Cosmic Year)». En Glenn Elert (ed.). The PhysicsFactbook (self-published). Consultado el 26 de junio de2008.

[3] Croswell, K. (2008). «Milky Way keeps tight gripon its neighbor». New Scientist 199 (2669): 8.doi:10.1016/S0262-4079(08)62026-6.

[4] Etimología de la palabra Sol.

[5] «The Solar System» (en inglés). Solarviews.com. Consul-tado el 8 de mayo de 2009. «The planets, most of the sa-tellites of the planets and the asteroids revolve around theSun in the same direction, in nearly circular orbits».

[6] Woolfson, M. (2000). «The origin and evolution of thesolar system». Astronomy & Geophysics 41 (1): 12.

[7] «Astrónomos fijan distancia exacta entre la Tierra y Sol:149.597.870.700 metros». 22 de septiembre de 2012.Consultado el 1 de agosto de 2015.

[8] Peimbert Sierra, Manuel; Torres Castilleja, Silvia (2006).El Colegio Nacional, ed. La evolución en la astronomía.México: Editorial Cromocolor, S.A. de C.V. p. 30. ISBN970-640-318-3.

[9] «ENANAS BLANCAS». Consultado el 5 de agosto de2015.

[10] «Captan una espectacular grieta de fuego en el sol». Con-sultado el 26 de diciembre de 2013.

[11] «Our Sun. III. Present and Future». Consultado el 2009.

[12] Sobre las mareas, la cromosfera solar y la futura absorciónde la Tierra

[13]

[14] Gallo, J. y Anfossi, A. (1980). Cosmografía, 7a. ed. , p.90. México: Progreso.

[15] Mosqueira R. S. (1983). Cosmografia y astrofísica. Méxi-co: Patria. p. 228.

[16] «El Sol, un reactor nuclear a 150 millones de km». Con-sultado el 7 de febrero de 2014.

[17] «La NASAmuestra todos los colores del Sol». Consultadoel 25 de diciembre de 2013.

[18] Hewitt, Paul G. «Capítuli I, Acerca de la ciencia». Con-ceptual Physics. pp. 6,7.

[19] Asimov, 1984, Aproximadamente en el sitio 3,98% dellibro

[20] Asimov, 1984, Aproximadamente en el sitio 3,9 % del li-bro

[21] Asimov, 1984, Aproximadamente en el sitio 4 % del libro

[22] «Nicolás Copérnico». Título “Biografía”. Consultado el 4de agosto de 2015.

[23] Asimov, 1984, Aproximadamente en el sitio 4,1% del li-bro

[24] Asimov, 1984, Aproximadamente en el sitio 4,12 % dellibro

[25] Asimov, 1984, Aproximadamente en el sitio 4,46 % dellibro

10 Bibliografía

• Bonanno A, Schlattl H, Paternò L: “The age of theSun and the relativistic corrections in the EOS”. As-tronomy 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 Consequencesof Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’sEarly Atmosphere”. Science. 1986;234:1383-85.

• Priest, Eric Ronald: Solar Magnetohydrodynamics.Dordrecht: D. Reidel Pub., 1982, p. 206-245. ISBN90-277-1374-X

• Schlattl H: “Three-flavor oscillation solutions forthe solar neutrino problem”, Physical Review D.2001;64(1).

• Thompson MJ: “Solar interior: Helioseismologyand the Sun’s interior”, Astronomy & Geophysics.2004;45(4):21-25.

• Asimov, Isaac (1984). «El universo».Nueva guía dela ciencia.

11.2 Observación del Sol 11

11 Enlaces externos

• CommonsMultimedia en Commons.

• WikcionarioDefiniciones en Wikcionario.

• WikilibrosLibros de texto en Wikilibros.

• WikiquoteCitas en Wikiquote.

• WikisourceTextos originales en Wikisource.

• WikinoticiasNoticias en Wikinoticias.

11.1 Generales

• Sobre la edad más exacta del Sol/Sistema Solar (eninglés).

• Sistema Solar.

• El Sol (en solarviews.com).

• El Sol (en astronomiaonline.com).

• Nuestro Sol. Actividad educativa: el Sistema Solar.

11.2 Observación del Sol

• Recomendaciones para observar el Sol.

• OAN Sección del Sol de la página de efemérides delObservatorio Astronómico Nacional, con informa-ción actualizada sobre la actividad del Sol.

• Lista de la mayoría de observatorios solares terres-tres (en inglés).

• Página web de SOHO (The Solar and HeliosphericObservatory) (en inglés).

• Solar Position algorithm (en inglés).

12 12 TEXTO E IMÁGENES DE ORIGEN, COLABORADORES Y LICENCIAS

12 Texto e imágenes de origen, colaboradores y licencias

12.1 Texto• Sol Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Sol?oldid=85180127 Colaboradores:Maveric149, Macar~eswiki, Agremon, Llull~eswiki, Arno-Lagrange, ILVI, Qubit, Joseaperez, Sabbut, Moriel, Pablo.cl, JorgeGG, Chris K, Pieter, Lourdes Cardenal, ManuelGR, Julie, Vanbasten23, Robbot, Angus, Rumpelstiltskin, Jovalcis, Sanbec, Zwobot, Togo~eswiki, Interwiki, Rosarino, Dodo, Ejmeza, Pybalo, Ascánder, Sms,Manegok, Tostadora, Xgarciaf, Tano4595, Renacimiento, Agguizar, Flextron, Joselarrucea, Carlos Quesada~eswiki, Barbol, Wricardoh,Xenoforme, Fergarci, Gengiskanhg, Xatufan, Rondador, Cinabrium, Kordas, Desatonao, LeonardoRob0t, Javierme, Taragui, Teo~eswiki,Soulreaper, Petronas, Mescalier, Airunp, JMPerez, Taichi, Emijrp, LP, Kokoo, Orgullobot~eswiki, RobotQuistnix, Platonides, Alhen,Chobot, Elkie, Ascraeus, Yrbot, BOT-Superzerocool, Vitamine, BOTijo, YurikBot, Mortadelo2005, GermanX, Sasquatch21, Emepol,Gaijin, KnightRider, The Photographer, Titoxd, Anagnorisis, Eskimbot, Banfield, Dove, Maldoror, Er Komandante, Cheveri, Chlewbot,Smrolando, Miguel303xm, Sigmanexus6, Axxgreazz, Jorgechp, Futbolero, Aleator, Carlukas, Qwertyytrewqqwerty, Gizmo II, CEM-bot,Cantero, Damifb, Laura Fiorucci, Luiscon, -jem-, Freakofnurture~eswiki, Ignacio Icke, Salvador alc, The Kan, Rastrojo, Antur, Jorge,Gonn, Martínhache, Montgomery, FrancoGG, Ggenellina, Rjelves, Thijs!bot, Outrun, Jmcalderon, Fernandopcg, Escarbot, Yeza, Albi-reo3000, LMLM, Botones, Isha, Bernard, Hanjin, MetalMind, Mpeinadopa, JAnDbot, Kved, Pueril, Frangonve, Mansoncc, Nanecita,Muro de Aguas, Gsrdzl, CommonsDelinker, TXiKiBoT, Xosema, Bot-Schafter, Netito777, Rei-bot, Rominandreu, Fixertool, Amanuense,Chabbot, Idioma-bot, Pólux, Dánier, Zeroth, Fremen, AlnoktaBOT, VolkovBot, Technopat, C'est moi, Galandil, Queninosta, Penarc, Tjem,Josell2, Matdrodes, Synthebot, DJ Nietzsche, Sinman, Phoenix58, Elabdio, BlackBeast, AlleborgoBot, 3coma14, Muro Bot, YonaBot, Sie-Bot, Juanpalomo, Danielba894, Loveless, Obelix83, Cobalttempest, Sageo, Martamorlan, Drinibot, Ignacio javier igjav, CASF, BOTarate,Marcelo, Mel 23, Inri, Manwë, Felviper, Pascow, Zarateman, Erudito234, Correogsk, Jamila, BuenaGente, Belb, Mafores, PipepBot, El-fodelbosque, Yilku1, The Green Knight, Tirithel, Mutari, XalD, Javierito92, Piradaperdida, Luisrafael7, HUB, Antón Francho, Nicop,Polimen, Discernimiento, Siina, Eduardosalg, Alvaratas2, Yáser, Fanattiq, Leonpolanco, Alejandrocaro35, Petruss, BetoCG, Ener6, Atilarey, Rαge, Republicanito, Açipni-Lovrij, PePeEfe, Camilo, UA31, Shalbat, AVBOT, Elliniká, David0811, LucienBOT, J.delanoy, Gizbot,MastiBot, Hemingway10, Angel GN, NicolasAlejandro, Diegusjaimes, Davidgutierrezalvarez, MelancholieBot, Victormoz, Agusx1211,CarsracBot, Arjuno3, Saloca, Andreasmperu, Luckas-bot, MystBot, WikiDreamer Bot, NACLE, Jotterbot, Ixfd64, Dangelin5, Bsea, Ur-sinism, Leiro & Law, Nixón, Luis Felipe Schenone, SuperBraulio13, Juamax, Xqbot, Jkbw, GhalyBot, -Erick-, Ricardogpn, Kismalac,Igna, Torrente, Kingpowl, Botarel, BenzolBot, JeyDominic, MauritsBot, AstaBOTh15, Panderine!, Carlos Alberto Quiroga, Yirutzen Soul,BOTirithel, David Perez, United kindow, Hprmedina, Karlita chikis, Mono92, BOMBINI, TobeBot, ALAIN100, Halfdrag, Vubo, Citvësco, Kamila Camacho, Owairan, Ansanyun, Abece, Jerowiki, Alan256, Cidel, Mariposa blue09, PatruBOT, Lourdesmo 91, AldanaN,Ganímedes, KamikazeBot, Superlol020, Alexmartinez4, Adri acc, Angelito7, FONKAT, Omar torres soto, ArwinJ, TjBot, Ripchip Bot,DEagleBot, Tarawa1943, Koszmonaut, Jorge c2010, Tayrydino, Foundling, GrouchoBot, Wikiléptico, Miss Manzana, Seamless20, Eds-lov, EmausBot, Bachi 2805, Savh, AVIADOR, HRoestBot, Allforrous, Margionet, Tomicompu, JA Galán Baho, Sergio Andres Segovia,Klorinda, Africanus, Alrik, Queso Cool, Szöszke, Astroamics, Lala123456~eswiki, Rubpe19, Emiduronte, ChuispastonBot, MadriCR,Waka Waka, WikitanvirBot, JOSECANTONA, Banck, Abogado83, Daimond, Movses-bot, Hiperfelix, Rezabot, MerlIwBot, Alexxxos,Angelote1234567890, Edc.Edc, KLBot2, TeleMania, Pepapdra, Eljose96, AvicBot, Deivis, Hedwig in Washington, AvocatoBot, Sebrev,Mov0021, MetroBot, Raulito787, Cyberdelic, Jhonnyelguacho, Acratta, Vetranio, Terencio, LlamaAl, David toloo, VaaLDeePeñAAs, Ro-dRuzVal, Aleixcaballeria, Helmy oved, Starscream01, Sanluismi, ClimaEspacial, Soraya01, Lautaro 97, Alberto ECJ, Jean70000, Addbot,Romulanus, Balles2601, Jcpag2012, Geronimo110, Bryanjbg, ConnieGB, AVIADOR-bot, Alejandra camila gutierrez sanchez, Leonar-do Lugo, Andyavilaart, Pencu9, MrCharro, Andres Gonzalez 1996, Tomatitomen, Cristiki17, Joacoytita, Matias.dandrea, Jarould, BrendaEnríquez, Crystallizedcarbon, Nataly0505, Fidel castres, Pacoelchingon, El gamin 0322, Gxpsy, Pelayociencias, BenjaBot, Luis alfonzo01, Mielrios, Joan123Aa13, Kelvin negativo, Maxoossss2, Laprz, Elchoco156, Manuel Luis Abreu, Danrodric, Renérafael, Sergiodelliria,Shelsy garcia, Aitor.M.V, SilvermoonCity, Pablosanchezliger, Claudita57, Emporior12, Ori2800, Talonsoalbi y Anónimos: 851

12.2 Imágenes• Archivo:171879main_LimbFlareJan12_lg.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/da/171879main_LimbFlareJan12_lg.jpg Licencia: Public domain Colaboradores: http://www.nasa.gov/mission_pages/solar-b/solar_017.html Artistaoriginal: Hinode JAXA/NASA

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• Archivo:CoronaSolar.png Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3c/CoronaSolar.png Licencia: Public domainCo-laboradores: ? Artista original: ?

• Archivo:El_interior_solar.svg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/85/El_interior_solar.svg Licencia: CC BY-SA 3.0 Colaboradores: Trabajo propio Artista original: Kelvinsong

• Archivo:Moon_transit_of_sun_large.ogg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0c/Moon_transit_of_sun_large.ogg Licencia: Public domain Colaboradores: http://science.nasa.gov/headlines/y2007/12mar_stereoeclipse.htm?list39638 Artista original:NASA

• Archivo:NASA_SDO_multispectral_view_of_the_Sun,_September_2011.ogv Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ac/NASA_SDO_multispectral_view_of_the_Sun%2C_September_2011.ogv Licencia: Public domain Colaboradores:https://www.youtube.com/watch?v=Sr9Aih_IlCs Artista original: NASA/Solar Dynamics Observatory

12.3 Licencia de contenido 13

• Archivo:Sol_arcoiris.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bf/Sol_arcoiris.jpg Licencia: CC BY-SA 4.0 Co-laboradores: Trabajo propio Artista original: Renérafael

• Archivo:Solar_Life_Cycle_spa.svg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/00/Solar_Life_Cycle_spa.svg Licen-cia: Public domain Colaboradores: File:Solar Life Cycle.svg Artista original: Derivative work: NACLE2

• Archivo:Solar_flare_diagram_ES.png Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ee/Solar_flare_diagram_ES.pngLicencia: Public domain Colaboradores: Transferido desde es.wikipedia a Commons. Artista original: Lmb de Wikipedia en español

• Archivo:Sun920607.jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/aa/Sun920607.jpg Licencia: Public domain Cola-boradores: http://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml Artista original: NASA

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• Archivo:Sun_symbol.svg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6f/Sun_symbol.svg Licencia: Public domain Co-laboradores: Trabajo propio Artista original:Melian

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12.3 Licencia de contenido• Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0