La energía que proviene del Sol

La órbita terrestre es una elipse y, por lo tanto, nuestra distancia del Sol varía. En enero estamos en el perihelio, nuestro punto más cercano (a 147 millones de km), y en julio en el afelio, el punto más lejano (152 millones de km). La diferencia es de unos 5 millones de kilómetros, (3,3% de variación).

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El diámetro del Sol equivale a 109 veces el de la Tierra: 1′392.000 km. Su masa es 330.000 veces la de nuestro planeta; es decir, corresponde al 99,8% de la masa total del sistema solar, siendo el 0,2% restante la suma de las masas de todos los planetas y las lunas.

ENERGÍA

El Sol está compuesto principalmente por dos gases: hidrógeno (73%) y helio (25%); el 2% restante son pequeñas cantidades de elementos como oxígeno, neón, carbono y hierro.

El Sol es una fuente muy constante de energía. Como todas las estrellas, produce su energía por una reacción nuclear. El núcleo es donde se produce la fusión nuclear, en la cual dos átomos de hidrógeno se unen para formar un átomo de helio. La masa sobrante, alrededor de 0,7%, se convierte en energía.

Este proceso transforma alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio cada segundo. De este total, 4 millones de toneladas sobrantes se convierten en energía. De acuerdo a la equivalencia de masa-energía de Albert Einstein, la famosa formulac2, equivale a 38 seguido de 22 ceros de kilovatios, la energía que liberaría la detonación de 9.000 billones de toneladas de dinamita (TNT) cada segundo.

“Como todas las estrellas, [el Sol] produce su energía por una reacción nuclear”.

RADIACIÓN

Este equivalente de cuatro toneladas de materia convertidas en energía cada segundo queda circulando al interior de la estrella, y puede tomar de 10.000 a 170.000 años en escapar. En el proceso de alcanzar la superficie, la temperatura baja de unos 7 millones a 2 millones de grados centígrados. Al llegar a la superficie, la densidad del hidrógeno y el helio baja de 20 gramos por centímetro cúbico a 0,2. El plasma, gas ionizado (con carga eléctrica por pérdida de protones o electrones) a alta temperatura, pierde densidad al llegar a la capa exterior del Sol, que vemos y que nos ilumina: la fotósfera, (del griego ‘fotos’, que significa ‘luz’). Ahí, su temperatura cae a 5.700 grados.

De la energía liberada, nos llegan cada segundo 1.367 W/m2. Eso es cuando el Sol está en el zenit y llega primero a la atmósfera, que absorbe una parte, llegando al suelo 1.120 W/m2.

La luz visible cubre de 380 a 700 nanómetros (nm) de longitud de onda, que es la radiación que llega más fuerte de todo el espectro. El infrarrojo de 700 nm a 1 milímetro llega en forma de calor. Para hacer una comparación con otros planetas, sabemos que Mercurio recibe casi seis veces más radiación que la Tierra, Venus el doble, Marte menos de la mitad, y los otros desde 1/3 para abajo, con Neptuno recibiendo una milésima y Plutón menos aún.

De la radiación que llega a la superficie de la Tierra, entre 52% y 55% es luz infrarroja, con una longitud de onda de 700 nm. Alrededor de un 43% es luz visible, que las plantas usan en la fotosíntesis, la base de la cadena alimenticia. Entre 3% y 5% es luz ultravioleta, con longitud de onda por debajo de 400 nm.

Encima de la atmósfera, la luz solar es 30 veces más intensa, con 8% de ultravioleta, biológicamente peligrosa. El resto de la radiación electromagnética del Sol que llega a la atmósfera cubre mayormente frecuencias desde 100 nm hasta un milímetro. Esto comprende la luz ultravioleta C, que es bactericida, de la cual llega muy poco; la luz ultravioleta B, entre los 280 nm y 315 nm, se queda en gran medida en la capa de ozono, lo poco que recibimos causa erisipela, pero es necesaria para que nuestro cuerpo produzca vitamina D; la luz ultravioleta A, que va desde 315 nm a 400 nm, reacciona con el oxígeno y puede causar cáncer.

LA CORONA

Se llama corona solar al plasma que rodea al Sol, y todas las estrellas la tienen. Desde la Tierra se ve a simple vista solo cuando hay un eclipse total. Es visible en todo momento con un instrumento que tape la estrella. A diferencia de la superficie solar a la que rodea, la corona tiene muy alta temperatura, pasando el millón de grados.

Recién a principios de este mes se ha descubierto a qué se debe la alta temperatura de la corona. Se sabía que una razón son los electrones liberados por la fusión nuclear, otro motivo era la luz solar que rebota en las partículas que absorben parte de la energía.

Lo que se ha descubierto ahora son cargas de energía que salen disparadas en las erupciones solares que observamos, llamadas protuberancias. Son arcos que alcanzan 100.000 kilómetros por encima del Sol, y lanzan paquetes de energía magnética que alimentan la corona solar.

El plasma liberado en esas erupciones forma parte del viento solar, que consiste en electrones, protones, partículas alfa y neutrinos. En algunos casos tiene iones pesados que son núcleos de átomos de carbono, nitrógeno y neón, entre otros. Las partículas logran escapar de la gravedad del Sol por su alta energía, lo que explica la alta temperatura de la corona, y extienden su fuerte campo magnético. A unos cuantos millones de kilómetros del Sol, el viento solar es supersónico y alcanza los 750 km por segundo.

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