El Sol, cuyo nombre deriva del latín sol, solis —que alude tanto al ‘dios Sol invictus’ como al propio ‘sol’— y que a su vez procede de la raíz protoindoeuropea sauel, significando ‘luz’, es una estrella de tipo-G de la secuencia principal y clase de luminosidad V. Se encuentra en el centro del sistema solar y representa la principal y más abundante fuente de radiación electromagnética de todo este sistema planetario.
Se trata de una esfera de plasma casi perfecta, en cuyo interior tiene lugar un movimiento convectivo que, mediante un proceso de dinamo, genera un campo magnético. Cerca de tres cuartas partes de su masa están constituidas por gases, entre los que predomina el hidrógeno; el resto se compone principalmente de helio, junto con cantidades mucho menores de elementos como el oxígeno, el carbono, el neón y el hierro.
Se formó hace aproximadamente 4600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se acumuló en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el sistema solar. La masa central se volvió cada vez más densa y caliente, dando lugar con el tiempo al comienzo de la fusión nuclear en su núcleo. Se cree que casi todas las estrellas se forman por este proceso. El Sol es más o menos de edad intermedia y no ha cambiado drásticamente desde hace más de cuatro mil millones de años, y seguirá siendo bastante estable durante otros 5000millones de años más. Sin embargo, después de que la fusión del hidrógeno en su núcleo se haya detenido, el Sol sufrirá cambios importantes y se convertirá en una gigante roja. Se estima que el Sol se volverá entonces lo suficientemente grande como para engullir las órbitas actuales de Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra.
La Tierra y otros cuerpos (incluidos otros planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitan alrededor del Sol. Por sí solo, representa alrededor del 99.86 % de la masa del sistema solar. La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unión Astronómica Internacional en (aproximadamente 150millones de kilómetros). Su luz recorre esta distancia en 8minutos y 20segundos.
La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis y determina el clima de la Tierra y la meteorología.
Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por lo tanto, es el astro con mayor brillo aparente. Su visibilidad en el cielo local determina, respectivamente, el día y la noche en diferentes regiones de diferentes planetas. En la Tierra, la energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos que constituyen la base de la cadena trófica, por lo que es la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos.
El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral G2 y clase de luminosidad V, por tanto, también es denominada como enana amarilla. Se formó hace entre 4567.9 y 4570.1millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente 5000millones de años más. El Sol, junto con todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, incluida la Tierra, forman el sistema solar.
A pesar de ser una estrella enana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32′35″ de arco en el perihelio y 31′31″ en el afelio, lo que da un diámetro medio de 32′03″ . La combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).
El vasto efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos y el astro ha sido considerado por algunas culturas como una deidad. El movimiento de la Tierra alrededor del Sol es la base del calendario solar, de uso predominante hoy en día.
La disciplina científica que se encarga del estudio del Sol en su totalidad es la física solar.
Características
El Sol es una estrella de tipo-G de la secuencia principal que abarca aproximadamente el 99.86 % de la masa del sistema solar. Éste tiene una magnitud absoluta de +4.83, estimada como más brillante que el 85 % de las estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas. Pertenece a la Población I, o a las estrellas ricas en elementos pesados. La formación del Sol pudo haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas próximas. Esto fue planteado debido a la gran abundancia de elementos pesados en el sistema solar, como el oro y el uranio, en relación con las abundancias de estos elementos en la llamada Población II de estrellas, las cuales son pobres en elementos pesados. Estos elementos podrían haberse producido por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova, o por transmutación a través de la absorción neutrónica dentro de una estrella masiva de segunda generación. izquierda|miniaturadeimagen|GIF, hecho por la NASA, abril 2008. El Sol es, con diferencia, el objeto más brillante en el cielo, con magnitud aparente de −26.74. Es unos 13000millones de veces más brillante que la segunda estrella más luminosa, Sirio, que tiene una magnitud aparente de −1.46. La distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra es de aproximadamente 1unidad astronómica (alrededor de 150millones de kilómetros), aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio. En esta distancia media, la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 19 segundos, mientras que la luz desde los puntos más cercanos del Sol y de la Tierra tarda aproximadamente dos segundos menos.
El Sol no tiene un límite definido y en sus partes externas su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la distancia a su centro. No obstante, a efectos de medición, se considera el radio solar como la distancia que engloba desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. Con base en esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado de 9millonésimas, lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial por tan solo 10kilómetros. El efecto mareal de los planetas es débil y no afecta significativamente a la forma del Sol. El Sol rota más deprisa por su ecuador que por sus polos. Esta rotación diferencial está causada por el movimiento de convección debido al transporte de calor y al efecto Coriolis producido por la rotación del Sol. En un marco de referencia definido por las estrellas, el período de rotación es de aproximadamente 25.6días en el ecuador y de 33.5días en los polos. Visto desde la Tierra en su órbita alrededor del Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de unos 28días.
Luz solar
thumb|280px|Amanecer desde el mirador del Garbí en Valencia (España)
La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de tiempo y superficie y que es directamente expuesta como luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente a 1361W/m² (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (ua) del Sol (es decir, en la Tierra o a la misma distancia del Sol que ella). La luz del Sol en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera terrestre, de modo que, llega menos energía a la superficie (cerca de 1000W/m²) en condiciones claras cuando el Sol está cerca del cenit. La luz del Sol en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesta (por energía total) de aproximadamente un 50 % de luz infrarroja, un 40 % por luz visible y un 10 % de luz ultravioleta. La atmósfera terrestre filtra más del 70 % de la radiación ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. La radiación ultravioleta solar ioniza la parte superior de la atmósfera en el lado diurno de la Tierra, volviendo a la ionosfera conductora de electricidad.
El Sol es una estrella G2V, con G2 se indica que su temperatura superficial es de aproximadamente 5778K (5505°C), y V que, como la mayoría de las estrellas, es una estrella enana de la secuencia principal. La luminancia media del Sol es de aproximadamente 1.88Gcd/m² (gigacandelas por metro cuadrado), pero como se ve a través de la atmósfera de la Tierra, esto se reduce a aproximadamente 1.44Gcd/m². Sin embargo, la luminancia no es constante a través del disco del Sol debido al "oscurecimiento del limbo".
Color
En ausencia de atmósfera el Sol presenta un color blanco. Se puede comprobar en imágenes desde la alta montaña con un cielo completamente despejado y limpio, desde la Estación Espacial Internacional o en las fotos de los astronautas del Apolo 12 desde la superficie lunar. El color blanco tiene la explicación teórica en el espectro solar, que emite en un amplio rango del longitudes de onda con una temperatura de color en torno a 5780 K y un índice de color-espacio (CIE) cercano al (0.3; 0.3)
En la cultura occidental se suele representar al Sol de color amarillo; en Japón, en cambio, se suele representar de color rojo. Al observar al Sol, a baja altura sobre el horizonte, la atmósfera influye en su color y brillo. El Sol se ve menos brillante, pero con una tonalidad alterada.
Esto seguramente haya influido en que algunos autores hayan argumentado que el color del Sol viene dado por su máximo de emisión. Pero hay dos problemas interesantes aquí.
En primer lugar, el espectro de emisión presenta su máximo en unos 500 nm, que se asocia habitualmente al color verde cercano al azul. Esta asociación es incluso discutible, puesto que sólo existe una correspondencia longitud de onda/color visible en una emisión monocromática lo más pura posible. Por ejemplo, se pueden ver colores verdes en la aurora boreal debido a la emisión monocromática a 500.7 nm del oxígeno atómico doblemente ionizado (esto está provocado por el choque entre los átomos de oxígeno con electrones de menor energía liberados por moléculas de nitrógeno excitadas por la radiación solar en las capas altas de la atmósfera).
El segundo error es más sutil y viene de no considerar que el máximo de la distribución de Planck depende de la variable elegida, que pueden ser la longitud de onda, frecuencia y número de ondas como las más frecuentes. El máximo de la distribución dependerá de dicha variable. Si elegimos la frecuencia, el máximo se correspondería a 880 nm, ya en el infrarrojo cercano. Por tanto, el máximo no tiene un sentido físico tan claro como el interpretado según la ley de desplazamiento de Wien, donde se utiliza la representación de la función de Planck exclusivamente en función de la longitud de onda.
El Sol también puede verse de muy diferentes colores según las condiciones atmosféricas. Desde el rojizo de las salidas y puestas debido a la dispersión de la atmósfera (que se puede ver aumentados por la presencia de pequeñas partículas contaminantes), hasta, en raras ocasiones, el azulado (provocado por partículas de mayor diámetro, como parece haber ocurrido durante la erupción del Krakatoa o por la contaminación del humo de grandes incendios).
Composición miniaturadeimagen|Capas internas del sol El Sol está compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio; que representan el 74.9 % y el 23.8 % de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2 % de la masa, con el oxígeno (más o menos el 1 % de la masa del Sol), carbono (0.3 %), neón (0.2 %), y el hierro (0.2 %), que es el más abundante.