El tamaño del Sol
El Sol es una estrella enana amarilla de 4.500 millones de años -una bola caliente y brillante de hidrógeno y helio- situada en el centro de nuestro sistema solar. Está a unos 150 millones de kilómetros de la Tierra y es la única estrella de nuestro sistema solar. Sin la energía del Sol, la vida tal como la conocemos no podría existir en nuestro planeta.
Desde nuestro punto de vista en la Tierra, el Sol puede parecer una fuente invariable de luz y calor en el cielo. Pero el Sol es una estrella dinámica, que cambia constantemente y envía energía al espacio. La ciencia que estudia el Sol y su influencia en el sistema solar se llama heliofísica.
El Sol es el objeto más grande de nuestro sistema solar. Su diámetro es de unas 865.000 millas (1,4 millones de kilómetros). Su gravedad mantiene unido el sistema solar, manteniendo todo, desde los planetas más grandes hasta los restos más pequeños, en órbita a su alrededor.
Aunque el Sol es el centro de nuestro sistema solar y es esencial para nuestra supervivencia, sólo es una estrella media en cuanto a su tamaño. Se han encontrado estrellas hasta 100 veces más grandes. Y muchos sistemas solares tienen más de una estrella. Estudiando nuestro Sol, los científicos pueden comprender mejor el funcionamiento de las estrellas lejanas.
Vida útil del sol
El Sol es la estrella situada en el centro del Sistema Solar. Es una bola casi perfecta de plasma caliente,[18][19] calentada hasta la incandescencia por reacciones de fusión nuclear en su núcleo, que irradia la energía principalmente como luz visible, luz ultravioleta y radiación infrarroja. Es, con mucho, la fuente de energía más importante para la vida en la Tierra. Su diámetro es de unos 1,39 millones de kilómetros, es decir, 109 veces el de la Tierra. Su masa es unas 330.000 veces mayor que la de la Tierra, y representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar[20]. Aproximadamente tres cuartas partes de la masa del Sol están formadas por hidrógeno (~73%); el resto es mayoritariamente helio (~25%), con cantidades mucho menores de elementos más pesados, como oxígeno, carbono, neón y hierro[21].
Según su clase espectral, el Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V). Como tal, se le denomina informalmente, y no con total exactitud, una enana amarilla (su luz se acerca más al blanco que al amarillo). Se formó hace aproximadamente 4.600 millones de años[a][14][22] a partir del colapso gravitatorio de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco orbital que se convirtió en el Sistema Solar. La masa central se volvió tan caliente y densa que acabó iniciando la fusión nuclear en su núcleo. Se cree que casi todas las estrellas se forman mediante este proceso.
La muerte del sol
¿Cómo sabemos su edad? Para saber la edad de todo el sistema solar, ya que todo se formó al mismo tiempo, buscamos las cosas más antiguas que podemos encontrar. Las rocas lunares funcionan bien para esto. Cuando los astronautas las trajeron para que los científicos las estudiaran, pudieron averiguar su edad.
Si nuestro Sol tiene cuatro mil quinientos millones de años, ¿cuánto tiempo más brillará? Las estrellas como nuestro Sol arden durante unos nueve o diez mil millones de años. Así que nuestro Sol está a mitad de camino de su vida. Pero no te preocupes. Todavía le quedan unos 5.000.000.000 de años.
Cuando esos cinco mil millones de años terminen, el Sol se convertirá en una gigante roja. Eso significa que el Sol se hará más grande y más frío al mismo tiempo. Cuando eso ocurra, será diferente al Sol que conocemos hoy. Como gigante roja, nuestro Sol será unas 2.000 veces más brillante que ahora.
¿Cuándo explotará el sol?
La mayoría de las estrellas son bastante simples. Tienen una gran variedad de tamaños y temperaturas, pero la gran mayoría pueden caracterizarse por dos parámetros: su masa y su edad. (La composición química también influye, pero no lo suficiente como para cambiar el panorama general de lo que vamos a tratar aquí. Todas las estrellas tienen aproximadamente tres cuartas partes de hidrógeno y una cuarta parte de helio cuando nacen).
La dependencia de la masa se debe a que el peso de la masa de la estrella determina su presión central, que a su vez determina su ritmo de combustión nuclear (mayor presión = más colisiones = más energía), y la energía de fusión resultante es la que impulsa la temperatura de la estrella. En general, cuanto más masiva es una estrella, más brillante y caliente debe ser. También ocurre que la presión del gas a cualquier profundidad de la estrella (que también depende de la temperatura a esa profundidad) debe equilibrar el peso del gas que está por encima. Y finalmente, por supuesto, la energía total generada en el núcleo debe ser igual a la energía total radiada en la superficie.