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to que el Sol posee el 99.8% de la masa del Sistema Solar, éste es muy extendido y está casi vacío.

Todos los planetas se trasladan alrededor del Sol en órbitas elípticas y, al mismo tiempo, rotan sobre sí mismos. En la mayoría de los casos la dirección de la rotación coincide con la de traslación. Un hecho interesto que el Sol posee el 99.8% de la masa del Sistema Solar, éste es muy extendidoy está casi vacío.

Todos los planetas se trasladan alrededor del Sol en órbitas elípticas y, al mismo tiempo, rotan sobre sí mismos. En la mayoría de los casos la dirección de la rotación coincide con la de traslación. Un hecho interesA cierta profundidad, la opacidad se vuelve tan elevada que el modo de transporte de energía por radiación ya no es posible y aparece una zona "convectiva", estoes, una zona en que hay movimiento de materia de las capas calientes hacia el exterior y de las frías hacia el interior. El transporte de energía por convección también se da en el interior de la Tierra, en las atmósferas de la Tierra y de otros planetas como Júpiter.

La fotósfera del Sol es la capa que observamos cuando lo vemos a simple vista. No logramos ver a través de ella mayorprofundidad debido a que es opaca. Forma parte de su atmósfera y es muy delgada. Una vez que la radiación ha llegado a la fotósfera puede viajar libremente hasta la Tierra. En la fotósfera del Sol aparecen manchas asociadas a su campo magnético. El número de manchas aumenta y disminuye regularmente en ciclos de 22 años. Las manchas solares son un poco más frías que el gas circundante y se ven obscuras porcontraste.

Otras capas, que sólo es posible observar a simple vista durante los eclipses totales del Sol, son la cromósfera y la corona. La cromósfera está más caliente que la fotósfera y se caracteriza por tener "espículas", prominencias de gas caliente, cuya temperatura asciende a millones de grados. La fotósfera es 10 000 veces más brillante que la corona. La densidad de la fotósfera esequivalente a la de la atmósfera terrestre superior y la corona tiene tantas partículas como una campana de vacío. Si pudiéramos soportar la temperatura de la fotósfera y la atracción gravitacional del Sol, podríamos atravesar una prominencia sin darnos cuenta; tendríamos que penetrar 1/10 del radio solar para encontrar densidades corno las del aire que respiramos y la mitad del radio para logrardensidades iguales a las del agua...

La vida del Sol no será eterna; las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior continuarán, como en el presente, durante otros 4 500 millones de años. Después de ese tiempo, el hidrógeno de su núcleo se habrá agotado. En este momento empezará la fusión del helio, los gases solares se expandirán y el Sol se convertirá en una estrella "gigante roja".Será tan grande que la órbita de la Tierra estará dentro de su atmósfera. Unos cuantos miles de años después empezará a vibrar, y a fusionar carbono en su núcleo: será inestable. Finalmente, expulsará su atmósfera al espacio, dejando expuesto su núcleo. Sus restos se verán como una "estrella enana" (una estrella muy pequeña y muy caliente) rodeada por una nube esférica de gas brillante. La atmósferadel viejo Sol se seguirá expandiendo hasta mezclarse con el gas interestelar. La estrella enana blanca se enfriará y terminará como enana negra: un cuerpo frío, muy denso y sin luz propia.


Figura 28. Mancha solar. La temperatura en el centro de una mancha solar es unos 1 000 grados menor que la fotósfera circundante. En esta fotografía se aprecia la granulación de la fotósfera.

Unaperspectiva histórica del estudio del Sol

El estudio científico del Sol se inició desde la época de Galileo y ha venido perfeccionándose desde entonces. Galileo mismo, según se dice, se volvió ciego por observar el Sol durante los eclipses.

Un avance muy importante, ocurrido hace más de cien años, fue el descubrimiento de la "espectroscopia". Ésta consiste en descomponer la luz proveniente de una...