Viento Solar

La corona solar, es decir, la atmósfera del Sol, no es estática, se mueve abandonando la estrella. La corona solar es un gas completamente ionizado, es decir, un plasma. Este movimiento de la corona es el llamado viento solar.Este fenómeno también se presenta en otras estrellas llamándose entonces "viento estelar". Este viento consiste principalmente de electrones y protones, pero tiene también trazas de núcleos de helio y otros elementos, con energías por lo general entre 10 y 100 keV. El flujo de partículas varía en la temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía cinética y la alta temperatura de la corona.

El viento solar crea la heliosfera, una burbuja enorme en el medio interestelar que rodea el Sistema Solar. Otros fenómenos son las tormentas geomagnéticas que pueden destruir redes de energía en la Tierra, las auroras (luces del norte y del sur), y el plasma de las colas de los cometas que siempre apuntan lejos del sol.

La existencia de un flujo continuo de partículas que fluyen hacia el exterior del Sol fue sugerida en el siglo XIX por el astrónomo británico Richard C. Carrington cien años antes del descubrimiento del viento solar. En 1859 Carrington y Richard Hodgson observaron de forma independiente por primera vez lo que más tarde se conocería como llamarada solar. Una llamarada solar es un estallido repentino de energía de la atmósfera solar. Al día siguiente se observó una tormenta geomagnética y Carrington sospechó que existía una conexión entre ambas (la llamarada solar y la tormenta electromagnética). George Fitzgerald sugirió más tarde que la materia que se expulsa de forma acelerada desde el sol llega a la Tierra varios días más tarde.

El verdadero descubridor del viento solar fue Eugene Parker que en 1958 publicó su teoría de que la corona solar se movía en un flujo supersónico desde el Sol al cual llamo Viento Solar.Esta publicación ocasinó una polémica entre los que pensaban que Parker tenía razón y los que pensaban que estaba equivocado. Se requirieron cuatro misiones espaciales rusas y siete estadounidenses para resolver la controversia. La prueba definitiva se obtuvo en 1962 con los datos de la sonda Mariner 2 en ruta hacia Venus.

En 1990 se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en o cerca del plano de la eclíptica del Sistema Solar.

Composición

La composición elemental del viento solar en el Sistema Solar es idéntica a la de la corona solar: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas, formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre 200 y 889 km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s. El Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo en forma de viento solar.

Dado que el viento solar es plasma, extiende consigo el campo magnético solar. A una distancia de 160 millones de km, la rotación solar barre al viento solar en forma de espiral, arrastrando sus líneas de campo magnético, pero más allá de esa distancia el viento solar se dirige hacia el exterior sin mayor influencia directa del Sol. Las explosiones desusadamente energéticas de viento solar causadas por manchas solares y otros fenómenos atmosféricos del Sol se denominan "tormentas solares" y pueden someter a las sondas espaciales y los satélites a fuertes dosis de radiación. Las partículas de viento solar que son atrapadas en el campo magnético terrestre muestran tendencia a agruparse en los cinturones de Van Allen y pueden provocar las Auroras boreales y las Auroras australes cuando chocan con la atmósfera terrestre cerca de los polos geográficos. Otros planetas que tienen campos magnéticos similares a los de la Tierra también tienen sus propias auroras.

Causa y Efecto

El viento solar forma una "burbuja" en el medio interestelar (hidrógeno y helio gaseosos en el espacio intergaláctico). El punto en el que la fuerza ejercida por el viento solar no es suficientemente importante como para desplazar el medio interestelar se conoce como heliopausa y se considera que es el "borde" más exterior del sistema solar. La distancia hasta la heliopausa no es conocida con precisión y probablemente depende de la velocidad del viento solar y de la densidad local del medio interestelar, pero se sabe que está mucho más allá de la órbita de Plutón.

Sobre la Magnetosfera

Cuando el viento solar se acerca a un planeta que tiene un bien desarrollado campo magnético (como la Tierra, Júpiter y Saturno), las partículas son desviadas por la fuerza de Lorentz. Esta región, conocida como la magnetosfera, evita que las partículas cargadas expulsadas por el Sol impacten directamente la atmósfera y la superficie del planeta. La magnetosfera tiene más o menos la forma de un hemisferio en el lado hacia el Sol, y por consecuencia se forma una larga estela en el lado opuesto, de unos 300.000 km de largo. La frontera de esta región es llamada la magnetopausa, y algunas de las partículas son capaces de penetrar la magnetosfera a través de esta región por reconexión parcial de las líneas del campo magnético.

La Tierra misma está protegida del viento solar por su campo magnético, que desvía la mayor parte de las partículas cargadas, y la mayoría de esas partículas cargadas son atrapados en el cinturón de radiación de Van Allen. La única vez que el viento solar es observable en la Tierra es cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como las auroras y las tormentas geomagnéticas. Cuando esto sucede, aparecen brillantes auroras fuertemente ionizadas en la ionosfera, usando el plasma para expandirse en la magnetosfera, y causando el aumento del tamaño de la geosfera de plasma, y el escape de la materia atmosférica en el viento solar. Las tormentas geomagnéticas se producen cuando la presión del plasma contenido dentro de la magnetosfera es lo suficientemente grande para inflarse y por lo tanto distorsionan el campo electromagnético, influyendo en las comunicaciones de radio y television.

El campo magnético del viento solar es responsable de la forma general de la magnetosfera de la Tierra, y las fluctuaciones en su velocidad, densidad, dirección, y arrastre afectan en gran medida el medio ambiente local en el espacio de la Tierra. Por ejemplo, los niveles de radiación ionizante y la interferencia de radio pueden variar por factores de cientos a miles, y la forma y la ubicación de la magnetopausa y la onda de choque en la parte directa al sol puede cambiar varias veces el radio de la Tierra, lo cual puede causar que los satélites geoestacionarios tengan una exposición al viento solar directa. Estos fenómenos son llamados colectivamente meteorología espacial.

Sobre la Atmósfera

El viento solar afecta a los rayos cósmicos entrantes que interactúan con la atmósfera de los planetas. Por otra parte, los planetas con una magnetosfera débil o inexistente, están sujetos al agotamiento de su atmósfera por el viento solar.

Venus, el planeta más cercano y más similar a la Tierra en nuestro sistema solar, tiene una atmósfera 100 veces más densa que la nuestra. Las sondas espaciales modernas han descubierto una cola de cometa que se extiende hasta la órbita de la Tierra.

Marte es mayor que Mercurio, y esta cuatro veces más lejos del sol, y sin embargo, aquí se piensa que el viento solar ha eliminado hasta un tercio de su atmósfera original, dejando una capa igual a 1/100 de la atmósfera de la Tierra. Se cree que el mecanismo de este agotamiento es la atmósfera fue forzada dentro de las burbujas del campo magnético, que fueron posteriormente arrancadas por los vientos solares.

Los Cinturones de Van Allen protegen la Tierra de los rayos cósmicos. Sin embargo existe una zona llamada Anomalía del Atlántico Sur, que es una depresión en el campo magnético. En esta zona se registra una mayor radiación que en otros sectores. Y afecta solamente a satélites que pasen por esta zona.

Sobre las superficies planetarias

Mercurio, el planeta más cercano al Sol, recibe toda la fuerza de los vientos solares, la atmósfera que tiene es residual y transitoria, por lo que su superficie siempre es impactada por la radiación.

El satélite de la Tierra, la Luna no tiene atmósfera ni campo magnético intrínseco, y en consecuencia, su superficie es bombardeada con toda la fuerza del viento solar. Las misiones del Proyecto Apolo y todas sus herramientas fueron cubiertos con aluminio desplegado, y se usaron colectores pasivos en un intento de acceder a muestras de suelo lunar. Cuando la misión regresó y trajo las muestras de la superficie lunar, el estudio confirmó que el regolito lunar es rico en núcleos de los átomos depositados por el viento solar. Se ha especulado que estos elementos pueden llegar a ser recursos útiles para el futuro de las colonias de la Luna.

Heliosfera

La heliosfera es el nombre que se le da a la región espacial que se encuentra bajo la influencia del viento solar y su campo magnético, que se compone de iones procedentes de la atmósfera solar y se extiende más allá de la órbita de Plutón.

Esto da origen a una burbuja magnética en cuyo interior se encuentran los planetas de nuestro Sistema Solar. El límite que impone la burbuja se llama heliopausa. La capa que separa a la heliopausa del frente de choque de terminación se llama heliofunda.

Habitualmente se ha pensado en la heliosfera como una estructura con forma de cometa; sin embargo, investigaciones realizadas con el instrumento MIMI de la sonda Cassini que complementan a las realizadas por la misión IBEX sugieren que su forma es más parecida a la de una burbuja. Muy importante serán las contribuciones de las sondas interestelares Voyager 1 y Voyager 2 para comprender el fin de la heliopausa y la composición del espacio exterior a nuestro sistema solar.

Viento solar

El viento solar consiste en partículas y átomos ionizados provenientes de la corona solar y del campo magnético solar. Nuestro Sol rota una vez cada 27 días aproximadamente lanzando hacia el exterior este viento solar que el campo magnético atrapa en grandes espirales. Las variaciones en el campo magnético solar pueden llevar esas exhalaciones hacia fuera y producen tormentas geomagnéticas en el propio campo magnético de nuestra Tierra.

En marzo de 2005 se descubrió gracias a las mediciones por los instrumentos SWAN (Solar Wind Anisotropies, Anisotropías del Viento Solar) a bordo de la sonda SOHO Solar and Heliospheric Observatory que la heliosfera no es axisométrica, pero está distorsionada, muy posiblemente por el efecto del campo magnético de nuestra galaxia.

Estructura

Corriente heliosférica difusa

También llamada en inglés Heliospheric current sheet es una onda en la heliosfera creada por el campo magnético del Sol. Se extiende a través de la heliosfera, se la considera la mayor estructura en el Sistema Solar. Se dice de ella que es la "falda de la bailarina" aludiendo a su forma de superficie espiral.

Estructura exterior

La estructura exterior de la heliopausa está determinada por las interacciones entre el viento solar y los vientos provenientes del espacio interestelar. Los flujos de viento solar que expulsa el Sol se propagan en todas direcciones a velocidades de centenares de kilómetros por segundo, alcanzando los planetas interiores y a la Tierra protegida por su campo magnético. Cuando estos vientos supersónicos alcanzan la órbita de Neptuno se ralentizan al encontrarse con los gases del medio interestelar. Este frenado prosigue en varias etapas:

El viento solar viaja a velocidades supersónicas a través del sistema solar. En el "termination shock" el viento solar disminuye su velocidad hasta velocidades subsónicas por impactar con el viento solar que ya ha frenado previamente contra el viento interestelar. En este punto la densidad de partículas aumenta.
Más allá está la heliofunda donde el viento solar es comprimido contra el viento galáctico formando turbulencias y creando una cubierta detrás del Sol como si de la cola de un cometa se tratara.
La capa más exterior de la heliofunda, donde impacta el viento galáctico, se le denomina heliopausa. Este es el límite final de la heliosfera.
La heliopausa causa una turbulencia en el medio interestelar donde nuestro Sol orbita el Centro Galáctico. El arco de choque (del inglés bow shock) fuera de la heliopausa, es una región turbulenta causada por la presión del avance de la heliosfera en el medio interestelar. Sin embargo los nuevos datos del satélite IBEX sugieren que no existe arco de choque, debido a la velocidad del Sol a través del medio interestelar, que es demasiado baja para formar un arco de choque.

Frente de choque de terminación

El frente de choque de terminación (conocido en inglés como termination shock) es el punto de la heliosfera donde el viento solar se ralentiza por debajo de la velocidad del sonido, debido a las interacciones contra el medio interestelar local. Esto causa compresión, calentamiento por roce y cambios en el campo magnético. En nuestro sistema solar se cree que el termination shock puede estar a 75 o 90 ua.5 del Sol. En 2007, Voyager 2 pasó a través de la termination shock.

Arco de choque

Para el año 2012 se determinó que el Sol no tiene arco de choque.Antes de eso se planteó la hipótesis de que el Sol también tenía un arco de choque producido en su viaje a través del medio interestelar, y sería como se muestra en la figura. El choque se debe al parecido con la onda que va dejando tras de sí un barco cuando navega en el mar, aunque en este caso el arco estaría formado por plasma. El choque se produciría debido al impacto del viento interestelar contra nuestra heliosfera. Estos vientos se moverían hacia nuestro Sol a velocidad supersónica y también serían despedidos a esa velocidad al rebotar contra la heliosfera.

Este fenómeno ha sido observado fuera de nuestro Sistema Solar por el telescopio orbital de la NASA GALEX. La estrella gigante roja Mira en la constelación de Cetus ha demostrado que tiene tanto una cola de escombros de material eyectado de la estrella, como un arco de choque que le precede en la dirección de su movimiento en el espacio (en más de 130 kilómetros por segundo).

En julio de 2013 se reveló que el Sistema Solar no sólo poseía el arco de choque, sino que podría tener una cola como los cometas, y que está estaría bifurcada en 4 ramas, como un trébol. Los datos de la sonda interplanetaria Interstellar Boundary Explorer revelaron que la forma de la cola se encontraría bifurcada debido a los polos del Sol, que afectan por tanto al campo magnético y que mediría del orden de 1000 UA.

Heliocauda o Cola

El miércoles 10 de julio del 2013, los científicos de la NASA difundieron imágenes que muestran la heliocauda que emerge de la Heliosfera (de ahí su nombre). Los hallazgos se basan en datos transmitidos por el Explorador de la Frontera Interestelar (IBEX en inglés) de la NASA. Los científicos suponían que la heliosfera tenía una cola, y ahora poseen los primeros datos concretos sobre su forma. El jefe de investigaciones del IBEX, David McComas, dijo que es difícil calcular la longitud de la heliocauda, pero su extremo al evaporarse podría alcanzar los 160.000 millones de kilómetros (100.000 millones de millas).

Tormenta geomagnética

Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la magnetosfera terrestre. Asociada a una eyección de masa coronal (CME), un agujero en la corona o una llamarada solar, es una onda de choque de viento solar que llega 52 horas después del suceso. Esto solamente ocurre si la onda de choque viaja hacia la Tierra. La presión del viento solar sobre la magnetosfera aumentará o disminuirá en función de la actividad solar. La presión del viento solar modifica las corrientes eléctricas en la ionosfera. Las tormentas magnéticas duran de 24 a 48 horas, aunque pueden prolongarse varios días.

Etapas

1ª etapa - Erupción solar: tarda solamente 8 minutos en llegar a la tierra. La radiación electromagnética es capaz de interrumpir las comunicaciones. La erupción solar expande la atmósfera hasta alcanzar las órbitas de los satélites, alterando sus órbitas y provocando su caída a la superficie de la Tierra.
2ª etapa - Tormenta de radiación: un bombardeo de radiación que puede quemar los circuitos eléctricos y dañar a las personas expuestas; aún cuando la atmósfera y la magnetósfera actúan a modo de escudo para evitar este tipo de efectos.
3ª etapa - Eyección de masa coronal (en inglés CME): Esta es la onda más peligrosa ya que, en el caso de estar orientada hacia el sur, daña los satélites, todos los transformadores eléctricos por los que pase electricidad y las comunicaciones en todo el planeta. Si está orientada al norte, rebotará en la magnetosfera.

Efectos sobre la salud

Los efectos de la actividad geomagnética sobre los sistemas vivos, y en especial sobre la salud humana, es un campo cuyo conocimiento está aún escasamente desarrollado.

Actividad geomagnética y accidentes cerebrovasculares

Un estudio reciente basado en una colaboración internacional (Australia, Nueva Zelanda, Reino Unido, Francia y Suecia) ha estudiado la relación entre la actividad geomagnética y la incidencia de accidentes cerebrovasculares (ictus).Los investigadores compararon los datos sobre accidentes cerebrovasculares con la información de una base de datos internacional sobre la actividad geomagnética durante más de 23 años. Se utilizó un diseño de casos cruzados en el que cada paciente se usa como su propio control antes de que se produzca el accidente cerebrovascular. Esto tiene la ventaja de eliminar muchos factores de riesgo de confusión. Los resultados mostraron que el riesgo máximo para el accidente cerebrovascular se produjo una semana después de una tormenta geomagnética. En total se halló un aumento del 19% en el riesgo relativo de ictus una semana después de una tormenta geomagnética. Estos datos deben tomarse con gran precaución y deberán ser contrastados con otras investigaciones.

Sol

El Sol (del latín sol, solis, a su vez de la raíz protoindoeuropea sauel-)es una estrella de tipo-G de la secuencia principal y clase de luminosidad V que se encuentra en el centro del sistema solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética de este sistema planetario.Es una bola esférica casi perfecta de plasma, con un movimiento convectivo interno que genera un campo magnético a través de un proceso de dinamo. Cerca de tres cuartas partes de la masa del Sol constan de hidrógeno; el resto es principalmente helio, con cantidades mucho más pequeñas de elementos, incluyendo el oxígeno, carbón, neón y hierro.

Se formó hace aproximadamente 4,6 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 inicio 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 cinco mil millones de años más. Sin embargo, después de que la fusión del hidrógeno en su núcleo se halla detenido, el Sol sufrirá cambios severos y se convertirá en una gigante roja. Se estima que el Sol se volverá 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.5 Por sí solo, representa alrededor del 99,86 % de la masa del sistema solar.6 La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unión Astronómica Internacional en 149 597 870 700 metros7 (aproximadamente 150 millones de kilómetros). Su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos.

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, siendo así 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 entre 4567,9 y 4570,1 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones 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 mediana, 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 ha sido considerado por algunas culturas como una deidad. El movimiento de la Tierra alrededor del Sol es la base del calendario solar, el cual es el calendario predominante en uso hoy en día.

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. El Sol tiene una magnitud absoluta de +4.83, estimada como la más brillante de las 85% de estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas. El Sol pertenece a la Población I, o a las estrellas ricas en elementos pesados. La formación del Sol pudo haber sido provocado 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, siendo éstas 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.

El Sol es, con diferencia, el objeto más brillante en el cielo, con magnitud aparente de -26,74. Es unos 13 mil millones de veces más brillante que la segunda estrella más brillante, Sirio, que tiene una magnitud aparente de -1.46. La distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra es de aproximadamente 1 unidad astronómica (alrededor de 150 millones de kilometros), 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 desde 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. En base a esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado de 9 millonésimas, lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial por tan sólo 10 kilómetros. El efecto mareal de los planetas es débil y no afecta significativamente a la forma del Sol. El Sol rotas más deprisa por su ecuador que por sus polos. Esta rotación diferencial es casusada por el movimiento de convección debido al transporte de calor y al efecto coriolis debido a la rotación del Sol. En un marco de referencia definido por las estrellas, el periodo de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y de 33,5 días 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 28 días.

Nacimiento y muerte del Sol

El Sol se formó hace 4650 millones de años y tiene combustible para 7500 millones de años más.Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar unos mil millones de años en enfriarse.
Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circunestelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más fusionando hidrógeno de manera estable.

Cada segundo se transforman 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio, este proceso transforma cinco millones de toneladas de materia en energía, lo que da como resultado que el Sol cada vez se vuelve más liviano.

Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido.

Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbono y oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados- que lo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero esta vez de la rama asintótica gigante y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegará a estallar como una supernova al no tener la masa suficiente para ello.

Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso 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.Sin embargo, un artículo reciente postula 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.Otro artículo posterior apunta en la misma dirección.

Estructura del Sol

Como toda estrella, el Sol posee una forma esférica, y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio, ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria, lo que genera un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe, además de la contribución puramente térmica, una de origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.

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 (como el cianógeno, el óxido de carbono y el amoniaco) han sido identificados en la constitución del astro rey, por lo que se ha concluido que, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendría un espectro luminoso casi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constató su presencia en nuestro planeta.

El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin embargo, se puede determinar una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por:

1) núcleo
2) zona radiante
3) zona convectiva
4) fotosfera
5) cromosfera
6) corona
7) manchas solares
8) granulación
9) viento solar.

Núcleo

Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Esta energía generada en el núcleo del Sol tarda 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 elementos. En su centro se calcula que existe un 49 por ciento de hidrógeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento que se distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005), en los Estados Unidos, y Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se les conoce como ciclo de Bethe o del carbono, y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía, según la ecuación de Einstein (E = mc²), donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 por ciento de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins.

La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·1014 J por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.

Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón y forma un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado.

El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las estrellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estos últimos años que el calor solar proviene en su mayor parte (~75 %) del ciclo protón-protón.

En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará también el helio producto de estos procesos para dar carbono y oxígeno (véase proceso triple-alfa).

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiante, y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad y se convierten en un material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores menos calientes. Así, a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, y se enfría antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y el estudio de estas oscilaciones solares constituyen el campo de trabajo de la heliosismología.

Fotosfera

La fotosfera es la zona visible donde se emite luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo más oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad.

Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, menos calientes y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.

Un fotón tarda un promedio de 10 días desde que surge de la fusión de dos átomos de hidrógeno, en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan solo unos 8 minutos y medio en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol.

Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35 000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.

El signo más evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaba que era debido a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del Universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen continuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra.

Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están menos calientes que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, inferiores en ambos casos a los 6000  K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ = 5,67051·10−8 W/m²·K4), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente 10 000 km, y es imposible observarla sin filtros especiales, pues es eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse durante un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.

Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera, alcanzan alturas de hasta 150 000 km y producen erupciones solares espectaculares.

Corona solar

La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de kelvin, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Estas elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emite gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poco densa como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.

Todos estos fenómenos combinados ocasionan extrañas rayas en el espectro luminoso que hicieron pensar en la existencia de un elemento desconocido en la tierra al que incluso denominaron coronium hasta que investigaciones posteriores en 1942 concluyeron que se trataban de radiaciones producidas por átomos neutros de oxígeno de la parte externa de la misma corona, así como de hierro, níquel, calcio y argón altamente ionizados (fenómenos imposibles de obtener en laboratorios).

La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

En 1970 el físico sueco Hannes Alfvén obtuvo el premio Nobel. Él estimó que había ondas que transportaban energía por líneas del campo magnético que recorre el plasma de la corona solar. Pero hasta hoy no se había podido detectar la cantidad de ondas que eran necesarias para producir dicha energía.

Pero imágenes de alta definición ultravioleta, tomadas cada ocho segundos por el satélite de la NASA Solar Dymanics Observatory (SDO), han permitido a científicos como Scott McIntosh y a sus colegas del Centro Nacional Estadounidense de Investigación Atmosférica, detectar gran cantidad de estas ondas. Las mismas se propagan a gran velocidad (entre 200 y 250 kilómetros por segundo) en el plasma en movimiento. Ondas cuyo flujo energético se sitúa entre 100 y 200 vatios por kilómetro cuadrado "son capaces de proveer la energía necesaria para propulsar a los rápidos vientos solares y así compensar las pérdidas de calor de las regiones menos agitadas de la corona solar", estiman los investigadores.

Sin embargo, para McIntosh esto no es suficiente para generar los 2000 vatios por metro cuadrado que se necesitan para abastecer a las zonas activas de la corona. Es por esto que se requiere de instrumentos con mayor capacidad temporal y espacial para estudiar todo el espectro de energía irradiada en las regiones activas de nuestra estrella.

Heliosfera. Efectos del viento solar en el sistema solar

La heliosfera sería la región que se extiende desde el Sol hasta más allá de Plutón y que se encuentra bajo la influencia del viento solar. Es en esta región donde se extienden los efectos de las tormentas geomagnéticas y también donde se extiende el influyo del campo magnético solar. La heliosfera protege al sistema solar de las radiaciones provenientes del medio interestelar y su límite se extiende a más de 100 UA del Sol, límite solo superado por los cometas.

Eyección de masa coronal

La eyección de masa coronal (CME) es una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar. Esta onda es muy peligrosa ya que daña los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar.

Cada 11 años, el Sol entra en un turbulento ciclo (Actividad Máxima Solar) que representa la época más propicia para que el planeta sufra una tormenta solar. Dicho proceso acaba con el cambio de polaridad solar (no confundir con el cambio de polaridad terrestre).
Nos encontramos en el Ciclo Solar 24, que comenzó en enero de 2008.
Una potente tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red eléctrica de las grandes ciudades, una situación que podría durar semanas, meses o incluso años.
Las tormentas solares pueden causar interferencias en las señales de radio, afectar a los sistemas de navegación aéreos, dañar las señales telefónicas e inutilizar satélites por completo.
El 13 de marzo de 1989, la ciudad de Quebec, en Canadá, fue azotada por una fuerte tormenta solar. Como resultado de ello, seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagón que duró 90 segundos. La red eléctrica de Montreal estuvo paralizada durante más de nueve horas. Los daños que provocó el apagón, junto con las pérdidas originadas por la falta de energía, alcanzaron los cientos de millones de dólares.
Entre los días 1 y 2 de septiembre de 1859, una intensa tormenta solar afectó a la mayor parte del planeta. Las líneas telegráficas de los Estados Unidos y el norte de Europa quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Además, una impresionante aurora boreal, fenómeno que normalmente solo puede observarse desde las regiones árticas, pudo verse en lugares tan alejados de los polos como el sur de Europa, el Caribe, Hawái., e incluso en Colombia, cerca del ecuador terrestre.

Cambio de polaridad solar

El campo magnético del sol se forma como sigue: En el núcleo, las presiones del hidrógeno provocan que sus átomos únicamente queden excluidos por las fuerzas de polaridad de los protones, dejando una nube de electrones en torno a dicho núcleo (los electrones se han desprendido de las órbitas tradicionales, formando una capa de radiación electrónica común). La fusión de los átomos de hidrógeno en helio se produce en la parte más interna del núcleo, en donde el helio queda restringido por ser un material más pesado. Dicho 'ordenamiento' induce que los propios electrones compartan estados de energía y en consecuencia sus campos magnéticos adquieran aún más densidad y potencia. Las enormes fuerzas de gravedad, impiden que los fotones (portadores de esas fuerzas) escapen de forma libre. De esta forma se genera en su interior un potente campo magnético que influye en la dinámica del plasma en las capas siguientes.

Los campos magnéticos, tal como si se tratase de un material fluido, encuentran su dinámica por las fuerzas magnetohidrodinámicas en constante interacción con las gravitatorias y rotacionales de la estrella, llegando a la superficie de manera que, los materiales más externos quedan ordenados conforme a las líneas de fuerza gauss. La rotación solar produce que las capas más externas no giren todas a la misma velocidad, por lo que el ordenamiento de estas líneas de fuerza se va descompensando a medida que los materiales distribuidos entre los polos y el ecuador van perdiendo sincronismo en el giro rotacional de la estrella. Por cada ruptura en la integridad del campo magnético, se produce un escape de líneas de fuerza gauss (produciendo las típicas manchas negras), en las que un aumento de estas, puede tener como consecuencia una erupción solar consecuente por la desintegración local del campo gauss. Cuando el sol se acerca a su máximo desorden, las tormentas solares son máximas. Estos periodos se dan cada 11 años. El sol no posee un campo electromagnético como el de la Tierra, sino que posee lo que se denomina Viento solar, producido por esas inestabilidades rotacionales del Sol. Si no fuera por eso, los campos magnéticos del sol quedarían restringidos a la dinámica del plasma.

Por esa misma razón, una reacción de fusión entre dos átomos de hidrógeno en el interior del sol, tarda 11 años en llegar a escapar de las enormes fuerzas gravitatorias y magnéticas.

Importancia de la energía solar en la Tierra

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirectamente una pequeña cantidad de esta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.

La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condensó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.

Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre

Una mínima cantidad de materia puede convertirse en una enorme manifestación de energía. Esta relación entre la materia y la energía explica la potencia del Sol, que hace posible la vida. ¿Cuál es la equivalencia? En 1905, Einstein había predicho una equivalencia entre la materia y la energía mediante su ecuación E=mc². Una vez que Einstein formuló la relación, los científicos pudieron explicar por qué ha brillado el Sol por miles de millones de años. En el interior del Sol se producen continuas reacciones termonucleares. De este modo, el Sol convierte cada segundo unos 564 millones de toneladas de hidrógeno en 560 millones de toneladas de helio, lo que significa que unos cuatro millones de toneladas de materia se transforman en energía solar, una pequeña parte de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida.

Con la fórmula y los datos anteriores se puede calcular la producción de energía del Sol, obteniéndose que la potencia de nuestra estrella es aproximadamente 3'8x1026 vatios, ó 3'8x1023 kilovatios —o, dicho de otra manera, el Sol produce en un segundo 760 000 veces la producción energética anual a nivel mundial—.

Observación astronómica del Sol

Unas de las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron las realizadas por Galileo Galilei en el siglo XVII, utilizando vidrios ahumados al principio, y usando el método de proyección después. Galileo observó así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitoreada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra, no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar, sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Exploración solar

La luz solar que apreciamos de a simple vista es de color amarillo, pero en realidad el sol la emite en todas las longitudes de onda.

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre, la Agencia Espacial Europea y la NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar, y la sonda norteamericana Génesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliósfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004, pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaídas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Cálculo histórico del tamaño del sol y su distancia

Aristarco de Samos fue el primero en hacer estimaciones sobre la distancia al Sol. No llegó a distancias concretas, sino que estableció distancias relativas a la distancia entre la Tierra y la Luna. Esperó a que la fase de la Luna sea de un cuarto exactamente, momento en que el ángulo Tierra-Luna-Sol debería ser un ángulo recto. Entonces la hipotenusa del rectángulo sería la distancia de la Tierra al Sol. Para esto era necesario medir con exactitud el ángulo del Sol respecto a la Luna, cosa que no es nada fácil.

Entonces determinó la distancia y el tamaño del Sol (relativos). Sin embargo, siendo necesario medir unos ángulos demasiado pequeños, y sin los instrumentos para ello, no logró la suficiente exactitud. Determinó que el Sol se encuentra 20 veces más lejos de lo que está la Luna, y determinó que su diámetro era al menos 7 veces el diámetro de la Tierra. Según los cálculos actuales el Sol se encuentra 400 veces más alejado que la Luna, y su diámetro es 109 veces más grande que el de la Tierra, por lo que fue muy grande el error de medición.

Para establecer la distancia real de la Tierra a la Luna sugirió un método utilizando curvatura de la sombra de la Tierra proyectada en la Luna, durante los eclipses lunares.(Este método fue utilizado por Hiparco de Nicea posteriormente para calcular esa distancia).

Aristarco, pensando que el Sol era al menos 7 veces más grande que la Tierra, sugirió que no es el Sol el que gira al rededor de la Tierra, sino al contrario, siendo el primero en sugerir un modelo heliocéntrico. Sin embargo, sus ideas no fueron aceptadas por sus contemporáneos y la teoría heliocéntrica no se retomó hasta 1543, 17 siglos después, cuando Copérnico publicó su libro ≪Sobre las revoluciones de los orbes celestes≫.

En 1650 Godefroy Wendelin repitió las mediciones de Aristarco midiendo directamente la distancia al Sol, esta vez con mayores recursos técnicos que 18 siglos atrás. Llegó a la conclusión de que el Sol estaba unas 240 veces más alejado que la Luna.Esta vez el error fue menor, pero el valor todavía menor al que se mide actualmente.

En 1609, Kepler abrió el camino para determinar las distancias relativas de todos los cuerpos del sistema solar, no solo de la Luna y el Sol, por lo que sabiendo la distancia a cualquiera de los planetas se podría saber la distancia al Sol.Posteriormente Cassini, en 1673 obtuvo el paralaje de Marte, por lo que logró determinar su distancia. Entonces, sobre la base de los cálculos de Kepler, determinó la distancia al Sol en 136 millones de kilómetros (esta vez la distancia se acercó bastante a los datos actuales, y el error fue sólo de 7 %).

Cuerpo Menor Del Sistema Solar

Un cuerpo menor del sistema solar (CMSS o del inglés SSSB, small Solar System body) es, según la resolución de la UAI (Unión Astronómica Internacional) del 22 de agosto de 2006, un cuerpo celeste que orbita en torno al Sol y que no es planeta, ni planeta enano, ni satélite:

Todos los otros objetos referido a los que no sean ni planetas ni planetas enanos ni satélites, y que orbitan alrededor del Sol, se deben denominar colectivamente "cuerpos menores del sistema solar" (Small Solar-System Bodies).
Éstos actualmente incluyen la mayoría de los asteroides del sistema solar, la mayoría de los objetos transneptunianos (OTN), cometas, y otros pequeños cuerpos.
Por consiguiente, según la definición de la UAI, son cuerpos menores del sistema solar, independientemente de su órbita y composición:

Los asteroides.
Los OTN, (Objeto transneptunianos).
Los cometas.
Los meteoroides.

Según las definiciones de planeta y de planeta enano, que atienden a la esfericidad del objeto debido a su gran masa, se puede definir como cuerpo menor del sistema solar, por exclusión, a todo cuerpo celeste que, sin ser un satélite, no haya alcanzado suficiente tamaño o masa como para adoptar una forma esencialmente esférica.

Según algunas estimaciones, la masa requerida para alcanzar la condición de esfericidad se situaría en torno a los 5×1020 kg, resultando el diámetro mínimo en torno a los 800 km. Sin embargo, características como la composición química, la temperatura, la densidad o la rotación de los objetos pueden variar notablemente los tamaños mínimos requeridos, por lo que se rechazó asignar valores apriorísticos a la definición, dejando la resolución individual de cada caso a la observación directa.

Según la UAI, algunos de los cuerpos menores del sistema solar más grandes podrían reclasificarse en el futuro como planetas enanos, tras un examen para determinar si están en equilibrio hidrostático, es decir: si son suficientemente grandes para que su gravedad venza las fuerzas del sólido rígido hasta haber adoptado una forma esencialmente esférica.

Exceptuando los objetos transneptunianos, los cuerpos menores del sistema solar de mayor tamaño son Vesta y Palas, con algo más de 500 km de diámetro.

Planetoide

Planeta menor o planetoide es una clasificación, actualmente en desuso, que hasta 2006 englobaba los cuerpos del Sistema Solar que, no siendo satélites ni cometas, resultaban ser más pequeños que los planetas «tradicionales» pero más grandes que los meteoroides, comúnmente definidos con un tamaño máximo de 10 metros.

Definición

Esta distinción se realizaba basándose en la apariencia visual al efectuarse su descubrimiento; los cometas debían mostrar una coma, y eran listados en sus propios catálogos. En contraste, los planetas menores aparecen como estrellas («asteroide», del griego αστεροειδές, asteroides = «como estrella», «con forma de estrella», del griego antiguo Aστήρ, astēr = «estrella»), y reciben una denominación provisional anual en el orden de su descubrimiento y una designación (número consecutivo) y nombre si su existencia está bien establecida con una órbita determinada.

Tras la reunión de la Unión Astronómica Internacional (IAU) de 2006 se redefinieron las categorías de objetos celestes en tres tipos: planeta, planeta enano y cuerpo menor del Sistema Solar,por lo que el término "planeta menor" perdió su vigencia, pudiéndose utilizar ahora de forma oficiosa como equivalente de cuerpo menor del Sistema Solar,es decir, para designar de forma genérica a todos aquellos cuerpos que, sin ser satélites, no han alcanzado un tamaño suficiente como para adoptar una forma esencialmente esférica, atributo identificativo de los planetas, tanto de los «tradicionales» o «mayores» como de los «enanos».

A pesar de que la categoría planeta menor ya no es oficial, sí ha mantenido ese nombre el catálogo de planetas menores de la UAI. Al no haberse creado un catálogo propio para la reciente categoría de planeta enano, la UAI ha seguido asignando un número en el catálogo de planetas menores a esta nueva categoría de cuerpos celestes,6 motivo que, unido a la tradición, provoca que algunos autores sigan empleando el término planeta menor para referirse a los «planetas enanos», aunque estrictamente no lo sean.

Es relativamente común utilizar indistintamente las denominaciones «asteroide», planetoide y planeta menor, si bien en ambientes científicos el término asteroide se suele reservar para los objetos ubicados en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter, mientras que los objetos situados en el cinturón de Kuiper o, en general, más allá de la órbita de Neptuno suelen denominarse objetos transneptunianos.

Historia

El primer planeta menor fue Ceres, descubierto el 1 de enero de 1801 por el italiano Giuseppe Piazzi. Ceres fue considerado originalmente un nuevo planeta, aunque luego se le rebajó a asteroide o planeta menor, y desde 2006 está clasificado como planeta enano.8 William Herschel, descubridor de Urano, acuñó el término «asteroide» para los primeros objetos descubiertos en el siglo XIX, los cuales orbitan el sol entre Marte y Júpiter, y generalmente en una órbita de baja excentricidad relativa.Desde entonces se han encontrado planetas menores en todas las órbitas planetarias desde Mercurio hasta Neptuno, y un número creciente de objetos transneptunianos (en inglés: trans neptunian objects o TNO) más allá de la órbita de Neptuno.

Los planetas menores se clasificaban en grupos y familias basados en las características de sus órbitas. Además de estas extensas divisiones, se acostumbraba a denominar un grupo de asteroides a partir del primer miembro del grupo descubierto (normalmente el mayor). Mientras que los «grupos» son asociaciones dinámicas relativamente sueltas, las «familias» son más estables y coherentes. Las «familias» solo se reconocen dentro del cinturón de asteroides, y fueron reconocidas por primera vez por Kiyotsugu Hirayama en 1918, siendo llamadas «familias Hirayama» en su honor.

Asteroide

Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide que gira alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno. La mayoría orbita entre Marte y Júpiter en la región del sistema solar conocida como cinturón de asteroides, otros se acumulan en los puntos de Lagrange de Júpiter y la mayor parte del resto cruza las órbitas de los planetas.

La palabra asteroide procede del griego, ἀστεροειδής, y significa «de figura estelar», en referencia al aspecto que presentan vistos con un telescopio. Fue acuñada por William Herschel en 1802, aunque durante la mayor parte del siglo XIX los astrónomos los denominaran planetas. Hasta el 24 de marzo de 2006 a los asteroides se les llamaba también planetoides o planetas menores. Sin embargo, estos términos han caído en desuso.

Durante más de dos siglos, Ceres fue el primer asteroide descubierto. Tras la redefinición de planeta de 2006, que reclasificó a este cuerpo como planeta enano, técnicamente es Palas, encontrado en 1802, el primer asteroide descubierto. En estos dos siglos el número de asteroides conocidos no ha dejado de crecer alcanzando valores de varios cientos de miles. No obstante, si se sumara toda su masa, el equivalente solo daría para un 5 % de la masa de la Luna.

Los asteroides se clasifican en función de su ubicación, composición o agrupamiento. Para la ubicación se toma como referencia la posición relativa de estos cuerpos respecto al Sol y los planetas. Para la composición se usan los datos extraídos de los espectros de absorción. Los agrupamientos se basan en los valores nominales similares del semieje mayor, la excentricidad y la inclinación de la órbita. Debido a su diminuto tamaño y gran distancia de la Tierra, casi todo lo que sabemos de ellos procede de medidas astrométricas y radiométricas, curvas de luz y espectros de absorción. Gaspra, en 1991, fue el primer asteroide visitado por una sonda espacial, mientras que dos años más tarde Ida fue el primero en el que se confirmó la existencia de un satélite.

El nombre asteroide

«Asteroide» es una palabra de origen griego, ἀστεροειδής, que se puede traducir al español como «de forma estelar».Hace alusión al aspecto que ofrecen estos cuerpos vistos a través de un telescopio. Fue Herschel quien el 6 de mayo de 1802 propuso ante la Royal Society de Londres que tanto Ceres como Palas, únicos asteroides descubiertos hasta ese momento, eran un nuevo tipo de cuerpos a los que llamó asteroides.Sin embargo, la mayoría de los astrónomos de la época rechazó la propuesta de Herschel por considerarla indigna, ridícula o sin precedentes y continuaron considerándolos planetas. Giuseppe Piazzi, descubridor de Ceres, empleó el término planetoide y solo Heinrich Olbers secundó a Herschel. «Asteroide» no empezó a generalizarse hasta principios del siglo XX.

En 2013 Clifford Cunningham, en un encuentro de la división planetaria de la Sociedad Astronómica Americana, argumentó que la propuesta original procedía del especialista en griego Charles Burney. Según Cunningham, Herschel pidió sugerencias a varios amigos entre los que estaban Joseph Banks y Charles Burney.5 A su vez, Banks escribió a Stephen Weston, quien propuso el nombre «aorate», y Burney escribió a su hijo proponiendo nombres como «stellula» en clara alusión al diminuto tamaño de estos cuerpos. Posteriormente, Burney escribiría a Frances Crewe: They are not allowed by Herschel to be either Planets or Comets, but asteroids, italick, a kind of star —a name my son, the Grecian, furnished.Finalmente Herschel se decidió por «asteroide» por ser la mejor de un montón de malas ideas.

El descubrimiento de los asteroides

Durante siglos, astrónomos, físicos y matemáticos se preguntaron por el enorme vacío que había entre las órbitas de Marte y Júpiter, pero no fue hasta el siglo XIX que Piazzi dio una primera respuesta al descubrir Ceres. En el siglo siguiente, los astrónomos ya conocía miles de asteroides, principalmente agrupados en el cinturón de asteroides. Con la llegada de las búsquedas automatizadas a finales del siglo XX y principios del XXI, el número de asteroides conocido se disparó. En 2012, había más de seiscientas mil órbitas computadas.

El planeta entre Marte y Júpiter

El primer investigador que se ocupó del hueco que había entre las órbitas de Marte y Júpiter fue Johannes Kepler. Kepler formuló la hipótesis de que debía existir un planeta desconocido en ese espacio, aunque agregó que quizá no fuese suficiente con uno. Posteriormente otros científicos retomaron la cuestión. Isaac Newton opinaba que tanto Júpiter como Saturno habían sido puestos por influencia divina en el exterior del sistema solar para no perturbar las órbitas de los planetas interiores. El filósofo Immanuel Kant dijo que el espacio vacío estaba en proporción a la masa de Júpiter. Johann Heinrich Lambert pensaba que el hueco era quizá el resultado de la expulsión de algún hipotético planeta debido a la influencia gravitatoria de Júpiter y Saturno.

Ya en el siglo XVIII varios astrónomos estaban dispuestos a creer en la existencia de múltiples planetas desconocidos en el sistema solar. Sin embargo, fue Johann Daniel Titius, en 1766, el primero en aportar la explicación para la distancia entre las órbitas de Marte y Júpiter que con el tiempo se conocería como ley de Titius-Bode. La relación numérica atrajo la atención de Johann Elert Bode, quien no dudó de su validez y la publicó en 1772. El descubrimiento de Urano por William Herschel en 1781 a la distancia que vaticinaba la ley fue la confirmación definitiva de su fiabilidad y reforzó la creencia en la existencia de un planeta entre Marte y Júpiter.

Uno de los astrónomos que más interés se tomó en la localización del planeta fue el barón Franz Xaver von Zach, director del observatorio de Seeberg. Zach seleccionó la región zodiacal, preparó una mapa de estrellas que le permitiera determinar la presencia de nuevos objetos y calculó incluso una hipotética órbita para el desconocido planeta. En 1800, tras estériles resultados, convenció a otros astrónomos para que le ayudaran en la búsqueda. El 20 de septiembre de 1800 se constituyó la Vereinigte Astronomische Gesellschaft, conocida como Sociedad de Lilienthal, con el propósito de cartografiar la región del Zodiaco hasta las más débiles estrellas. Entre los miembros fundadores estaban Karl Ludwig Harding y Olbers, quienes más adelante descubrirían uno y dos asteroides respectivamente.

Para lograr sus fines, dividieron el Zodiaco en veinticuatro partes iguales y escogieron a otros astrónomos hasta completar la cifra de las divisiones. A estos astrónomos se les conoce como la policía celeste, aunque varios no llegaron a participar activamente en la búsqueda. Entre los seleccionados estaban Herschel y Piazzi, quien no recibió una invitación formal para unirse a la empresa, aunque a la postre fue el descubridor del nuevo planeta.

Ceres, el primer asteroide

La noche del 1 de enero de 1801, mientras trabajaba en la composición de un catálogo de estrellas, Piazzi encontró un objeto en la constelación del Toro. Observó, en las noches sucesivas, que el objeto se movía sobre el fondo estelar. Al principio pensó que se trataba de un error, pero luego llegó a la conclusión de que había descubierto un cometa. El 4 de enero anunció a la prensa el hallazgo, gracias a lo cual varios astrónomos europeos, entre ellos Joseph Lalande quien pidió a Piazzi que le enviara sus observaciones, supieron la noticia a finales de febrero. Más adelante compartió sus observaciones por sendas cartas con Bode y Barnaba Oriani en las que mencionaba la ausencia de nebulosidad alrededor del objeto.

Con los datos que le aportaba Piazzi en su carta, Bode calculó una órbita preliminar. El 26 de marzo comunicó en la Academia Prusiana de las Ciencias que la órbita era consistente con el planeta que faltaba entre Marte y Júpiter y posteriormente informó a Zach para que lo publicase en Monatliche Correspondenz. Llegó incluso a proponer el nombre de Juno para el nuevo planeta. Piazzi ya había bautizado su descubrimiento como Cerere Ferdinandea en honor a la diosa patrona de Sicilia y al rey Fernando. A la larga, la comunidad astronómica aceptó el nombre de Ceres para el nuevo objeto.

Lalande pasó las observaciones de Piazzi a Johann Karl Burckhardt quien calculó una órbita elíptica con ellas y envió sus resultados a Zach a primeros de junio. A finales del mismo mes, la comunidad astronómica estaba convencida de que Ceres era un nuevo planeta. Sin embargo, la tardanza de Piazzi en proporcionar los datos de sus observaciones frustaron los intentos de recuperarlo. Zach, en carta enviada a Oriani el 6 de julio, criticó a Piazzi por haber mantenido en secreto su trabajo. Para finales de agosto muchos astrónomos, en especial en Francia, dudaban de la existencia del objeto.

En septiembre se publicaron todas las observaciones de Piazzi. Carl Friedrich Gauss calculó una nueva órbita elíptica que mejoraba mucho la anteriormente obtenida por Burckhardt, quien en realidad trabajó con pocas observaciones. El 7 de diciembre Zach llegó a ver el planeta enano, pero el mal tiempo de los siguientes días le impidió continuar con sus observaciones. Finalmente, el 31 de diciembre Zach y el 2 de enero Olbers observaron independientemente Ceres en la posición predicha por los cálculos de Gauss, con lo que se confirmaba la existencia del objeto.

Palas, Juno y Vesta

Unos meses después de la recuperación de Ceres, el 28 de marzo de 1802, Olbers encontraba otro objeto de características parecidas, pero con inclinación y excentricidad mayores. Dos días después estaba seguro de que se hallaba ante un nuevo planeta, al que denominó Palas, pues observó que se desplazaba respecto a las estrellas de fondo. El 4 de abril, Zach confirmó el descubrimiento de Olbers y extendió la noticia que fue enseguida aceptada por la mayoría de astrónomos europeos. Para tratar de casar la ley de Bode-Titius, cuyo fundamento físico, aunque desconocido, no había sido puesto en duda, con la presencia de dos cuerpos en lugar de uno, Olbers propuso que Ceres y Palas eran trozos de un planeta mayor que se había fragmentado por fuerzas internas o por un impacto.

La consecuencia inmediata de la teoría de Olbers fue que podrían existir más objetos entre las órbitas de Marte y Júpiter aún por descubrir. Así, Harding, tras constantes observaciones de la región del firmamento donde se cruzaban las órbitas de Ceres y Palas, terminó por encontrar a Juno el 1 de septiembre de 1804. Días después, Hofrath Huth, en una carta enviada a Bode, aventuraba que no sería el último descubrimiento y que estos cuerpos podrían haberse originado a la vez que el resto de planetas y de la misma forma, en contra de lo que postulaba Olbers.

Casi tres años después, Olbers descubrió un cuarto asteroide, Vesta, en la misma región del cielo y que ha resultado ser el más brillante. El nombre fue propuesto por Gauss. Estos cuatro descubrimientos reforzaron la teoría olbersiana, a pesar de ser objetivamente pocos. Sin embargo, ya en 1812, Joseph-Louis de Lagrange la cuestionaba, afirmando que era extraordinaria, pero improbable.

Miles de asteroides

Tras los primeros descubrimientos, pasaron cerca de cuarenta años hasta que Karl Ludwig Hencke encontró el quinto tras cinco lustros de intensa búsqueda. Este largo lapso de tiempo se puede explicar por tres causas principales. En primer lugar, la mayoría de astrónomos, influidos por la teoría de Olbers, hicieron sus búsquedas en la misma región del espacio en las que se descubrieron los primeros cuerpos. En segundo, la búsqueda sistemática de nuevos planetas no fue considerada una prioridad astronómica, puesto que los primeros cuerpos se encontraron por accidente. Por último, la ausencia de buenas cartas celestes, donde se mostrase de forma inequívoca la posición de las estrellas, desalentó a los astrónomos porque no se tenía certeza de hallarse ante un nuevo planeta o una estrella.

Con el acceso a un número cada vez mayor de cartas celestes, los astrónomos dispusieron de medios para empreder la tarea con suficientes garantías. Así, en 1857 ya se habían descubierto cincuenta y el número cien se catalogó en 1868. El 22 de diciembre de 1891, Maximilian Franz Wolf descubrió Brucia mediante la astrofotografía, técnica que aceleró el aumento de la nómina de asteroides. Para 1923 ya había mil asteroides catalogados y en 1985 se registró el número tres mil. A finales del siglo XX, el refinamiento de las técnicas de observación y el empleo de programas automatizados, como Linear y Spacewatch, incrementó exponencialmente la cantidad de asteroides conocidos. En 1999 eran diez mil; en 2002, cincuenta mil; el número cien mil se catalogó en 2005; para 2014 ya eran cuatrocientos mil los cuerpos catalogados.Algunas estimaciones permiten suponer que haya más de un millón de asteroides con tamaños superiores a un kilómetro.

Mientras aumentaba el número de asteroides, los astrónomos se cuestionaban su origen. François Arago observó que las órbitas no se intersecaban en la misma región del espacio, lo que ponía en duda la teoría de Olbers, aunque admitió que el entrelazamiento de las órbitas sugería algún tipo de relación. Más adelante, en 1867, Daniel Kirkwood postuló que los asteroides se habían originado a partir de un anillo de materia que no llegó a formar un planeta debido a la influencia gravitatoria de Júpiter. Esta teoría terminó por convertirse en la dominante en los círculos astronómicos. El mismo Kirkwood encontró que no existían asteroides cuyos periodos de traslación tuviesen una relación de números enteros sencillos con Júpiter por lo que se producían huecos en la distribución de los asteroides. En 1918, Kiyotsugu Hirayama encontró similitudes en los parámetros orbitales de varios asteroides, concluyó que tenían un origen común, probablemente tras colisiones catastróficas, y llamó a estas agrupaciones familias de asteroides.

Características generales de los asteroides

Los asteroides son cuerpos menores, rocosos y que orbitan alrededor del Sol a distancias inferiores a la de Neptuno. La mayoría está situada entre las órbitas de Marte y Júpiter. Tienen tamaños reducidos y formas irregulares, salvo algunos de mayor tamaño como Palas, Vesta o Higía que tienen formas ligeramente redondeadas.

Se originaron a partir de la colisión de cuerpos mayores que no llegaron a conformar un planeta por la influencia gravitatoria de Júpiter.

Formas, tamaños y distribución de masas

El tamaño de los asteroides varía entre los 1000 km del más grande hasta rocas de apenas una decena de metros. Los tres más grandes son similares a planetas en miniatura: Son más o menos esféricos, su interior está parcialmente diferenciado y se cree que son protoplanetas. Sin embargo, la gran mayoría son mucho más pequeños, de forma irregular y, o bien son restos supervivientes de los primitivos planetésimos, o bien fragmentos de cuerpos más grandes producidos tras colisiones catastróficas.

Ceres es, con diferencia, el más grande. Los siguientes son Palas y Vesta, ambos con diámetros poco mayores de 500 km. Vesta, además, es el único asteroide del cinturón principal que, en ocasiones, puede verse a simple vista. En contadas ocasiones, asteroides cercanos a la Tierra como Apofis pueden verse con el ojo desnudo.

La masa de todos los asteroides del cinturón principal está estimada entre 2,8 y 3,2×1021 kg; o, lo que es igual, un 4 % de la masa de la Luna. Ceres, con 9,5×1020 kg, representa la tercera parte del total. Junto a Vesta (9 %), Palas (7 %) e Higía (3 %) alcanza a más de la mitad de la masa. Los siguientes tres asteroides Davida (1,2 %), Interamnia (1 %) y Europa (0,9 %) solo añaden otro 3 % a la masa total. A partir de aquí, el número de asteroides aumenta rápidamente al tiempo que sus masas individuales disminuyen.

El número de asteroides disminuye notablemente conforme aumenta el tamaño. Aunque esto sigue una distribución de potencias, hay saltos para los 5 y 100 km donde se encuentran más asteroides de lo esperado según una distribución logarítmica.

Distribución de los asteroides en el sistema solar

Asteroides cercanos a la Tierra

Los asteroides cercanos a la Tierra (NEA, acrónimo inglés de Near-Earth Asteroids) son todos aquellos objetos astronómicos que tienen una órbita cercana a la Tierra y no son cometas. Hay más de 10 000 asteroides conocidos con estas características con diámetros que varían desde un metro a los aproximadamente 32 km de Ganimedes.Los que superan el kilómetro se acercan a los 1000.10 Eros fue el primer asteroide de este grupo en ser descubierto.

Parte de estos cuerpos son residuos de cometas extinguidos. Otros NEA se cree que se originan en el cinturón de asteroides donde la influencia gravitatoria de Júpiter expulsa al sistema solar interior a los asteroides que caen en los huecos de Kirkwood.El efecto Yarkovsky contribuye a que el suministro de asteroides a las resonancias jovianas sea continuo.

La duración estimada de los NEA es de unos pocos millones de años.Su composición es comparable a la de los asteroides del cinturón principal o a la de los cometas de periodo corto.

Los NEA se dividen en tres grupos principales atendiendo al semieje mayor, perihelio y afelio.

Asteroides Atón

Son aquellos que tienen un semieje mayor inferior a 1 ua. El asteroide Atón da nombre al grupo. Si además no cruzan la órbita terrestre se les denomina asteroides Apohele, asteroides Atira u objetos interiores a la Tierra.Algunos asteroides de este grupo, como Cruithne, tienen órbitas similares a la terrestre.

Asteroides Apolo

Son aquellos que tienen un semieje mayor superior a 1 ua y cruzan la órbita de la Tierra. El asteroide Apolo da nombre al grupo.

Asteroides Amor

Son aquellos cuyo perihelio es mayor que el afelio terrestre e inferior a 1,3 ua. El asteroide Amor.

Asteroides potencialmente peligrosos

Se llaman asteroides potencialmente peligrosos (PHA, acrónimo en inglés de Potentially Hazardous Asteroids) a aquellos que se aproximan a la Tierra a menos de 0,05 ua y tienen una magnitud absoluta inferior a 22.El más grande de estos cuerpos es Toutatis.

Asteroides del cinturón principal

El cinturón de asteroides es una región del sistema solar comprendida entre las órbitas de Marte y Júpiter. La mayor parte de los asteroides forma parte de él, a distancias comprendidas entre 2 y 3,5 ua. Más de la mitad de la masa la constituyen Ceres, Palas, Vesta, Juno e Higía, aunque la masa total del cinturón apenas supone un 4 % de la masa de la Luna.

El cinturón de asteroides se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del sistema solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón habrían podido formar un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo, produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad. Una consecuencia de estas perturbaciones son los huecos de Kirkwood, zonas donde no se encuentran asteroides debido a resonancias orbitales con Júpiter que provocan que sus órbitas se tornen inestables.

El cinturón de asteroides está dividido en varias regiones según los límites que marcan las resonancias jovianas. Sin embargo, no todos los autores se ponen de acuerdo. Para la mayoría se divide en interior, exterior y medio o principal propiamente dicho, cuyos límites son las resonancias 4:1 y 2:1. A su vez, el cinturón principal se divide en tres zonas designadas con números romanos y limitadas por las resonancias 3:1 y 5:2. Una última resonancia, 7:3, marca una interrupción en la zona III. Algunos asteroides tienen órbitas tan excéntricas que llegan a cruzar la de Marte (en inglés, Mars-crossing asteroids).

Hungarias

Los hungarias o asteroides del grupo de Hungaria son cuerpos menores situados entre 1,78 y 2,06 ua, con inclinaciones orbitales elevadas y excentricidad menor de 0,18. Son el resultado de una colisión catastrófica producida hace menos de quinientos millones de años y cuyo fragmento mayor es Hungaria, que da nombre al grupo, la región y la familia. La mayoría de los cuerpos de este grupo pertenecen a la familia asteroidal de Hungaria. Son objetos muy brillantes, con magnitudes absolutas inferiores a 18 y pertenecen a los tipos espectrales E y X.

Hildas

Los hildas o asteroides del grupo de Hilda son cuerpos menores que tienen resonancia orbital 3:2 con Júpiternota 3 y un semieje mayor comprendido entre 3,8 y 4,1 ua aproximadamente. Los miembros centrales del grupo tienen una alta estabilidad orbital y pertenecen a los tipos espectrales D y P. La mayoría está agrupado en las familias de Hilda y de Schubart.

Asteroides troyanos

Los asteroides troyanos son asteroides que comparten órbita con un planeta. Se distribuyen en dos regiones alargadas y curvas alrededor de los puntos estables de Lagrange L4 y L5, situados 60° delante y detrás del planeta respectivamente. El nombre troyano se debe a que se estableció la convención de bautizar a los asteroides que ocupaban dichos puntos de la órbita de Júpiter con el nombre de los personajes de la guerra de Troya.

Tradicionalmente el término se ha referido a los asteroides troyanos de Júpiter, los primeros en ser descubiertos y los más numerosos hasta la fecha con diferencia. Sin embargo, con el descubrimiento de asteroides en los puntos de Lagrange de otros planetas del sistema solar, el término se ha extendido para englobarlos a todos. Solo Saturno y los planetas interiores a la Tierra no tienen asteroides troyanos confirmados. En el caso de los troyanos de Júpiter, los que anteceden al planeta pertenecen al grupo del campo griego y los que siguen al planeta al grupo del campo troyano.

Existen dos teorías para explicar su origen y ubicación. La primera indica que se formaron durante la última etapa de acreción planetaria en la misma región en la que se encuentran. La segunda establece que, durante la migración planetaria, el primitivo cinturón de Kuiper se desestabilizó y millones de objetos fueron expulsados al interior del sistema solar donde se incorporaron a los puntos de Lagrange de los planetas gaseosos.

Aquiles, el 22 de febrero de 1906 en el punto L4 de la órbita joviana, fue el primer troyano en ser descubierto. Hubo de transcurrir casi un siglo para descubrir troyanos de otros planetas. El 20 de junio de 1990 se encontró Eureka, primer troyano de Marte, y el 21 de agosto de 2001 se halló a 2001 QR322, el primero de Neptuno. Más tarde se descubrieron sendos troyanos en las órbitas de la Tierra y Urano.

Centauros

Se denominan centauros a un grupo de cuerpos menores que se encuentran en la parte exterior del sistema solar orbitando entre los grandes planetas. Quirón orbita entre Saturno y Urano, Damocles entre Marte y Urano.

Estos cuerpos tienen órbitas inestables, muy influidos gravitatoriamente por la gran masa de Júpiter.

Clasificación de los asteroides según tipos espectrales

El estudio de la luz reflejada por los asteroides proporciona indicos de sus composiciones superficiales. El análisis de los espectros de absorción de cientos de asteroides ha permitido clasificarlos en diferentes tipos atendiendo a diversos criterios, siendo los principales tipos «S», «C», «M», «V» y «D». Sin embargo, distintos materiales pueden tener similiares espectros de absorción que, a su vez, pueden estar afectados por el estado de la superficie: si es porosa o compacta; si las rocas están más o menos fragmentadas; si está cubierta de polvo; o si ha sufrido una larga exposición a las radiaciones solar y cósmica.Los principales modelos de clasificación espectral son Tholen y SMASS.

Tipo espectral S

Los asteroides del tipo S representan alrededor del 17 % de los asteroides conocidos y tienen un albedo promedio de 0,14. Contienen metales en su composición y son formados fundamentalmente por silicio. Abundan en la parte interna del Cinturón.

Tipo espectral C

Los asteroides del tipo C tienen un albedo menor que 0,04 y constituyen más de la mitad de los asteroides conocidos. Son extremadamente oscuros y semejantes a meteoritos. Contienen rocas con un elevado porcentaje de carbono.

Tipo espectral M

Los asteroides del tipo M son brillantes (albedos entre 0,10 y 0,18), ricos en metales (principalmente níquel y hierro) y parecen proceder del núcleo de asteroides diferenciados.

Tipo espectral V

Estos asteroides, también llamados vestoides, son objetos astronómicos cuyo espectro es muy similar al de Vesta, el más grande con diferencia. La mayoría tiene valores de excentricidad e inclinación de la órbita parecidos a los de Vesta y un rango del semieje mayor entre 2,18 y 2,5 ua (hueco de Kirkwood 3:1). Esto permite suponer un origen común tras un gran impacto sobre Vesta. Son relativamente brillantes y en composición están equiparados a los asteroides del tipo S, pero contienen más piroxeno. Están relacionados con los meteoritos HED.

Tipo espectral D

Los asteroides del tipo D tienen un albedo muy bajo (comprendido entre 0,02 y 0,05). Son muy rojos en longitudes de onda largas, debido quizás a la presencia de materiales con gran cantidad de carbono. Son muy raros en el cinturón principal y se les encuentra con mayor frecuencia en distancias superiores a 3,3 ua del Sol, donde su período orbital es del orden de la mitad del de Júpiter; es decir, están en las proximidades de la resonancia 2:1.

Familias de asteroides

Las familias de asteroides son agrupaciones de asteroides que comparten similares valores de semieje mayor, excentricidad e inclinación orbital. Generalmente, se nombran a partir del asteroide con menor número que forma parte de la familia. Fueron definidas por primera vez en 1918 por Kiyotsugu Hirayama quien identificó las cinco familias que aún se llaman familias de Hirayama: la familia de Coronis, la familia de Eos, la familia de Temis, la familia de Flora y la familia de María.

Se originan por las colisiones entre los asteroides. La edad media de las familias de asteroides es del orden de mil millones de años.

Satélites asteroidales

Algunos asteroides tienen satélites a su alrededor como Ida y su satélite Dactyl; o Silvia y sus dos satélites, Rómulo y Remo. Rómulo, descubierto el 18 de febrero de 2001 en el telescopio W. M. Keck II de 10 m en Mauna Kea, tiene 18 km de diámetro y su órbita, a una distancia de 1370 km de Silvia, tarda en completarse 87,6 horas. Remo, la segunda luna, tiene 7 km de diámetro y gira a una distancia de 710 km, tardando 33 horas en completar una órbita alrededor de Silvia.

Riesgo de impacto con la Tierra

Los Asteroides Cercanos a la Tierra (Near Earth Asteroids o NEA) se dividen en tres categorías: Atones, Apolos y Amores, siguiendo el nombre de cada prototipo (Atón, Apolo y Amor). Bajo ciertas condiciones sería posible un impacto con nuestro planeta. Si además consideramos a los cometas, generalmente menos masivos pero igualmente con gran poder destructor, el grupo que los incluye a todos se llama Objetos Cercanos a la Tierra, en inglés Near Earth Objects (NEO).

Actualmente existen unos 4000 objetos catalogados como NEO, según «NeoDys» (Near Earth Objects - Dynamic Site), un proyecto de la Universidad de Pisa que proporciona información actualizada de este tipo de astros. Finalmente, si un NEA se aproxima a menos de 0,05 unidades astronómicas (7 millones y medio de kilómetros) a la Tierra, se le denomina PHA (asteroide potencialmente peligroso, por sus siglas en inglés). De ellos hay clasificados unos 800 en la actualidad y son los que representan un peligro para la civilización si en verdad alguno llegara a chocar contra nuestro planeta, ya que afectaría de manera global al mismo. Sin embargo, los cálculos de las trayectorias y de cada aproximación a la Tierra tienen grandes incertidumbres, debido a que los elementos orbitales (semiejes mayor y menor, distancia mínima al Sol, excentricidad, entre otros) no se conocen con total precisión, de manera que cualquier predicción está sujeta a un margen de error considerable.

De hecho, el PHA que durante los pasados años ha representado el mayor peligro, denominado 1950 DA, ya no se clasifica como tal y dejó recientemente de ser un PHA. Hasta hace poco se pensaba que existía cierta posibilidad de que impactara contra nuestro planeta el año 2880; sin embargo, el refinamiento de los elementos orbitales ha permitido que nos demos cuenta de que tal evento no ocurrirá. Otros PHA conocidos poseen probabilidades muy bajas de llegar a chocar con la Tierra. De hecho ninguno está por encima del umbral de ruido (esto es, la posibilidad no es significativa). Lo que no quiere decir que en cualquier momento un cálculo más preciso de la trayectoria de uno de ellos, lo cual requiere observaciones precisas y continuadas, o el descubrimiento de un nuevo PHA, indique que el impacto llegue a ocurrir. De ahí la importancia de los grandes proyectos que coordinen observaciones sistemáticas del cielo y el mantenimiento de bases de datos actualizadas.

En España existe un centro dedicado casi exclusivamente a este tema que está ubicado en el Observatorio Astronómico de La Sagra, situado en plena montaña (a una altura de 1580 m) cerca de Puebla de Don Fadrique, en la provincia de Granada, miembro de la asociación internacional Spaceguard Foundation.

Exploración

Hasta la llegada de los viajes espaciales, los objetos del cinturón de asteroides no eran más que simples puntos de luz, incluso para los más grandes telescopios, y sus formas y composición eran meramente especulativas. Los mejores telescopios terrestres y el telescopio espacial Hubble, en órbita terrestre, son capaces de resolver unos pocos detalles de las superficies de los asteroides más grandes, pero aun en este caso la mayoría de esos detalles solo son manchas borrosas. Algo más de información sobre la composición y la forma se consigue deducir de la curva de luz y de las características espectrales. El tamaño del asteroide se puede saber midiendo el tiempo que duran las ocultaciones estelares —cuando un asteroide pasa delante de una estrella— y calculando la distancia del asteroide a la Tierra. Las imágenes de radar proporcionan excelentes datos de las formas y los parámetros orbitales y rotacionales, expecialmente de los asteroides cercanos a la Tierra. En cuanto a los requisitos de delta-v y propulsión, los NEO son cuerpos más accesibles que la Luna.

Asteroides visitados por sondas espaciales

Las primeras imágenes en primer plano de objetos similares a los asteroides se tomaron en 1971 cuando la sonda espacial Mariner 9 sacó fotografías de Fobos y Deimos, los dos pequeños satélites de Marte, que son probablemente asteroides capturados.Estas imágenes, al igual que las obtenidas por las Voyager de los pequeños satélites de los gigantes gaseosos, revelaron la forma irregular de estos cuerpos.

La sonda Galileo en ruta hacia Júpiter tomó las primeras fotografías cercanas a un asteroide el 29 de octubre de 1991 durante el sobrevuelo del asteroide Gaspra. Posteriormente, el 28 de marzo de 1993, hizo lo propio con Ida donde además descubrió Dáctilo, el primer satélite asteroidal confirmado. La primera sonda espacial dedicada exclusivamente a la exploración asteroidal fue la NEAR Shoemaker. Sobrevoló el 27 de junio de 1997 Matilde y entró en órbita de Eros el 14 de febrero de 2000 para aterrizar en su superficie un año más tarde, el 12 de febrero de 2001. Otros asteroides visitados por sondas de camino a sus objetivos han sido Braille por la Deep Space 1 el 28 de julio de 1999, Annefrank por la Stardust el 2 de noviembre de 2002, Šteins y Lutecia por la Rosetta el 5 de septiembre de 2008 y el 10 de julio de 2010 respectivamente y Tutatis el 13 de diciembre de 2012 por la Chang'e 2.

El 13 de junio de 2010 la sonda Hayabusa trajo a la Tierra material del asteroide Itokawa, lo que permitió establecer un vínculo entre los meteoritos condríticos y los asteroides de tipo S.Esta fue la primera vez que una misión espacial traía a la Tierra materiales de un asteroide. Anteriormente, los meteoritos habían sido la única fuente de muestras procedentes de los asteroides.

La sonda Dawn fue lanzada el 27 de septiembre de 2007 con destino Vesta y Ceres. Estuvo en órbita alrededor de Vesta entre el 16 de julio de 2011 y el 5 de septiembre de 2012. En este periodo descubrió un enorme cráter en el hemisferio sur cuyo pico central es una de las montañas conocidas más altas del sistema solar. Tras abandonar Vesta, emprendió viaje a Ceres. El 6 de marzo de 2015 entró en órbita alrededor del planeta enano. Está previsto que la misión primaria concluya en julio del mismo año.

Misiones en curso y previstas

La Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial (JAXA) lanzó el 3 de diciembre de 2014 la sonda Hayabusa 227 con el objetivo de traer a la Tierra una muestra de material del asteroide Ryugu,un objeto perteneciente a la clase de los asteroides de tipo C y considerado por el Minor Planet Center como un asteroide potencialmente peligroso.Está previsto que alcance el asteroide en 2018, que abandone la órbita asteroidal un año más tarde y que retorne a la Tierra en 2020.Esta será la segunda vez que una sonda espacial retorna con muestras materiales de un asteroide.

A finales de 2016 está previsto el lanzamiento de la sonda OSIRIS-REx de la NASA con destino al asteroide Bennu,nota 5 perteneciente al grupo de los asteroides Apolo. El objetivo de la misión es ampliar los conocimientos científicos en formación planetaria y origen de la vida, así como traer material superficial para mejorar la comprensión de los asteroides que podrían impactar contra la Tierra. La llegada de la sonda al asteroide y su inserción en órbita están previstas para finales de 2018 y el regreso a la Tierra para 2023. Esta será la tercera vez que una sonda espacial retorna con muestras materiales de un asteroide.

Proceso de denominación de los asteroides

En principio, cuando un asteroide es descubierto recibe del «Centro de Planetas Menores» (Minor Planet Center (MPC) un nombre provisional compuesto de una clave que indica el año, el mes y orden del descubrimiento. Esta denominación consta de un número, que es el año, y de dos letras: la primera indicando la quincena en que aconteció el avistamiento y la segunda reflejando la secuencia dentro de la quincena. De este modo, 1989 AC indica que fue descubierto en la primera quincena de enero (A) de 1989, y que fue el tercero (C) descubierto en ese período.

Una vez que la órbita se ha establecido con la suficiente precisión como para poder predecir su futura trayectoria, se le asigna un número (no necesariamente el del orden en que fue descubierto) y, más tarde, un nombre permanente elegido por el descubridor y aprobado por un comité de la Unión Astronómica Internacional (International Astronomical Union (IAU). Inicialmente, todos los nombres con los que se bautizaba a los asteroides eran de personajes femeninos de la mitología griega y romana pero pronto se optó por formas más modernas. El primer asteroide que recibió un nombre no mitológico fue el número 125 de la serie, Liberatrix (liberadora en latín) que le fue otorgado en honor a Juana de Arco, aunque también se especula con que tal nombre es un homenaje al primer presidente de la República Francesa, Adolphe Thiers. Por su parte, el primer nombre masculino, lo recibió el número 433, Eros. Hoy en día, las denominaciones son mucho menos restringidas y van desde nombres de ciudades y países como Barcelona (945), Hiroshima (2247), Austria (132), China (1125) y Uganda (1279) hasta nombres de personas famosas como Zamenhof (1462) o Piazzia (1000) en honor a Piazzi, personajes de ficción como Mr. Spock (2309) y otros conceptos como razas, género géneros de animales y plantas, etc. Sin embargo se ha acordado que hay ciertos nombres y temas que están prohibidos: por ejemplo el de militares, personajes o lugares de la II Guerra Mundial ya que la referencia a los mismos puede ser molesta o incluso insultante para los demás. Actualmente con la propuesta del nombre se acompaña una corta nota que informa a la comunidad internacional del porqué de dicha denominación: p. ej. «Snoopy: nombre de un personaje de ficción, concretamente un perro blanco de orejas colgantes, que acompaña a Charlie Brown y suele reflexionar sobre el tejado de la caseta en la que vive».

Las efemérides de los asteroides se recogen anualmente en un volumen titulado Ephemerides of Minor Planets, que publica el Institute of Theoretical Astronomy, Russian Academy of Sciences, Naberezhnaya Kutuzova 10, 191187 San Petersburgo, Rusia.

En ocasiones una serie de asteroides numerados consecutivamente se nombran siguiendo un patrón o en recuerdo de un acontecimiento. Así, las iniciales de los numerados del (1227) al (1234) forman el apellido de Gustav Stracke y las del (8585) al (8600) la frase latina «per aspera ad astra». Los asteroides numerados del (3350) al (3356) y los del (51823) al (51829) se nombraron en recuerdo de los astronautas fallecidos en los accidentes del Challenger y el Columbia respectivamente.