title: Sainete

text: Entre los principales cultivadores de este subgénero cómico en el siglo XVIII se encuentran los gaditanos Luis Moncín y Juan Ignacio González del Castillo, y los madrileños Ramón de la Cruz y Sebastián Vázquez; otros autores menos conocidos fueron, entre muchos otros, Antonio Pablo Fernández, Antonio Furmento Bazo, Diego Ventura Rejón de Silva y Lucas, Antonio Vidaurre, José López de Sedano, Antonio Valladares de Sotomayor y Gaspar Zavala y Zamora. A finales del siglo XIX fue materia frecuente del llamado género chico y del teatro por horas, con autores especializados como Tomás Luceño y Javier de Burgos, y revitalizaron el género en el siglo XX Carlos Arniches con su colección de sainetes "Del Madrid castizo" y los hermanos Álvarez Quintero (Serafín y Joaquín). Posteriormente en el Río de la Plata, Armando Discépolo introducirá un giro sombrío y dramático en este género transformándolo en el "Grotesco criollo".


title: Sainete

text: En la historia del desarrollo del sainete pueden observarse cuatro etapas:


title: Sainete

text: 1. (1603-1750). En esta tuvo lugar la transformación del término sainete del campo culinario al campo artístico. Ya estaban prescritas algunas características como la poca extensión de las piezas y la mezcla de humor y moralidad, del habla canto y baile.


title: Sainete

text: 2. (1760-1868). Es la época en que el sainete llegó a ser un género literario gracias a las creaciones de Ramón de la Cruz, mientras que también se modificó su temática frente al entremés. (254).


title: Sainete

text: 3. (1868-1894) El sainete recobró rigor de la mano de Tomás Luceño. Con una extensión más amplia (hasta 45 min.) ya no tiene lugar en las pausas entre los actos.


title: Sainete

text: 4. (1894-1915). Este período puede calificarse como la etapa de la decadencia porque el sainete se orienta más y más hacia otros géneros, especialmente hacia la zarzuela y el melodrama, que tuvieron influencia en su desarrollo posterior; hasta que finalmente el sainete fue absorbido por la «comedia asainetada».


title: Sainete

text: El sainete valenciano pretendió ser un reflejo de la vida social de la Comunidad Valenciana (España) de estos siglos. Una de sus características recurrentes es que los personajes de las clases bajas hablaban valenciano, mientras que los forasteros, los miembros de la burguesía o todo aquel que tenía una voluntad de no ser clasificado o de aparentar más riqueza y educación, hablaban un castellano plagado de valencianismos y de incorrecciones. La crítica que se realiza de esta presunción es moral y, evidentemente, sociolingüística.


title: Sainete

text: Entre los sainetistas valencianos más destacados encontramos: Eduardo Escalante, Josep Bernat i Baldoví y Francisco Palanca Roca.


title: Sainete

text: En Argentina y en Uruguay, el sainete combinado con las casas del circo criollo, dio como resultado una modalidad original conocida como sainete criollo. El sainete criollo se caracterizó por reflejar las costumbres de la vida en los conventillos, agregando a los elementos humorísticos un conflicto sentimental y una acción trágica. Esta forma teatral se afianzó durante la década de 1920. En esta época se destacaron, además de Carlos M. Pacheco y Alberto Vacarezza, autores como el uruguayo Florencio Sánchez, Gregorio de Laferrere y Roberto PayróEl sainet valencià durant el segle XX en valenciano.


title: Silicio

text: El silicio (del latín: "sílex") es un elemento químico metaloide, número atómico 14 y situado en el grupo 14 de la tabla periódica de los elementos de símbolo Si. Es el segundo elemento más abundante en la corteza terrestre (25,7 % en peso) después del oxígeno. Se presenta en forma amorfa y cristalizada; el primero es un polvo parduzco, más activo que la variante cristalina, que se presenta en octaedros de color azul grisáceo y brillo metálico.


title: Silicio

text: Sus propiedades son intermedias entre las del carbono y el germanio. En forma cristalina es muy duro y poco soluble y presenta un brillo metálico y color grisáceo. Aunque es un elemento relativamente inerte y resiste la acción de la mayoría de los ácidos, reacciona con los halógenos y álcalis diluidos. El silicio transmite más del 95 % de las longitudes de onda de la radiación infrarroja.


title: Silicio

text: Se prepara en forma de polvo amarillo pardo o de cristales negros-grisáceos. Se obtiene calentando sílice, o dióxido de silicio (SiO), con un agente reductor, como carbono o magnesio, en un horno eléctrico. El silicio cristalino tiene una dureza de 7, suficiente para rayar el vidrio, de dureza de 5 a 7. El silicio tiene un punto de fusión de 1,411 °C, un punto de ebullición de 2,355 °C y una densidad relativa de 2.33(g/ml). Su masa atómica es 28.086 u (unidad de masa atómica).


title: Silicio

text: Se disuelve en ácido fluorhídrico formando el gas tetrafluoruro de silicio, SiF (ver flúor), y es atacado por los ácidos nítrico, clorhídrico y sulfúrico, aunque el dióxido de silicio formado inhibe la reacción. También se disuelve en hidróxido de sodio, formando silicato de sodio y gas hidrógeno. A temperaturas ordinarias el silicio no es atacado por el aire, pero a temperaturas elevadas reacciona con el oxígeno formando una capa de sílice que impide que continúe la reacción. A altas temperaturas reacciona también con nitrógeno y cloro formando nitruro de silicio y cloruro de silicio, respectivamente.


title: Silicio

text: El silicio constituye un 28 % de la corteza terrestre. No existe en estado libre, sino que se encuentra en forma de dióxido de silicio y de silicatos complejos. Los minerales que contienen silicio constituyen cerca del 40 % de todos los minerales comunes, incluyendo más del 90 % de los minerales que forman rocas volcánicas. El mineral cuarzo, sus variedades (cornalina, crisoprasa, ónice, pedernal y jaspe) y los minerales cristobalita y tridimita son las formas cristalinas del silicio existentes en la naturaleza. El dióxido de silicio es el componente principal de la arena. Los silicatos (en concreto los de aluminio, calcio y magnesio) son los componentes principales de las arcillas, el suelo y las rocas, en forma de feldespatos, anfíboles, piroxenos, micas y zeolitas, y de piedras semipreciosas como el olivino, granate, zircón, topacio y turmalina.


title: Silicio

text: Sus características compartidas con el carbono, como estar en la misma familia 14, no ser metal propiamente dicho, poder construir compuestos parecidos a las enzimas (zeolitas), otros compuestos largos con oxígeno (siliconas) y poseer los mismos cuatro enlaces básicos, le confiere cierta oportunidad en llegar a ser base de seres vivos, aunque no sea en la Tierra, en una bioquímica hipotética.


title: Silicio

text: Se utiliza en aleaciones, en la decantación de las siliconas, en la industria de la cerámica técnica y, debido a que es un material semiconductor muy abundante, tiene un interés especial en la industria electrónica y microelectrónica como material básico para la creación de obleas o chips que se pueden implantar en transistores, pilas solares y una gran variedad de circuitos electrónicos. El silicio es un elemento vital en numerosas industrias. El dióxido de silicio (arena y arcilla) es un importante constituyente del hormigón y los ladrillos, y se emplea en la producción de cemento portland. Por sus propiedades semiconductoras se usa en la fabricación de transistores, células solares y todo tipo de dispositivos semiconductores; por esta razón se conoce como el Valle del Silicio a la región de California en la que concentran numerosas empresas del sector de la electrónica y la informática. También se están estudiando las posibles aplicaciones del siliceno, que es una forma alotrópica del silicio que forma una red bidimensional similar al grafeno. Otros importantes usos del silicio son:Se utiliza en la industria del acero como componente de las aleaciones de silicio-acero. Para fabricar el acero, se desoxida el acero fundido añadiéndole pequeñas cantidades de silicio; el acero común contiene menos de un 0,30 % de silicio. El acero al silicio, que contiene de 2,5 a 4 % de silicio, se usa para fabricar los núcleos de los transformadores eléctricos, pues la aleación presenta baja histéresis (véase Magnetismo). Existe una aleación de acero, el durirón, que contiene un 15 % de silicio y es dura, frágil y resistente a la corrosión; el durirón se usa en los equipos industriales que están en contacto con productos químicos corrosivos. El silicio se utiliza también en las aleaciones de cobre, como el bronce y el latón.


title: Silicio

text: El silicio es un semiconductor; su resistividad a la corriente eléctrica a temperatura ambiente varía entre la de los metales y la de los aislantes. La conductividad del silicio se puede controlar añadiendo pequeñas cantidades de impurezas llamadas dopantes. La capacidad de controlar las propiedades eléctricas del silicio y su abundancia en la naturaleza han posibilitado el desarrollo y aplicación de los transistores y circuitos integrados que se utilizan en la industria electrónica.


title: Silicio

text: La sílice y los silicatos se utilizan en la fabricación de vidrio, barnices, esmaltes, cemento y porcelana, y tienen importantes aplicaciones individuales. La sílice fundida, que es un vidrio que se obtiene fundiendo cuarzo o hidrolizando tetracloruro de silicio, se caracteriza por un bajo coeficiente de dilatación y una alta resistencia a la mayoría de los productos químicos. El gel de sílice es una sustancia incolora, porosa y amorfa; se prepara eliminando parte del agua de un precipitado gelatinoso de ácido silícico, SiO•HO, el cual se obtiene añadiendo ácido clorhídrico a una disolución de silicato de sodio. El gel de sílice absorbe agua y otras sustancias y se usa como agente desecante y decolorante.


title: Silicio

text: El silicato de sodio (NaSiO), también llamado vidrio, es un silicato sintético importante, sólido amorfo, incoloro y soluble en agua, que funde a 1088 °C. Se obtiene haciendo reaccionar sílice (arena) y carbonato de sodio a alta temperatura, o calentando arena con hidróxido de sodio concentrado a alta presión. La disolución acuosa de silicato de sodio se utiliza para conservar huevos; como sustituto de la cola o pegamento para hacer cajas y otros contenedores; para unir gemas artificiales; como agente incombustible, y como relleno y adherente en jabones y limpiadores. Otro compuesto de silicio importante es el carborundo, un compuesto de silicio y carbono que se utiliza como abrasivo.


title: Silicio

text: El monóxido de silicio, SiO, se usa para proteger materiales, recubriéndolos de forma que la superficie exterior se oxida al dióxido, SiO. Estas capas se aplican también a los filtros de interferencias.


title: Silicio

text: Fue identificado por primera vez por Antoine Lavoisier en 1787.


title: Silicio

text: Medido en peso, el silicio representa más de la cuarta parte de la corteza terrestre y es el segundo elemento más abundante por detrás del oxígeno. El silicio no se encuentra en estado nativo; arena, cuarzo, amatista, ágata, pedernal, ópalo y jaspe son algunos de los minerales en los que aparece el óxido, mientras que formando silicatos se encuentra, entre otros, en el granito, feldespato, arcilla, hornblenda y mica.También se encuentra en meteoritos.


title: Silicio

text: Estos métodos se basan en la mayor solubilidad de las impurezas en el silicio líquido, de forma que este se concentra en las últimas zonas solidificadas. El primer método, usado de forma limitada para construir componentes de radar durante la Segunda Guerra Mundial, consiste en moler el silicio de forma que las impurezas se acumulen en las superficies de los granos; disolviendo estos parcialmente con ácido se obtenía un polvo más puro. La fusión por zonas, el primer método usado a escala industrial, consiste en fundir un extremo de la barra de silicio y trasladar lentamente el foco de calor a lo largo de la barra de modo que el silicio va solidificando con una pureza mayor al arrastrar la zona fundida gran parte de las impurezas. El proceso puede repetirse las veces que sea necesario hasta lograr la pureza deseada bastando entonces cortar el extremo final en el que se han acumulado las impurezas.


title: Silicio

text: Los métodos químicos, usados actualmente, actúan sobre un compuesto de silicio que sea más fácil de purificar descomponiéndolo tras la purificación para obtener el silicio. Los compuestos comúnmente usados son el triclorosilano (HSiCl), el tetracloruro de silicio (SiCl) y el silano (SiH).


title: Silicio

text: En el proceso Siemens, las barras de silicio de alta pureza se exponen a 1150 °C al triclorosilano, gas que se descompone depositando silicio adicional en la barra según la siguiente reacción:


title: Silicio

text: El silicio producido por este y otros métodos similares se denomina silicio policristalino y típicamente tiene una fracción de impurezas de 0,001 ppm o menor.


title: Silicio

text: El método Dupont consiste en hacer reaccionar tetracloruro de silicio a 950 °C con vapores de cinc muy puros:


title: Silicio

text: Este método está plagado de dificultades (el cloruro de cinc, sub producto de la reacción, solidifica y obstruye las líneas), por lo que eventualmente se ha abandonado en favor del proceso Siemens.


title: Silicio

text: Una vez obtenido el silicio ultrapuro es necesario obtener un monocristal, para lo que se utiliza el proceso Czochralski.


title: Silicio

text: A continuación, se presentan las distintas alternativas de producción de SoG-Si. Todas ellas se han recogido y presentado desde el 2004 en las Conferencias sobre Silicio Solar. Estas conferencias las organiza anualmente la revista "Photon International" en Múnich, a raíz de la preocupación creciente por la escasez de polisilicio. Hasta ahora, ninguna de estas alternativas ha conseguido llegar a la etapa de producción, aunque algunas se encuentran cerca.


title: Silicio

text: Wacker Chemie, Hemlock y Solar Grade Silicon proponen un reactor de lecho fluidizado. Este consiste en un tubo de cuarzo en el que se introduce triclorosilano (Wacker, Hemlock) o silano (SGS) por la parte inferior, junto con hidrógeno. El gas pasa a través de un lecho de partículas de silicio sobre las que ocurre el depósito, dando así partículas de tamaño mayor. Alcanzado cierto tamaño, las partículas son demasiado pesadas y caen al suelo, pudiendo ser retiradas. Este proceso no solamente utiliza una cantidad de energía mucho menor que el Siemens, sino que además puede realizarse de forma continua.


title: Silicio

text: Joint Solar Silicon GmbH & Co. KG (JSSI) presenta un reactor similar al Siemens, cuyas diferencias son: a.) el silicio se deposita en un cilindro hueco de silicio en lugar de varillas; b.) se utiliza silano en lugar de triclorosilano, y por tanto la temperatura del proceso puede limitarse a 800 °C.


title: Silicio

text: Tokuyama Corporation propone su proceso VLD (Vapour to Liquid Deposition). En un reactor se calienta un tubo de grafito a 1500 °C, por encima del punto de fusión del silicio. Se alimentan triclorosilano e hidrógeno por la parte superior. El silicio se deposita en las paredes de grafito en forma líquida. Por tanto, gotea en el suelo del reactor, donde solidifica en granulados y puede recogerse. El mayor gasto energético con respecto al reactor Siemens compensa por la velocidad de depósito 10 veces mayor.


title: Silicio

text: Chisso Corporation y el gobierno japonés investigan un proceso a partir de la reducción de tetracloruro de silicio (SiCl4) con vapor de zinc (Zn). Se forma cloruro de cinc y silicio. Esta alternativa se desechó en los años 1980 por Bayer AG ya que no se podían eliminar trazas de metales residuales. Chisso asegura que sus impurezas metálicas se encuentran en un nivel aceptable.


title: Silicio

text: También se han realizado grandes esfuerzos en conseguir SoG-Si evitando el paso energéticamente costoso del uso de triclorosilano, silano o tetraclorosilano, y el posterior depósito en Siemens o similares.


title: Silicio

text: Elkem purifica mg-Si en tres pasos de refino relativamente simples, pirometalúrgico, hidrometalúrgico, y de limpieza, con un consumo de solo el 20 al 25 % de la energía utilizada en la ruta Siemens. Junto con la Universidad de Constanza, han conseguido eficiencias de célula solo medio punto por debajo de las células comerciales.


title: Silicio

text: Apollon Solar SAS y el laboratorio nacional de investigación francés CNRS purifican Mg-Si con un plasma. Se han conseguido células solares de un 11,7 % de eficiencia.


title: Silicio

text: Otra alternativa metalúrgica es producir mg-Si con cuarzo y carbón negro tan puros que no sea necesario refinarlo más. Hay dos trabajos en paralelo: uno es el de la Universidad Nacional Técnica de Kazakh en Almaty, Kazajistán. El otro es el proyecto SOLSILC, financiado por la Comisión Europea. Las células solares fabricadas con este material han obtenido eficiencias de momento relativamente bajas. 28 por ciento de este material ya no existe.


title: Silicio

text: El silicio tiene nueve isótopos, con número másico entre 25 a 33. El isótopo más abundante es el Si-28 con una abundancia del 92,23 %, el Si-29 tiene una abundancia del 4,67 % y el Si-30 que tiene una abundancia del 3,1 %. Todos ellos son estables teniendo el resto de isótopos una proporción ínfima. El Si-32 es un isótopo radiactivo que proviene del decaimiento del argón. Su tiempo de semivida es aproximadamente de unos 132 años. Padece un decaimiento beta que lo transforma en P-32 (que tiene un periodo de semivida de 14,28 días).


title: Silicio

text: La inhalación del polvo de sílice cristalina puede provocar silicosis.


title: Saturno (planeta)

text: Saturno es el sexto planeta del sistema solar contando desde el Sol, el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y el único con un sistema de anillos visible desde la Tierra. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes y grandes anillos. Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue Galileo en 1610, pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens, con mejores medios de observación, pudo en 1659 observar con claridad los anillos. James Clerk Maxwell, en 1859, demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño. Las partículas que componen los anillos de Saturno giran a una velocidad de 48 000 km/h, 15 veces más rápido que una bala.


title: Saturno (planeta)

text: Debido a su posición orbital más lejana que Júpiter, los antiguos romanos le otorgaron el nombre del padre de Júpiter al planeta Saturno. En la mitología romana, Saturno era el equivalente del antiguo titán griego Crono, hijo de Urano y Gea, que gobernaba el mundo de los dioses y los hombres devorando a sus hijos en cuanto nacían para que no lo destronaran. Zeus, uno de ellos, consiguió esquivar este destino y finalmente derrocó a su padre para convertirse en el dios supremo.


title: Saturno (planeta)

text: Los griegos y romanos, herederos de los sumerios en sus conocimientos del cielo, habían establecido en siete el número de astros que se movían en el firmamento: el Sol, la Luna, y los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, las estrellas «errantes» que, a distintas velocidades, orbitaban en torno a la Tierra, centro del universo. De los cinco planetas, Saturno es el de movimiento más lento, emplea unos treinta años (29,457 años) en completar su órbita, casi el triple que Júpiter (11,862 años) y respecto a Mercurio, Venus y Marte la diferencia es mucho mayor. Saturno destacaba por su lentitud y si Júpiter era Zeus, Saturno tenía que ser Crono, el padre anciano, que paso a paso deambula entre las estrellas.


title: Saturno (planeta)

text: Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando un esferoide ovalado. Los diámetros ecuatorial y polar son de 120 536 y 108 728 km, respectivamente. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero en menor medida. Saturno posee una densidad específica de aproximadamente 690 kg/m³, siendo el único planeta del sistema solar con una densidad inferior a la del agua (1000 kg/m³). La atmósfera del planeta está formado por un 96 % de hidrógeno y un 3 % de helio. El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es solo 95 veces la terrestre, a causa de la ya mencionada baja densidad media.


title: Saturno (planeta)

text: El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el periodo de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/día). Las misiones espaciales Ulysses y Cassini han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo, siendo en la actualidad de 10 h 45 m 45 s (± 36 s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actividad criovolcánica en forma de géiseres del satélite Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interactuar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general, se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan solo de forma aproximada.


title: Saturno (planeta)

text: Comparado con el planeta Tierra, el tamaño de Saturno es nueve veces mayor, y su órbita está nueve veces más lejos del Sol. Esto significa que si observamos desde el Sol a la Tierra y a Saturno cuando están en el mismo punto, en un nodo de intersección de sus órbitas, la Tierra tiene el mismo tamaño aparente que Saturno.


title: Saturno (planeta)

text: Los modelos planetarios típicos consideran que el interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo rocoso rodeado por hidrógeno, helio y trazas de otras sustancias volátiles. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido, debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas. Los 30 000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta probablemente contenga un núcleo formado por materiales helados acumulados en la formación temprana del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Este se encuentra a temperaturas en torno a 12 000 K —aproximadamente el doble de la temperatura de la superficie del Sol—.


title: Saturno (planeta)

text: Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol. Una parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía potencial gravitatoria producida en la compresión. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. El calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio relativamente homogéneos que se están diferenciando desde la formación del planeta, liberando energía gravitatoria en forma de calor. La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial al nivel de la altura de las nubes que llegó a alcanzar velocidades de hasta 450 m/s en la época de los Voyager. A diferencia de Júpiter, no son aparentes grandes vórtices estables, aunque sí los hay más pequeños.


title: Saturno (planeta)

text: Es probable que las nubes superiores estén formadas por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta, producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior —alrededor de 10 mbar—. A niveles más profundos —cerca de 10 bar de presión—, el agua de la atmósfera podría condensarse en una capa de nubes de agua que aún no ha podido ser observada.


title: Saturno (planeta)

text: Al igual que en Júpiter, ocasionalmente se forman tormentas en la atmósfera de Saturno, y algunas de ellas han podido observarse desde la Tierra. En 1933 se observó una mancha blanca situada en la zona ecuatorial por el astrónomo aficionado W. T. Hay. Era lo suficientemente grande como para ser visible con un refractor de 7 cm, pero no tardó en disiparse y desvanecerse. En 1962 empezó a desarrollarse una nueva mancha, pero no llegó nunca a destacar. En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en 1990.


title: Saturno (planeta)

text: La sonda Cassini ha podido captar varias grandes tormentas en Saturno. Una de las mayores tormentas, con rayos 10 000 veces más potentes que los de cualquier tormenta de la Tierra, apareció el día 27 de noviembre de 2007, habiendo durado 7 meses y medio —lo que fue por un tiempo el récord de duración de una tormenta en el sistema solar—. Esta tormenta apareció en el hemisferio sur de Saturno, en una zona conocida como «callejón de las tormentas» por la elevada frecuencia con la que aparecen allí estos fenómenos. Este récord, sin embargo, ha sido batido por otra tormenta aparecida en la misma zona, que fue detectada en enero de 2009 y que duró hasta octubre de ese año.


title: Saturno (planeta)

text: Una enorme tormenta, tan grande que rodeó el planeta, apareció en diciembre de 2010 en el hemisferio norte de Saturno desarrollando un vórtice central de color oscuro de 5000 kilómetros de ancho similar a la Gran Mancha Roja de Júpiter, siendo tan potente —mucho más que cualquier tormenta terrestre— que arrastró nubes de cristales de amoniaco de las profundidades de la atmósfera del planeta. Durante los aproximadamente 200 días que duró, fue estudiada con ayuda de la sonda Cassini y de telescopios terrestres, creció y se expandió hasta alcanzar un área ocho veces superior al de la Tierra, y pudieron captarse las ondas de radio producidas por el aparato eléctrico asociado a ella.


title: Saturno (planeta)

text: Las regiones polares presentan corrientes en chorro a 78° N y 78° S. Las sondas Voyager detectaron en los años 1980 un patrón hexagonal en la región polar norte que ha sido observado también por el telescopio espacial Hubble durante los años 1990. Las imágenes más recientes obtenidas por la sonda Cassini han mostrado el vórtice polar con gran detalle. Saturno es el único planeta conocido que posee un vórtice polar de estas características si bien los vórtices polares son comunes en las atmósferas de la Tierra o Venus.


title: Saturno (planeta)

text: En el caso del hexágono de Saturno, los lados tienen unos 13 800 kilómetros de longitud —algo más del diámetro de la Tierra— y la estructura rota con un periodo idéntico al de la rotación planetaria, siendo una onda estacionaria que no cambia su longitud ni estructura, como hacen el resto de nubes de la atmósfera. Estas formas poligonales entre tres y seis lados se han podido replicar mediante modelos de fluidos en rotación a escala de laboratorio.


title: Saturno (planeta)

text: Al contrario que el polo norte, las imágenes del polo sur muestran la presencia de una "corriente de chorro", pero no vórtices ni "ondas hexagonales persistentes". Sin embargo, NASA informó en noviembre de 2006 que la sonda Cassini había observado un "huracán" en el polo sur, con un ojo bien definido. Ojos de tormenta bien definidos solo habían sido observados en la Tierra —incluso no se ha logrado observarlo en la Gran Mancha Roja de Júpiter por la sonda Galileo—. Ese vórtice, de aproximadamente 8000 kilómetros de diámetro, ha podido ser fotografiado y estudiado con gran detalle por la sonda Cassini, midiéndose en él vientos de más de 500 kilómetros por hora.


title: Saturno (planeta)

text: En abril de 2010, la NASA hizo públicos unos vídeos e imágenes en los que se puede apreciar el aparato eléctrico asociado a las tormentas que se producen en la atmósfera de Saturno, la primera vez que se consigue esto.


title: Saturno (planeta)

text: Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1418 millones de kilómetros en una órbita de excentricidad de 0,056, que sitúa el afelio a 1 500 millones de kilómetros, y el perihelio a 1240 millones de km. Saturno se encontró en el perihelio en 1974. El periodo de traslación alrededor del Sol es de 29 años y 167 días, mientras que su período sinódico es de 378 días, de modo que, cada año, la oposición se produce con casi dos semanas de retraso respecto al año anterior. El período de rotación sobre su eje es corto, de 10 horas y 14 minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos.


title: Saturno (planeta)

text: Los elementos orbitales de Saturno son modificados en una escala de 900 años por una resonancia orbital de tipo 5:2 con el planeta Júpiter, bautizado por los astrónomos franceses del como "la grande inégalité" (Júpiter completa 5 vueltas por cada 2 de Saturno). Los planetas no se encuentran en una resonancia perfecta, pero están lo suficientemente cercanos a ella como para que las perturbaciones a sus respectivas órbitas sean apreciables.


title: Saturno (planeta)

text: Saturno tiene un gran número de satélites (82 con órbitas regulares, a fecha de 2019) el mayor de los cuales, Titán es el único satélite del sistema solar con una atmósfera importante.


title: Saturno (planeta)

text: Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Tanto Encélado como Titán son objetos especialmente interesantes para los científicos planetarios, ya que en el primero se cree la posible existencia de agua líquida a poca profundidad de su superficie, sobre la base de la emisión de vapor de agua en géiseres y, el segundo, presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de la Tierra primitiva.


title: Saturno (planeta)

text: Otros 30 satélites de Saturno tienen nombre, pero el número exacto es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini-Huygens también ha encontrado nuevos satélites, la última de ellas anunciada el 3 de marzo de 2009 y que hace la número 61 del planeta.


title: Saturno (planeta)

text: El disco aparente de Titán —un borroso círculo anaranjado de bordes algo más oscuros— puede verse con telescopios de aficionados a partir de los 200 mm de apertura, utilizando para ello más de 300 aumentos y cielos estables: en sus mayores aproximaciones llega a medir 0,88 segundos de arco. El resto de los satélites son mucho menores y siempre parecen estrellas, incluso a gran aumento.


title: Saturno (planeta)

text: Los satélites más internos pueden capturarse, sin embargo, con cualquier cámara CCD empleando focales superiores a los 2 m.


title: Saturno (planeta)

text: La característica más notable de Saturno son sus anillos, que dejaron muy perplejos a los primeros observadores, incluido Galileo. Su telescopio no era tan potente como para revelar la verdadera naturaleza de lo que observaba y, por error de perspectiva, creyó que se trataba de dos cuerpos independientes que flanqueaban el planeta. Pocos años después, Saturno presentaba los anillos de perfil, y Galileo quedó muy sorprendido por la brusca desaparición de los dos hipotéticos compañeros del planeta. Por fin, la existencia del sistema de anillos fue determinada por Christiaan Huygens en 1659, con la ayuda de un telescopio más potente.


title: Saturno (planeta)

text: Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6630 km a los 120 700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado albedo de los anillos muestra que estos son relativamente modernos en la historia del sistema solar. En un principio se creía que los anillos de Saturno eran inestables a lo largo de períodos de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente, pero los datos enviados por la sonda Cassini sugieren que son mucho más antiguos de lo que se pensaba en un principio. Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.


title: Saturno (planeta)

text: Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos A y B, separados entre sí por la división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más tenue aunque extenso: C y otro anillo tenue y fino: D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo F. El tenue anillo E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas, debido a las emisiones de unos géiseres que se encuentran en su polo sur.


title: Saturno (planeta)

text: Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitatorias ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas "cuñas radiales" (en inglés: "spokes") que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Es posible que las "cuñas" aparezcan y desaparezcan estacionalmente.


title: Saturno (planeta)

text: El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganimedes.


title: Saturno (planeta)

text: El 19 de septiembre de 2006 la NASA anunció el descubrimiento de un nuevo anillo en Saturno, por la nave espacial Cassini durante una ocultación solar, cuando el Sol pasa directamente detrás de Saturno y Cassini viaja en la sombra dejada por Saturno con lo que los anillos tienen una iluminación brillante. Habitualmente, una ocultación solar puede durar una hora pero el 17 de septiembre de 2006 duró 12 horas, siendo la más larga de la misión Cassini. La ocultación solar dio la oportunidad a Cassini de realizar un mapa de la presencia de partículas microscópicas que no son visibles normalmente, en el sistema de anillos.


title: Saturno (planeta)

text: El nuevo anillo, apenas perceptible, está entre el Anillo F y el Anillo G. Esta ubicación coincide con las órbitas de las lunas de Saturno Jano y Epimeteo, dos satélites coorbitales de Saturno cuyas distancias al centro de Saturno se diferencian menos que el tamaño de dichos satélites, por lo que describen una extraña danza que los lleva a intercambiar sus órbitas. Los investigadores de la NASA aseguraron que el impacto de meteoros en esas lunas ha hecho que otras partículas se unan al anillo.


title: Saturno (planeta)

text: Las cámaras a bordo de la nave Cassini captaron imágenes de un material helado que se extiende decenas de miles de kilómetros desde Encélado, otra confirmación de que la luna está lanzando material que podría formar el anillo E. El satélite Encélado pudo ser visto a través del anillo E con sus chorros saliendo de su superficie semejando "dedos", dirigidos al anillo en cuestión. Estos chorros están compuestos de partículas heladas muy delgadas, que son expulsadas por los géiseres del Polo Sur de Encelado y entran en el anillo E.


title: Saturno (planeta)

text: «Tanto el nuevo anillo como las estructuras inesperadas del E nos dan una importante pista de cómo las lunas pueden lanzar pequeñas partículas y esculpir sus propios ambientes locales», dijo Matt Hedman, un investigador asociado a la Universidad Cornell en Ithaca, Nueva York.


title: Saturno (planeta)

text: La nave también tomó una fotografía en color de la Tierra, a cerca de 1 500 millones de kilómetros de distancia, en la que parece una esfera azul claro. En otra imagen, tomada en la misma fecha, puede apreciarse también la Luna.


title: Saturno (planeta)

text: Carolyn Porco, responsable del equipo que opera las cámaras de la sonda Cassini en el Instituto de Ciencia Espacial de Boulder, en Colorado, dijo al respecto:


title: Saturno (planeta)

text: La NASA también anunció el 24 de octubre de 2007 el descubrimiento de un cinturón de microlunas en el borde exterior del anillo A y cuyo tamaño varía desde el de un camión pequeño al de un estadio, probablemente causado por la destrucción de una luna pequeña.


title: Saturno (planeta)

text: En octubre de 2009 el telescopio espacial Spitzer descubre un nuevo y enorme anillo alrededor de Saturno, mucho más grande de los que le rodean. Después de muchos siglos, este había pasado desapercibido hasta ahora, porque está tan enrarecido que resulta casi invisible. Este nuevo cinturón se despliega en el confín del sistema saturniano. Su masa comienza a unos seis millones de kilómetros del planeta y se extiende hasta alcanzar 13 millones de kilómetros de diámetro. Uno de los más lejanos satélites de Saturno, Febe, órbita dentro del nuevo anillo, y probablemente sea la fuente de su composición.


title: Saturno (planeta)

text: El campo magnético de Saturno es mucho más débil que el de Júpiter, y su magnetosfera es una tercera parte de la de Júpiter. La magnetosfera de Saturno consta de un conjunto de cinturones de radiación toroidales en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos. Los cinturones se extienden unos dos millones de kilómetros desde el centro de Saturno, e incluso más, en dirección contraria al Sol, aunque el tamaño de la magnetosfera varía dependiendo de la intensidad del viento solar (el flujo desde el Sol de las partículas cargadas). El viento solar y los satélites y anillos de Saturno suministran las partículas que están atrapadas en los cinturones de radiación. El periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos del interior de Saturno fue medido por el Voyager 1 mientras atravesaba la magnetosfera, que gira de forma sincrónica con el interior de Saturno. La magnetosfera interactúa con la ionosfera, la capa superior de la atmósfera de Saturno, causando emisiones aurorales de radiación ultravioleta; recientes estudios muestran que en el polo norte del planeta existe en vez de un anillo de varias auroras menores cómo en Júpiter o la Tierra una única gran aurora de forma anillada.


title: Saturno (planeta)

text: Rodeando la órbita de Titán, y extendiéndose hasta la órbita de Rea, se encuentra una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno neutro. Un disco de plasma, compuesto de hidrógeno y posiblemente de iones oxígeno, se extiende desde fuera de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán. El plasma gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno.


title: Saturno (planeta)

text: Visto desde la Tierra, Saturno aparece como un objeto amarillento, uno de los más brillantes en el cielo nocturno. Observado a través de un telescopio, los anillos A y B se ven fácilmente, mientras que los D y E solo se ven en condiciones atmosféricas óptimas. Con telescopios de gran sensibilidad situados en la Tierra se distinguen, en la niebla de la envoltura gaseosa de Saturno, pálidos cinturones y estructuras de bandas paralelas al ecuador.


title: Saturno (planeta)

text: Tres naves espaciales estadounidenses incrementaron enormemente el conocimiento del sistema de Saturno: la sonda Pioneer 11 y las Voyager 1 y 2, que sobrevolaron el planeta en septiembre de 1979, noviembre de 1980 y agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visible, ultravioleta, infrarroja y de radio del espectro electromagnético. También estaban equipadas con instrumentos para el estudio de los campos magnéticos y para la detección de partículas cargadas y granos de polvo interplanetario.


title: Saturno (planeta)

text: En octubre de 1997 fue lanzada la nave Cassini con destino a Saturno, que incluía también la sonda Huygens para explorar Titán, la mayor y más interesante de las lunas del planeta. Se trata del último proyecto de gran presupuesto de la NASA, en colaboración con la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. Tras un viaje de casi siete años, estaba previsto que la Cassini recogiese datos sobre Saturno y sus satélites durante otros cuatro años. En octubre de 2002 la nave obtuvo su primera fotografía del planeta, tomada a una distancia de 285 millones de kilómetros, y en la que aparece también Titán. En junio de 2004 la Cassini sobrevoló Febe, otro satélite de Saturno (el más alejado), obteniendo imágenes espectaculares de su superficie, llena de cráteres. En julio del mismo año, la nave entró en órbita de Saturno. En enero de 2005 la sonda Huygens atravesó la atmósfera de Titán y alcanzó su superficie, enviando a la Tierra datos e imágenes de gran interés del satélite.Saturno es un planeta fácil de observar, pues es visible en el cielo la mayor parte del tiempo y sus anillos pueden observarse con cualquier telescopio. Se observa mejor cuando el planeta está cerca o en oposición, es decir, la posición de un planeta cuando está a una elongación de 180°, por lo que aparece opuesto al Sol en el cielo. En la oposición del 13 de enero de 2005, Saturno pudo verse con un máximo que no será igualado hasta 2031, debido a una orientación de sus anillos con respecto a la Tierra bastante favorable.


title: Saturno (planeta)

text: Saturno se observa a simple vista en el cielo nocturno como un punto luminoso (que no parpadea) brillante y amarillento cuyo brillo varía normalmente entre la magnitud +1 y la 0, toma aproximadamente 29 años y medio en realizar una traslación completa en su órbita con respecto a las estrellas de fondo pertenecientes al zodiaco. Con apoyo óptico, como con grandes binoculares o un telescopio, se necesita una magnificación de al menos 20x para que la mayoría de las personas puedan distinguir claramente los anillos de Saturno.


title: Saturno (planeta)

text: En la astrología hindú, hay nueve planetas, conocidos como Navagrahas. Conocen a Saturno como "Sani" o "Shani", el Juez entre todos los planetas, y determina a cada uno según sus propios hechos realizados malos o buenos.


title: Saturno (planeta)

text: La Cultura china y japonesa designan a Saturno como la estrella de la tierra dentro del esquema tradicional oriental de utilizar cinco elementos para clasificar los elementos naturales.


title: Saturno (planeta)

text: En el hebreo, llaman "Shabbathai" a Saturno. Su Ángel es "Cassiel". Su Inteligencia, o el espíritu beneficioso, son "Agiel" (layga), y su espíritu (el aspecto más oscuro) es "Zazel" (lzaz). Ver: Cábala.


title: Saturno (planeta)

text: En turco y malayo, su nombre es "Zuhal", tomado del árabe زحل.


title: Saturno (planeta)

text: Saturno fue también conocido como "Φαίνων" por los griegos.


title: Sol

text: El Sol (del latín "sol", "solis", «dios Sol "invictus"» o «sol», Helios en la mitología griega, a su vez de la raíz protoindoeuropea "sauel-", «brillar») 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 esfera 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, carbono, neón y hierro.


title: Sol

text: Se formó hace aproximadamente 4600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se acumuló en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el sistema solar. La masa central se volvió cada vez más densa y caliente, dando lugar con el tiempo al 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 haya detenido, el Sol sufrirá cambios importantes 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. Por sí solo, representa alrededor del 99,86% de la masa del sistema solar. La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unión Astronómica Internacional en (aproximadamente 150 millones de kilómetros). Su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 20 segundos.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral G2 y clase de luminosidad V, por tanto, también es denominada como enana amarilla. Se formó hace entre 4567,9 y 4570,1 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.


title: Sol

text: A pesar de ser una estrella enana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32′35″ de arco en el perihelio y 31′31″ en el afelio, lo que da un diámetro medio de 32′03″. La combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).


title: Sol

text: El vasto efecto del Sol sobre la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos y el astro ha sido considerado por algunas culturas como una deidad. El movimiento de la Tierra alrededor del Sol es la base del calendario solar, el cual es el calendario predominante en uso hoy en día.


title: Sol

text: La disciplina científica que se encarga del estudio del Sol en su totalidad es la física solar.


title: Sol

text: 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 más brillante que el 85% de las 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 provocada por ondas de choque de una o más supernovas próximas. Esto fue planteado debido a la gran abundancia de elementos pesados en el sistema solar, como el oro y el uranio, en relación con las abundancias de estos elementos en la llamada Población II de estrellas, siendo estas 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.


title: Sol

text: El Sol es, con diferencia, el objeto más brillante en el cielo, con magnitud aparente de -26,74. Es unos 13 000 millones de veces más brillante que la segunda estrella más luminosa, Sirio, que tiene una magnitud aparente de -1.46. La distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra es de aproximadamente 1 unidad astronómica (alrededor de 150 millones de kilómetros), aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio. En esta distancia media, la luz viaja desde el horizonte del Sol hasta el horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 19 segundos, mientras que la luz desde los puntos más cercanos del Sol y de la Tierra tarda aproximadamente dos segundos menos.


title: Sol

text: El Sol no tiene un límite definido y en sus partes externas su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la distancia a su centro. No obstante, a efectos de medición, se considera el radio solar como la distancia que engloba desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. Con base en esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado de 9 millonésimas, lo que significa que su diámetro polar difiere de su diámetro ecuatorial por tan solo 10 kilómetros. El efecto mareal de los planetas es débil y no afecta significativamente a la forma del Sol. El Sol rota más deprisa por su ecuador que por sus polos. Esta rotación diferencial está causada por el movimiento de convección debido al transporte de calor y al efecto Coriolis producido por la rotación del Sol. En un marco de referencia definido por las estrellas, el 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.


title: Sol

text: La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de tiempo y superficie y que es directamente expuesta como luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente a 1368 W/m² (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (ua) del Sol (es decir, en la Tierra o a la misma distancia del Sol que ella). La luz del Sol en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera terrestre, de modo que, llega menos energía a la superficie (cerca de 1000 W/m²) en condiciones claras cuando el Sol está cerca del cenit. La luz del Sol en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesta (por energía total) de aproximadamente un 50% de luz infrarroja, un 40% por luz visible y un 10% de luz ultravioleta. La atmósfera terrestre filtra más del 70% de la radiación ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. La radiación ultravioleta solar ioniza la parte superior de la atmósfera en el lado diurno de la Tierra, volviendo a la ionosfera conductora de electricidad.


title: Sol

text: El color del Sol es blanco con un índice de color-espacio (CIE) cercano al (0,3; 0,3) cuando se ve desde el espacio o desde lo alto del cielo; en cambio, cuando se observa desde una zona baja del cielo la dispersión atmosférica del Sol tiene un color amarillo, rojo, naranja y magenta. A pesar de su blancura típica, la mayoría de la gente se imagina el Sol como amarillo; las razones de ello son objeto de debate. El Sol es una estrella G2V, con "G2" se indica que su temperatura superficial es de aproximadamente 5778 K (5505 °C), y "V" que, como la mayoría de las estrellas, es una estrella enana de la secuencia principal. La luminancia media del Sol es de aproximadamente 1,88 giga candelas por metro cuadrado, pero como se ve a través de la atmósfera de la Tierra, esto se reduce a aproximadamente 1,44 Gcd/m². Sin embargo, la luminancia no es constante a través del disco del Sol (oscurecimiento del limbo).


title: Sol

text: El Sol está compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio; que representan el 74,9% y el 23,8% de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. Todos los elementos más pesados, llamados "metales" en astronomía, representan menos del 2% de la masa, con el oxígeno (más o menos el 1% de la masa del Sol), carbono (0,3%), neón (0,2%), y el hierro (0,2%), que es el más abundante.


title: Sol

text: El Sol heredó su composición química del medio interestelar a través del cual se formó. El hidrógeno y el helio en el Sol fueron producidos por nucleosíntesis del Big Bang, y los elementos más pesados se crearon por nucleosíntesis estelar en generaciones de estrellas que completaron su evolución estelar y devolvieron su material al medio interestelar antes de la formación del Sol. La composición química de la fotosfera se considera normalmente como representativa de la composición del sistema solar primordial. Sin embargo, desde que se formó el Sol, parte del helio y de elementos pesados se han asentado gravitacionalmente desde la fotosfera. Por lo tanto, en la fotosfera de hoy en día, la fracción de helio es reducida, y la metalicidad es solo el 84% de lo que era en la fase protoestelar (antes de que la fusión nuclear comenzara en el núcleo). Se cree que la composición protoestelar del Sol ha sido de un 71,1% de hidrógeno, 27,4% de helio, y de un 1,5% de elementos más pesados.


title: Sol

text: Hoy en día la fusión nuclear en el núcleo del Sol ha modificado la composición mediante la conversión del hidrógeno en helio, por lo que ahora la parte más interna del Sol es más o menos un 60% de helio, junto con la abundancia de elementos más pesados que no han sido alterados. Debido a que el calor se transfiere desde el centro del Sol por radiación en vez de por convección, ninguno de los productos de fusión del núcleo ha llegado a la fotosfera.


title: Sol

text: La zona reactiva del núcleo de «combustión del hidrógeno», donde el hidrógeno se convierte en helio, está empezando a ser circundado por un núcleo interno de «cenizas de helio». Este desarrollo continuará y posteriormente tendrá lugar la salida del Sol de la secuencia principal para llegar a convertirse así en una gigante roja.


title: Sol

text: La abundancia de elementos pesados solares descritos anteriormente son medidos usando tanto espectroscopia de la fotosfera del Sol como midiendo las abundancias en los meteoritos que nunca han sido calentados a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos retienen la composición del Sol protoestelar y, por lo tanto, no se ven afectados por la sedimentación de elementos pesados. Por lo general los dos métodos concuerdan bien.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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 solar, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manchas solares, 8) granulación y 9) viento solar.


title: Sol

text: Ocupa unos 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 en alcanzar la superficie solar. En su centro se calcula que existe un 49% de hidrógeno, 49% de helio y un 2% 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 le 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.


title: Sol

text: El ciclo ocurre en las siguientes etapas:La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·10 J por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues se regenera al final del ciclo.


title: Sol

text: Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel, más comúnmente conocido como cadena 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 de que en el choque entre dos protones a velocidades próximas a la de la luz, puede ocurrir que uno de ellos pierda su carga positiva (e+), se fusionen y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón y forma un núcleo de deuterio, es decir, un núcleo pesado formado por un isótopo estable del hidrógeno. El positrón (e+) al ser liberado tiende a aniquilarse con bastante rapidez, fusionándose con un electrón (e-), produciendo en el proceso radiación fotónica. Al mismo tiempo, en esta segunda fase, se libera un neutrino electrónico de baja energía, que no interactúa con ningún átomo y se libera al espacio a velocidades próximas a la de la luz sin colisionar con la materia.


title: Sol

text: Más tarde, la fusión de un protón (p+), o lo que es lo mismo, un núcleo H, con un núcleo de deuterio da lugar a un isótopo del helio He³ y a la emisión de fotones gamma (γ). Finalmente, con un 97% de probabilidad aproximadamente, dos núcleos del isótopo He³ dan lugar, al ser fusionados, en un núcleo estable de He más dos nuevos protones (p+), con lo que el ciclo se retroalimenta hasta la primera fase inicial, al tiempo que pierde energía a razón de 26,7 MeV netos.


title: Sol

text: La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:


title: Sol

text: 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.


title: Sol

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


title: Sol

text: 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 radiactiva. 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 puede tardar un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.


title: Sol

text: 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 cual 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 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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 . 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 (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 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 4000K, mientras que la penumbra alcanza los 5600K, 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 = σT, donde σ = 5,67051·10 W/m²·K), 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.


title: Sol

text: La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente , 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.


title: Sol

text: Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera, alcanzan alturas de hasta y producen erupciones solares espectaculares.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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).


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: Pero imágenes de alta definición ultravioleta, tomadas cada ocho segundos por el satélite de la NASA Solar Dynamics 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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 3'8x10 vatios, o 3'8x10 kilovatios —o, dicho de otra manera, el Sol produce en un segundo 760 000 veces la producción energética anual a nivel mundial—.


title: Sol

text: 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 estas. 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.


title: Sol

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


title: Sol

text: 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 estadounidense 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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).


title: Sol

text: Aristarco, pensando que el Sol era al menos 7 veces más grande que la Tierra, sugirió que no es el Sol el que gira alrededor 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≫.


title: Sol

text: 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.


title: Sol

text: 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 solo de 7%).


title: Stephen King

text: Stephen Edwin King (pronunciación: /ˈstiːvən ˈɛdwɪn ˈkɪŋ/) (Portland, Maine; 21 de septiembre de 1947), más conocido como Stephen King y ocasionalmente por su pseudónimo Richard Bachman, es un escritor estadounidense de novelas de terror, ficción sobrenatural, misterio, ciencia ficción y literatura fantástica. Sus libros han vendido más de 350 millones de ejemplares y en su mayoría han sido adaptados al cine y a la televisión. Ha publicado 61 novelas (siete de ellas, bajo el pseudónimo Richard Bachman) y siete libros de no ficción. Ha escrito, además, alrededor de doscientos relatos y novelas cortas, la mayoría de los cuales han sido recogidos en once colecciones.


title: Stephen King

text: Desdeñado por críticos y académicos literarios por ser considerado un autor «comercial», su obra ha generado mayor atención desde la década de 1990, aunque algunos de estos círculos continúan rechazando sus libros. Es criticado regularmente por su estilo presuntamente "no literario" y por la excesiva extensión de algunas de sus novelas. Por el contrario, su sentido de la narración, sus personajes animados y coloridos y su capacidad para jugar con los temores de los lectores han sido objeto de elogios. Si bien en la mayoría de sus historias utiliza el recurso del terror, también aborda de manera regular temáticas como la infancia, el racismo y la guerra, brindando un retrato social muy realista de los Estados Unidos.


title: Stephen King

text: Su novela corta «Rita Hayworth y la redención de Shawshank» fue la base para la película "The Shawshank Redemption", la mejor calificada de IMDb y votada por la revista "Empire" como la mejor de la historia en su encuesta "The 201 Greatest Movies of All Time" en marzo de 2006. Otras adaptaciones cinematográficas de sus obras que han logrado éxito comercial y de crítica son "Carrie", dirigida por Brian De Palma en 1976; "El resplandor", dirigida por Stanley Kubrick en 1980; "Cuenta conmigo" y "Misery", dirigidas por Rob Reiner en 1986 y 1990, ganadora la última de un Premio Óscar y un Globo de Oro gracias al desempeño de Kathy Bates como actriz principal; "La milla verde" (1999); y "La niebla" (2007). El propio King ha incursionado ocasionalmente como guionista, productor y actor en algunas series de televisión y películas, y también dirigió el largometraje "Maximum Overdrive".


title: Stephen King

text: King ha ganado numerosos premios literarios, incluyendo el Premio Bram Stoker en trece ocasiones, el Premio British Fantasy siete veces, los Premios Locus en cinco oportunidades, el Premio Mundial de Fantasía cuatro veces, el Premio Edgar en dos ocasiones y los premios Hugo y O. Henry en una oportunidad. Al ser nativo de Maine, muchas de sus historias se desarrollan en ese estado. También es frecuente su uso de ciudades ficticias ubicadas en Maine, como Castle Rock, Jerusalem's Lot y Derry. Es esposo de la escritora y activista Tabitha King desde 1971, con la que tiene tres hijos: Naomi Rachel (1970), Joe (1972) y Owen (1977).


title: Stephen King

text: Stephen King nació en Portland (Maine), segundo hijo de Donald King y Nellie Ruth Pillsbury. Cuando King tenía dos años de edad, su padre abandonó a la familia. Su madre lo crio junto a su hermano mayor David por su cuenta, algunas veces bajo grandes problemas financieros. Tras vivir en Fort Wayne (Indiana) y Stratford (Connecticut), la familia se mudó a Durham, pueblo natal de Ruth. King estudió en la Escuela Primaria de Durham y luego en la Secundaria de Lisbon Falls.


title: Stephen King

text: Cuando era niño, King presenció un horrible accidente, uno de sus amigos quedó atrapado en unos rieles y fue arrollado por un tren. Aunque este hecho podría haber inspirado las oscuras creaciones de King, el mismo escritor ha descartado la idea.


title: Stephen King

text: Empezó a escribir desde una temprana edad, mientras se basaba en películas vistas recientemente e historietas. Mientras estaba en el colegio comenzó a vender cuentos a sus compañeros, los cuales eran copiados con la misma máquina que su hermano utilizaba para publicar su periódico llamado "Dave's Rag". Sin embargo, la actividad no fue bien vista por sus profesores, quienes lo obligaron a devolver el dinero ganado.


title: Stephen King

text: Aproximadamente a los trece años de edad, descubrió en la casa de su tía una vieja caja con libros de su padre, la mayoría de terror y ciencia ficción. Entre estos libros se encontraba "The Lurking Fear" de H.P. Lovecraft, quien a la postre se convertiría en una de sus principales influencias. La película "Pit and the Pendulum" de 1961, basada en el cuento homónimo de Edgar Allan Poe, causó una gran impresión en el joven King. Desde entonces comenzó a enviar sus trabajos a diferentes revistas, sin recibir una respuesta positiva. Su primer relato publicado fue incluido en la revista "Comics Review" de Mike Garrett en 1965. El título original era "I Was a Teenage Grave Robber", pero fue cambiado por el editor a "In a Half-World of Terror".


title: Stephen King

text: Entre 1966 y 1971 estudió inglés en la Universidad de Maine, en Orono, con grandes penurias económicas a causa de la pobreza de su madre, y escribió una columna titulada "King's Garbage Truck" en su revista. King conoció a su futura esposa, la escritora Tabitha King, en la biblioteca de la universidad y se casaron en 1971. El escritor realizó trabajos de media jornada para poder pagar sus estudios, incluso en una lavandería. Utilizó la experiencia vivida para escribir las historias de "La trituradora" ("The Mangler") y "Carretera maldita" ("Roadwork").


title: Stephen King

text: Después de terminar sus estudios universitarios con una licenciatura en arte en inglés y obtener un certificado para poder enseñar en secundaria, King enseñó inglés en la Academia de Hampden. Durante este periodo, él y su familia vivieron en un remolque. Escribió historias cortas (la mayoría publicadas en revistas para hombres) para poder satisfacer las necesidades de su familia. Durante este periodo King comenzó a tener problemas de alcoholismo que mantuvo durante una década. Estos problemas se verán reflejados en su tercera novela, "El resplandor", en la persona de su personaje principal, el escritor alcohólico Jack Torrance.


title: Stephen King

text: A comienzos de la década de 1970, King comenzó a escribir un gran número de novelas. Una de sus primeras ideas fue la de una joven con poderes psíquicos. Sin embargo, se sintió desalentado y la tiró a la basura. Tabitha rescató el trabajo y lo animó a terminarlo. Después de finalizar la novela, la tituló "Carrie", la mandó a la compañía editora Doubleday y al pasar el tiempo se olvidó de ella. Más tarde recibió una oferta de compra por 2500 dólares de adelanto (no un gran adelanto para una novela, incluso en esa época). Poco tiempo después, el valor de "Carrie" con los derechos del manuscrito fueron vendidos por 400.000 dólares (200.000 de los cuales recibió el editor). Después del lanzamiento, su madre murió de cáncer de pulmón, y por ello no llegaría a ver la edición de la novela.


title: Stephen King

text: King, decidido a dedicarse exclusivamente a la escritura, se trasladó a la ciudad de Bangor, Maine con su familia. Allí empezó a escribir la novela "El misterio de Salem's Lot", una historia de vampiros basada en el clásico "Drácula" de Bram Stoker y en la novela "Peyton Place" de Grace Metalious. Mientras tanto, la novela "Carrie" fue publicada en edición de bolsillo, vendiendo más de un millón de copias en menos de un año. El 17 de octubre de 1975 la editorial Doubleday publicó "El misterio de Salem's Lot", vendiendo en su edición de bolsillo más de dos millones de ejemplares en menos de seis meses.


title: Stephen King

text: Durante un viaje por Colorado, la familia King visitó el Hotel Stanley en Estes Park. Basado en su experiencia en el hotel, King empezó a escribir su tercera novela, "El resplandor". Paralelamente vio la necesidad de contratar un agente literario al sentirse insatisfecho con el bajo porcentaje recibido por los derechos de autor de sus dos obras, por lo que se puso en contacto con Kirby McCauley, quien le consiguió un contrato literario con Viking Press por tres libros y dos millones y medio de dólares. "El resplandor" fue publicada el 28 de enero de 1977. La novela relata la historia de una familia que pasa el invierno aislada en un hotel y que es atormentada por una presencia maligna que quiere apoderarse del joven Danny, dotado de un poder telepático. Considerada como una de las mejores obras de King, "El resplandor" profundiza en la desintegración de la unidad familiar a través del aislamiento, la locura y el alcoholismo, este último factor reflejando inconscientemente los recientes problemas de King con la bebida.


title: Stephen King

text: King creó el pseudónimo de Richard Bachman porque los estándares de edición de la época no permitían que un autor publicara más de un libro al año, y también para liberarse de la presión que su creciente fama estaba ejerciendo sobre él. La primera novela publicada bajo este pseudónimo fue "Rabia", un controvertido relato en el que un estudiante asesina a algunos maestros y toma como rehenes a sus compañeros de clase.


title: Stephen King

text: También en 1977, King se mudó a Inglaterra con su familia, que ahora incluía a un tercer hijo, Owen, nacido en febrero, con el objetivo de quedarse un año y escribir una novela allí. Sin embargo, este intento fracasó y la familia King decidió regresar a Maine tres meses después. Durante su breve estancia en Inglaterra, King conoció al escritor Peter Straub y se planteó la idea de realizar una colaboración futura con el novelista estadounidense.


title: Stephen King

text: En 1978 fueron publicados dos nuevos libros de King por la editorial Doubleday. En febrero fue lanzada al mercado la colección de veinte relatos cortos "El umbral de la noche", la mayoría de los cuales ya habían sido publicados en varias revistas. En septiembre vio la luz la novela "La danza de la muerte", una historia postapocalíptica en la que un virus creado en un laboratorio estadounidense se propaga accidentalmente y liquida a casi toda la población del planeta. Los pocos sobrevivientes de la pandemia son atraídos por dos poderes opuestos para replicar la lucha eterna entre el bien y el mal. "La danza de la muerte" es una de las obras más ambiciosas de King y es considerada una de sus mejores novelas. Debido a su extensión, King tuvo que hacer recortes importantes, eliminando alrededor de 250.000 palabras. Las ventas de la novela fueron similares a las obtenidas con "El resplandor".