CaracterÃsticas astronómicas
La estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Mediante la radiación de su energÃa electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energÃa que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la energÃa de la luz del Sol. .
A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella tÃpica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz (4 × 1013 km); para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitarÃa un telescopio de casi 30 km de diámetro. Además, un telescopio asà tendrÃa que ser colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra.
Historia de la observación cientÃfica
Durante la mayor parte del tiempo que los seres humanos han estado sobre la Tierra, el Sol ha sido considerado un objeto de especial importancia. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Aparte de su relevancia posicional para señalar, por ejemplo, solsticios, equinoccios y eclipses , el estudio cuantitativo del Sol data del descubrimiento de las manchas solares; el estudio de sus propiedades fÃsicas no comenzó hasta mucho más tarde.
Los astrónomos chinos observaron manchas solares a simple vista ya en el año 200 a.C. Pero en 1611, Galileo utilizó el telescopio, recién inventado, para observarlas de modo sistemático. El descubrimiento de Galileo significó el comienzo de una nueva aproximación al estudio del Sol, que pasó a ser considerado un cuerpo dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas cientÃficamente.
El siguiente avance importante en el estudio del Sol se produjo en 1814 como resultado directo del invento del espectroscopio por el fÃsico alemán Joseph von Fraunhofer . Un espectroscopio divide la luz en las longitudes de onda que la componen, o colores. Aunque el espectro del Sol habÃa sido observado ya en 1666 por el matemático y cientÃfico inglés Isaac Newton, la precisión del trabajo de Fraunhofer sentó las bases para los primeros intentos de una explicación teórica detallada de la atmósfera solar.
Parte de la radiación de la superficie visible del Sol (la fotosfera) es absorbida por el gas, algo más frÃo, que hay sobre ella. Sin embargo, sólo se absorben longitudes de onda de radiación particulares, que dependen de las especies atómicas presentes en la atmósfera solar. En 1859, el fÃsico alemán Gustav Kirchhoff demostró que la falta de radiación en ciertas longitudes de onda del espectro solar de Fraunhofer se debÃa a la absorción de radiación por átomos de algunos de los mismos elementos presentes en la Tierra. Con esto, no sólo demostró que el Sol está compuesto de materia común, sino que también planteó la posibilidad de obtener información detallada sobre los objetos celestes mediante el estudio de la luz emitida por ellos. Éste fue el comienzo de la astrofÃsica.
El progreso en el conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los cientÃficos para hacer observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de observación que han influido de forma significativa en la fÃsica solar están el espectroheliógrafo, que mide el espectro de los rasgos solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el magnetógrafo, inventado por el astrónomo estadounidense Horace W. Babcock en 1948, que mide la fuerza del campo magnético de la superficie solar. El desarrollo de cohetes y satélites ha permitido a los cientÃficos observar la radiación en longitudes de onda no transmitidas a través de la atmósfera de la Tierra. Entre los instrumentos desarrollados para su uso en el espacio se encuentran los coronógrafos, los telescopios y los espectrógrafos sensibles a una radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos especiales han revolucionado el estudio de la atmósfera exterior al Sol.
Composición y estructura
La cantidad total de energÃa emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varÃa más que unas pocas décimas de un 1% en varios dÃas. Esta energÃa se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayorÃa de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sÃ, experimentando la fusión nuclear. El resultado neto de estos procesos es que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energÃa surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada segundo, generando una energÃa equivalente a la que se producirÃa por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. La ‘combustión’ nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio solar.
La energÃa producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección que ocupa el último tercio del radio solar, la energÃa es transportada por la mezcla turbulenta de gases. La fotosfera es la superficie superior de la zona de convección. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella.
Las células turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y heterogénea. Este modelo, conocido como granulación solar, lo provoca la turbulencia en los niveles más altos de la zona de convección. Cada gránulo mide unos 2.000 km de ancho. Aunque el modelo de granulación siempre está presente, los gránulos individuales solamente duran unos 10 minutos. También se presenta un modelo de convección mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las profundidades de la zona de convección. Este modelo de sobregranulación contiene células que duran un dÃa y tienen 30.000 km de ancho como media.
CaracterÃsticas astrológicas
Principio. El yo consciente, la vida, la voluntad, la capacidad afectiva y de relación con el entorno social; la energÃa vital, la fuerza fisÃca y psÃquica, la evolución, el idealismo, la autoafirmación.
SÃmbolo. La edad adulta, la autoridad, el sujeto. En tema femenino, simboliza una figura masculina importante (el padre, el marido, el amante, el hermano, el abuelo, etc.), la organización, el éxito, las personas relevantes en el campo laboral y polÃtico. En tema masculino, representa la virilidad, la madurez y la creatividad.
Armónico en la Carta Natal. AlegrÃa de vivir, lealtad, generosidad, entrega, valentÃa, nobleza, altivez, espiritualidad, elevación.
Inarmónico en la Carta Natal. Hipertrofia del yo, narcisismo, exhibicionismo, orgullo, teatralidad, despotismo, crueldad, soberbia, prepotencia, paternalismo, egoÃsmo.
AnatomÃa. El corazón, parte superior de la espalda, sistema circulatorio, el esperma, el ojo derecho del hombre y el ojo izquierdo de la mujer.
