Nuestra profe nos pidió que hiciéramos un mapa de toda la materia que le faltan algunos retoques pero para el momento quedo asì:

  

     

                                     Eventos astronòmicos 
                        nocturnos 

   

  

  


  

  

  

  

Cambio de polaridad solar

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

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

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

Nacimiento y muerte del Sol

El Sol visto a través de las lentes de unacámara fotográfica desde la superficie terrestre.

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 larama 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 ésta 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.El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.500 millones 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 un billón 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 circumestelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometasdel 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 quemando hidrógeno de manera estable.

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.⁶ 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.⁷ Otro artículo posterior apunta en la misma 

Importancia de la energía solar en la Tierra

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

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

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

Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre

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

   

  Fotosfera

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

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

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

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

El signo más evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaba que era debido a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo(1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del Universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen continuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, inferiores en ambos casos a los 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴, donde σ = 5,67051·10⁻⁸ W/m²·K⁴), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible

El Sol desencadena la mayor llamarada solar del año, y la tercera mayor de todo el ciclo 24

El Sol desencadena la mayor llamarada solar del año, y la tercera mayor de todo el ciclo 24

Tras diez días de actividad solar, docenas de llamaradas M, y cinco grandes llamaradas en la magnitud X, la última de las cuales, una X2.3 era ya la mayor llamarada del año y la quinta mayor de todo el ciclo solar 24 el sol volvió a superarse la noche de este martes con una nueva llamarada solar X3.3, que pasa a ser ahora la mayor llamarada solar de 2013, y la tercera mayor en términos absolutos de todo el ciclo solar 24.

 La X3.3 causó una rara disrupción en nuestro campo magnético denominada "magnetic crochet".

Como en otras ocasiones en estos días, dicha gran llamarada solar desencadenó en minutos fuertes disrupciones de radio en la escala R3 de NOAA, en su mayor parte sobre el Océano Pacífico, Nueva Zelanda, Micronesia y el este de Australia.

Esta llamarada solar fue además de particular espectacularidad en varios sentidos, además de por su propia magnitud.

De un lado fue una llamarada altamente impulsiva que a pesar de su gran magnitud alcanzada (X3.4 según el centro ISES australiano) se desarrolló en su totalidad en poco más de 10 minutos, desde las 23:10 hasta las 23:23, hora peninsular española; partiendo de muy bajos valores de actividad solar, que la hacía imprevisible, y volviendo a dichos mismos valores de actividad solar preestablecidos a continuación.

De otro lado, y a pesar de lo poco habitual que ello resulta en este tipo de llamaradas solares altamente impulsivas, se confirmó la detección de una fuerte eyección de masa coronal asociada (CME) que en principio se daba prácticmente por descartada, y generó discrepancia de criterios entre distintos centros de la red internacional ISES, pero cuya velocidad ha podido ser finalmente confirmada en los 1380 km/segundo, que resulta ya una velocidad apreciable y a tomar en consideración. Lo que hace que de ser geoefectiva nos alcanzaría en menos de 30 horas a contar a partir de las 23:23 de anoche, extremo éste el de su geoefectividad que todavía está siendo estudiado y que dada la ubicación de su región activa de origen, la 1890 no puede ser descartada.

Pero, sin duda, la mayor de todas sus peculiaridades fue el desencadenamiento de un raro fenómeno en nuestra magnetosfera conocido en clima espacial como "magnetic crochet", consistente en una afectación u oscilación directa de nuestro campo magnético terrestre antes incluso de la posterior llegada de la CME, asociada a la propia inmensa llamarada solar y a la ionización que esta desencadena, y las corrientes eléctricas que por sí misma es capaz de desencadenar a 60 o 100 km de altura sobre nosotros. Tales fenómenos han sido históricamente registrados asociados a las mayores llamaradas solares desde el "magnetic crochet" del 1 de septiembre de 1859 con ocasión del evento carrington hasta nuestros días. Suele ser un indicativo de llamaradas solares de especial relevancia y magnitud.

Con todo, desde el Observatorio del Clima Espacial, han subrayado que este es un fenómeno carente de peligrosidad, y que debe ser motivo de normal seguimiento, y en ningún caso de ninguna preocupación.

"Se da la circunstancia de que esta llamarada X3.3 de anoche, 5 de noviembre de 2013, casi coincide con el décimo aniversario de la inmensa llamarada solar X28-X45 de 4 de noviembre de 2003, la mayor llamarada solar de la historia jamás registrada por el hombre, aquello otro sí que fue motivo de preocupación, esto de anoche, en cambio, no".

"En este caso se trata de un fenómeno espectacular por muy distintas razones, en especial por lo repentino e impredecible que resultó, que lo que deja de manifiesto es la necesidad de mantener un seguimiento constante de nuestro astro rey, que una vez más nos ha demuestrado como en cualquier momento puede romper su calma y desencadenar fenómenos realmente impresionantes y de gran belleza".

Por último, la región activa que la desencadenó, la 1890 también es una de las mayores registradas en todo el ciclo solar 24 y apenas acaba de iniciar su rotación por la cara orientada a la Tierra del sol y a lo largo de los próximos diez días ocupará posiciones de buena geoefectividad potencial, sus magnetismo resulta moderadamente inestable y alberga energía para nuevas llamaradas solares de gran magnitud, lo que hará que su seguimiento sea objeto de seguimiento por estudiosos de todo el  planeta.

La observación del Sol 
Cuando se desee mirar el Sol a simple vista es muy importante tener en cuenta algunos detalles. En primer lugar, no hacerlo nunca sin una protecciòn adecuada.
Esta protecciòn puede ser una película fotogràfica velada, absolutamente negra. Los anteojos negros no protegen bajo ninguna circunstancia. El no tener en cuenta esta recomendaciòn puede ocasionar la pèrdida de la vista.
Si se lo quiere mirar a travès de un telescopio no se debe mirar por el ocular, sino que se debe observar el disco solar proyectando sobre una pantalla que bien puede ser un simple disco de cartón blanco. Lo óptico es observar a travès de filtros angostos, entre los cuàles el màs recomendable es el correspondiente a la lìnea del hidrògeno de longitud de onda de 656,3 nm. A travès de ese filtro se pueden observar las fulguraciones y, eventualmernte, las prominencias.

 

La fuente de energía solar
El hecho de que la vida ha existido sobre la Tierra por mas de tres mil millones de años sugiere que en ese intervalo el Sol ha brillado con una luminosidad muy cercana al valor presente. Por diferentes fuentes hoy sabemos que el Sol se formò hace unos 5.000 millones de años y que desde entonces ha mantenido siempre la misma producciòn de energìa con muy pequeñas oscilaciones.
Se han postulado diferentes modelos para explicar la fuente de energìa solar. Descartada que la fuente solar sea de origen quìmico o bien un proceso ùnicamente gravitacional, actualmente se considera que la energìa que irradia el Sol se produce en su centro mediante un proceso de fusiòn termonuclear. Allì, la temperatura alcanza unos 15 millones de grados y en esas condiciones cuatro átomos de hidrógeno se funden en uno de helio, liberàndose con cada núcleo de helio formando una energìa.
Esa energìa se propaga hacia la superficie, estimándose en unos 2 millones de años el tiempo que tarda en alcanzar la fotòsfera. Luego, demora unos 8 minutos y medio en llegar hasta la Tierra.

                       Actividad solar 
Los fenómenos que se originan en el Sol acarrean diversas consecuencias en los astros que componen el Sistema Solar. De la cromosfera y la corona proceden las partes fuertemente variables del espectro electromagnético solar, en la zona de los rayos x y en las mayores longitudes de onda (como las radioondas), la primera aumenta la conductividad electrica de la atmósfera de los planetas a traves de la ionización.
Entre las características detectadas en el Sol, se reunen la denominación de actividad solar una serie de fenómenos cuyo origen se relaciona con las capas mas profundas de este astro.
Una de las manifestaciones de la actividad solar son las fulguraciones aumentos de brillo en áreas limitadas, con duración desde unos pocos minutos hasta varias horas, que generalmente se localizan en cercanías de otros fenómenos asociados a la actividad solar: las llamadas manchas solares 
Las fulguraciones mas grandes proceden de zonas que en oportunidades superan los 5 x 10 a la 16  metros cuadrados, donde el campo magnético local llega a alcanzar intensidades superiores a 0,1 tesla antes del fenómeno. Las fulguraciones producen una enorme emisión de energía electromagnética, tanto en la región de radioondas y la banda del visible, como así también radiación de rayos y, las fulguraciones se asocian al viento solar a la hora de entender el mecanismo que da lugar, en nuestro planeta,a las tormentas magnéticas.
Otros fenómenos espectaculares que se observan en el Sol son lasprominencias, que se asemejan a grandes llamaradas y se elevan a enormes distancias. Son columnas de gas caliente, lanzadas a lo largo de líneas de fuerza magnéticas hasta alturas que pueden superar los 10.000 kilómetros. Vistas longitudinalmente, estas erupciones aparecen como filamentos oscuros que se destacan sobre la fotosfera, mas clara.
En algunos casos tienen un movimiento circulatorio ascendente y luego descendente que semejan un gran circuito.
Las prominencias se clasifican en dos tipos:eruptivas y tranquilas. Las prominencias tranquilas tienden a durar varios días y aparentemente siguen las líneas de fuerza del campo magnético. Todas estas prominencias suelen presentarse en cercanías de las manchas solares y, por lo tanto, su numero es mayor cuando aumenta la cantidad de manchas solares. 

                           El viento solar 

Se considera que la corona solar es calentada por ondas mecánicas generadas en el interior del Sol, por debajo de la fotosfera  estas ondas se propagan en la corona donde disipan toda su energía calentándola

La fuente de energía reside en el movimiento convectivo que tiene lugar en las capas subfotosfèricas, el movimiento de subida y bajada de los torbellinos convectivos genera ondas, las cuáles son mas violentas al ascender hacia àreas mas densas, y pierden finalmente su energía al calentar el gas que atraviesan. Los cálculos señalan que parte de la energía asociada a la onda se transformaría en calor en la fotòsfera, este proceso (disipación) seria máximo hacia densidades correspondientes a la cromòsfera y a la corona interior del sol. La temperatura de la corona es suficientemente elevada para que se produzcan diversos fenómenos de interés astrofìco como la producción de líneas espectrales y el denominado viento solar, que da cuenta de la expansionan  en todas las direcciones y a muy altas velocidades, de las partículas que expulsa el Sol.

El viento solar es, entonces un flujo constante de gas enrarecido, altamente ionizado, que se aleja del Sol, adentrándose en el espacio interplanetario. Este "viento" es el que  produce en la cola de los cometas apunten permanentemente en dirección contraria al Sol.

Los estudios sobre evolución estelar tienen en cuenta especialmente el fenómeno de viento solar, ya que este constituye una constante fuente de pérdida para la estrella, tanto de su masa como de su momento angular.

Las partículas con carga eléctrica del viento solar llegan a la Tierra luego de haber recorrido en unos 4 días la distancia que separa  a nuestro planeta del Sol, y quedarán atrapadas en el campo magnético terrestre ( magnetósfera), alcanzando la alta atmósfera terrestre (80) km en las cercanías de los polos magnéticos de la Tierra.

Asì, se producen : las auroras boreales. Suceden en las regiones cercanas al polo norte aunque también se dan fenómenos similares cerca del polo sur

                       La superficie y la atmósfera del Sol

  La superficie del sol es la de un disco brillante, cuyo contorno visible se denomina                  también limbo solar (desde allí proviene la luz que recibimos en la tierra). Sin             embargo, y en vista de que conocemos el sol se trata en realidad de una masa gaseosa, la situación real es mas complicada. Debemos diferenciar entonces la superficie solar de su atmósfera, la cual se adentra en el espacio interplanetario (de manera similar a la capa gaseosa que rodea a la Tierra). la superficie propiamente dicha del sol se halla por debajo de esa atmósfera y en ella aparecen estructuras que reflejan un flujo convectivo de energía.
Los estudios astrofísicos han arrojado como resultado que la convección no tiene lugar cerca del centro solar(donde se producen las reacciones nucleres que generan su energía), sino que allí el transporte es radiativo.
A cada gránulo solar se lo ve rodeado por una oscura, los gránulos parecen corresponder a gas caliente que sube del interior del Sol, siendo las zonas oscuras del sitio donde descienden los gases mas fríos.
La fotosfera, de unos 500 km de espesor, es la zona donde se localizan los manchas solares.
Sobre la fotosfera se encuentra la atmósfera propiamente dicha, cuya primera capa es la cromosfera.
La cromosfera se trata de una región relativamnte transparente y de baja densidad, desde un punto de vista física se caracteriza por una rápida disminución de su densidad a medida que nos aproximamos al exterior.
A la cromósfera le sigue la corona, que es observable también a simple vista en los eclipses de totales del sol, como un halo que se extiende millones de kilómetros alrrededor del disco.
La corona presenta variaciones en su estructura que dependen del número de manchas solares, es decir , se relaciona con el período de las manchas, cuando el número de manchas  es maximo presenta una forma circular, en cambio cuando es mínimo, la corona tiende a ser achatada en dirección a los polos.

datos sobre el sol

                                                         

        Tema de ampliación: Una estrella: El Sol 
    

                     datos sobre el sol

     El Sol es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las             estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra               principal fuente de energía, que se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y calor.

    El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción     gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

    El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones 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 un trillón de años en enfriarse.


    

Datos básicos	El Sol	La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	695.000 km.	6.378 km.
Periodo de rotación sobre el eje	de 25 a 36 días *	23,93 horas
Masa comparada con la Tierra	332.830	1
Temperatura media superficial	6000 º C	15 º C
Gravedad superficial en la fotosfera	274 m/s2	9,78 m/s2