Diferencia entre revisiones de «Sol»

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La Historia del Arte, aunque puede concebirse como la historia de todas las manifestaciones artísticas de las denominadas bellas artes, que incluirían a la literatura o la música, suele restringirse a las artes visuales (pintura, escultura y arquitectura), y habitualmente también incluye las llamadas artes menores o aplicadas. Está estrechamente relacionada con la estética y la teoría de las artes.
La historia del arte procura un examen objetivo del arte a través de la historia, clasificando culturas, estableciendo periodizaciones y observando sus características distintivas e influencias.
El estudio de la historia del arte se desarrolló inicialmente desde el Renacimiento, con su objeto limitado a la producción artística de la civilización occidental. No obstante, con el tiempo se ha impuesto una visión más amplia de la historia artística, intentando una descripción global del arte de todas las civilizaciones y el análisis de sus producciones artísticas en términos de sus propios valores culturales (relativismo cultural), y no sólo de los de la historia del arte occidental.


{| id="toc" style="margin-left: 1em; float:right; width: 25em;"
Historia de la Pintura al Oleo
|+ <font size="+1">'''El Sol'''[[Archivo:Sun symbol.svg|30px]]</font>
| colspan="2" align="center" bgcolor="#000000" |
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" | Datos derivados de la observación
|-
| Distancia media desde la Tierra || [[1 E11 m|149.597.871 km]] (~1,5&nbsp;×&nbsp;10<sup>11</sup> [[Metro|m]])
|-
| [[Magnitud aparente|Brillo visual]] (V) || –26,8<sup>m</sup>
|-
| [[Magnitud absoluta]] || 4,83<sup>m</sup>
|-
| [[Diámetro angular|Diám. angular]] en el [[perihelio]] || 32' 35,64"
|-
| Diám. angular en el [[afelio]] || 31' 31,34"
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" | Características físicas
|-
| Diámetro || [[1 E9 m|1.392.000]] [[Kilómetro|km]] (~1,4&nbsp;×&nbsp;10<sup>9</sup> m)
|-
| Diámetro relativo (d<sub>S</sub>/d<sub>T</sub>) || 109
|-
| Superficie || 6,09&nbsp;×&nbsp;10<sup>18</sup> [[Metro cuadrado|m<sup>2</sup>]]
|-
| Volumen || 1,41&nbsp;×&nbsp;10<sup>27</sup> [[metro cúbico|m<sup>3</sup>]]
|-
| Masa || 1,9891&nbsp;×&nbsp;10<sup>30</sup> [[kilogramo|kg]]
|-
| Masa relativa a la de la Tierra || 333400x
|-
| Densidad || 1411 kg/m<sup>3</sup>
|-
| Densidad relativa a la de la Tierra || 0,26x
|-
| Densidad relativa al [[agua]] || 1,41x
|-
| [[Gravedad]] en la superficie || 274 [[Metro por segundo al cuadrado|m/s<sup>2</sup>]] (27,9 [[Intensidad de la gravedad|g]])
|-
| Temperatura de la superficie || 5.780 [[Kelvin|K]]
|-
| Temperatura de la [[Corona solar|corona]] || 5&nbsp;×&nbsp;10<sup>6</sup> K
|-
| Temperatura del núcleo || ~1,36&nbsp;×&nbsp;10<sup>7</sup> K
|-
| [[Luminosidad]] (L<sub>S</sub>) || 3,827&nbsp;×&nbsp;10<sup>26</sup> [[Vatio|W]]
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" | Características [[órbita|orbitales]]
|-
| Periodo de rotación ||
|-
| En el ecuador: || 27d 6h 36min
|-
| A 30° de latitud: || 28d 4h 48min
|-
| A 60° de latitud: || 30d 19h 12min
|-
| A 75° de latitud: || 31d 19h 12min
|-
| Periodo orbital alrededor del<br />centro galáctico || 2,2&nbsp;×&nbsp;10<sup>8</sup> [[año]]s
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" | Composición de la [[fotosfera]]
|-
| [[Hidrógeno]] || 73,46%
|-
| [[Helio]] || 24,85%
|-
| [[Oxígeno]] || 0,77%
|-
| [[Carbono]] || 0,29%
|-
| [[Hierro]] || 0,16%
|-
| [[Neón]] || 0,12%
|-
| [[Nitrógeno]] || 0,09%
|-
| [[Silicio]] || 0,07%
|-
| [[Magnesio]] || 0,05%
|-
| [[Azufre]] || 0,04%
|}


El '''Sol''' es la [[estrella]] [[enana amarilla]] de [[tipo espectral (estelar)|tipo espectral]] G2 que se encuentra en el centro del [[Sistema Solar]]. La [[Tierra]] y otras materias (incluyendo a otros [[planeta]]s, [[asteroide]]s, [[meteorito]]s, [[cometa]]s y [[Polvo interestelar|polvo]]) [[Órbita|orbitan]] alrededor de ella,<ref name=sistemasolar>{{cita web |url= http://www.solarviews.com/eng/solarsys.htm |título= The Solar System|fechaacceso=8 de mayo de 2009 |editorial= Solarviews.com |idioma= inglés |cita= The planets, most of the satellites of the planets and the asteroids revolve around the Sun in the same direction, in nearly circular orbits}}</ref> constituyendo a la mayor fuente de [[energía electromagnética]] de esta constelación.<ref name=sistemasolar /> Por sí solo, el sol representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 de kilómetros, o 92.960.000 millas, y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y conduce el clima de la Tierra y la meteorología.
Antes se creía que la pintura al óleo había sido inventada por el pintor flamenco Jan van Eyck a principios del siglo XV, pero hoy se sabe que ya existía con anterioridad. Van Eyck investigó esta técnica dentro de los convencionalismos lineales del temple, haciendo un dibujo detallado en una tabla cubierta de yeso y aplicando sucesivas capas de veladuras de óleo transparentes. En Italia, el pintor siciliano Antonello da Messina popularizó esta técnica, de la que se aprovecharon los pintores del renacimiento.
Los venecianos dieron el siguiente paso de pintar sobre lienzo, con el que se conseguía una superficie mucho más grande y permitía además enrollarlo para facilitar el transporte. Desarrollaron un estilo más libre basado en una pintura subyacente, monocroma y tosca, realizada al temple y añadiendo veladuras oleosas. Los pintores holandeses como Rembrandt y Frans Hals y el pintor español Diego Velázquez hicieron ensayos con la aplicación de empastes. Los artistas más ortodoxos de los siglos XVIII y XIX hacían la pintura subyacente en óleo negro y gris y después repintaban en color. Sin embargo, la gama de colores era limitada y muchos se han desvanecido. Toda la obra se llevaba a cabo en el taller.
Los avances de la química proporcionaron nuevos y brillantes pigmentos en el siglo XIX. La invención de los tubos plegables, que venían a sustituir a las bolsitas de tripa de carnero donde se guardaban los pigmentos hasta entonces, permitió a los pintores trabajar al aire libre copiando directamente de la naturaleza. Los aditivos químicos, que mantenían la pintura fresca, hicieron posible que se hiciera un mayor uso de los empastes.
La pintura subyacente desapareció prácticamente. Los impresionistas franceses aplicaban, directamente sobre el lienzo, una gran cantidad de pequeñas pinceladas de colores brillantes. Con el desarrollo de la pintura no figurativa en el siglo XX, los pintores han experimentado con nuevas técnicas, aumentando las texturas con arena, ceniza o escayola, manchando los lienzos y trabajando con pinturas comerciales y con aerosoles; también han combinado la pintura con fotografías y material impreso para formar collages. La versatilidad de la pintura al óleo ha hecho de ella el mejor medio de expresión para el artista del siglo XX; sin embargo, desde la década de 1960 son muchos los pintores que consideran que la pintura acrílica se ajusta mejor a sus necesidades.


Es la [[estrella]] del sistema planetario en el que se encuentra la [[Tierra]]; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor [[Magnitud aparente|brillo aparente]]. Su presencia o su ausencia en el [[cielo]] determinan, respectivamente, el [[día]] y la [[noche]]. La [[energía]] radiada por el Sol es aprovechada por los seres [[fotosíntesis|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 [[clima|procesos climáticos]]. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un [[tipo espectral (estelar)]] G2, que se formó hace unos 5000 millones<!--"mil millones" no es una unidad--> de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5000 millones de años. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el [[Sistema Solar]].
Historia de la pintura al acrílico
El desarrollo de la pintura acrílica como medio artístico se produjo a consecuencia de un imperativo social. En los años 20, un grupo de pintores mexicanos, en especial José Clemente Orozco (1883-1949), David Alfaro Siqueiros (1896-1974) y Diego Rivera (1886-1957), querían pintar grandes murales para edificios públicos, algunos de ellos en los muros exteriores, expuestos al aire libre. Comprobaron que el óleo no duraría mucho en tales condiciones, y experimentaron con el fresco, pero esto tampoco resultó práctico. Necesitaban una pintura que se secase rápidamente y permaneciera estable ante los cambios climáticos. En realidad, lo que necesitaban existía ya desde hacía tiempo en el campo industrial, pero nunca se había empleado como vehículo para pigmentos: las resinas plásticas. El plástico moldeado se usaba ya para los utensilios domésticos, y el plexiglás sustituía al vidrio en trenes y aviones. En forma líquida, el plástico se había empleado como agente anticorrosivo.
Así comenzó la investigación en busca de colores de aplicación artística, y esto tuvo que centrarse en el desarrollo de un medio adecuado. Con ciertas variaciones, los pigmentos eran los mismos de siempre; lo único nuevo es el uso de medios polimerizados para aglutinarlos. La palabra «polímero» se refiere a la unión de moléculas pequeñas e idénticas para formar una molécula más grande, lo cual confiere una gran resistencia a la sustancia así compuesta. Por este procedimiento se desarrollaron dos resinas sintéticas adaptadas como medio artístico: la acrílica y el acetato de polivinilo (PVA).
Las resinas acrílicas se hacen a partir de ácidos acrílicos y metacrílicos. Con las debidas adiciones, se consigue un medio soluble en agua, lo que permite diluir los pigmentos con más medio, con agua, o con una mezcla de los dos, según el acabado que se desee. Tiene especial importancia el hecho de que la pintura acrílica se seca en cuanto se evapora el agua, y una vez que esto sucede -en cuestión de minutos- ya no tiene lugar ninguna otra acción química. Esto significa que el artista puede añadir más pintura a una superficie completamente sellada; se puede repintar o aplicar veladuras con absoluta seguridad.
A finales de los 60, ya se podía comprar la otra forma de pintura resinosa sintética, el PVA. Ambos tipos son emulsiones, y se pueden diluir con agua o medios acrílicos. Los dos se secan uniformemente, sin los hundimientos que se producen en las pinturas al óleo, y por lo tanto sin cambios de color o de tono. La pintura es opaca, pero se puede diluir hasta cualquier grado de transparencia si el artista lo desea. Normalmente, ambos tipos se secan con rapidez, pero se puede usar un retardador para hacer más lento el secado.
Técnicas de la acuarela
Húmedo sobre húmedo Una de las técnicas más usadas es la del papel mojado, también se conoce como acuarela húmeda o técnica de pintar "húmedo sobre húmedo". Consiste en mojar o humedecer el papel sobre el que vamos a pintar y, a continuación, con el pincel bien cargado de color damos pinceladas, horizontales, suaves, inclinado el papel para que corra el color consiguiendo un degradado. También podríamos conseguir un color totalmente plano, sin ningún degradado, simplemente dejando el papel totalmente plano y cargando el pincel, en cada pasada, con la misma cantidad de tinta o color. A estas capas de pintura se les denomina "aguadas", "baños" o "capas de lavado". Después, y una vez seca la primera capa, se pueden superponer (1) distintos baños. Si los baños anteriores no se han secado se mezclaran los colores, produciendo, la mayoría de las veces, efectos no deseados.
La acuarela seca Se conoce como acuarela seca a la técnica de aplicar el color en el papel acuarela totalmente seco, con un pincel seco y los pigmentos o pinturas casi sin diluir.
El primer paso, en la ejecución de un acuarela, es la de aplicar baños tenues, superponiendo un color sobre otro, cuando esté seca la capa inferior o empleando la técnica de pintar "húmedo sobre húmedo". También se podrían emplear colores intensos y finales.


A pesar de ser una estrella mediana (aún así, es más brillante que el 85% de las estrellas existentes en [[Vía Láctea|nuestra galaxia]]) , 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 [[eclipse solar|eclipses solares]] distintos (totales, anulares o parciales).
En la resolución de un tema, normalmente, se emplean ambas técnicas, la acuarela húmeda para cubrir y colorear grandes superficies, segundos planos, cielos, etc., y la segunda para resaltar primeros planos, para añadir detalles finales, sin que se mezclen los colores. También es muy sutil para desdibujar, enmascarar contornos muy definidos, empleando para ello pinceles viejos y deformados.
la máscara En acuarela, se llama máscara a una zona reservada, normalmente para proteger el blanco del papel, que se enmascara con una serie de productos.
Cuando nos planteamos una obra, siempre habrá zonas que deberemos reservar, con el fin de resaltar las luces en contraste con las zonas de sombra. A estas zonas que "reservaremos", algunas veces después de haber ejecutado el lavado o aguada de fondo, que no mancharemos con las aguadas sucesivas que necesite el motivo que estemos pintando, las protegeremos con ceras o con fluido enmascarador, que consiste en una solución de látex de caucho que se extiende sobre la zona que tenemos que reservar.


== Nacimiento y muerte del Sol ==


{{AP|Evolución estelar|AP2=Nebulosa protosolar}}
[[Archivo:The sun1.jpg|thumb|left|180px|El Sol visto a través de las lentes de una cámara fotográfica desde la superficie terrestre.]]


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. Se formó a partir de [[nube molecular|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 [[planeta]]s, [[asteroide]]s y [[cometa]]s 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 quemando hidrógeno de manera estable.


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 [[kelvin]]s, 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 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.


Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber además de Mercurio y Venus 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 salvándola de ése destino.<ref>{{cita web
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S
|título=Our Sun. III. Present and Future <!--Generado por Muro Bot. Puedes ayudar a rellenar esta plantilla-->
|añoacceso=2009
|autor=
|enlaceautor=
|idioma=
}}</ref>
Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales así cómo el roce con la materia de la cromosfera solar harán que nuestro planeta sea absorbido.<ref>http://arxiv.org/PS%20cache/arxiv/pdf/0801/0801.4031v1.pdf</ref> Otro artículo posterior también apunta en la misma dirección.<ref>http://arxiv.org/PS%20cache/arxiv/pdf/0806/0806.3017v3.pdf</ref>


== Estructura del Sol ==


{{AP|Estructura estelar}}


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 (estado de la materia)|plasma]] que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente [[presión]] en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un [[equilibrio hidrostático]]. Estas enormes presiones se generan 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.


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 establecer 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 mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) Núcleo, 2) Zona radiante, 3) Zona convectiva, 4) [[Fotosfera]], 5) [[Cromosfera]], 6) [[Corona solar|Corona]] y 7) [[Viento solar]].


=== Núcleo ===


{{AP|Nucleosíntesis estelar|AP2=Cadenas PP|AP3=Ciclo CNO}}


Ocupa unos 139 000 [[Kilómetro|km]] del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El Sol está constituido por un 81 % de [[hidrógeno]], 18 % de [[helio]] y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como [[catalizador]]es 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 Estados Unidos y [[Karl Friedrich von Weizsäker]] (1912-), 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 las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro [[protón|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 [[Albert Einstein|Einstein]] (E = mc<sup>2</sup>), donde E es la [[energía]], m la [[masa]] y c la [[velocidad de la luz]]. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en [[Fotón|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. <br />


El ciclo ocurre en las siguientes etapas:
:<sub>1</sub>H<sup>1</sup> + <sub>6</sub>C<sup>12</sup> → <sub>7</sub>N<sup>13</sup> ;
:<sub>7</sub>N<sup>13</sup> → <sub>6</sub>C<sup>13</sup> + e<sup>+</sup> + neutrino ;
:<sub>1</sub>H<sup>1</sup> + <sub>6</sub>C<sup>13</sup> → <sub>7</sub>N<sup>14</sup> ;
:<sub>1</sub>H<sup>1</sup> + <sub>7</sub>N<sup>14</sup> → <sub>8</sub>O<sup>15</sup> ;
:<sub>8</sub>O<sup>15</sup> → <sub>7</sub>N<sup>15</sup> + e<sup>+</sup> + neutrino ;
:<sub>1</sub>H<sup>1</sup> + <sub>7</sub>N<sup>15</sup> → <sub>6</sub>C<sup>12</sup> + <sub>2</sub>He<sup>4</sup>.


;Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene
:4 <sub>1</sub>H<sup>1</sup> → <sub>2</sub>He<sup>4</sup> + 2e<sup>+</sup> + 2 neutrinos + 26,7 MeV.


La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·10<sup>14</sup> [[Julio (unidad)|J]] por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.
Artistas destacados del oleo
Theodor Breitwiser,
austríaco, 1847-1930.
Johannes L. Kleintjes,
holandés, 1872-1955.
Gustav Klimt,
austríaco, 1862-1918.
Daniel Gerhartz,
americano, 1965.
Raimundo de Madrazo,
español, 1841-1920.
Charles Malfroy,
francés, 1862-1918.
Henri Matisse,
francés, 1869-1954.
Joan Miro,
español, 1893-1983.
Alphonse Mucha,
checoslovaco, 1860-1939.
Carl Rottmann,
alemán, 1797-1850.
Henri Rousseau,
francés, 1844-1910.
Georges Seurat,
francés, 1859-1891.
Thomas Somerscales,
inglés, 1842-1927.
Gerard Johan Staller,
holandés, 1880-1956.
John F. Swalley,
americano, 1887-1976.
Frederic Tschaggeny,
belga, 1851-1921.
John Twachtman,
americano, 1853-1902.
Nicolás van der Waay,
holandés, 1855-1936.
Pieter van Lint,
países bajos, 1609-1690.
Joseph Wright,
británico, 1734-1791.
Artistas destacados en las técnicas
Carina Sukaczer
Artísta plástica. Cuadros en acrílico, óleo y collage.
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 334+ INFO PARA CARINA SUKACZER
Gabriela L. Mensaque
Sitio web de la arquitecta y artista plástica con su biografía, eventos, taller, galería de obras, ambientaciones y seminarios on line.
PINTURA EN NACIONALVISITAS = 71+ INFO PARA GABRIELA L. MENSAQUE
Pato Lowy
Artísta plástica, su trayectoria y obras.
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 171+ INFO PARA PATO LOWY
Leandro Uriel Perez
Sitio oficial del artísta plástico dedicado a la pintura al óleo y acrílico. Esculturas, obras Dadaísmo. Galería de sus obras.
PINTURA EN BUENOS-AIRESVISITAS = 217+ INFO PARA LEANDRO URIEL PEREZ
doroart.com.ar
Pinturas de Dorotea Battiato, pinturas y cuadros, exposición.
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 170+ INFO PARA DOROART.COM.AR
Ernesto Pedro Cerdá
Sitio del artísta plástico Riocuartense. Pinturas, aguadas y acuarelas.
PINTURA EN CORDOBAVISITAS = 286+ INFO PARA ERNESTO PEDRO CERDÁ
Antonio Calvente
Sitio web del pintor impresionista con galería de obras, breve reseña biográfica y exposiciones realizadas.
PINTURA EN NACIONALVISITAS = 221+ INFO PARA ANTONIO CALVENTE
Gabriel Otero
Artísta plástica, ofrece una nueva gama de arteformato miniesculturas del cuerpo humano. Esculturas.
PINTURA EN BUENOS-AIRESVISITAS = 261+ INFO PARA GABRIEL OTERO
Bea Iorio
Pinturas abstractas, fotografías y esculturas.
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 400+ INFO PARA BEA IORIO
Fagusti
Sitio del pintor abstracto y autodidacta que incluye información sobre sus exposiciones y galería de obras.
PINTURA EN ESPAÑAVISITAS = 414+ INFO PARA FAGUSTI
Ignacio Gianola
Artísta y dibujante, obras de diversos estilos que van desde el realísmo, cubísmo, abstracto hasta el subrealísmo. Venta de arte.
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 1063+ INFO PARA IGNACIO GIANOLA
Paula Cecchi
Pintora y dibujante argentina, discípula de Guillermo Roux. Se desempeña como docente en el taller Guillermo Roux y en su taller particular.
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 950+ INFO PARA PAULA CECCHI
Tomás Guzman
Artísta plástico, informes de historia de arte y actividades, dedicada a estudiantes de artes plásticas. Alta Gracia.
PINTURA EN CORDOBAVISITAS = 1197+ INFO PARA TOMÁS GUZMAN
Urtizberea.com
Pintura latinoamerica por Alvaro Urtizberea
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 650+ INFO PARA URTIZBEREA.COM
Segey Spivak Laurson
Pintor, restaurador y escultor, radicado en ciudad de La Plata. Su curriculum y obras.
PINTURA EN LA-PLATAVISITAS = 598+ INFO PARA SEGEY SPIVAK LAURSON
Irene Lasivita
Su curriculum, taller y sus obras.
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 819+ INFO PARA IRENE LASIVITA
Estilo Marcia Atelier
Taller de arte sacro, con pinturas en acrílico y óleo sobre tela, artesanías y pinturas realizadas en diversas técnicas.
PINTURA EN BAHIA-BLANCAVISITAS = 804+ INFO PARA ESTILO MARCIA ATELIER
Cristina Anahí Pappel
Venta de óleos de tango, botellas pintadas a mano, decoración de interiores, pintado de murales, óleos de la boca, óleos a pedido. botellas pintadas
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 1730+ INFO PARA CRISTINA ANAHÍ PAPPEL
José Luis Gómez Catoira
Artista plástico contemporáneo, información sobre su trayectoria, galería de obras, noticias y eventos.
PINTURA EN NACIONALVISITAS = 1040+ INFO PARA JOSÉ LUIS GÓMEZ CATOIRA
Cool Art
Venta de cuadros abstractos, óleos y acrílicos. Artístas nacionales y extranjeros.Técnicas mixtas, relieves y texturas. Quilmes.
PINTURA EN BUENOS-AIRESVISITAS = 1350+ INFO PARA COOL ART
Marithe Becares
Artista plastica, pinturas y dibujos.
PINTURA EN CAPITALVISITAS = 941+ INFO PARA MARITHE BECARES
Cristina Rudis
Pintora argentina, la artista presenta galerías con sus obras, ejercicios y cuadros. Breve reseña biográfica.
PINTURA EN ROSARIOVISITAS = 1178+ INFO PARA CRISTINA RUDIS
Carlos Tessarolo
Artista plástico dedicado a la pintura. Galería con sus obras realizadas en óleo y pasteles. Breve reseña biográfica, premios y exposiciones.
PINTURA EN NACIONALVISITAS = 1310+ INFO PARA CARLOS TESSAROLO
Rosana Tossi
Artista plástica que expone sus pinturas en galerías organizadas en series. También incluye su currículum.
PINTURA EN NACIONALVISITAS = 950+ INFO PARA ROSANA TOSSI
Rodolfo Mastrángelo
Pintor paisajista patagónico que ofrece una reseña biográfica, exposiciones colectivas e individuales y galería con sus obras.
PINTURA EN NACIONALVISITAS = 1249+ INFO PARA RODOLFO MASTRÁNGELO
Cristina Santander
Artísta plástica, su curriculum y obras.
PINTURA EN BUENOS-AIRESVISITAS = 856+ INFO PARA CRISTINA SANTANDER
Leopoldo Maragno
Pinturas artísticas, hiperrealístas, animalístas y abstractas de Leopoldo Maragno.Venta de originales. Clases de dibujo y pintura.Trabajos a pedido.
PINTURA EN BUENOS-AIRESVISITAS = 1059+ INFO PARA LEOPOLDO MARAGNO
Verónica Quercia
Artísta plástica dónde muestra galería de pinturas, mandalas y cerámica. Incluye descargas gratis. artistas plasticos
PINTURA EN CHUBUTVISITAS = 1131+ INFO PARA VERÓNICA QUERCIA
Paula Rusquellas
Artísta plástica, amplia cantidad de técnicas siempre poniendo un gran ímpetu en la calidad. Pintura, dibujo, ilustraciones, muñecos. artistas plasticos
PINTURA EN BUENOS-AIRESVISITAS = 1416+ INFO PARA PAULA RUSQUELLAS
Ana Rosa Mariño
Artísta plástica, su biografía y trabajos. artistas plasticos
PINTURA EN MENDOZAVISITAS = 1282+ INFO PARA ANA ROSA MARIÑO
Alicia Disario
Pintora argentina, galerías de sus diversas series, información sobre exposiciones, crítiicas, videos y trayectoria.
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Escritos, pinturas, fotografías y dibujos.
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Diana Luz Grinbank
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Artemebb
Sitio web de la artísta plástica María Eugenia Benítez Bird, dónde se expone su obra, sus talleres de arte y pintura naif.
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Mariana Guerrero
Biografía de la pintora y galería de imágenes de su taller y obras. Información sobre exposiciones realizadas y repercusiones en la prensa.
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María Ana Furman
Acrílicos y pinturas de Buenos Aires. Su curriculum y obras.
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Pablo Larrañaga
Pinturas cristianas de Pablo Larrañaga, galería, currículum, contacto, enlaces al blog, myspace y al facebook del artísta.
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Cristina Trovato
Sitio web de la pintora que incluye su currículum y antecedentes académicos. Exposiciones realizadas, críticas y galería de obras.
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Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el [[ciclo de Critchfiel]] o protón-protón. [[Charles Critchfield]] (1910-1994) era en [[1938]] un joven físico alumno de [[George Gamow]] (1904-1968) en la [[Universidad de George Washington]], y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en un [[neutrón]], que permanece unido al otro protón constituyendo un [[deuterón]], es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. <br />


La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:
:<sub>1</sub>H<sup>1</sup> + <sub>1</sub>H<sup>1</sup> → <sub>2</sub>H<sup>2</sup> + e<sup>+</sup> + [[neutrino]] ;
:<sub>1</sub>H<sup>1</sup> + <sub>1</sub>H<sup>2</sup> → <sub>2</sub>He<sup>3</sup> ;
:<sub>2</sub>He<sup>3</sup> + <sub>2</sub>He<sup>3</sup> → <sub>2</sub>He<sup>4</sup> + 2 <sub>1</sub>H<sup>1</sup>.


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


En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará el helio producto de éstos procesos para dar carbono y oxígeno. Ver [[Proceso triple-alfa]]


=== Zona radiante ===


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


=== Zona convectiva ===


Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el 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 [[turbulencia|turbulenta]] por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su [[densidad]]. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las ''parcelas'' de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose 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 estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la [[heliosismología]].
Artistas destacados en la técnica de la acuarela
Fernando de Szyszlo
Gerardo Chavez
Tilsa Tsuchiya
Venancio Shinky
Luis Palao
Rafael Hastings
Enrique Camino Brent
Vinatea Reynoso


=== Fotosfera ===
{{AP|Fotosfera}}
Victor Humareda
Victor Delfin
Jose Sabogal
Oscar Allain


La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de 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.
[[Archivo:Sun spot diag Lmb.png|thumb|267px|left|Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo electromagnético.]]
Ramiro Llona
Servulo Gutierrez
Macedonio de la Torre
Carlos Baca Flor
Daniel Hernandez
Diego Quispe Tito
Huaman Poma de Ayala
Francisco Lazo
Mario Urteaga
Pancho Fierro
Carlos Quispe Asin


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 en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo unos 500 [[Segundo|s]] 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.


[[Archivo:Sunspot-2004.jpeg|thumb|184px|Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles así como la granulación solar.]]
MATERIALES del oleo
El signo más evidente de actividad en la fotosfera son las [[mancha solar|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 Galilei|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 = σT<sup>4</sup>, donde σ = 5,67051·10<sup>−8</sup> W/m<sup>2</sup>·K<sup>4</sup> ), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la [[Tierra]], aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la [[Luna]] llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.


=== Cromosfera ===
EL LUGAR DE TRABAJO
{{AP|Cromosfera}}
Muchos de los mejores trabajos artísticos han sido pintados en una pequeña habitacion y con el lienzo apoyado en el respaldo de una silla u objeto similar. Aunque un taller o estudio siempre será conveniente, hoy en día es difícil disponer de un gran espacio, por lo que si podemos habilitar una habitación como estudio lo que más nos interesaría de ella sería la intensidad y la calidad de la luz. Ësta debe ser de cualidad lo mas neutra posible. La ideal sería la proviniente de una ventana orientada al Norte (o al Sur en el hemisferio austral), ya que no recibe directamente los rayos del sol, aunque a veces puede verse influida por los reflejos de algun edificio cercano y perder su neutralidad transformándose en caliente (rojiza) o fría (azulada). En este caso será necesario filtrar la luz a través de una cortina de gasa blanca para anular en lo posible este efecto. Si la ventana no dispone de esta orientación y recibe directamente los rayos del sol, será necesario el empleo de cortinas o biombos que lo velen. La luz artificial altera los colores de manera extraordinaria y siempre que sea posible sera mejor utilizar la natural. Una buena aproximación a ella sería la combinación de fluorescente luz día y alguna lámpara incandescente con reflector.
La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10 000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un [[eclipse solar]] en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en '''Hα''', una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.


Las [[prominencia solar|prominencias solares]] ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150 000 km produciendo erupciones solares espectaculares.
EL CABALLETE
Existen numerosos modelos de ellos en el mercado: de madera con herraje inoxidable, en forma de H, en forma de A, de aluminio, plegables, cajas-caballete, etc. Escoged el más adecuado para vuestras intenciones. Debe ser sólido para que no se mueva o tambalee cuando apliquéis el color con el pincel. Si salis al aire libre, debe resistir los embates del viento, para lo cual ayudareis colocandole un peso, o piedra suspendido desde arriba por una cuerda.


=== Corona solar ===
MALETIN DE PINTURAS
No es imprescindible pero puede ser conveniente. Escogedlo de tamaño amplio para que os quepa todo lo necesario: paleta, colores, pinceles, espátulas, frascos, trapos, bloc de apuntes, lápices, carboncillo, etc. Aunque suelen venderlos en los comercios totalmente equipados, será mejor adquirirlo vacío y surtirlo de acuerdo con las preferencias personales.


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 [[campo magnético|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.
LA PALETA
Las más corrientes son rectangulares, ya que disponen de mayor espacio en el centro para las mezclas, pero también se usan ovaladas o con forma de riñón, según el gusto y conveniencia. Las cualidades más importantes requeridas son su tamaño, peso y equilibrio. Su tamaño no debe ser inferior a 35x25 cm. Las pesadas y desequilibradas cansan enseguida y producen dolor en la muñeca al pesar más de un lado que del otro y, además, hacen que el borde del agujero ovalado se clave en el dedo pulgar, perdiendo éste la sensibilidad poco a poco.
Las paletas tradicionales son de caoba, pero su color oscuro no deja ver exactamente el tono de los colores y no serían adecuadas para pintar sobre lienzos en blanco, aunque sí sobre lienzos que dispongan de un prepintado de color tierra. Siempre será mejor hacer uso de una madera clara o de una paleta de color blanco como las que actualmente se pueden encontrar de material plástico, que además cuentan con una superficie de cualidad antiadherente que facilita su limpieza. Dicha limpieza debe hacerse con un trapo y aguarrás, nunca con rascadores ni cuchillos que la rayen.
A la paleta se le puede ajustar la salserilla o aceitera para la esencia de trementina y el aceite, aunque debido al movimiento pueden derramarse, pudiendo ser colocadas a parte en una mesa comodín situada cerca nuestro.


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.
LOS PINCELES
Existen en el mercado muchas clases de pinceles, tanto por el pelo con el que están fabricados como por su tamaño: pinceles de abanico, de pelo de cerda, de pelo de marta, de meloncillo, planos, redondos, de lengua de gato, brochas. Debereis elegir un variado pero reducido número de ellos que os ofrezcan las garantías de calidad y precisión necesarias.
Materiales acrílico


== CME ==
{{AP|Tormenta geomagnética}}
[[Archivo:Sun_in_X-Ray.png|thumb|[[Tormenta solar]].]]


La 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.
Materiales de Bellas Artes para pintar a la acuarela


* Cada 11 años, el Sol entra en un turbulento ciclo (Actividad Máxima Solar) que representa la época más propicia para que el planeta sufra una tormenta solar.
La acuarela es un medio artístico apasionante pero con un grado de dificultad importante. Saber elegir correctamente los colores, los pinceles y el papel, dominar las diferentes técnicas de la acuarela y por último pintar un cuadro, requiere de un periodo previo de formación, dedicación y experiencia.
* El próximo máximo solar ocurrirá en el año [[2012]].<ref>[http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2006/10mar_stormwarning.htm Alerta sobre Tormenta Solar - NASA]</ref>
La elección del material adecuado es fundamental para un buen desarrollo de la práctica de la pintura con acuarela.
* Una potente tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red eléctrica de las grandes ciudades, una situación que podría durar semanas, meses o incluso años.
* La ciudad de Nueva York posee la red eléctrica más vulnerable de la costa este de los Estados Unidos.
* Las tormentas solares pueden causar interferencias en las señales de radio, afectar a los sistemas de navegación aéreos, dañar las señales telefónicas e inutilizar satélites por completo.
* El 13 de marzo de [[1989]], la ciudad de Québec, en Canadá, fue azotada por una fuerte [[tormenta solar]]. Como resultado de ello, seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagón que duró 90 segundos. La red eléctrica de Montreal estuvo paralizada durante más de nueve horas. Los daños que provocó el apagón, junto con las pérdidas originadas por la falta de energía, alcanzaron los cientos de millones de dólares.
* Entre los días 1 y 2 de septiembre de [[1859]], una intensa tormenta solar afectó a la mayor parte del planeta. Las líneas telegráficas de los Estados Unidos y el Reino Unido quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Además, una impresionante [[aurora boreal]], fenómeno que normalmente sólo puede observarse desde las regiones árticas, pudo verse en lugares tan alejados entre sí como Roma o Hawai.


== Importancia de la energía solar en la Tierra ==
Cajas de acuarelas


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.
Las acuarelas se pueden comprar en tubo o en pastillas y medias pastillas. Se puede comprar una caja de acuarelas completa con aproximadamente 12 colores. La mayoría de las cajas o estuches de acuarela contienen medias pastillas.
La oferta de medias pastillas es más amplia que la de pastillas enteras y la mayoría de las cajas y estuches de acuarela contienen la medida pequeña. Una vez terminada la pastilla, se puede reemplazar por otra.
Los tubos de acuarela se venden en medida estándar y, en comparación con los tubos de óleo o acrílico, parecen mucho más pequeñospero duran mucho tiempo.
El precio de las acuarelas depende de la calidad del pigmento que contienen, por lo que el precio varía mucho.


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.
Pinceles para acuarela


=== Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre ===
Los mejores pinceles para acuarela son los pinceles de pelo de marta, son también los más caros. Sin embargo, existen excelentes pinceles hechos de filamentos sintéticos o mezcla de pelo natural de marta y filamento sintético. Un buen pincel debe ser elástico y resistente. Un pincel de calidad debe tener también gran poder de absorción de agua.
Cuanta más longitud tiene el haz del pelo del pincel, más capacidad de absorción de pintura ofrece, por lo cual es importante disponer de varias medidas de pinceles para diferentes aplicaciones.
Cuanto mejor sea la calidad del pincel, mejor será la calidad de la pincelada.
Al terminar una sesión de pintura a la acuarela, es necesario colocar los pinceles limpios en un recipiente con las cerdas hacia arriba (para conservar el haz de pelo y no dañar las puntas).


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=mc&sup2;]]. 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 [[reacción termonuclear|reacciones termonucleares]]. De este modo, el Sol convierte cada segundo unos 564 millones de [[tonelada]]s de [[hidrógeno]] en 560 millones de toneladas de [[helio]], lo que significa que unos cuatro millones de toneladas de materia se transforman en [[energía solar]], una pequeña parte de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida.


Con la fórmula y los datos anteriores se puede calcular la producción de energía del Sol, obteniéndose que la [[potencia]] de nuestra estrella es aproximadamente 3,8*10<sup>26</sup> [[vatio]]s, ó 3,8*10<sup>23</sup> [[kilovatio]]s -o, dicho de otra manera, el Sol produce en un segundo 760000 veces la [[Consumo y recursos energéticos a nivel mundial|producción energética anual a nivel mundial]]-.
Papel de acuarela


== Observación astronómica del Sol ==
Existe una gran variedad de papel de acuarela hecha a mano, pero la mayoría de los artistas utilizan papel fabricado en máquina, el cual se puede comprar en cualquier tienda de bellas artes. Además, éstos son los mejores papeles para empezar. Siempre más adelante se puede experimentar con papeles más exóticos.
Los papeles fabricado en máquina tienen distintos tipos de textura o grano, que se clasifican básicamente en tres grupos importantes:
- Papel fino o satinado (prensado en caliente)
- Papel medio (prensado en frío)
- Papel grueso o tronchón (prensado en frío).
El papel de grano medio es el preferido por la mayoría de loas artistas. Su superficie absorbe la tinta sin influenciar en el color y el detalle de la acuarela.
El papel de acuarela se clasifica de acuerdo con su peso o espesor, siendo los más gruesos los más caros. El peso del papel viene determinado en gramos por metro cuadrado.
Por tanto, los distintos tipos de papel de acuarela son:
- Papel hecho mano - Grano grueso, cartulina artística, fabricación en molde - Prensado en frío - Papel fabricado en máquina de grano grueso - Papel fabricado en máquina prensado en frío (satinado) - Papel grano grueso...


Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por [[Galileo Galilei]] utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.


=== Exploración solar ===
Cinta adhesiva para cubrir


Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre la [[Agencia Espacial Europea]] y [[NASA]] lanzaron cooperativamente el satélite [[SOHO]] (''Solar and Heliospheric Observatory'') el [[2 de diciembre]] de [[1995]]. La sonda europea [[Ulysses (sonda)|Ulysses]] realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana [[Sonda Génesis|Génesis]] se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera 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.
La cinta es muy útil para fijar el papel (hojas sueltas) al tablero utilizado como soporte.


=== Precauciones necesarias para observar el Sol ===
Si se trabaja con un cuaderno no será necesario.
* No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
* Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD o cristales ahumados '''no ofrecen la suficiente protección a los ojos'''.


== Referencias ==
{{listaref}}


== Bibliografía ==
Paletas auxiliares
<div style="font-size:95%;">
* Bonanno A, Schlattl H, Paternò L: [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0204/0204331.pdf "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS"]. ''Astronomy and Astrophysics''. 2002;'''390''':1115-18.
* Carslaw KS, Harrison RG, Kirkby J: "Cosmic Rays, Clouds, and Climate". ''[[Science]]''. 2002;'''298''':1732-37.
* Kasting, JF, Ackerman TP: "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere". ''Science''. 1986;'''234''':1383-85.
* Priest, Eric Ronald: ''Solar Magnetohydrodynamics''. [[Dordrecht]]: D. Reidel Pub., 1982, p. 206-245. ISBN 90-277-1374-X
* Schlattl H: "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem", ''Physical Review D''. 2001;'''64'''(1).
* Thompson MJ: "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior", ''Astronomy & Geophysics''. 2004;'''45'''(4):21-25.
</div>


== Véase también ==
Las cajas o estuches de acuarelas suelen llevar incorporados los pocillos para hacer mezclas, pero éstos no siempre son suficientes o lo suficientemente grandes. Es por ello que se necesitan paletas auxiliares.
* [[Dios del Sol]]
El surtido de paletas es amplio, tanto en plástico como en cerámica. Las de plástico son prácticas para trabajar en exteriores ya que son ligeras y de fácil transporte. Para trabajar en el estudio, la mayoría de pintores de acuarela prefiere las paletas de cerámica que además son fáciles de limpiar.
* [[Eclipse solar]]
* [[Sistema Solar]]
* [[Sol de medianoche]]
* [[Variación solar]]
* [[Viento solar]]
* [[Energía solar]]
* [[Índice de protección solar]]
* [[Evolución estelar]]


== Enlaces externos ==
{{info
|wikcionario=sol
|commons=Sun
|wikiquote=Sol
|wikilibros=Wikichicos/Sistema Solar/El Sol
|wikisource=Al sol
|wikinoticias=Un eclipse total de sol recorre la Tierra desde Brasil hasta Mongolia
}}
;Generales
* [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
* [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)]
* [http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/sol2.htm Nuestro Sol] Actividad educativa: el Sistema Solar
;Observación del Sol
* [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
* [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres] (en inglés)
* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory] (en inglés)
* [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ Solar Position algorithm] (en inglés)


{{destacado|en}}
Goma arábiga
{{destacado|hu}}
{{destacado|it}}
{{destacado|lv}}
{{destacado|ru}}
{{destacado|sk}}
{{Destacado|da}}
{{Destacado|tr}}
{{bueno|de}}
{{bueno|is}}


[[Categoría:Sistema Solar|Sol]]
La goma arábiga, junto con la gelatina es una sustancia que sirve para aglutinar los pigmentos.
[[Categoría:Sol| ]]
Se vende en botella y forma parte del equipo de pintura.
[[Categoría:Enanas amarillas|Sol]]
Al preparar una mezcla de color se puede añadir un poco de goma arábiga al agua, de esta forma se dará más cuerpo y se facilitará la mezcla de pigmentos.
[[Categoría:Estrellas]]
La goma arábiga es muy útil cuando se trabaja a pinceladas cortas y separadas, ya que evita que fluyan unas en otras.
[[Categoría:Plasma espacial]]


[[af:Son]]

[[ak:Ewia]]
Esponjas
[[als:Sonne]]

[[am:ፀሐይ]]
Una esponja natural y pequeña es de gran utilidad y se puede comprar en casi todas las tiendas de bellas artes.
[[an:Sol]]
Se utilizan para retocar o retirar tinta pero tambien para aplicarla creando interesantes texturas.
[[ang:Sunne]]

[[ar:شمس]]

[[arc:ܫܡܫܐ]]
Fluido enmascarador
[[arz:شمس]]

[[as:সূর্য]]
El fluido enmascarador es básico para reservar líneas de luz. Esencial para reservar pequeñas luces dificiles de conseguir reservando el papel en blanco sin cubrirlo previamente.
[[ast:Sol]]
Es recomendable utilizar siempre un pincel viejo para aplicar el fluido enmascarador y lavarlo inmediatamente, ya que una vez seco, es casi imposible retirar el fluido.
[[ay:Willka]]

[[az:Günəş]]

[[ba:Ҡояш]]
Lápiz y goma de borrar
[[bar:Sunn]]

[[bat-smg:Saulė]]
Antes de iniciar la sesión de acuarela se necesitará uno o varios lápices para hacer dibujos y bocetos y una goma de borrar para corregir los errores.
[[bcl:Saldang]]
Existen muchos tipos diferentes de lápices pero el B es muy versátil y lo suficientemente blando para no dañar el papel.
[[be:Сонца]]

[[be-x-old:Сонца]]

[[bg:Слънце]]
Recipientes especiales para el agua
[[bn:সূর্য]]

[[br:Heol]]
El agua es un ingrediente vital para conseguir un buen resultado en la práctica de la acuarela.
[[bs:Sunce]]
Es conveniente tener siempre preparado tres recipientes para el agua con distintas aplicaciones, cada uno de ellos:
[[ca:Sol]]
- Recipiente de agua limpia para mojar los pinceles antes de cargarlos de tinta. Para cargar los pinceles y humedecer el papel.
[[cdo:Nĭk-tàu]]
- Recipiente de agua donde se mezclan los colores. Este agua se ensucia rápidamente por lo que debe cambiarse antes de que se formen sedimentos y se enturbie.
[[co:Soli]]
- Recipiente de agua para enjuagar los pinceles, antes de mezclar un nuevo color.
[[cr:ᒌᔑᑳᐅᐲᓯᒻ]]
La mayoría de los pintores de acuarela reciclan tarros de mermelada o de yogur. Pero si se suele trabajar en exteriores, se aconseja el uso de unos recipientes equipados con un dispositivo que evite que el agua se derrame.
[[cs:Slunce]]

[[cu:Слъньцє]]

[[cv:Хĕвел]]
Bastoncitos de algodón
[[cy:Haul]]

[[da:Solen]]
Los bastoncitos de algodón son muy prácticos para levantar color o retocar pequeñas áreas de color ya seco, y también para corregir detalles o crear luces.
[[de:Sonne]]

[[dv:އިރު]]

[[el:Ήλιος]]
Papel de cocina
[[eml:Såul]]

[[en:Sun]]
El papel de cocina es muy práctico a la hora de iniciar una sesión de pintura a la acuarela. Se utiliza para limpiar y también para algunas técnicas como la de levantar colores y para retirar el exceso de tinta de la parte inferior de una aguada.
[[eo:Suno]]

[[et:Päike]]

[[eu:Eguzkia]]

[[ext:Sol]]

[[fa:خورشید]]
[[fi:Aurinko]]
[[fiu-vro:Päiv]]
Religion
[[fo:Sólin]]
Melanesians had a strong orientation to ancestors and the past, but it was a past manifested in the present, with ancestral ghosts and other spirits participating in everyday social life. Human effort in the uncertain projects of war, food production, and the pursuit of prestige was thought to succeed only when complemented by support from invisible beings and forces, which were manipulated by magical formulas and elicited through prayer and sacrifice. The presence and effects of ghosts and spirits were manifested in dreams, revealed in divination, and inferred from human success or failure, prosperity or disaster, and health or death. In such a world, religion was not a separate sphere of the transcendental but a part of everyday life.
[[fr:Soleil]]
Religion and magic were not clearly distinguishable. The most sacred rituals often entailed the performance of magic accompanied by spells and the manipulation of special substances. The concepts of mana (“efficacy” or “potency”) and tapu (“sacred, forbidden, off-limits”), well known in Polynesia, were fairly widely distributed in Melanesia as well.
[[frp:Solely]]
Melanesian societies lacked full-time religious specialists, so those who acted as priests or as community magicians, intermediating with ghosts and spirits, were indistinguishable from others in daily life. Some forms of everyday magic—for gardening or fishing or for attracting valuables or lovers—were widely known, although knowledge of magic often constituted a form of personal property. Some forms, especially those used to aid in fighting or thievery, tended to be closely guarded, and malevolent magic was secretly held and generally used in clandestine fashion. In many Melanesian societies sorcery was seen as the major cause of death or illness. Belief in witchcraft occurred in many areas. Some highland peoples, such as Chimbu, Kuma, and Hewa, believed that witches—humans acting in the grip of forces or agencies beyond their conscious control—preyed on the living, taking possession of them or draining their bodily substances.
[[fur:Soreli]]
The advent of colonialism saw the old religions begin to give way under the combined pressures of Christianity and capitalist development. A striking phenomenon of the early colonial period was the emergence of cargo cults in coastal New Guinea and island Melanesia. These movements, such as the Vailala Madness (1919) of the Gulf Province and the cargo cults of the Rai coast, were based on the revelations by local prophets that the ancestors were withholding European material goods from indigenous peoples. Cult doctrines included the iconoclastic destruction of old ceremonial objects and the moral, social, and logistical preparation for the arrival of vast quantities of Western “cargo,” expected to be delivered by ship or plane. Cargo cults were widespread in New Guinea, the Bismarck Archipelago, and parts of the Solomons and New Hebrides (the John Frum Movement of Tanna is well known). Some of the movements were highly political and explicitly anticolonial in character, with a spectrum connecting millenarian movements, such as the Vailala Madness, at one end and political movements with mystical overtones, such as the postwar Maasina Rule movement in the Solomons, at the other.
[[fy:Sinne]]

[[ga:An Ghrian]]

[[gd:A' Ghrian]]
Synopsis
[[gl:Sol]]
Published in cooperation with the Leonard E. Greenberg Center for the Study of Religion i Public Life at Trinity College, Hargord, Connecticut, this volume in the nine-volume Religion by Region project examines religion in Nevada, California, and Hawaii, drawing on data from three sources: the North American Religion Atlas (NARA), the 2001 American Religious Identification Survey (ARIS), and the 1992, 1996, and 2000 National Surveys of Religion and Politics (NSRP). Topics include demographic patterns, Judeo-Christian traditions post-World War II, the influence of alternative religions, and righteousness and taboo in Hawaii. To generalize, the contributors find that the region is dominated by a secular ethos, though influenced by Mexican Catholicism, native traditions, Asian religions, and Euro-American Christianity; and new religions see the relative lack of established religion as a virgin market. Editors Roof and Silk are affiliated, respectively, with the U. of California at Santa Barbara and Trinity College in Hartford, Connecticut. Annotation ©2006 Book News, Inc., Portland, OR
[[gn:Kuarahy]]

[[gu:સૂર્ય]]

[[gv:Yn Ghrian]]

[[hak:Ngit-tèu]]

[[haw:Lā]]
[[he:השמש]]

[[hi:सूर्य]]
La Región del Litoral del Pacifico se encuentra enmarcada por la Cordillera de los Andes Occidentales y en el Océano Pacifico. Su longitud de 1.300 Kilómetros comprende desde la Frontera de Panamá, hasta la desembocadura del río Mataje. Comprende los Departamentos de:
[[hr:Sunce]]

[[ht:Solèy]]

[[hu:Nap]]
Valle del Cauca
[[hy:Արև]]
Chocó
[[ia:Sol]]
Cauca
[[id:Matahari]]
Nariño
[[ilo:Init]]
[[io:Suno]]
En esta Región Natural encontramos varias Subregiones que caracterizan el Litoral Pacifico: La Región del Choco que comprende los valles del Atrato y San Juan, tierras planas y anegadizas cubiertas de selvas.
[[is:Sólin]]
La Costa Central del Pacifico es la zona del cinturón del Mangle, caracterizada por la cantidad de caños y bocanas de los ríos y su paisaje anegadizo cubierto por manglares. La Llanura del Pacifico se caracteriza por un conjunto de tierras planas y selváticas en parte anegadizas.
[[it:Sole]]
El Clima del Litoral Pacifico es ardiente y superhumedo; las lluvias se distribuyen durante todo el año. También posee el área minera mas rica en Colombia, principalmente oro, plata y platino; en la misma forma es una de las zonas madereras mas ricas del país. Cuenta con una gran riqueza pesquera, en el litoral y en los ríos y caños.
[[iu:ᓯᕿᓂᖅ/siqiniq]]
[[ja:太陽]]
[[jbo:solri]]
[[jv:Srengéngé]]
[[ka:მზე]]
[[kk:Күн (жұлдыз)]]
[[kn:ಸೂರ್ಯ]]
[[ko:태양]]
[[ksh:Sunn]]
[[ku:Ro]]
[[kv:Шонді]]
[[kw:Howl]]
[[la:Sol]]
[[lad:Sol]]
[[lb:Sonn]]
[[li:Zon]]
[[lij:Sô]]
[[ln:Mói]]
[[lt:Saulė]]
[[lv:Saule]]
[[map-bms:Srengenge]]
[[mk:Сонце]]
[[ml:സൂര്യന്‍]]
[[mr:सूर्य]]
[[ms:Matahari]]
[[mt:Xemx]]
[[my:နေ]]
[[myv:Чи (пертпельксэнь вал)]]
[[nah:Tōnatiuh]]
[[nap:Sole]]
[[nds:Sünn]]
[[nds-nl:Zunne]]
[[ne:सूर्य]]
[[nl:Zon]]
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[[no:Solen]]
[[nov:Sune]]
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[[pa:ਸੂਰਜ]]
[[pam:Aldo]]
[[pdc:Sunn]]
[[pl:Słońce]]
[[pms:Sol]]
[[pnt:Ήλος]]
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[[qu:Inti]]
[[rm:Sulegl]]
[[rmy:Kham]]
[[ro:Soare]]
[[ru:Солнце]]
[[sah:Күн (сулус)]]
[[scn:Suli]]
[[sco:Sun]]
[[se:Beaivváš]]
[[sh:Sunce]]
[[simple:Sun]]
[[sk:Slnko]]
[[sl:Sonce]]
[[sq:Dielli]]
[[sr:Сунце]]
[[stq:Sunne]]
[[su:Panonpoé]]
[[sv:Solen]]
[[sw:Jua]]
[[szl:Słůńce]]
[[ta:சூரியன்]]
[[te:సూర్యుడు]]
[[tg:Офтоб]]
[[th:ดวงอาทิตย์]]
[[tl:Araw (astronomiya)]]
[[tpi:San]]
[[tr:Güneş]]
[[tt:Кояш]]
[[tw:Ewia]]
[[ug:قۇياش]]
[[uk:Сонце]]
[[ur:سورج]]
[[uz:Quyosh]]
[[vec:Sołe]]
[[vi:Mặt Trời]]
[[vls:Zunne]]
[[vo:Sol]]
[[war:Adlaw (astronomiya)]]
[[wo:Jant]]
[[wuu:太阳]]
[[yi:זון]]
[[yo:Òòrùn]]
[[zh:太阳]]
[[zh-classical:日]]
[[zh-min-nan:Ji̍t-thâu]]
[[zh-yue:太陽]]
[[zu:UKat]]

Revisión del 22:46 12 oct 2009

Para otros usos de este término, véase Sol (desambiguación).
El Sol
Datos derivados de la observación
Distancia media desde la Tierra 149.597.871 km (~1,5 × 1011 m)
Brillo visual (V) –26,8m
Magnitud absoluta 4,83m
Diám. angular en el perihelio 32' 35,64"
Diám. angular en el afelio 31' 31,34"
Características físicas
Diámetro 1.392.000 km (~1,4 × 109 m)
Diámetro relativo (dS/dT) 109
Superficie 6,09 × 1018 m2
Volumen 1,41 × 1027 m3
Masa 1,9891 × 1030 kg
Masa relativa a la de la Tierra 333400x
Densidad 1411 kg/m3
Densidad relativa a la de la Tierra 0,26x
Densidad relativa al agua 1,41x
Gravedad en la superficie 274 m/s2 (27,9 g)
Temperatura de la superficie 5.780 K
Temperatura de la corona 5 × 106 K
Temperatura del núcleo ~1,36 × 107 K
Luminosidad (LS) 3,827 × 1026 W
Características orbitales
Periodo de rotación
En el ecuador: 27d 6h 36min
A 30° de latitud: 28d 4h 48min
A 60° de latitud: 30d 19h 12min
A 75° de latitud: 31d 19h 12min
Periodo orbital alrededor del
centro galáctico		 2,2 × 108 años
Composición de la fotosfera
Hidrógeno 73,46%
Helio 24,85%
Oxígeno 0,77%
Carbono 0,29%
Hierro 0,16%
Neón 0,12%
Nitrógeno 0,09%
Silicio 0,07%
Magnesio 0,05%
Azufre 0,04%

El Sol es la estrella enana amarilla de tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar. La Tierra y otras materias (incluyendo a otros planetas, asteroides, meteoritos, cometas y polvo) orbitan alrededor de ella,[1]​ constituyendo a la mayor fuente de energía electromagnética de esta constelación.[1]​ Por sí solo, el sol representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 de kilómetros, o 92.960.000 millas, y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y conduce el clima de la Tierra y la meteorología.

Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día y la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral (estelar) G2, que se formó hace unos 5000 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5000 millones de años. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el Sistema Solar.

A pesar de ser una estrella mediana (aún así, es más brillante que el 85% de las estrellas existentes en nuestra galaxia) , 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).

Nacimiento y muerte del Sol

Artículo principal: Evolución estelar
El Sol visto a través de las lentes de una cámara fotográfica desde la superficie terrestre.

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. 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 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 quemando hidrógeno de manera estable.

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 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.

Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber además de Mercurio y Venus 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 salvándola de ése destino.[2]​ Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales así cómo el roce con la materia de la cromosfera solar harán que nuestro planeta sea absorbido.[3]​ Otro artículo posterior también apunta en la misma dirección.[4]​

Estructura del Sol

Artículo principal: Estructura estelar

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 produciéndose un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se generan 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.

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 establecer 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 mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) Núcleo, 2) Zona radiante, 3) Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Corona y 7) Viento solar.

Núcleo

Artículo principal: Nucleosíntesis estelar

Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El Sol está constituido por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante 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 Estados Unidos y Karl Friedrich von Weizsäker (1912-), 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 las 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 % 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.

El ciclo ocurre en las siguientes etapas:

1H1 + 6C12 → 7N13 ;
7N13 → 6C13 + e+ + neutrino ;
1H1 + 6C13 → 7N14 ;
1H1 + 7N14 → 8O15 ;
8O15 → 7N15 + e+ + neutrino ;
1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene
4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos + 26,7 MeV.

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

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

La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:

1H1 + 1H1 → 2H2 + e+ + neutrino ;
1H1 + 1H2 → 2He3 ;
2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1.

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

En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará el helio producto de éstos procesos para dar carbono y oxígeno. Ver Proceso triple-alfa

Zona radiante

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

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose 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 estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

Artículo principal: Fotosfera

La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de 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.

Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo electromagnético.

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 en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo unos 500 s 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.

Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles así como la granulación solar.

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.

Cromosfera

Artículo principal: Cromosfera

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

Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150 000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

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

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.

CME

Artículo principal: Tormenta geomagnética
Tormenta solar.

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

  • Cada 11 años, el Sol entra en un turbulento ciclo (Actividad Máxima Solar) que representa la época más propicia para que el planeta sufra una tormenta solar.
  • El próximo máximo solar ocurrirá en el año 2012.[5]​
  • Una potente tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red eléctrica de las grandes ciudades, una situación que podría durar semanas, meses o incluso años.
  • La ciudad de Nueva York posee la red eléctrica más vulnerable de la costa este de los Estados Unidos.
  • Las tormentas solares pueden causar interferencias en las señales de radio, afectar a los sistemas de navegación aéreos, dañar las señales telefónicas e inutilizar satélites por completo.
  • El 13 de marzo de 1989, la ciudad de Québec, en Canadá, fue azotada por una fuerte tormenta solar. Como resultado de ello, seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagón que duró 90 segundos. La red eléctrica de Montreal estuvo paralizada durante más de nueve horas. Los daños que provocó el apagón, junto con las pérdidas originadas por la falta de energía, alcanzaron los cientos de millones de dólares.
  • Entre los días 1 y 2 de septiembre de 1859, una intensa tormenta solar afectó a la mayor parte del planeta. Las líneas telegráficas de los Estados Unidos y el Reino Unido quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Además, una impresionante aurora boreal, fenómeno que normalmente sólo puede observarse desde las regiones árticas, pudo verse en lugares tan alejados entre sí como Roma o Hawai.

Importancia de la energía solar en la Tierra

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

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

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

Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre

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

Con la fórmula y los datos anteriores se puede calcular la producción de energía del Sol, obteniéndose que la potencia de nuestra estrella es aproximadamente 3,8*1026 vatios, ó 3,8*1023 kilovatios -o, dicho de otra manera, el Sol produce en un segundo 760000 veces la producción energética anual a nivel mundial-.

Observación astronómica del Sol

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

Exploración solar

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Génesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera 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.

Precauciones necesarias para observar el Sol

  • No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
  • Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD o cristales ahumados no ofrecen la suficiente protección a los ojos.

Referencias

  1. ↑ a b «The Solar System» (en inglés). Solarviews.com. Consultado el 8 de mayo de 2009. «The planets, most of the satellites of the planets and the asteroids revolve around the Sun in the same direction, in nearly circular orbits». 
  2. ↑ «Our Sun. III. Present and Future». Consultado el 2009. 
  3. ↑ http://arxiv.org/PS%20cache/arxiv/pdf/0801/0801.4031v1.pdf
  4. ↑ http://arxiv.org/PS%20cache/arxiv/pdf/0806/0806.3017v3.pdf
  5. ↑ Alerta sobre Tormenta Solar - NASA

Bibliografía

  • Bonanno A, Schlattl H, Paternò L: "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 2002;390:1115-18.
  • Carslaw KS, Harrison RG, Kirkby J: "Cosmic Rays, Clouds, and Climate". Science. 2002;298:1732-37.
  • Kasting, JF, Ackerman TP: "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere". Science. 1986;234:1383-85.
  • Priest, Eric Ronald: Solar Magnetohydrodynamics. Dordrecht: D. Reidel Pub., 1982, p. 206-245. ISBN 90-277-1374-X
  • Schlattl H: "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem", Physical Review D. 2001;64(1).
  • Thompson MJ: "Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior", Astronomy & Geophysics. 2004;45(4):21-25.

Véase también

Enlaces externos

Generales
Observación del Sol

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