Nacimiento y muerte del Sol

Nacimiento y muerte del Sol

El Sol visto a travs de las lentes de una cmara fotogrfica desde la superficie terrestre.Se form hace 4.650 millones de aos y tiene combustible para 5.000 millones ms. Despus, comenzar a hacerse ms y ms grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundir por su propio peso y se convertir en una enana blanca, que puede tardar un trilln de aos en enfriarse. Se form a partir de nubes de gas y polvo que contenan residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, ms tarde, los planetas, asteroides y cometas del Sistema Solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusin en las que los tomos de hidrgeno se transforman en helio, producindose la energa que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguir unos 5000 millones de aos ms quemando hidrgeno de manera estable.

Llegar un da en que el Sol agote todo el hidrgeno en la regin central al haberlo transformado en helio. La presin ser incapaz de sostener las capas superiores y la regin central tender a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energa producida har que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertir en una estrella gigante roja. El dimetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la rbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habr extinguido. Cuando la temperatura de la regin central alcance aproximadamente 100 millones de kelvins, comenzar a producirse la fusin del helio en carbono mientras alrededor del ncleo se sigue fusionando hidrgeno en helio. Ello producir que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtindose el Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse el helio del ncleo, se iniciar una nueva expansin del Sol y el helio empezar tambin a fusionarse en una nueva capa alrededor del ncleo inerte -compuesto de carbono y oxgeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzar las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos ms pesados- que lo convertir de nuevo en una gigante roja, pero sta vez de la rama asinttica gigante y provocar que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria, quedando nicamente el ncleo solar que se transformar en una enana blanca y, mucho ms tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.El Sol y su estructura

Definicin y Generalidades: El Sol, es la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Mediante la radiacin de su energa electromagntica, aporta directa o indirectamente toda la energa que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible proceden en ltima instancia de las plantas que utilizan la energa de la luz del Sol.A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella tpica, es un recurso extraordinario para el estudio de los fenmenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella ms cercana al Sol est a 4,3 aos luz (4 1013 Km.); para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitara un telescopio de casi 30 Km. de dimetro. Adems, un telescopio as tendra que ser colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atmsfera de la Tierra. Gira una vez cada 27 das cerca del ecuador, pero una vez cada 31 das ms cerca de los polos.

El pasado y el futuro se han deducido de los modelos tericos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de aos, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamao actual. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de aos.

El Sol seguir siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustin de helio en el centro, durante slo 500 millones de aos. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustin nuclear o un cataclismo en forma de explosin, como les ocurre a algunas estrellas. Despus de la etapa de gigante roja, se encoger hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamao de la Tierra, y se enfriar poco a poco durante varios millones de aos. Es una gran esfera de gases incandescentes, pero se cree que su porcin central o ncleo, se encuentra en estado lquido. La superficie aparente del sol es denominada fotosfera (esfera de luz). Alrededor de la fotosfera se extiende una capa de vapores incandescentes, de colores vivos, por lo cual se llama cromosfera (espera del color).

Si faltar la luz solar nuestro planeta sera un mundo triste y tenebroso. La sucesin de los das y las noches constituye un hbito tal, que no podemos imaginarnos vivir sin la luminosidad del sol. Las plantas necesitan la luz para producir sus alimentos. Nosotros la necesitamos para vivir saludables y trabajar. Aunque desde otras estrellas llega a la tierra alguna luz, tal luz no sera suficiente para sostener la vida.

El sol nos da calor adems la luz. Si por alguna razn el sol dejara de brillar, todos los seres vivos animales y vegetales se congelaran. En poco tiempo todos los lagos, ros y ocanos quedaran cubiertos de hielo. Pocos das despus toda el agua de los ocanos formara una masa helada. El aire que rodea la tierra se convertira en lquido y cubrira la faz del planeta. Aun este aire lquido se congelara y solidificara. La temperatura de la tierra descendera a un nivel que apenas podemos imaginar.

Los planetas Aqu se presentan, en orden de distancia al Sol, los nueve planetas conocidos que giran en torno a l. Varan mucho en tamao, masa, temperatura, velocidad de rotacin y composicin. Por ejemplo, Mercurio es pequeo, rocoso y clido, porque se encuentra a una distancia media de 58 millones de Km. del Sol, mientras que el glido Plutn est a 5.900 millones de Km. Venus gira relativamente despacio y en sentido retrgrado (opuesto a su revolucin alrededor del Sol), de modo que el periodo de luz diurna es de 58 das terrestres. Jpiter es el mayor planeta de este sistema, con un volumen de 1.400 veces el de la Tierra. Saturno tiene un amplio grupo de anillos y ms de veinte satlites. Marte se caracteriza por su coloracin anaranjada y sus capas de hielo polar, mientras que el metano de las atmsferas de Urano y Neptuno da a estos planetas un color azul verdoso brillante. Al ser el planeta ms lejano al Sol, Plutn tiene el periodo de revolucin ms largo: 247,7 aos.

El Interior del Sol

Para entender como funciona nuestro Sol, ayuda imaginar al interior del Sol formado por diferentes capas, una dentro de la otra. El ncleo, o centro del Sol, es la regin donde se produce la energa del Sol. En la Tierra sabemos que el Sol produce energa por que vemos la luz y sentimos calor en un da de verano. La energa del Sol, producida en el ncleo, viaja hacia afuera. La energa viaja primero por la zona radiactiva, donde las partculas de luz (fotones) transportan la energa. Un fotn demora millones de aos para llegar a la prxima capa, la zona de conveccin.

En la zona de conveccin, la energa viaja ms rpido. Ahora son los movimientos de los gases del Sol los que transportan la energa hacia afuera. El gas en esta capa se mezcla y burbujea, como el movimiento de una olla de agua hirviendo. Este efecto burbujeante se ve en la superficie del Sol, y se llama granulacin. No podemos ver el interior del Sol. As es que los cientficos usan otros diagnsticos. Estos diagnsticos nos ayudan a saber lo que hay dentro del Sol.La Atmsfera Solar

La atmsfera solar visible tiene tres regiones: la fotosfera, la cromosfera, y la corona solar. La mayora de la luz (blanca) visible proviene de la fotosfera. Esta es la parte del sol que podemos ver. La cromosfera y la corona tambin emiten luz blanca, y pueden ser vistas cuando la luz de la fotosfera es bloqueada, tal y como ocurre en un eclipse solar. El Sol tambin emite radiacin electromagntica en otras longitudes de ondas. Diferentes tipos de radiaciones (tales como: radio, ultravioletas, Rayos-x y Rayos Gamma), se originan en diferentes partes del Sol. Los cientficos usan instrumentos especiales para detectar estas radiaciones y estudiar las diferentes partes de la atmsfera solar.

La atmsfera solar es tan caliente que el gas se encuentra, bsicamente, en estado de plasma: los electrones ya no estn ligados a los ncleos atmicos, y el gas est formado por partculas con cargas (principalmente protones y electrones). En este estado cargado, la atmsfera solar es muy influenciada por el fuerte campo magntico solar que la envuelve. Estos campos magnticos, y la atmsfera exterior solar (la corona), se extienden hacia el espacio interplanetario como parte del viento solar.

Actividad Solar

El Sol no es un lugar tranquilo, exhibe repentinos liberamientos de energa. Uno de los acontecimientos ms frecuentemente observados son las llamaradas solares: repentinas, localizadas, incremento transitorio de brillo que ocurre en regiones activas cerca de las manchas solares. Generalmente son observadas en H-alfa y rayos X, pero puede tener efectos en todo el espectro electromagntico. El brillo de los rayos X de una gran llamarada a menudo excede los rayos X del resto del Sol. Otro tipo de evento, la eyeccin de masa coronal, tpicamente interrumpe cascos coronales en la corona solar. Tanto como 1 x 1013 (10.000.000.000.000) kilogramos de material puede ser expulsado al viento solar. Las eyecciones de masa coronal se propagan con el viento solar, donde pueden encontrarse con la Tierra y afectar la actividad geomagntica. Con frecuencia (pero no siempre) las eyecciones de masa coronal estn acompaadas por erupciones de prominencias, donde el material fresco y denso de la prominencia tambin erupciona hacia fuera.

Se cree que todas estas formas de actividad solar son controladas por la liberacin de energa del campo magntico solar. Cmo ocurre este lanzamiento de energa, y la relacin que existe entre diversos tipos de actividad solar, es uno de los muchos rompecabezas a los que hacen frente los fsicos solares de hoy. La actividad solar no es constante, y est estrechamente vinculada con el nmero tpico de manchas solares que son visibles. El nmero de manchas solares y los niveles de actividad solar varan durante un perodo de 11 aos conocido como ciclo solar.

Destino del Sol

En aproximadamente 5 mil millones de aos, el hidrgeno que se encuentra en el centro de Sol comenzar a disminuir. El helio ser comprimido. Esto acelerar el consumo de hidrgeno. Lentamente, nuestra estrella se convertir en una gigante roja. Consumir todos los planetas internos, incluyendo la Tierra.

A medida que el helio contine contrayndose, se calentar lo suficiente hasta quemarse en forma de carbn. Al mismo tiempo, el carbn tambin se puede unir con el helio para formar oxgeno. El Sol no es tan caliente como otras estrellas. Nunca ser lo suficientemente caliente como para quemar carbn y oxgeno. Estos elementos se almacenarn en el centro de la estrella. Ms adelante liberar la mayora de sus capas externas, creando una nebulosa planetaria, convirtindose en una estrella enana blanca caliente.

Cerca de un 99 por ciento de las estrellas que estn en la galaxia terminan sus das como enanas blancas. Mediante el estudio de las estrellas que ya han pasado por este proceso podemos aprender ms acerca del destino de nuestro propio Sol.

Estructura del Sol

Como toda estrella el Sol posee una forma esfrica, y a causa de su lento movimiento de rotacin, tiene tambin un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo toda la materia que lo constituye es atrada 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 presin en el interior solar compensa la atraccin gravitatoria producindose un equilibrio hidrosttico. Estas enormes presiones se generan debido a la densidad del material en su ncleo y a las enormes temperaturas que se dan en l gracias a las reacciones termonucleares que all acontecen. Existe adems de la contribucin puramente trmica una de origen fotnico. Se trata de la presin de radiacin, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.

El Sol presenta una estructura en capas esfricas o en "capas de cebolla". La frontera fsica y las diferencias qumicas entre las distintas capas son difciles de establecer. Sin embargo, se puede establecer una funcin fsica que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofsica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayora de los fenmenos observados. Segn este modelo, el Sol est formado por: 1) Ncleo, 2) Zona radiante, 3) Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Corona y 7) Viento solar.

Ncleo

Artculos principales: Ncleo sntesis estelar, Cadenas PP y Ciclo CNO

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 energa que el Sol produce. El Sol est constituido por un 81 % de hidrgeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrgeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la dcada de los aos 30 del siglo XX,.

El primer ciclo se da en estrellas ms calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protn-protn en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el ao 1953 crey que su energa era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostr durante estos ltimos aos que el calor solar viene en la mayora (~75%) del ciclo protn-protn.

En los ltimos estadios de su evolucin, el Sol fusionar el helio producto de stos procesos para dar carbono y oxgeno.Zona radiante

En la zona exterior al ncleo el transporte de la energa generada en el interior se produce por radiacin hasta el lmite exterior de la zona radiactiva. Esta zona est compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrgeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es ms fcil que un fotn cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revs. 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 fotn cualquiera invierte un milln de aos en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta regin se extiende por encima de la zona radiactiva y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volvindose el material opaco al transporte de radiacin. Por lo tanto, el transporte de energa se realiza por conveccin, de modo que el calor se transporta de manera no homognea 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 simultneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores fras. As a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminucin de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energa. Se forman as secciones conectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmsfera solar se vuelve transparente a la radiacin y el gas caliente cede su energa en forma de luz visible, enfrindose antes de volver a descender a las profundidades. El anlisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observacin y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismologa.

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 travs de un telescopio, se presenta formada por grnulos brillantes que se proyectan sobre un fondo ms oscuro. A causa de la agitacin de nuestra atmsfera, estos grnulos parecen estar siempre en agitacin. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilmetros 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 deformacin de las lneas del campo electromagntico.

Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante ntido en una fotografa o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fcilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenmeno 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, ms caliente y por tanto ms luminosa. Al mirar hacia el limbo, la direccin visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiacin procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, ms fras y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.

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

El signo ms 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 saba 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) construy el primer telescopio astronmico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del Universo, hizo la siguiente afirmacin "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 tambin se disuelven, unas ms pronto y otras ms tarde". Una mancha solar tpica consiste en una regin central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" ms clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el dimetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensin e incluso algunas veces ms. La penumbra est constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden ms o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque estn ms fras que la temperatura media de la fotosfera. As, 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 grnulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energa total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = T4, donde = 5,67051108 W/m2K4), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un rea igual de la fotosfera y anlogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar est causada nicamente por un efecto de contraste; si pudiramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamao de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillara una 50 veces ms que la Luna llena. Las manchas estn relativamente inmviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotacin solar. El rea de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en trminos de millonsima del disco visible.

Cromosfera

La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho ms transparente. Su tamao 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 caracterstico y en longitudes de onda especficas, notablemente en H, una longitud de onda caracterstica de la emisin por hidrgeno 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 est formada por las capas ms tenues de la atmsfera 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 inversin trmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Estas elevadsimas temperaturas son un dato engaoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partculas que componen la atmsfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las clulas convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emite gran cantidad de energa en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son ms que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las lneas de campo magntico y en dramticas 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 agitacin trmica.

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 radiacin solar dando lugar a un viento solar. As pues, se cree que las estructuras observadas en la corona estn modeladas en gran medida por el campo magntico solar y las clulas de transporte conectivo.CME

Tormenta solar.

La CME es una onda hecha de radiacin y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Mxima Solar. Esta onda es muy peligrosa ya que daa los circuitos elctricos, los transformadores y los sistemas de comunicacin. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Cada 11 aos, el Sol entra en un turbulento ciclo (Actividad Mxima Solar) que representa la poca ms propicia para que el planeta sufra una tormenta solar. El prximo mximo solar ocurrir en el ao 2011. Una potente tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red elctrica de las grandes ciudades, una situacin que podra durar semanas, meses o incluso aos. La ciudad de Nueva York posee la red elctrica ms vulnerable de la costa este de los Estados Unidos. Las tormentas solares pueden causar interferencias en las seales de radio, afectar a los sistemas de navegacin areos, daar las seales telefnicas e inutilizar satlites por completo. El 13 de marzo de 1989, la ciudad de Qubec, en Canad, fue azotada por una fuerte tormenta solar. Como resultado de ello, seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagn que dur 90 segundos. La red elctrica de Montreal estuvo paralizada durante ms de nueve horas. Los daos que provoc el apagn, junto con las prdidas originadas por la falta de energa, alcanzaron los cientos de millones de dlares. Entre los das 1 y 2 de septiembre de 1859, una intensa tormenta solar afect a la mayor parte del planeta. Las lneas telegrficas de los Estados Unidos y el Reino Unido quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Adems, una impresionante aurora boreal, fenmeno que normalmente slo puede observarse desde las regiones rticas, pudo verse en lugares tan alejados entre s como Roma o Hawai.

Importancia de la energa solar en la Tierra

La mayor parte de la energa utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosntesis, los herbvoros absorben indirectamente una pequea cantidad de esta energa comiendo las plantas, y los carnvoros absorben indirectamente una cantidad ms pequea comiendo a los herbvoros.

La mayora de las fuentes de energa usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fsiles preservan energa solar capturada hace millones de aos mediante fotosntesis, la energa hidroelctrica usa la energa potencial de agua que se condes en altura despus de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.

Sin embargo, el uso directo de energa solar para la obtencin de energa no est an muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Observacin astronmica del Sol

Las primeras observaciones astronmicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el mtodo de proyeccin. Galileo descubri as las manchas solares y pudo medir la rotacin solar as como percibir la variabilidad de stas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronmicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensin de la actividad solar sino tambin la prediccin de sucesos de elevada emisin de partculas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Exploracin solar

Para obtener una visin interrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satlite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realiz estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Gnesis se lanz en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Gnesis regres a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmsfera fue acompaada de un fallo en su paracadas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El anlisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Precauciones necesarias para observar el Sol

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