SolSol Datos derivados de la observacin terrestreDistancia media desde la Tierra149 597 870 700 m(~ 1,5 1011 m)Brillo visual (V) 26,8Dim. angular en el perihelio 32' 35,64"Dim. angular en el afelio 31' 31,34"Caractersticas fsicasDimetro 1.392.000 km(~1,4 109 m)Dimetro relativo (dS/dT) 109Superficie6,0877 1012 kmVolumen18 10kmMasa1,9891 1030 kgMasa relativa a la de la Tierra 332 946 XDensidad 1411 kg/mDensidad relativa a la de la Tierra0,26xDensidad relativa al agua 1,41xGravedad en la superficie 274 m/s (27,9 g)Velocidad de escape 617,7 km/sTemperatura mxima de la superficie5778 KTemperatura mxima de lacorona1-2106 K 1Temperatura del ncleo ~ 1,36 107 KLuminosidad (LS)3,827 1026 WCaractersticas orbitalesPeriodo de rotacinEn el ecuador: 27d 6h 36minA 30 de latitud: 28d 4h 48minA 60 de latitud: 30d 19h 12minA 75 de latitud: 31d 19h 12minDistancia mxima al centro de la Galaxia~2.51017 km~26000 aos luzPeriodo orbital alrededor delcentro galctico 2,25 - 2,50 108 aos 2Velocidad orbital mxima ~251 km/s 3nclinacin axial con la eclptica7.25nclinacin axial con el plano de la galaxia67.23Composicin de la fotosferaHidrgeno 73,46 %Helio 24,85 %Oxgeno 0,77 %Carbono 0,29 %Hierro 0,16 %Nen 0,12 %Nitrgeno 0,09 %Silicio 0,07 %Magnesio 0,05 %Azufre 0,04 %Para otros usos de este trmino, vase Sol (desambiguacin).El Sol (del latn sol, solis, a su vez de la raz protoindoeuropea sauel-)4 es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de radiacin electromagntica de este sistema planetario.5 La Tierra y otros cuerpos (incluidos otros planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitanalrededor del Sol.5 Por s solo, representa alrededor del 99,86 % de la masa del Sistema Solar.6 La distancia media del Sol a la Tierra fue definida exactamente por la Unin Astronmica nternacional en 149 597 870 700 metros7(aproximadamente 150 millones de kilmetros). Su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energa del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a travs de la fotosntesis, y determina el clima de la Tierra y la meteorologa.Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por lo tanto, es el astro con mayor brillo aparente. Su visibilidad en el cielo local determina, respectivamente, el da y la noche en diferentes regiones de diferentes planetas. En la Tierra, la energa radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintticos, que constituyen la base de la cadena trfica, siendo as la principal fuente de energa de la vida. Tambin aporta la energa que mantiene en funcionamiento los procesos climticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral G2, que se form entre 4567,9 y 4570,1 millones de aos y permanecer en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones de aos ms. El Sol, junto con todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, incluida la Tierra, forman el Sistema Solar.A pesar de ser una estrella mediana, es la nica cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un dimetro angular de 32' 35" de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio, lo que da un dimetro medio de 32' 03". La combinacin de tamaos y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamao aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).ndice[ocultar] 1Nacimiento y muerte del Sol 2Estructura del Solo 2.1Ncleoo 2.2Zona radianteo 2.3Zona convectivao 2.4Fotosferao 2.5Cromosferao 2.6Corona solar 3Heliosfera. Efectos del viento solar en el Sistema Solaro 3.1Eyeccin de masa coronalo 3.2Cambio de polaridad solar 4mportancia de la energa solar en la Tierrao 4.1Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre 5Observacin astronmica del Solo 5.1Exploracin solar 6Clculo histrico del tamao del sol y su distancia 7Vase tambin 8Notas aclaratorias 9Referencias 10Bibliografa 11Enlaces externoso 11.1Generaleso 11.2Observacin del SolNacimiento y muerte del Sol[editar]Artculos principales: Evolucin estelar y Nebulosa protosolar.La diferencia de tamaos entre el Sol y la Tierra queda patente en esta imagen comparativa de ambos, con la tierra en el lado izquierdo, y un trozo del Sol a la derecha.El Sol se form hace 4650 millones de aos y tiene combustible para 7500 millones ms.8 nota 1 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 unos mil millones de aos en enfriarse.9 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 circumestelar 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.El sol rodeado por un arcoirisCada segundo se transforman 700 millones de toneladas de hidrgeno en cenizas de helio, este proceso transforma 5 millones de toneladas de materia en energa, lo que da como resultado que el Sol cada vez se vuelve ms liviano.10Llegar 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.El Sol visto a travs de las lentes de una cmara fotogrfica desde la superficie terrestre.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 decarbono 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 mstarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegar a estallar como una supernova al no tener la masa suficiente para ello.Ciclo de vida del Sol.Si bien se crea en un principio que el Sol acabara por absorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran prdida de masa que sufrir en el proceso hizo pensar por un tiempo que la rbita terrestre -al igual que la de los dems planetas del SistemaSolar- se expandira posiblemente y salvara a nuestro planeta de ese destino.11 Sin embargo, un artculo reciente postula que ello no ocurrir y que las interacciones mareales, as como el roce con la materia de la cromosfera solar, harn que nuestro planeta sea absorbido.12 Otro artculo posterior apunta en la misma direccin.13Amanecer desde el mirador del Garb enValencia (Espaa).Estructura del Sol[editar]magen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el espectro de luz visible. La umbra y lapenumbra son claramente discernibles, as como lagranulacin solar.Artculo principal: Estructura estelarComo 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, lo que genera un equilibrio hidrosttico. Estas enormes presiones se producen 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 porel ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.Casi todos los elementos qumicos terrestres (aluminio, azufre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estao,estroncio, galio, germanio, helio, hidrgeno, hierro, indio, magnesio, manganeso, nquel, nitrgeno, oro, oxgeno, paladio, plata, platino,plomo, potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, circonio y zinc) y diversos compuestos (como el ciangeno, el xido de carbono y el amoniaco) han sido identificados en la constitucin del astro rey, por lo que se ha concluido que, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendra un espectro luminoso casi idntico al Sol. ncluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constat su presencia en nuestro planeta.14El 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 determinar 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 mayor parte 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, 7) manchas solares, 8) granulacin y 9) viento solar.Ncleo[editar]Artculos principales: Nucleosntesis estelar, Cadena protn-protn y Ciclo CNO.magen que muestra las capas del interior del solOcupa 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. Esta energa generada en el ncleo del Sol tarda un milln de aos para alcanzar la superficie solar.10 El Sol est constituido por un 81 % de hidrgeno, 18 % de helio, y el 1 % restante se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 por ciento de hidrgeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento que se distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la dcada de losaos 30 del siglo XX, el fsico austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrnomo ingls Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la produccin de energa en el interior del Sol y en las estrellas se poda explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe(1906-2005), en los Estados Unidos, y Carl Friedrich von Weizscker (1912-2007), en Alemania, simultnea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbonoy el nitrgeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite unay otra vez, mientras dura el hidrgeno. A este grupo de reacciones se les conoce como ciclo de Bethe o del carbono, y es equivalente a la fusin de cuatroprotones en un ncleo de helio. En estas reacciones de fusin hay una prdida de masa, esto es, el hidrgeno consumido pesa ms que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energa, segn la ecuacin deEinstein (E = mc), donde E es la energa, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 por ciento de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortsima y, por lo tanto, muy energticos y penetrantes. La energa producida mantiene el equilibrio trmico del ncleo 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 trminos comunes, se tiene4 1H1 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.La energa neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,71014 J por kg de protones consumidos. El carbono acta como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.Otra reaccin de fusin que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel o protn-protn. Charles Critchfield(1910-1994) era en 1938 un joven fsico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en elchoque entre dos protones muy rpidos puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en un neutrn, que permanece unido al otro protn y forma un deutern, es decir, un ncleo de hidrgeno pesado.La reaccin puede producirse de dos maneras algo distintas:1H1 + 1H1 1H + e+ + neutrino ;1H1 + 1H 2He ;2He + 2He 2He4 + 2 1H1.El primer ciclo se da en estrellas ms calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protn-protn enlas estrellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el ao 1953 se crey que su energa era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostr durante estos ltimos aos que el calor solar proviene en su mayor parte (~75 %) del ciclo protn-protn.En los ltimos estadios de su evolucin, el Sol fusionar tambin el helio producto de estos procesos para dar carbono y oxgeno (vase procesotriple-alfa).Zona radiante[editar]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 radiativa. 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[editar]Esta regin se extiende por encima de la zona radiante, y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad yse convierten en un 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 yturbulenta 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 exterioresfras. As, a unos {{esd|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 convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmsfera solar sevuelve transparente a la radiacin y el gas caliente cede su energa en forma de luz visible, y se enfra 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 el estudio de estas oscilaciones solares constituyen el campo de trabajo de la heliosismologa.Fotosfera[editar]Artculo principal: FotosferaLa fotosfera es la zona visible donde se emite 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 gaseosocon 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 haciael 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 basede la fotosfera.Un fotn tarda un promedio de 10 das desde que surge de la fusin de dos tomos de hidrgeno, en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan solo unos 8 minutos y medio en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen ms rpidamente 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 grnulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y estn separados por finas lneas oscuras. Los grnulos 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 ebullicin en el que las clulas convectivas se aprecian como grnulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El dimetro medio de los grnulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los perodos de mnima actividad solar. Hay tambin movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada supergranulacin, con dimetros tpicos deunos 35 000 km. Cada supergranulacin contiene cientos de grnulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrnomo aficionado, el primero en observar la granulacin fotosfrica en el siglo XX. En 1896 el francs Pierre Jules Csar Janssen (1824-1907) consigui fotografiar por primera vez la granulacin fotosfrica.El Sol con algunas manchas solares visibles. Las dos manchas en el medio tienen casi el mismo dimetro que la Tierra.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 sesaba 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 !epetidas observaciones me "an convencido, de #ue estas manc"as son sustancias en la super$icie del Sol, en la #ue se producen continuamente y en la #ue tambin se disuelven, unas m%s pronto y otras m%s 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.magen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles as como la granulacin solar.Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque estnms 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 6000K 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 lacuarta potencia de su temperatura efectiva (E = oT4, donde o = 5,6705110~8 W/mK4), 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[editar]Artculo principal: CromosferaLa cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho ms transparente. Su tamao es de aproximadamente 10 000 km, y es imposible observarla sin filtros especiales, pues es eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse durante un eclipse solar en un tono rojizo caracterstico y en longitudes de onda especficas, notablemente en !, una longitud de onda caracterstica de la emisin por hidrgeno a muy alta temperatura.Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera, alcanzan alturas de hasta 150 000km y producen erupciones solares espectaculares.Corona solar[editar]Tomada por el Telescopio ptico Solar Hinode, el 12 de enero de 2007, esta imagen revela la naturaleza filamentaria del plasma conectando dos regiones con diferente polaridad magntica.Artculo principal: Corona solarLa 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.Todos estos fenmenos combinados ocasionan extraas rayas en el espectro luminoso que hicieron pensar en la existencia de un elemento desconocido en la tierra al que incluso denominaron coronium hasta que investigaciones posteriores en 1942 concluyeron que se trataban de radiaciones producidas por tomos neutros de oxgeno de la parte externa de la misma corona, as como de hierro, nquel, calcio y argn altamente ionizados (fenmenos imposibles de obtener en laboratorios).15Corona SolarLa 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 detransporte convectivo.En 1970 el fsico sueco Hannes Alfvn obtuvo el premio Nobel. l estim que haba ondas que transportaban energa por lneas del campo magntico que recorre el plasma de la corona solar. Pero hasta hoy no se haba podido detectar la cantidad de ondas que eran necesarias para producirdicha energa.Pero imgenes de alta definicin ultravioleta, tomadas cada 8 segundos por el satlite de la NASA Solar Dymanics Observatory (SDO), han permitido a cientficos como Scott Mcntosh y a sus colegas del Centro Nacional Estadounidense de nvestigacin Atmosfrica, detectar gran cantidad de estas ondas. Las mismas se propagan a gran velocidad (entre 200 y 250 kilmetros por segundo) en el plasma en movimiento. Ondas cuyo flujo energtico se sita entre 100 y 200 vatios por kilmetro cuadrado "son capaces de proveer la energa necesaria para propulsar a los rpidos vientos solares y as compensar las prdidas de calorde las regiones menos agitadas de la corona solar", estiman los investigadores.Sin embargo, para Mcntosh esto no es suficiente para generar los 2000 vatios por metro cuadrado quese necesitan para abastecer a las zonas activas de lacorona. Es por esto que se requiere de instrumentos con mayor capacidad temporal y espacial para estudiar todo el espectro de energa irradiada en las regiones activas de nuestra estrella.Heliosfera. Efectos del viento solar en el Sistema Solar[editar]Vista de la heliosfera protegindonos de las radiaciones provenientes del centro de la galaxia.Artculo principal: HeliosferaLa heliosfera sera la regin que se extiende desde elSol hasta ms all de Plutn y que se encuentra bajola influencia del viento solar. Es en esta regin dondese extienden los efectos de las tormentas geomagnticas y tambin donde se extiende el influyo del campo magntico solar. La heliosfera protege al Sistema Solar de las radiaciones provenientes del medio interestelar y su lmite se extiende a ms de 100 UA del Sol, lmite solo superado por los cometas.&ase tambin: Viento solar"yeccin de masa coronal[editar]Artculo principal: Tormenta geomagnticaLa eyeccin de masa coronal (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 circuitoselctricos, 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 unatormenta solar. Dicho proceso acaba con el cambio de polaridad solar (no confundir con el cambio de polaridad terrestre). Nos encontramos en el Ciclo Solar 24, que comenz en enero de 2008. Una potente tormenta solar es capaz de paralizarpor completo la red elctrica de las grandes ciudades, una situacin que podra durar semanas, meses o incluso aos. 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 Quebec, 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 norte deEuropa quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Adems, una impresionante aurora boreal, fenmeno que normalmente solo puede observarse desde las regiones rticas, pudo verse en lugares tan alejados de los polos como el sur de Europa, el Caribe, o Hawi.16Cambio de polaridad solar[editar]El campo magntico del sol se forma como sigue: Enel ncleo, las presiones del hidrgeno provocan que sus tomos nicamente queden excluidos por las fuerzas de polaridad de los protones, dejando una nube de electrones en torno a dicho ncleo (los electrones se han desprendido de las rbitas tradicionales, formando una capa de radiacin electrnica comn). La fusin de los tomos de hidrgeno en helio se produce en la parte ms interna del ncleo, en donde el helio queda restringido por ser un material ms pesado. Dicho 'ordenamiento' induce que los propios electrones compartan estados de energa y en consecuencia sus campos magnticos adquieran an ms densidad y potencia. Las enormes fuerzas de gravedad, impiden que los fotones (portadores de esas fuerzas) escapen de forma libre. De esta forma se genera en su interior un potente campo magnticoque influye en la dinmica del plasma en las capas siguientes.Los campos magnticos, tal como si se tratase de unmaterial fluido, encuentran su dinmica por las fuerzas magnetohidrodinmicas en constante interaccin con las gravitatorias y rotacionales de la estrella, llegando a la superficie de manera que, los materiales ms externos quedan ordenados conforme a las lneas de fuerza gauss. La rotacin solar produce que las capas ms externas no giren todas a la misma velocidad, por lo que el ordenamiento de estas lneas de fuerza se va descompensando a medida que los materiales distribuidos entre los polos y el ecuador van perdiendo sincronismo en el giro rotacional de la estrella. Por cada ruptura en la integridad del campo magntico, se produce un escape de lneas de fuerzagauss (produciendo las tpicas manchas negras), en las que un aumento de estas, puede tener como consecuencia una erupcin solar consecuente por la desintegracin local del campo gauss. Cuando el sol se acerca a su mximo desorden, las tormentas solares son mximas. Estos periodos se dan cada 11aos. El sol no posee un campo electromagntico como el de la Tierra, sino que posee lo que se denomina Viento solar, producido por esas inestabilidades rotacionales del Sol. Si no fuera por eso, los campos magnticos del sol quedaran restringidos a la dinmica del plasma.Por esa misma razn, una reaccin de fusin entre dos tomos de hidrgeno en el interior del sol, tarda 11 aos en llegar a escapar de las enormes fuerzas gravitatorias y magnticas.Importancia de la energa solar en la Tierra[editar]La mayor parte de la energa utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosntesis, los herbvorosabsorben 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 condens 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.#eacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre[editar]Una mnima cantidad de materia puede convertirse en una enorme manifestacin de energa. Esta relacin entre la materia y la energa explica la potencia del Sol, que hace posible la vida. Cul es la equivalencia? En 1905, Einstein haba predicho una equivalencia entre la materia y la energa mediante su ecuacin E=mc. Una vez que Einstein formul la relacin, los cientficos pudieron explicar por qu ha brillado el Sol por miles de millones de aos. En el interior del Sol se producen continuas reacciones termonucleares. De este modo,el Sol convierte cada segundo unos 564 millones de toneladas de hidrgeno en 560 millones de toneladas de helio, lo que significa que unos cuatro millones de toneladas de materia se transforman en energa solar, una pequea parte de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida.Con la frmula y los datos anteriores se puede calcular la produccin de energa del Sol, obtenindose que la potencia de nuestra estrella es aproximadamente 3'8x1026 vatios, 3'8x1023 kilovatios -o, dicho de otra manera, el Sol produce en un segundo 760.000 veces la produccin energtica anual a nivel mundial-.Observacin astronmica del Sol[editar]Trnsito lunar frente al Sol capturado durante la calibracin de las cmaras de imagen ultravioleta de lasonda STEREO BUnas de las primeras observaciones astronmicas dela actividad solar fueron las realizadas por Galileo Galilei en el siglo XV, utilizando vidrios ahumados alprincipio, y usando el mtodo de proyeccin despus. Galileo observ as las manchas solares y pudo medir la rotacin solar as como percibir la variabilidad de stas. En la actualidad la actividad solar es monitoreada constantemente por observatorios astronmicos terrestres y observatoriosespaciales. 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 emisinde partculas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres."$ploracin solar[editar]Video con un mosaico de imgenes captadas por instrumentos de la sonda espacial Solar Dynamics Observatoryque permite observar la luz producida por el Sol ms all de lo que el ojo humano puede percibir.La luz solar que apreciamos de a simple vista es de color amarillo, pero en realidad el sol la emite en todas las longitudes de onda.17Para obtener una visin ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre, la Agencia Espacial Europea y la NASA lanzaron cooperativamente el satlite SOHO (Solar and 'eliosp"eric (bservatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realiz estudios de la actividad solar, y la sonda norteamericana Gnesis se lanz enun vuelo cercano a la helisfera 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.Clculo !istrico del tama"o del sol y su distancia[editar]Aristarco de Samos fue el primero en hacer estimaciones sobre la distancia al Sol. No lleg a distancias concretas, sino que estableci distancias relativas a la distancia entre la Tierra y la Luna. Esper a que la fase de la Luna sea de un cuarto exactamente, momento en que el ngulo Tierra-Luna-Sol debera ser un ngulo recto. Entonces la hipotenusa del rectngulo sera la distancia de la Tierra al Sol. Para esto era necesario medir con exactitud el ngulo del Sol respecto a la Luna, cosa que no es nada fcil.18 19Entonces determin la distancia y el tamao del sol (relativos). Sin embargo, siendo necesario medir unos ngulos demasiado pequeos, y sin los instrumentos para ello, no logr la suficiente exactitud. Determin que el sol se encuentra 20 veces ms lejos de lo que est la Luna, y determin que su dimetro era al menos 7 veces el dimetro dela tierra.19 Segn los clculos actuales el sol se encuentra 400 veces mas alejado que la luna, y su dimetro es 109 veces mas grande que el de la tierra, por lo que fue muy grande el error de medicin.Para establecer la distancia real de la Tierra a la Luna sugiri un mtodo utilizando curvatura de la sombra de la tierra proyectada en la luna, durante loseclipses lunares.20(Este mtodo fue utilizado por Hiparco de Nicea posteriormente para calcular esa distancia).Aristarco, pensando que el Sol era al menos 7 veces mas grande que la Tierra, sugiri que no es el sol el que gira al rededor de la Tierra, sino al contrario, siendo el primero en sugerir la teora heliocntrica. Sin embargo, sus ideas no fueron aceptadas por sus contemporneos y la teora heliocntrica no se retomo hasta 1543, 17 siglos despus, cuando Coprnico publico su libro Sobre las revoluciones de los orbes celestes .21 22En 1650 Godefroy Wendelin repiti las mediciones de Aristarco midiendo directamente la distancia al sol, esta vez con mayores recursos tcnicos que 18 siglos atrs. Lleg a la conclusin de que el sol estaba unas 240 veces mas alejado que la luna.23 Esta vez el error fue menor, pero todava menor al valor que se mide actualmente.En 1609, Kepler abri el camino para determinar las distancias relativas de todos los cuerpos del sistema solar, no solo de la Luna y el Sol, por lo que sabiendola distancia a cualquiera de los planetas se podra saber la distancia al Sol.24 Posteriormente Cassini, en1673 obtuvo el paralaje de Marte, por lo que logr determinar su distancia. Entonces, en base a los clculos de Kepler, determino la distancia al sol en 136 millones de kilmetros (esta vez la distancia se acerc bastante a los datos actuales, y el error fue slo de 7%)Energa solarPara artculos m%s espec$icos, vanse energa solar $otovoltaica y energa solar trmica.La planta termosolar de 150 MW Andasol es una planta comercial de discos parablicos, localizada en Espaa. Esta planta utiliza un sistema de tanques con sales fundidas para almacenar el calor generado por la radiacin solar de forma que pueda seguir generando electricidad durante la noche.1Viviendas sostenibles alimentadas mediante energa solar fotovoltaica en el barrio solar de Vauban (Friburgo, Alemania).Energas renovablesBiocarburanteBiomasaEnerga geotrmicaEnerga hidroelctricaEnerga solarEnerga mareomotrizEnerga undimotrizEnerga elicaLa ener%a solar es una energa renovable, obtenida a partir del aprovechamiento de la radiacin electromagnticaprocedente del Sol. La radiacin solar que alcanza la Tierra ha sido aprovechada por el ser humano desde la Antigedad, mediante diferentes tecnologas que han ido evolucionando. En la actualidad, el calor y la luz del Sol puede aprovecharse por medio de diversos captadores como clulas fotovoltaicas, helistatos o colectores trmicos, pudiendo transformarse en energa elctrica o trmica. Es una de las llamadas energas renovables o energas limpias, que podran ayudar a resolver algunos de los problemas ms urgentes que afronta la humanidad.2Las diferentes tecnologas solares se pueden clasificar en pasivas o activas segn cmo capturan, convierten y distribuyen la energa solar. Las tecnologas activas incluyen el uso de paneles fotovoltaicos y colectores solar trmicos para recolectar la energa. Entre las tcnicas pasivas, se encuentran diferentes tcnicas enmarcadas en laarquitectura bioclimtica: la orientacin de los edificios al Sol, la seleccin de materiales con una masa trmica favorable o que tengan propiedades para la dispersin de luz, as como el diseo de espacios mediante ventilacin natural.En 2011, la Agencia nternacional de la Energa se expres as: "El desarrollo de tecnologas solares limpias, baratas e inagotables supondr un enorme beneficio a largo plazo. Aumentarla seguridad energtica de los pases mediante el uso de una fuente de energa local, inagotable y, an ms importante, independientemente de importaciones, aumentar la sostenibilidad, reducir la contaminacin, disminuir los costes de la mitigacin delcambio climtico, y evitar la subida excesiva de los precios de los combustibles fsiles. Estas ventajas son globales. De esta manera, los costes para su incentivo y desarrollo deben ser considerados inversiones; deben ser realizadas de forma correcta y ampliamente difundidas".2La fuente de energa solar ms desarrollada en la actualidad es la energa solar fotovoltaica. Segn informes de la organizacin ecologista Greenpeace, la energa solar fotovoltaica podrasuministrar electricidad a dos tercios de la poblacin mundial en 2030.3Gracias a los avances tecnolgicos, la sofisticacin y la economa de escala, el coste de la energa solar fotovoltaica se ha reducido de forma constante desde que se fabricaron las primeras clulas solares comerciales,4 aumentando a su vez la eficiencia, y su coste medio de generacin elctrica ya es competitivo con las energas no renovables 5 en un creciente nmero de regiones geogrficas, alcanzando la paridad de red.6 7 Otras tecnologas solares, como la energa solar termoelctrica est reduciendo sus costes tambin de forma considerable.ndice[ocultar] 1Energa proveniente del Sol 2Tecnologa y usos de la energa solar 3Energa solar pasiva 4Energa solar trmicao 4.1Energa solar trmica de baja temperaturao 4.2Energa solar trmica de media temperaturao 4.3Energa solar trmica de alta temperaturao 4.4Acumulacin e intercambio de calor 5Energa solar fotovoltaicao 5.1Paneles solares fotovoltaicoso 5.2Desarrollo de la energa solar fotovoltaica en el mundoo 5.3Autoconsumo fotovoltaico y paridad de redo 5.4La energa del futuroo 5.5Balance neto y costes 6Centros de investigacin sobre la energa solar 7Asociaciones 8Vase tambin 9Notas 10Referencias 11Bibliografa 12Enlaces externoso 12.1Energa solar trmicao 12.2Energa solar fotovoltaicao 12.3Revistas tcnicas y cientficasEnerga proveniente del Sol[editar]Artculo principal: Radiacin solarAproximadamente la mitad de la energa proveniente del Sol alcanza la superficie terrestre.La instalacin de centrales de energa solar en las zonas marcadas en el mapa podra proveer algo msque la energa actualmente consumida en el mundo (asumiendo una eficiencia de conversin energticadel 8 %), incluyendo la proveniente de calor, energa elctrica, combustibles fsiles, etctera. Los colores indican la radiacin solar promedio entre 1991 y 1993 (tres aos, calculada sobre la base de 24 horas por da y considerando la nubosidad observada mediante satlites).La Tierra recibe 174 petavatios de radiacin solar entrante (insolacin) desde la capa ms altade la atmsfera.8Aproximadamente el 30 % regresa al espacio, mientras que las nubes, los ocanos y las masas terrestres absorben la restante. El espectro electromagntico de la luz solar en la superficie terrestre lo ocupa principalmente la luz visible y los rangos de infrarrojos con una pequea parte de radiacin ultravioleta. 9La potencia de la radiacin vara segn el momento del da, las condiciones atmosfricas que la amortiguan y la latitud. En condiciones de radiacin aceptables, la potencia equivale aproximadamente a 1000 W/m en la superficie terrestre. Esta potencia se denomina irradiancia. Ntese que en trminos globales prcticamente toda la radiacin recibida es reemitida al espacio (de lo contrario se producira un calentamiento abrupto). Sin embargo, existe una diferencia notable entre la radiacin recibida y la emitida.La radiacin es aprovechable en sus componentes directos y difusos, o en la suma de ambos.La radiacin directa es la que llega directamente del foco solar, sin reflexiones o refracciones intermedias. La bveda celeste diurna emite la radiacin difusa debido a los mltiples fenmenos de reflexin y refraccin solar en la atmsfera, en las nubes y el resto de elementos atmosfricos y terrestres. La radiacin directa puede reflejarse y concentrarse para su utilizacin, mientras que no es posible concentrar la luz difusa que proviene de todas las direcciones.La irradiancia directa normal (o perpendicular a los rayos solares) fuera de la atmsfera, recibe el nombre de constante solary tiene un valor medio de 1366 W/m (que corresponde a un valor mximo en el perihelio de 1395 W/m y un valor mnimo en el afelio de 1308 W/m).La radiacin absorbida por los ocanos, las nubes, el aire y las masas de tierra incrementan latemperatura de stas. El aire calentado es el que contiene agua evaporada que asciende de los ocanos, y tambin en parte de los continentes, causando circulacin atmosfrica o conveccin. Cuando el aire asciende a las capas altas, donde la temperatura es baja, va disminuyendo su temperatura hasta que el vapor de agua se condensa formando nubes. El calor latente de la condensacin del agua amplifica la conveccin, produciendo fenmenos como el viento, borrascas y anticiclones. 10 La energa solar absorbida por los ocanos y masas terrestres mantiene la superficie a 14 C.11 Para la fotosntesis de las plantasverdes la energa solar se convierte en energa qumica, que produce alimento, madera y biomasa, de la cual derivan tambin loscombustibles fsiles.12Flujo Solar Anual y Consumo de energa humanoSolar 3 850 000 EJ 13Energa elica 2250 EJ1!Biomasa 3000 EJ15"so energa #rimario $2005% !8& EJ1'Electricidad $2005% 5'(& EJ1&Se estima que la energa total que absorben la atmsfera, los ocanos y los continentes puede ser de 3 850 000 exajulios por ao.13 En 2002, esta energa en un segundo equivala al consumo global mundial de energa durante un ao.18 19 La fotosntesis captura aproximadamente 3000 EJ por ao en biomasa, lo que representa solo el 0,08 % de la energa recibida por la Tierra.15 La cantidad de energa solar recibida anual es tan vasta que equivale aproximadamente al doble de toda la energa producida jams por otras fuentes de energa no renovable como son el petrleo, el carbn, el uranio y el gas natural.Tecnologa y usos de la energa solar[editar]Clasificacin por tecnologas y su correspondiente uso ms general: Energa solar activa: para uso de baja temperatura (entre 35 C y 60 C), se utiliza en casas; de media temperatura, alcanza los 300 C; y de alta temperatura, llega a alcanzar los 2000 C. Esta ltima, se consigue al incidir los rayos solares en espejos, que van dirigidos a un reflector que lleva a los rayos a un punto concreto. Tambin puede ser por centrales de torre y por espejos parablicos. Energa solar pasiva: Aprovecha el calor del sol sin necesidad de mecanismos o sistemas mecnicos. Energa solar trmica: Es usada para producir agua caliente de baja temperatura para uso sanitario y calefaccin. Energa solar fotovoltaica: Es usada para producir electricidad mediante placas de semiconductores que se alteran con la radiacin solar. Energa solar termoelctrica: Es usada para producir electricidad con un ciclo termodinmico convencional a partir de un fluido calentado a alta temperatura (aceite trmico). Energa solar hbrida: Combina la energa solar con otra energa. Segn la energa conla que se combine es una hibridacin: Renovable: biomasa, energa elica.20 No renovable: Combustible fsil. Energa elico solar: Funciona con el aire calentado por el sol, que sube por una chimenea donde estn los generadores.Solcar PS10 es una planta solar termoelctrica por tecnologa de torre, la primera en el mundo explotada comercialmente. La central solar de torre central del "Solar Two" de El Proyecto Solar. Discos parablicos utilizados en una central solar trmica situada en el desierto de Mojave(California, Estados Unidos). Marquesina fotovoltaica situada en el aparcamiento de la Universidad Autnoma de Madrid (Madrid, Espaa). Cubierta fotovoltaica en el Estadio Nacional de Kaohsiung, sede de los Juegos Mundiales de 2009(World Games 2009) en Kaohsiung(Taiwn). La Estacin Espacial nternacional(SS) est alimentada mediante un gran conjunto de paneles solares fotovoltaicos. El telescopio espacial Hubble, equipado con paneles solares, es puesto en rbita desde la bodegadel transbordador Discovery en 1990. El ganador de la edicin 2009 del)lobal )reen *"allenge, el "Tokai Challenger", del Solar Car Team de la Universidad de Tokai (Japn). El Helios, prototipo de avin solar no tripulado desarrollado por laNASA, en vuelo. El avin solar tripulado Solar +mpulse, preparado para el despegue.Energa solar pasiva[editar]El nstituto de Tecnologa de la Universidad de Darmstadt en Alemania gan la edicin de 2007 del SolarDecathlon enWashington D. C. con esta casa con tecnologa solar pasiva, diseada especficamente para climas subtropicales hmedos.21Artculo principal: Energa solar pasivaLa tecnolo%a solar pasiva es el conjunto de tcnicas dirigidas al aprovechamiento de la energa solar de forma directa, sin transformarla en otro tipo de energa, para su utilizacin inmediata o para su almacenamiento sin la necesidad de sistemas mecnicos ni aporte externo de energa, aunque puede ser complementada por ellos, por ejemplo para su regulacin.La tecnologa solar pasiva incluye sistemas con ganancia directa e indirecta para el calentamiento de espacios, sistemas de calentamiento de agua basados en termosifn, el uso de masa trmica y de materiales con cambio de fase para suavizar las oscilaciones de la temperatura del aire, cocinas solares, chimeneas solares para mejorar la ventilacin natural y el propio abrigo de la tierra.La arquitectura bioclimtica es la aplicacin de este principio al diseo de edificaciones. La energa no se aprovecha por medio de captadores industrializados, sino que son los propios elementos constructivos los que absorben la energa de da y la redistribuyen por la noche.Energa solar t#rmica[editar]Artculo principal: Energa solar trmicaPrimera casa solar moderna, creada en 1939 por el nstituto Tecnolgico de Massachusetts en Estados Unidos. Empleaba un sistema acumulador trmico para lograr el calentamiento a lo largo de todo el ao.La energa solar trmica (o energa termosolar) consiste en el aprovechamiento de la energa del Sol para producir calor que puede aprovecharse para cocinar alimentos o para la produccin de agua caliente destinada al consumo de agua domstico, ya sea agua caliente sanitaria, calefaccin, o para produccin de energa mecnica y, a partir de ella, de energa elctrica. Adicionalmente puede emplearse para alimentar una mquina de refrigeracin por absorcin, que emplea calor en lugar de electricidad para producir fro con el que se puede acondicionar el aire de los locales.Los colectores de energa solar trmica estn clasificados como colectores de baja, media y alta temperatura: Colectores de ba&a temperatura. Proveen calor til a temperaturas menores de 65 Cmediante absorbedores metlicos o no metlicos para aplicaciones tales como calentamiento de piscinas, calentamiento domstico de agua para bao y, en general, para todas aquellas actividades industriales en las que el calor de proceso no es mayor de60 C, por ejemplo la pasteurizacin, el lavado textil, etc. Colectores de temperatura media. Son los dispositivos que concentran la radiacin solar para entregar calor til a mayor temperatura, usualmente entre los 100 y 300 C. En esta categora se tiene a los concentradores estacionarios y a los canales parablicos, todos ellos efectan la concentracin mediante espejos dirigidos hacia un receptor de menor tamao. Tienen el inconveniente de trabajar solamente con la componente directa de la radiacin solar por lo que su utilizacin queda restringida a zonas de alta insolacin. Colectores de alta temperatura. Existen en tres tipos diferentes: los colectores de plato parablico, la nueva generacin de canal parablico y los sistemas de torre central. Operan a temperaturas superiores a los 500 C y se usan para generar electricidad (electricidad termosolar) y transmitirla a la red elctrica; en algunos pases estos sistemas son operados por productores independientes y se instalan en regiones donde las posibilidades de das nublados son remotas o escasas."ner%a solar trmica de ba&a temperatura[editar]Generacin de agua caliente con una instalacin de circuito cerrado.Dos colectores solares planos, instalados en un tejado.Una instalacin solar trmica de baja temperatura est formada por captadores solares, un circuito primario y secundario, intercambiador de calor, acumulador, vaso de expansin y tuberas. Si el sistema funciona mediante termosifn ser la diferencia de densidad por cambio de temperatura la que mover el fluido. Si el sistema es forzado, entonces ser necesario adems dotar al sistema de una bomba de circulacin y un sistema de control.Los captadores solares son los elementos que capturan la radiacin solar y la convierten en energa trmica, en calor. Como captadores solares se conocen los de placa plana, los de tubos de vaco y los captadores absorbedores sin proteccin ni aislamiento. Los sistemas de captacin planes (o de placa plana) con cubierta de vidrio son los comunes mayoritariamente en la produccin de agua caliente sanitaria ACS. El vidrio deja pasar los rayos del Sol, estos calientan unos tubos metlicos que transmiten el calor al lquido de dentro. Los tubos son de color oscuro, ya que las superficies oscuras calientan ms.El vidrio que cubre el captador no slo protege la instalacin sino que tambin permite conservar el calor produciendo un efecto invernadero que mejora el rendimiento del captador.Estn formados de una carcasa de aluminio cerrada y resistente a ambientes marinos, un marco de aluminio, una junta perimetral libre de siliconas, aislante trmico (normalmente lana de roca), cubierta de vidrio solar de alta transparencia, y finalmente por tubos soldados que conducen el fluido portador de calor hacia el interior y el exterior del captador.Los colectores solares se componen de los siguientes elementos: Cubierta' Es transparente, puede estar presente o no. Generalmente es de vidrio aunque tambin se utilizan de plstico ya que es menos caro y manejable, pero debe ser un plstico especial. Su funcin es minimizar las prdidas por conveccin y radiaciny por eso debe tener una transmitancia solar lo ms alta posible. Canal de aire' Es un espacio (vaco o no) que separa la cubierta de la placa absorbente. Su espesor se calcular teniendo en cuenta para equilibrar las prdidas por conveccin y las altas temperaturas que se pueden producir si es demasiado estrecho. (laca absorbente' La placa absorbente es el elemento que absorbe la energa solar yla transmite al lquido que circula por las tuberas. La principal caracterstica de la placa esque tiene que tener una gran absorcin solar y una emisin trmica reducida. Como los materiales comunes no cumplen con este requisito, se utilizan materiales combinados para obtener la mejor relacin absorcin / emisin. )ubos o conductos' Los tubos estn tocando (a veces soldadas) la placa absorbente para que el intercambio de energa sea lo ms grande posible. Por los tubos circula el lquido que se calentar e ir hacia el tanque de acumulacin. Capa aislante' La finalidad de la capa aislante es recubrir el sistema para evitar y minimizar prdidas. Para que el aislamiento sea el mejor posible, el material aislante deber tener una baja conductividad trmica."ner%a solar trmica de media temperatura[editar]Un disco solar parablico que concentra la radiacin solar sobre un elemento calefactor de un motor Stirling. Toda la unidad acta como un seguidor solar.La central trmica solar PS20, de 20 MW, produce electricidad a partir del Sol, utilizando 1255 espejos mviles llamadoshelistatos; se encuentra junto a la central solar PS10, de 11 MWLas instalaciones de temperatura media pueden usar varios diseos, los diseos ms comunes son: glicol a presin, drenaje trasero, sistemas de lote y sistemas ms nuevos de baja presin tolerantes al congelamiento que usan tuberas de polmero que contienen agua con bombeo fotovoltaico. Los estndares europeos e internacionales estn siendo revisados para incluir las innovaciones en diseo y la operacin de colectores de temperatura media. Las innovaciones operacionales incluyen la operacin de "colectores permanentemente hmedos". Esta tcnica reduce o incluso elimina la ocurrencia de tensiones de no flujo de alta temperatura conocidas como estancamiento, las que reducen la vida esperada de estos colectores."ner%a solar trmica de alta temperatura[editar]Las temperaturas inferiores a 95 grados celsius son suficientes para calefaccin de espacios, en ese caso generalmente se usan colectores planos del tipo no concentradores. Debido a lasrelativamente altas prdidas de calor a travs del cristal, los colectores planos no logran alcanzar mucho ms de 200 C incluso cuando el fluido de transferencia est estancado. Talestemperaturas son demasiado bajas para ser usadas en la conversin eficiente en electricidad.La eficiencia de los motores trmicos se incrementa con la temperatura de la fuente de calor. Para lograr esto en las plantas de energa termal, la radiacin solar es concentrada por medio de espejos o lentes para lograr altas temperaturas mediante una tcnica llamada electricidad solar de concentracin (en ingls: Concentrated Solar Power, CSP). El efecto prctico de las mayores eficiencias es la reduccin del tamao de los colectores de la planta y del uso de terreno por unidad de energa generada, reduciendo el impacto ambiental de una central de potencia as como su costo.A medida de que la temperatura aumenta, diferentes formas de conversin se vuelven prcticas. Hasta 600 C, las turbinas de vapor, la tecnologa estndar, tienen una eficiencia de hasta 41 %, Por sobre los 600 C, las turbinas de gas pueden ser ms eficientes. Las temperaturas ms altas son problemticas y se necesitan diferentes materiales y tcnicas. Uno propuesta para temperaturas muy altas es usar sales de fluoruro lquidas operando a temperaturas de entre 700 C a 800 C, que utilizan sistemas de turbinas de etapas mltiples para lograr eficiencias termales de 50 % o ms.22 Las temperaturas ms altas de operacin le permiten a la planta usar intercambiadores de calor secos de alta temperatura para su escape termal, reduciendo el uso de agua de la planta, siendo esto crtico para que las centrales ubicadas en desiertos sean prcticas. Tambin las altas temperaturas hacen que el almacenamiento de calor sea ms eficiente, ya que se almacenan ms watts-horas por unidad de fluido.Dado que una planta de electricidad solar de concentracin (CSP) primero genera calor, puede almacenar dicho calor antes de convertirlo en electricidad. Con la actual tecnologa, el almacenamiento de calor es mucho ms barato que el almacenamiento de electricidad. De esta forma, una planta CSP pude producir electricidad durante el da y la noche. Si la ubicacin de la planta CSP tiene una radiacin solar predecible, entonces la planta se convierte en una central confiable de generacin de energa.*cumulacin e intercambio de calor[editar]El almacenamiento de calor permite que las centrales solares termales puedan producir electricidad durante las horas del da sin luz solar o por la noche. Esto permite el uso de la energa solar en la generacin de carga base as como para la generacin de potencia de punta, con el potencial de reemplazar a las centrales que usan combustibles fsiles. Adicionalmente, la utilizacin de los acumuladores reduce el coste de la electricidad generada con este tipo de centrales solares.El calor es transferido a un medio de almacenamiento termal en un depsito aislado durante las horas con luz solar y es recuperado para la generacin de electricidad en la noche. Los medios de almacenamiento termal incluyen vapor presurizado, hormign, una variedad de materiales con cambio de fase, y sales fundidas tales como calcio, sodio ynitrato de potasio.23 24Energa solar fotovoltaica[editar]nstalacin de paneles solares en New Hampshire,Estados Unidos.nstalacin solar fotovoltaica en Oregn, Estados Unidos.La planta fotovoltaica ,estmill Solar Par-, en elSudeste de nglaterra.Artculo principal: Energa solar fotovoltaicaLa energa solar fotovoltaica consiste en la obtencin de electricidad 25 obtenida directamente apartir de la radiacin solarmediante un dispositivo semiconductor denominado clula fotovoltaica, o bien mediante una deposicin de metales sobre un sustrato denominada clula solar de pelcula fina.26(aneles solares fotovoltaicos[editar]Artculo principal: Panel fotovoltaicoUn panel fotovoltaico consiste en una asociacin de clulas, encapsulada en dos capas de EVA (etileno-vinilo-acetato), entre una lmina frontal de vidrio y una capa posterior de un polmero termoplstico (normalmente tedlar).27 Este conjunto es enmarcado en una estructura de aluminio con el objetivo de aumentar la resistencia mecnica del conjunto y facilitar el anclaje del mdulo a las estructuras de soporte.27Las clulas ms comnmente empleadas en los paneles fotovoltaicos son de silicio, y se puede dividir en tres subcategoras: Las clulas de silicio monocristalino estn constituidas por un nico cristal de silicio, normalmente manufacturado mediante el proceso Czochralski.28 Este tipo de clulas presenta un color azul oscuro uniforme. Las clulas de silicio policristalino (tambin llamado multicristalino) estn constituidas por un conjunto de cristales de silicio, lo que explica que su rendimiento sea algo inferior alde las clulas monocristalinas.29 Se caracterizan por un color azul ms intenso. Las clulas de silicio amorfo. Son menos eficientes que las clulas de silicio cristalino pero tambin menos costosas. Este tipo de clulas es, por ejemplo, el que se emplea en aplicaciones solares como relojes o calculadoras.30El parmetro estandarizado para clasificar la potencia de un panel fotovoltaico se denomina potencia pico, y se corresponde con la potencia mxima que el mdulo puede entregar bajo unas condiciones estandarizadas, que son: Radiacin de 1000 W/m Temperatura de clula de 25 C (no temperatura ambiente).Los rendimientos tpicos de una clula fotovoltaica de silicio policristalino oscilan entre el 14 %-20 %. Para clulas de silicio monocristalino, los valores oscilan en el 15 %-21 %.31 32 Losms altos se consiguen con los colectores solares trmicos a baja temperatura (que puede alcanzar un 70 % de rendimiento en la transferencia de energa solar a trmica).Los paneles solares fotovoltaicos no producen calor que se pueda reaprovechar -aunque hay lneas de investigacin sobre paneles hbridos que permiten generar energa elctrica y trmica simultneamente. Sin embargo, son muy apropiados para proyectos de electrificacin rural en zonas que no cuentan con red elctrica, instalaciones sencillas en azoteas y deautoconsumo fotovoltaico.Desarrollo de la ener%a solar fotovoltaica en el mundo[editar]Debido a la creciente demanda de energas renovables, la fabricacin de clulas solares e instalaciones fotovoltaicas ha avanzado considerablemente en los ltimos aos.33 34 Alemania es, junto a Japn, China y Estados Unidos, uno de los pases donde la fotovoltaica est experimentando un crecimiento ms vertiginoso. A finales de 2013, se habaninstalado en todo el mundo cerca de 140 GW de potencia fotovoltaica,35 convirtiendo a la fotovoltaica en la tercera fuente de energa renovable ms importante en trminos de capacidad instalada a nivel global, despus de las energas hidroelctrica y elica.La considerable potencia instalada en Alemania (35 GW en 2014) ha protagonizado varios rcords durante los ltimos aos. Durante dos das consecutivos de mayo de 2012, por ejemplo, las plantas fotovoltaicas instaladas en este pas produjeron 22 000 MWh en la hora del medioda, lo que equivale a la potencia de generacin de veinte centrales nucleares trabajando a plena capacidad.36 nota 1Potencia fotovoltaica instalada en el mundo, en GW. Datos histricos hasta 2013 y previsin hasta 2018.37La energa solar fotovoltaica se usaba tradicionalmente desde su popularizacin a finales de los aos 1970 para alimentar innumerables aparatos autnomos, para abastecer refugios o casas aisladas de la red elctrica, pero sobre todo, de forma creciente durante los ltimos aos,38 para producir electricidad a gran escala a travs de redes de distribucin, bien mediante inyeccin a la red o para autoconsumo domstico.*utoconsumo fotovoltaico y paridad de red[editar]Estado de la paridad de red de instalaciones solares fotovoltaicas alrededor del mundo:)aridad de red alcanzada antes de 201!)aridad de red alcanzada slo #ara #recios #ico)aridad de red alcanzada des#us de 201!Estados de EE"" *ue alcanzar+n la #aridad de red #r,imamente.uente: /eutsc"e 0an-, .ebrero de 123439 40Artculos principales: Autoconsumo fotovoltaico y Paridad de red.El autoconsumo fotovoltaico consiste en la produccin individual a pequea escala de electricidad para el propio consumo, a travs de los paneles solares. Ello se puede complementar con el balance neto. Este esquema de produccin, que permite compensar el consumo elctrico mediante lo generado por una instalacin fotovoltaica en momentos de menor consumo, ya ha sido implantado con xito en muchos pases. Fue propuesto en Espaa por la asociacin fotovoltaica ASF para promover la electricidad renovable sin necesidad de apoyo econmico adicional.41 El balance neto estuvo en fase de proyecto por el DAE.42 y ha sido recogido en el Plan de Energas Renovables 2011-202043 y el Real Decreto 1699/2011, de 18 de noviembre, por el que se regula la conexin a red de instalaciones de produccin de energa elctrica de pequea potencia.44Para incentivar el desarrollo de la tecnologa con miras a alcanzar la paridad de red -igualar el precio de obtencin de la energa al de otras fuentes ms econmicas en la actualidad-, existen primas a la produccin, que garantizan un precio fijo de compra por parte de la red elctrica. Es el caso de Alemania, talia o Espaa. Este esquema de incentivos ya ha dado susfrutos, logrando que los costes de la energa fotovoltaica se siten por debajo del precio de venta de la electricidad tradicional en un nmero creciente de regiones.+a ener%a del futuro[editar]Segn informes de Greenpeace, la fotovoltaica podr suministrar electricidad a dos tercios de la poblacin mundial en 2030.45 Y segn un estudio publicado en 2007 por elConsejo Mundial de Energa, para el ao 2100 el 70 % de la energa consumida ser de origen solar.46Por otro lado, algunos pases, como es el caso de Tokelau, un archipilago ubicado en el ocano Pacfico, no cuentan con mix elctrico, ya que obtienen toda la electricidad que necesitan del sol.47 El pas lo forman unos 125 islotes que abarcan un rea de 10 km y cuentacon cerca de 1.500 habitantes.48 La situacin geogrfica del archipilago hace que el uso de combustibles fsiles sea comparativamente mucho ms caro y difcil de mantener que un sistema fotovoltaico.La instalacin de Tokelau es un ejemplo del que ya han tomado nota otros pases de Oceana.De hecho, las vecinas slas Cook y el archipilago de Tuvalu tambin pretenden abastecerse completamente a partir de energas renovables para el ao 2020.47Prgola Fotovoltaica del Frum de las Culturas deBarcelona (2004). Proyecto PV Soundless Freising, en una autopista de Alemania. Parque solar fotovoltaico en Bruhrain, Alemania. Mdulos solares de capa fina, en una planta del Laboratorio Nacional de Energas Renovables(NREL) de Estados Unidos.,alance neto y costes[editar]Artculo principal: Balance netonstalacin fotovoltaica sobre tejado en una residencia de Boston (Massachusetts, Estados Unidos).Ejemplo de integracin de la energa solar fotovoltaica sobre el tejado de una vivienda.El autoconsumo fotovoltaico consiste en la produccin individual a pequea escala de electricidad para el propio consumo, a travs de equipos de electricidad renovable (panelessolares fotovoltaicos, aerogenerador) algunos de ellos autoinstalables. Se puede complementar con el balance neto en las instalaciones autnomas o bien facilitar la independencia energtica (instalaciones desconectadas).49 50El balance neto permite verter a la red elctrica el exceso producido por un sistema de autoconsumo con la finalidad de poder hacer uso de ese exceso en otro momento. De esta forma, la compaa elctrica que proporcione la electricidad cuando la demanda sea superior a la produccin del sistema de autoconsumo, descontar en el consumo de la red de la factura, los excesos vertidos a la misma.En los ltimos aos, debido al creciente auge de pequeas instalaciones de energa renovable, el autoconsumo con balance neto ha comenzado a ser regulado en diversos pasesdel mundo, siendo una realidad en pases como Alemania, talia,Dinamarca, Japn, Australia, Estados Unidos, Canad y Mxico, entre otros, debido en parte a la constante bajada de coste de los mdulos fotovoltaicos.En 2013, el precio de los mdulos solares se haba reducido en un 80 % en 5 aos, colocandoa la energa solar por primera vez en una posicin competitiva con el precio de la electricidad pagado por el consumidor en un buen nmero de pases soleados. El coste medio de generacin elctrica de la energa solar fotovoltaica es ya competitivo con el de las fuentes convencionales de energa en una creciente lista de pases,51 particularmente cuando se considera la hora de generacin de dicha energa, ya que la electricidad es usualmente ms cara durante el da.52 Se ha producido una dura competencia en la cadena de produccin, y asimismo se esperan mayores cadas del coste de la energa fotovoltaica en los prximos aos, lo que supone una creciente amenaza al dominio de las fuentes de generacin basadas en las energas fsiles.53 Conforme pasa el tiempo, las tecnologas de generacin renovable son generalmente ms baratas,54 55 mientras que las energas fsiles se vuelven ms caras:Cuanto ms desciende el coste de la energa solar fotovoltaica, ms favorablemente compite con las fuentes de energa convencionales, y ms atractiva es para los usuarios de electricidad en todo el mundo. La fotovoltaica a pequea escala puede utilizarse en California a precios de $100/MWh ($0,10/kWh) por debajo de la mayora de otros tipos de generacin, incluso aquellos que funcionan mediante gas natural de bajo coste. Menores costes en los mdulos fotovoltaicos tambin suponen un estmulo en la demanda de consumidores particulares, para los que el coste de la fotovoltaica se compara ya favorablemente al de los precios finales de la energa elctrica convencional.56En 2011, el coste de la fotovoltaica haba cado bastante por debajo del de la energa nuclear, y se espera que siga cayendo:57Para instalaciones a gran escala, ya se han alcanzado precios por debajo de 1 $/Vatio. Por ejemplo, en abril de 2012 se public un precio de mdulos fotovoltaicos a 0,60 Euros/Vatio (0,78 $/Vatio) en un acuerdo marco de 5 aos.58 En algunas regiones, la energa fotovoltaica ha alcanzado la paridad de red,que se define cuando los costes de produccin fotovoltaica se encuentran al mismo nivel, o por debajo, de los precios de electricidad que paga el consumidor final (aunque en la mayor parte de las ocasiones todava por encima de los costes de generacin en las centrales de carbn o gas, sin contar con la distribucin y otros costes inducidos). La energa fotovoltaica se genera durante un perodo del da muy cercano al pico de demanda (lo precede) en sistemas elctricos que hacen gran uso del aire acondicionado. Ms generalmente, es evidente que, con un precio de carbn de 50 $/tonelada, que eleva el precio de las plantas de carbn a 5 cent./kWh, la energa fotovoltaica ser competitiva en la mayor parte de los pases. El precio a la baja de los mdulos fotovoltaicos se ha reflejado rpidamente en un creciente nmero de instalaciones, acumulando en todo 2011 unos 23 GW instalados ese ao. Aunque se espera cierta consolidacin en 2012, debido a recortes en el apoyo econmico en los importantes mercados de Alemania e talia, el fuerte crecimiento muy probablemente continuar durante el resto de la dcada. De hecho, ya en un estudio se mencionaba que la inversin total en energas renovables en 2011 haba superado las inversiones en la generacin elctrica basada en el carbn.57La tendencia es que los precios disminuyan an ms con el tiempo una vez que los componentes fotovoltaicos han entrado en una clara y directa fase industrial.59