Sun (Español)

El Sol es una estrella ordinaria, una de los aproximadamente 100 mil millones en nuestra Galaxia, la Vía Láctea. El sol tiene influencias extremadamente importantes en nuestro planeta: impulsa el clima, las corrientes oceánicas, las estaciones y el clima, y hace posible la vida vegetal a través de la fotosíntesis. Sin el calor y la luz del sol, la vida en la Tierra no existiría.hace unos 4,5 mil millones de años, el sol comenzó a tomar forma a partir de una nube molecular que estaba compuesta principalmente de hidrógeno y helio., Una supernova cercana emitió una onda de choque, que entró en contacto con la nube molecular y la energizó. La nube molecular comenzó a comprimirse, y algunas regiones de gas colapsaron bajo su propia atracción gravitacional. A medida que una de estas regiones colapsó, también comenzó a girar y calentarse debido al aumento de la presión. Gran parte del hidrógeno y el helio permanecieron en el Centro de esta masa caliente y giratoria. Eventualmente, los gases se calentaron lo suficiente para comenzar la fusión nuclear, y se convirtieron en el sol en nuestro sistema solar.,
otras partes de la nube molecular se enfriaron en un disco alrededor del Nuevo Sol y se convirtieron en planetas, asteroides, cometas y otros cuerpos en nuestro sistema solar.el sol está a unos 150 millones de kilómetros (93 millones de millas) de la Tierra. Esta distancia, llamada unidad astronómica (UA), es una medida estándar de distancia para astrónomos y astrofísicos.
Una UA se puede medir a la velocidad de la luz, o el tiempo que tarda un fotón de luz en viajar desde el sol a la Tierra. La luz del Sol tarda unos ocho minutos y 19 segundos en llegar a la Tierra.,
El radio del sol, o la distancia desde el centro hasta los límites exteriores, es de unos 700.000 kilómetros (432.000 millas). Esa distancia es aproximadamente 109 veces el tamaño del radio de la Tierra. El sol no solo tiene un radio mucho más grande que la tierra, sino que también es mucho más masivo. ¡La masa del sol es más de 333,000 veces la de la Tierra, y contiene alrededor del 99.8 por ciento de toda la masa en todo el sistema solar!
composición
el sol se compone de una combinación ardiente de gases. Estos gases son en realidad en forma de plasma., El Plasma es un estado de la materia similar al gas, pero con la mayoría de las partículas ionizadas. Esto significa que las partículas tienen un número aumentado o reducido de electrones.alrededor de tres cuartas partes del sol es hidrógeno, que se fusiona constantemente y crea helio mediante un proceso llamado fusión nuclear. El helio constituye casi todo el cuarto restante. Un porcentaje muy pequeño (1.69 por ciento) de la masa del sol se compone de otros gases y metales: hierro, níquel, oxígeno, silicio, azufre, magnesio, carbono, neón, calcio y cromo este 1.,El 69 por ciento puede parecer insignificante, pero su masa sigue siendo 5.628 veces la masa de la Tierra.el sol no es una masa sólida. No tiene límites fácilmente identificables como planetas rocosos como la Tierra. En cambio, el sol está compuesto por capas compuestas casi en su totalidad de hidrógeno y helio. Estos gases llevan a cabo diferentes funciones en cada capa, y las capas del sol se miden por su porcentaje del radio total del sol.el sol está impregnado y algo controlado por un campo magnético., El campo magnético se define por una combinación de tres mecanismos complejos: una corriente eléctrica circular que corre a través del sol, capas del sol que giran a diferentes velocidades, y la capacidad del sol para conducir electricidad. Cerca del ecuador del sol, las líneas del campo magnético hacen pequeños bucles cerca de la superficie. Las líneas de campo magnético que fluyen a través de los polos se extienden mucho más lejos, miles de kilómetros, antes de regresar al polo opuesto.el sol gira alrededor de su propio eje, al igual que la Tierra. El sol gira en sentido contrario a las agujas del reloj, y tarda entre 25 y 35 días en completar una sola rotación.,el sol orbita en el sentido de las agujas del reloj alrededor del centro de la Vía Láctea. Su órbita está entre 24.000 y 26.000 años luz de distancia del Centro Galáctico. El sol tarda unos 225 millones a 250 millones de años en orbitar una vez alrededor del Centro Galáctico.
radiación electromagnética
la energía del Sol viaja a la Tierra a la velocidad de la luz en forma de radiación electromagnética (EMR). el espectro electromagnético existe como ondas de diferentes frecuencias y longitudes de onda.
la frecuencia de una onda representa cuántas veces la onda se repite en una cierta unidad de tiempo., Las ondas con longitudes de onda muy cortas se repiten varias veces en una unidad de tiempo dada, por lo que son de alta frecuencia. En contraste, las ondas de baja frecuencia tienen longitudes de onda mucho más largas. la gran mayoría de las ondas electromagnéticas que vienen del sol son invisibles para nosotros. Las ondas más de alta frecuencia emitidas por el sol son los rayos gamma, los rayos X y la radiación ultravioleta (rayos UV). Los rayos UV más dañinos son absorbidos casi por completo por la atmósfera de la Tierra. Los rayos UV menos potentes viajan a través de la atmósfera y pueden causar quemaduras solares.,el sol también emite radiación infrarroja, cuyas ondas son de una frecuencia mucho menor. La mayor parte del calor del sol llega como energía infrarroja.entre el infrarrojo y el UV está el espectro visible, que contiene todos los colores que nosotros, como humanos, podemos ver. El color rojo tiene las longitudes de onda más largas (más cercanas al infrarrojo), y el violeta (más cercano a UV) el más corto.el sol en sí es blanco, lo que significa que contiene todos los colores en el espectro visible., El sol aparece de color amarillo anaranjado porque la luz azul que emite tiene una longitud de onda más corta y se dispersa en la atmósfera, el mismo proceso que hace que el cielo parezca azul.
Los astrónomos, sin embargo, llaman al sol una estrella «enana amarilla» porque sus colores caen dentro de la sección amarillo-verde del espectro electromagnético. evolución del sol el sol, aunque ha sostenido toda la vida en nuestro planeta, no brillará para siempre. El sol ya ha existido durante unos 4,5 mil millones de años., el proceso de fusión nuclear, que crea el calor y la luz que hacen posible la vida en nuestro planeta, también es el proceso que cambia lentamente la composición del sol. A través de la fusión nuclear, el sol está usando constantemente el hidrógeno en su núcleo:cada segundo, el sol fusiona alrededor de 620 millones de toneladas métricas de hidrógeno en helio.
En esta etapa de la vida del sol, su núcleo es aproximadamente 74% de hidrógeno. Durante los próximos cinco mil millones de años, el sol quemará la mayor parte de su hidrógeno, y el helio se convertirá en su principal fuente de combustible.,durante esos cinco mil millones de años, el sol pasará de «enana amarilla» a «gigante roja».»Cuando casi todo el hidrógeno en el núcleo del sol se ha consumido, el núcleo se contraerá y se calentará, aumentando la cantidad de fusión nuclear que tiene lugar. Las capas externas del sol se expandirán a partir de esta energía extra. el sol se expandirá a cerca de 200 veces su radio actual, tragando Mercurio y Venus. los astrofísicos debaten si la órbita de la Tierra se expandiría más allá del alcance del sol, o si nuestro planeta también sería engullido por el sol.,a medida que el sol se expande, extenderá su energía sobre una superficie más grande, lo que tiene un efecto de enfriamiento general en la estrella. Este enfriamiento cambiará la luz visible del sol a un color rojizo – una gigante roja.con el tiempo, el núcleo del sol alcanza una temperatura de aproximadamente 100 millones en la escala Kelvin (casi 100 millones de grados Celsius o 180 millones de grados Farenheit), la escala científica común para medir la temperatura. Cuando alcanza esta temperatura, el helio comenzará a fusionarse para crear carbono, un elemento mucho más pesado., Esto causará un intenso viento solar y otra actividad solar, que eventualmente arrojará todas las capas externas del sol. La fase gigante roja habrá terminado. Solo quedará el núcleo de carbono del sol, y como una «enana blanca», no creará ni emitirá energía. el sol se compone de seis capas: núcleo, zona radiativa, zona convectiva, fotosfera, cromosfera y corona.el núcleo del sol, más de mil veces el tamaño de la Tierra y más de 10 veces más denso que el plomo, es un enorme horno. Las temperaturas en el núcleo superan los 15,7 millones de kelvin (también 15.,7 millones de grados Celsius, o 28 millones de grados Fahrenheit). El núcleo se extiende hasta aproximadamente el 25% del radio del sol.el núcleo es el único lugar donde pueden ocurrir reacciones de fusión nuclear. Las otras capas del sol se calientan con la energía nuclear creada allí. Los protones de los átomos de hidrógeno chocan violentamente y se fusionan, o se unen, para crear un átomo de helio. este proceso, conocido como reacción en cadena PP (protón-protón), emite una enorme cantidad de energía., La energía liberada durante un segundo de fusión solar es mucho mayor que la liberada en la explosión de cientos de miles de bombas de hidrógeno.durante la fusión nuclear en el núcleo, se liberan dos tipos de energía: fotones y neutrinos. Estas partículas transportan y emiten la luz, el calor y la energía del sol. Los fotones son la partícula más pequeña de luz y otras formas de radiación electromagnética. Los Neutrinos son más difíciles de detectar, y solo representan alrededor del dos por ciento de la energía total del sol. El sol emite fotones y neutrinos en todas direcciones, todo el tiempo.,
zona radiativa
la zona radiativa del sol comienza en aproximadamente el 25 por ciento del radio, y se extiende hasta aproximadamente el 70 por ciento del radio. En esta amplia zona, el calor del núcleo se enfría dramáticamente, de entre siete millones de K a dos millones de K.
en la zona radiativa, la energía es transferida por un proceso llamado radiación térmica. Durante este proceso, los fotones que fueron liberados en el núcleo viajan una corta distancia, son absorbidos por un ion cercano, liberados por ese ion, y absorbidos de nuevo por otro. Un fotón puede continuar este proceso durante casi 200.000 años!,
zona de Transición: Tachoclina
entre la zona radiativa y la siguiente capa, la zona convectiva, hay una zona de Transición llamada tachoclina. Esta región se crea como resultado de la rotación diferencial del sol.la rotación diferencial ocurre cuando diferentes partes de un objeto giran a diferentes velocidades. El sol está formado por gases sometidos a diferentes procesos en diferentes capas y diferentes latitudes. El ecuador del sol gira mucho más rápido que sus polos, por ejemplo.la tasa de rotación del Sol cambia rápidamente en la taquoclina.,
zona convectiva
alrededor del 70% del radio del sol, comienza la zona convectiva. En esta zona, la temperatura del sol no es lo suficientemente caliente como para transferir energía por radiación térmica. En cambio, transfiere calor por convección térmica a través de columnas térmicas. similar al agua hirviendo en una olla, o a la cera caliente en una lámpara de lava, los gases profundos en la zona convectiva del sol se calientan y «hierven» hacia afuera, lejos del núcleo del sol, a través de columnas térmicas. Cuando los gases alcanzan los límites exteriores de la zona convectiva, se enfrían, y se sumergen de nuevo a la base de la zona convectiva, para ser calentados de nuevo.,
fotosfera
la fotosfera es la «superficie» visible y de color amarillo brillante del sol. La fotosfera tiene unos 400 kilómetros (250 millas) de espesor, y las temperaturas allí alcanzan unos 6.000 k (5.700° C, 10.300° F).las columnas térmicas de la zona de convección son visibles en la fotosfera, burbujeando como avena hirviendo. A través de potentes telescopios, las partes superiores de las columnas aparecen como gránulos abarrotados a través del sol. Cada gránulo tiene un centro brillante, que es el gas caliente que se eleva a través de una columna térmica., Los bordes oscuros de los gránulos son el gas frío que desciende de nuevo por la columna hasta la parte inferior de la zona convectiva. aunque las partes superiores de las columnas térmicas parecen pequeños gránulos, generalmente tienen más de 1,000 kilómetros (621 millas) de ancho. La mayoría de las columnas térmicas existen durante unos ocho a 20 minutos antes de que se disuelvan y formen nuevas columnas. También hay» supergránulas » que pueden ser de hasta 30,000 kilómetros (18,641 millas) de ancho, y duran hasta 24 horas.,Las Manchas Solares, las llamaradas solares y las prominencias solares toman forma en la fotosfera, aunque son el resultado de procesos e interrupciones en otras capas del sol.
fotosfera: manchas solares
Una mancha solar es justo lo que suena—una mancha oscura en el sol. Una mancha solar se forma cuando una intensa actividad magnética en la zona convectiva rompe una columna térmica. En la parte superior de la columna rota (visible en la fotosfera), la temperatura disminuye temporalmente porque los gases calientes no la alcanzan.,
fotosfera: erupciones solares
el proceso de creación de manchas solares abre una conexión entre la corona (la capa exterior del sol) y el interior del sol. La materia Solar surge de esta abertura en formaciones llamadas llamaradas solares. Estas explosiones son masivas: en el período de unos pocos minutos, las erupciones solares liberan el equivalente de aproximadamente 160 mil millones de megatones de TNT, o aproximadamente una sexta parte de la energía total que el Sol libera en un segundo. nubes de iones, átomos y electrones erupcionan de las erupciones solares, y llegan a la Tierra en unos dos días., Las erupciones solares y las prominencias solares contribuyen al clima espacial, que puede causar perturbaciones en la atmósfera y el campo magnético de la tierra, así como perturbar los sistemas de satélites y telecomunicaciones.
fotosfera: eyecciones de Masa Coronal
las eyecciones de masa Coronal (EMC) son otro tipo de actividad solar causada por el movimiento constante y las perturbaciones dentro del campo magnético del sol. Las EMC típicamente se forman cerca de las regiones activas de las manchas solares, la correlación entre las dos no ha sido probada., La causa de las EMC todavía está siendo estudiada, y se plantea la hipótesis de que las interrupciones en la fotosfera o en la corona conducen a estas violentas explosiones solares.
fotosfera: prominencia Solar
las prominencias solares son bucles brillantes de materia solar. Pueden irrumpir en la capa coronal del sol, expandiéndose cientos de kilómetros por segundo. Estas características curvas y retorcidas pueden alcanzar cientos de miles de kilómetros de altura y anchura, y durar desde unos pocos días hasta unos pocos meses. las prominencias solares son más frías que la corona, y aparecen como hebras más oscuras contra el sol., Por esta razón, también se conocen como filamentos.
fotosfera: Ciclo Solar
el sol no emite constantemente manchas solares y eyecciones solares; pasa por un ciclo de aproximadamente 11 años. Durante este ciclo solar, la frecuencia de las erupciones solares cambia. Durante los máximos solares, puede haber varias llamaradas por día. Durante los mínimos solares, puede haber menos de uno a la semana.
El ciclo solar está definido por los campos magnéticos del sol, que giran alrededor del sol y se conectan en los dos polos. Cada 11 años, los campos magnéticos se invierten, causando una interrupción que conduce a la actividad solar y las manchas solares., el ciclo solar puede tener efectos en el clima de la Tierra. Por ejemplo, la luz ultravioleta del sol divide el oxígeno en la estratosfera y fortalece la capa de ozono protectora de la Tierra. Durante el mínimo solar, hay bajas cantidades de rayos UV, lo que significa que la capa de ozono de la Tierra se adelgaza temporalmente. Esto permite que más rayos UV entren y calienten la atmósfera de la Tierra. la atmósfera solar es la región más caliente del sol. Se compone de la cromosfera, la corona y una zona de Transición llamada región de Transición solar que conecta las dos.,la atmósfera solar está oscurecida por la luz brillante emitida por la fotosfera, y rara vez se puede ver sin instrumentos especiales. Solo durante los eclipses solares, cuando la luna se mueve entre la Tierra y el sol y oculta la fotosfera, estas capas pueden ser vistas a simple vista. la cromosfera de color rojo rosado tiene aproximadamente 2.000 kilómetros (1.250 millas) de espesor y está plagada de chorros de gas caliente.
En la parte inferior de la cromosfera, donde se encuentra con la fotosfera, el sol está en su punto más frío, a unos 4.400 k (4.100° C, 7.500° F)., Esta baja temperatura le da a la cromosfera su color rosa. La temperatura en la cromosfera aumenta con la altitud, y alcanza los 25.000 k (25.000° C, 45.000° F) en el borde exterior de la región. la cromosfera emite chorros de gases ardientes llamados espículas, similares a las erupciones solares. Estas chispas ardientes de gas llegan desde la cromosfera como dedos largos y llameantes; suelen tener unos 500 kilómetros (310 millas) de diámetro. Las espículas solo duran unos 15 minutos, pero pueden alcanzar miles de kilómetros de altura antes de colapsar y disolverse.,
Región de Transición Solar
la región de Transición solar (STR) separa la cromosfera de la corona. debajo del STR, las capas del sol están controladas y permanecen separadas debido a la gravedad, la presión del gas y los diferentes procesos de intercambio de energía. Por encima del STR, el movimiento y la forma de las capas son mucho más dinámicos. Están dominadas por fuerzas magnéticas. Estas fuerzas magnéticas pueden poner en acción eventos solares como bucles coronales y el viento solar.
el estado del helio en estas dos regiones tiene diferencias también. Por debajo del STR, el helio está parcialmente ionizado., Esto significa que ha perdido un electrón, pero todavía le queda uno. Alrededor del STR, el helio absorbe un poco más de calor y pierde su último electrón. Su temperatura se eleva a casi un millón de k (un millón de °C, 1,8 millones de °F).Corona la corona es la capa más externa de la atmósfera solar, y puede extenderse millones de kilómetros en el espacio. Los Gases en la corona se queman a aproximadamente un millón de k (un millón de° C, 1.8 millones de° F), y se mueven alrededor de 145 kilómetros (90 millas) por segundo.
algunas de las partículas alcanzan una velocidad de escape de 400 kilómetros por segundo (249 millas por segundo)., Escapan de la atracción gravitacional del sol y se convierten en el viento solar. El viento solar sopla desde el sol hasta el borde del sistema solar. otras partículas forman bucles coronales. Los bucles coronales son ráfagas de partículas que se curvan alrededor de una mancha solar cercana. cerca de los polos del sol hay agujeros coronales. Estas áreas son más frías y oscuras que otras regiones del sol, y permiten que algunas de las partes más rápidas del viento solar pasen.
viento Solar
el viento solar es una corriente de partículas extremadamente calientes y cargadas que son expulsadas de la atmósfera superior del sol., Esto significa que cada 150 millones de años, el sol pierde una masa igual a la de la Tierra. Sin embargo, incluso a este ritmo de pérdida, el sol solo ha perdido alrededor del 0,01% de su masa total del viento solar. el viento solar sopla en todas direcciones. Continúa moviéndose a esa velocidad durante unos 10 mil millones de kilómetros (seis mil millones de millas).
algunas de las partículas en el viento solar se deslizan a través del campo magnético de la Tierra y en su atmósfera superior cerca de los polos., A medida que chocan con la atmósfera de nuestro planeta, estas partículas cargadas hacen que la atmósfera brille de color, creando auroras, pantallas de luz coloridas conocidas como luces del Norte y del Sur. Los vientos solares también pueden causar tormentas solares. Estas tormentas pueden interferir con los satélites y destruir las redes eléctricas en la Tierra. el viento solar llena la heliosfera, la burbuja masiva de partículas cargadas que abarca el sistema solar. el viento solar eventualmente se ralentiza cerca del borde de la heliosfera, en un límite teórico llamado heliopausa., Este límite separa la materia y la energía de nuestro sistema solar de la materia en los sistemas estelares vecinos y el medio interestelar. el medio interestelar es el espacio entre sistemas estelares. El viento solar, habiendo viajado miles de millones de kilómetros, no puede extenderse más allá del medio interestelar.
estudiar el sol
el sol no siempre ha sido un tema de descubrimiento e investigación científica. Durante miles de años, el sol fue conocido en las culturas de todo el mundo como un Dios, una diosa y un símbolo de la vida., para los antiguos aztecas, el sol era una poderosa deidad conocida como Tonatiuh, que requería sacrificio humano para viajar a través del cielo. En la mitología báltica, el sol era una diosa llamada Saule, que trajo fertilidad y salud. La mitología china sostenía que el sol es el único remanente de 10 dioses del sol.en 150 D. C., el erudito griego Claudio Ptolomeo creó un modelo geocéntrico del sistema solar en el que la Luna, Los planetas y el sol giraban alrededor de la Tierra., No fue hasta el siglo XVI que el astrónomo polaco Nicolás Copérnico utilizó el razonamiento matemático y científico para demostrar que los planetas rotaban alrededor del sol. Este modelo heliocéntrico es el que usamos hoy en día.
en el siglo 17, el telescopio permitió a la gente examinar el sol en detalle. El sol es demasiado brillante para permitirnos estudiarlo con nuestros ojos desprotegidos.Con un telescopio, fue posible por primera vez proyectar una imagen clara del sol en una pantalla para su examen., el científico Inglés Sir Isaac Newton usó un telescopio y un prisma para dispersar la luz del sol, y demostró que la luz solar estaba hecha de un espectro de colores. en 1800, se descubrió que la luz infrarroja y ultravioleta existía justo fuera del espectro visible. Un instrumento óptico llamado espectroscopio hizo posible separar la luz visible y otras radiaciones electromagnéticas en sus diversas longitudes de onda. La espectroscopia también ayudó a los científicos a identificar gases en la atmósfera del sol: cada elemento tiene su propio patrón de longitud de onda.,sin embargo, el método por el cual el sol generaba su energía seguía siendo un misterio. Muchos científicos plantearon la hipótesis de que el sol se estaba contrayendo y emitiendo calor a partir de ese proceso. en 1868, el astrónomo Inglés Joseph Norman Lockyer estaba estudiando el espectro electromagnético del sol. Observó líneas brillantes en la fotosfera que no tenían una longitud de onda de ningún elemento conocido en la Tierra. Adivinó que había un elemento aislado en el sol, y lo llamó helio en honor al dios griego del sol, Helios., durante los siguientes 30 años, los astrónomos concluyeron que el sol tenía un núcleo caliente y presurizado que era capaz de producir cantidades masivas de energía a través de la fusión nuclear. la tecnología continuó mejorando y permitió a los científicos descubrir nuevas características del sol. Los telescopios infrarrojos se inventaron en la década de 1960, y los científicos observaron energía fuera del espectro visible. Los astrónomos del siglo XX utilizaron globos y cohetes para enviar telescopios especializados por encima de la Tierra, y examinaron el sol sin ninguna interferencia de la atmósfera terrestre.,solrad 1 fue la primera nave espacial diseñada para estudiar el sol, y fue lanzada por los Estados Unidos en 1960. Esa década, la NASA envió cinco satélites pioneros para orbitar el sol y recopilar información sobre la estrella. en 1980, la NASA lanzó una misión durante el máximo solar para recopilar información sobre los rayos gamma de alta frecuencia, los rayos UV y los rayos x que se emiten durante las erupciones solares. el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) fue desarrollado en Europa y puesto en órbita en 1996 para recopilar información., SOHO ha estado recolectando datos y pronosticando el clima espacial con éxito durante 12 años. los Voyager 1 y 2 son naves espaciales que viajan al borde de la heliosfera para descubrir de qué está hecha la atmósfera donde el viento solar se encuentra con el medio interestelar. La Voyager 1 cruzó este límite en 2012 y la Voyager 2 lo hizo en 2018.otro desarrollo en el estudio del sol es la heliosismología, el estudio de las ondas solares. Se supone que la turbulencia de la zona convectiva contribuye a las ondas solares que transmiten continuamente material solar a las capas externas del sol., Al estudiar estas ondas, los científicos entienden más sobre el interior del sol y la causa de la actividad solar.
energía del Sol
fotosíntesis
La luz solar proporciona la luz y la energía necesarias a las plantas y otros productores en la red alimentaria. Estos productores absorben la radiación del sol y la convierten en energía a través de un proceso llamado fotosíntesis. los productores son principalmente plantas (en tierra) y algas (en regiones acuáticas). Son la base de la red alimentaria, y su energía y nutrientes se transmiten a todos los demás organismos vivos.,
combustibles fósiles
La fotosíntesis también es responsable de todos los combustibles fósiles en la Tierra. Los científicos estiman que hace unos tres mil millones de años, los primeros productores evolucionaron en entornos acuáticos. La luz solar permitió que la vida vegetal prosperara y se adaptara. Después de que las plantas murieron, se descompusieron y se desplazaron más profundamente en la tierra, a veces miles de metros. Este proceso continuó durante millones de años. bajo intensa presión y altas temperaturas, estos restos se convirtieron en lo que conocemos como combustibles fósiles. Estos microorganismos se convirtieron en petróleo, gas natural y carbón., la gente ha desarrollado procesos para extraer estos combustibles fósiles y usarlos para obtener energía. Sin embargo, los combustibles fósiles son un recurso no renovable. Tardan millones de años en formarse.
Tecnología de energía Solar
La tecnología de energía Solar aprovecha la radiación del sol y la convierte en calor, luz o electricidad.la energía Solar es un recurso renovable, y muchas tecnologías pueden cosecharla directamente para su uso en hogares, negocios, escuelas y hospitales., Algunas tecnologías de energía solar incluyen células y paneles solares voltaicos, colectores solares térmicos, electricidad solar térmica y arquitectura solar.la energía fotovoltaica utiliza la energía del sol para acelerar los electrones en las células solares y generar electricidad. Esta forma de tecnología se ha utilizado ampliamente y puede proporcionar electricidad para áreas rurales, grandes centrales eléctricas, edificios y dispositivos más pequeños, como parquímetros y compactadores de basura., la energía del sol también se puede aprovechar mediante un método llamado «energía solar concentrada», en el que los rayos del sol se reflejan y magnifican mediante espejos y lentes. El rayo de luz solar intensificado calienta un fluido, que crea vapor y alimenta un generador eléctrico.
La energía Solar también se puede recoger y distribuir sin maquinaria o electrónica. Por ejemplo, los techos pueden cubrirse con vegetación o pintarse de blanco para disminuir la cantidad de calor absorbido en el edificio, disminuyendo así la cantidad de electricidad necesaria para el aire acondicionado. Esto es arquitectura solar.,la luz solar es abundante: en una hora, la atmósfera de la Tierra recibe suficiente luz solar para alimentar las necesidades de electricidad de todas las personas durante un año. Sin embargo, la tecnología solar es cara, y depende del clima local soleado y sin nubes para ser eficaz. Todavía se están desarrollando y mejorando métodos para aprovechar la energía del sol.