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El Sol

El Sol es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente, aunque comparada con las demás estrellas es pequeña y amarillenta. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día y la noche, es la principal fuente de energía de la vida. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral G2, que se formó hace unos 4.650 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5.000 millones de años. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el Sistema Solar. El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

Movimientos del Sol: El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 días en el ecuador hasta los 36 días cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días. El Sol rota alrededor de un eje inclinado unos 7º 11’ con respecto a la eclíptica. Y todo el Sistema Solar gira alrededor del centro de la Vía Láctea, nuestra galaxia, dando una vuelta cada 200 millones de años. Ahora nos movemos hacia la constelación de Hércules a una velocidad de 19 Km/s.

Estructura

Como en cualquier cuerpo masivo toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se generan debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe además de la contribución puramente térmica una de origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.

El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin embargo, se puede establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) Núcleo, 2) Zona radiactiva, 3) Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Corona y 7) Viento solar. Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares.

Núcleo: Es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol. Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El Sol está constituido por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares
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La interacción entre los núcleos atómicos requiere grandes cantidades de energía para iniciar la reacción; sin embargo, este tipo de reacciones libera a su vez mayor cantidad de energía que la que fue necesaria para iniciar el proceso. En las estrellas se producen, principalmente, reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno acaban formando núcleos de helio (partículas alfa). Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos que han participado en su fusión. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura, por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero, aunque el Sol también absorbe materia: es tan grande y tiene tal fuerza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella.

La temperatura en el centro del Sol es de 15.000.000 de grados Kelvin. A esa temperatura, los átomos de hidrógeno no son estables, resultando en una separación del núcleo de hidrógeno (un protón) del electrón que orbitaba a su alrededor. Los núcleos de hidrógeno se fusionan para dar lugar a un átomo de helio (formado por dos protones y dos neutrones). ¿De dónde proceden esos neutrones? Se forman, como puede observar en la imagen inferior, por la expulsión de un positrón (responsable de la carga positiva del protón convertido en neutrón, y sin masa). De esta forma se conserva la carga en la formación del neutrón:

En el interior del Sol, el choque de dos protones provoca la formación del deuterio (un isótopo del hidrógeno, que consta de un protón y un neutrón). En el proceso se libera un positrón (según el proceso visto anteriormente) y un neutrino (partícula sin carga, pero responsable de la pérdida de masa del deuterio respecto de los dos protones, ya que un neutrón tiene menos masa que un protón):

La formación del deuterio a partir de dos protones necesita una gran cantidad de energía para iniciarse. El Sol proporciona toda esa energía debido a las extremas temperaturas y a la enorme presión del interior del núcleo. En el siguiente paso para la formación del helio, un protón colisiona con el núcleo ya formado de deuterio, dando lugar a un isótopo de helio (con dos protones, pero sólo un neutrón). En el proceso se irradia energía, principalmente radiación en forma de rayos gamma. Estos rayos gamma colisionan durante su viaje al exterior con las partículas del interior del Sol, lo que los hace perder energía, convirtiéndose en rayos X y luz visible.

El último paso se produce por el choque de dos átomos de helio-3. Inmediatamente se forma un átomo de helio-4 (dos protones y dos neutrones), y dos protones independientes (éstos, a su vez, chocarán con otros átomos).

En definitiva, la reacción general de todos los procesos anteriores queda de esta forma:

Los neutrinos (on) son irradiados hacia el espacio exterior, atravesando cualquier concentración de materia sin sufrir prácticamente desviación alguna (unos mil millones de neutrinos atraviesan la Tierra cada segundo por centímetro cuadrado). Los neutrinos han sido detectados directamente con potentes dispositivos situados bajo tierra. Los positrones (o+) resultantes del proceso anterior, y los electrones presentes en el Sol son los responsables de las grandes cantidades de energía que irradia éste, ya que chocan entre ellos y se aniquilan (materia - antimateria), transformándose en energía (según la famosa ecuación de Einstein, E=mc2):

El hidrógeno y el helio no son los únicos elementos presentes en las estrellas. Los núcleos de helio-4 colisionarán también entre sí y con otros átomos y partículas, dando lugar a átomos más complejos, lo que explica la presencia de otros elementos en el Sol. En la imagen de la izquierda se muestran las reacciones que tienen lugar a partir de la formación del helio. Finalmente, el hierro acaba formando parte del núcleo en el centro de las estrellas viejas.

En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará el helio producto de éstos procesos para dar carbono y oxígeno (Proceso triple-alfa). Si pudiéramos observar el núcleo del Sol, lo veríamos completamente negro, dado que la radiación expulsada por él no pertenece al espectro visible.

Zona Radiactiva: En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. La capa radiactiva comprende desde el núcleo de la estrella hasta el 70% del resto de la masa, aproximadamente. Está compuesta de plasma, es decir, de ingentes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. En la zona inferior de esta capa, los rayos X mencionados colisionan con las partículas que forman el plasma y, en consecuencia, cambian constantemente la dirección de su movimiento. A pesar de ello, la radiación continúa subiendo, aunque a un ritmo muy pausado (los fotones, partículas que transportan la energía, deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino). De hecho, la luz que recibimos actualmente del Sol fue el resultado de las reacciones que se produjeron en su interior hace 1 millón de años. Los continuos choques entre partículas y rayos X hace que estos últimos pierdan parte de su energía, transformándose en radiaciones de onda más larga según suben hacia la capa de convección. La temperatura en la capa radiactiva varía entre 15 y 1'5 millones de grados, según la proximidad al núcleo.

Zona Convectiva: Finalmente, los fotones alcanzan la capa convectiva, que se encuentra 150.000 kilómetros por debajo de la superficie. En ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender. Allí, las temperaturas son ligeramente inferiores al millón de grados Kelvin. En esta zona la luz es absorbida por átomos en estado gaseoso, y se producen fuertes corrientes de convección (como las que se producen en los océanos y la atmósfera de nuestro planeta), que se encargan de transportar la energía liberada por el núcleo hacia la fotosfera: Como la temperatura del gas que ha absorbido energía aumenta, el gas se expande, haciéndose por ello menos denso. Debido a ello, estas "bolsas" de gas ascienden hacia la zona superior de la capa convectiva. Una vez que llegan hasta allí, expulsan la energía acumulada, pasando a ser de nuevo un gas más frío (frío en relación con el que le rodea a pesar de que, en realidad, la temperatura sigue siendo del orden del millón de grados Kelvin). Al ser más "frías" y densas, vuelven a descender por la zona convectiva, en un ciclo que dura varios meses.

En la zona de encuentro entre la capa convectiva y la fotosfera, la materia se encuentra con una zona de grandes turbulencias. Debido a estos fuertes movimientos, el gas en el centro de unas estructuras llamadas cinturones de convección (o supergránulos), que tienen unos 1.000 km de diámetro cada una, fluyendo hacia los bordes de estas células para hundirse posteriormente. Este proceso es probablemente el responsable del calor que despide la Corona solar, así como de la gran aceleración que sufren las partículas del viento solar al salir de él.

Fotosfera: es una capa delgada compuesta por gas y, por tanto, difícil medir con exactitud su anchura (unos 300 Km), que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superficie. Desde el núcleo a la fotosfera hay una distancia de casi 700.000 kilómetros, aproximadamente la misma que un viaje de ida y vuelta a la Luna. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio.
En esta capa las temperaturas son menores que en la capa convectiva: unos 5.800 Kelvin. Es aquí donde los astrónomos pueden observar las manchas solares, que tienen un ciclo bastante regular de 11 años y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas.Aunque todavía no se sabe muy bien porqué tienen lugar estos espectáculos en la superficie del Sol, hay una fuerte evidencia de que se forman debido a la inhibición temporal de las corrientes de convección (ver capa convectiva) por la acción de fuertes campos magnéticos.

Las manchas solares: Una mancha solar es una región del Sol con una temperatura másbaja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más.

La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera.

La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar.

Las primeras referencias claras a las manchas solares fueron hechas por los astrónomos chinos en el 28 a. C., quienes probablemente podían ver los grupos de manchas más grandes cuando la intensa luz del sol era filtrada por el polvo que el viento había llevado desde los desiertos del Asia central.

En 1610 los astrónomos Johannes y David Fabricius observaron manchas mediante telescopios. Este último publicó una descripción en junio de 1611. Por último Galileo había estado enseñando las manchas solares a astrónomos en Roma, y Christoph Scheiner había estado observando las manchas probablemente durante dos o tres meses. La disputa de la prioridad entre Galileo y Scheiner, ninguno de los cuales sabía del trabajo del Fabricius, fue así tan vano como amargo.

Las manchas solares tenían mucha importancia en el debate sobre la naturaleza del sistema solar. Mostraban que el Sol giraba y mostraban cambios en el Sol, contrariamente a la enseñanza de Aristóteles. Los detalles de su claro movimiento no tenían una explicación sencilla excepto en el Sistema heliocéntrico de Copérnico.

Las manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas. Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotoesfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20% de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75% de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día.

Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al Ecuador.

Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2000 m/s (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera (efecto Evershed inverso).

Cromosfera: La cromosfera es la parte inferior de la atmósfera solar, de densidad muy baja, abarca unos 1.000 km y presenta un color rojizo al telescopio. Está formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos. Se encuentra a una temperatura que oscila entre los 4.000 y los 8.000 K. Esta capa sólo puede ser observada con telescopio durante los eclipses totales de Sol, ofreciendo bonitos espectáculos (si se dispone de las herramientas adecuadas para la observación), tales como espículas, protuberancias solares y playas.

Las espículas se producen con cierta frecuencia (hay unas 100.000 espículas en la superficie del Sol en cada momento), pero son de corta duración (se desvanecen a los pocos minutos). Son chorros verticales de gas, capaces de elevarse unos 10.000 kilómetros sobre la superficie, con una velocidad de 25 km/s, en algunos casos.

Las protuberancias solares son mucho más espectaculares. Son grandes y brillantes arcos de materia caliente (principalmente hidrógeno) que se extienden incluso hasta la corona. Algunas de estas grandes protuberancias tienen incluso una longitud similar a la mitad del diámetro del Sol. Las protuberancias están también relacionadas con las manchas solares y los campos magnéticos del interior del Sol, e incluso algunas de ellas permanecen varios meses en la corona antes de disolverse.

Las playas, antes mencionadas, son fenómenos que se forman cerca de las manchas solares. Tienen forma de nube y son bastante brillantes.

Además, existen otros procesos relacionados con las erupciones procedentes del Sol: las llamaradas solares (Coronal Mass Ejections, CME, en inglés). Son enormes e impredecibles explosiones que expulsan gran cantidad de materia del Sol hacia el espacio. Estas explosiones van acompañadas de fuertes emisiones de rayos X y ultravioleta. Estas radiaciones alcanzan la Tierra 8 minutos después de ser expulsadas, y puede causar grandes daños debido a su alta energía (afectan a las telecomunicaciones y a los satélites, en general), sobre todo en las capas altas de la atmósfera, que se encuentra ionizada. Además, son las causantes de las bonitas auroras boreales. Unas 24 horas después, se produce la emisión de partículas de alta energía (protones, en su mayor parte), que puede ser peligrosa para los astronautas si no llevan la protección adecuada.
Las temperaturas que alcanzan estas intensas llamaradas no son nada despreciables: 50 millones de grados Kelvin (superando incluso la temperatura del núcleo).

Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

Es la capa más exterior de la atmósfera solar. Es también la más misteriosa de todas ellas. En contra de lo que se podía esperar gracias a nuestro conocimiento de la termodinámica, la temperatura de la corona asciende gradualmente desde 4.000ºK en la cromosfera hasta casi 1.000.000ºK, lo que la convierte en la zona más caliente de la estrella después del núcleo. Esto provoca cierto desconcierto entre los astrofísicos. Sin embargo, se cree que las fuerzas magnéticas procedentes del Sol son las responsables del movimiento de materia y calor hacia el exterior. La forma de la corona está sincronizada con el ciclo de actividad solar (de 11 años, aproximadamente), variando desde un abrupto anillo hasta finos chorros que alcanzan millones de kilómetros de altura, a lo largo del ciclo.

El viento solar: Es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de la atmósfera externa del Sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar. Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire.

La velocidad del viento es de cerca 400 km/s. en las cercanías de la órbita terrestre. El punto donde el viento solar se encuentra con el que proviene de otras estrellas se llama heliopausa, y es el límite teórico del Sistema Solar. Se encuentra a unas 100 UA del Sol. El espacio dentro del límite de la heliopausa, conteniendo al Sol y al Sistema Solar, se denomina heliosfera.

Componentes químicos   Símbolo   % 
Hidrógeno   H   92,1 
Helio   He   7,8 
Oxígeno   O   0,061 
Carbono   C   0,03 
Nitrógeno   N   0,0084 
Neón   Ne   0,0076 
Hierro   Fe   0,0037 
Silicio   Si   0,0031 
Magnesio   Mg   0,0024 
Azufre   S   0,0015 
Otros 
Datos básicos   El Sol   La Tierra 
Tamaño: radio ecuatorial   695.000 km.   6.378 km. 
Periodo de rotación sobre el eje   de 25 a 36 días *   23,93 horas 
Masa comparada con la Tierra   332.830   1 
Temperatura media superficial   6000 º C   15 º C 
Gravedad superficial en la fotosfera   274 m/s2   9,78 m/s2 

Observación del Sol

Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO). Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.