El sol es la única estrella del sistema solar. Es una enorme maquina natural generadora de energía en forma de luz y calor mediante procesos termonucleares.
El Sol es la estrella que pertenece a nuestro sistema planetario, siendo la estrella que mejor hemos podido estudiar. Los fenómenos que observamos en ella nos ilustran sobre lo que ocurre en muchas otras.
Es una inmensa bola de gas con un radio de 696 265 km desde su centro hasta la fotosfera (zona que vemos como su superficie), y que rota sobre su eje en unos 27 días. Su velocidad de rotación varía con la latitud solar, y cerca de los polos es de 30 días. Mientras, en el Ecuador, es de 25 días, a este fenómeno se le llama rotación diferencial.
Nuestra estrella está constituida por una superposición de capas cuyas temperaturas varían según la distancia al centro. El núcleo incandescente supera los 15 millones de grados Kelvin (K), mientras que en la fotosfera es de unos 6 000 grados Kelvin (K).
El Sol, su interior
El interior del Sol se divide en 4 regiones según los procesos que ocurren en ellas:
- El núcleo llega hasta 0.25 del radio del Sol y es la fuente de energía que se distribuye al resto del Sol por radiación, mayormente rayos-x y gamma.
- La zona radiativa se extiende de 0.25 a 0.65 del radio solar.
- Zona convectiva comprende de 0.65 a 1.00 del radio solar donde tienen lugar la convección y movimientos de flujos.
- La tacoclina es la zona de contacto entre estas dos anteriores y es donde se piensa que se generan los campos magnéticos solares.
El Núcleo
En el núcleo del Sol la presión es 100 000 millones de veces mayor que en la superficie terrestre. Este se comporta como un gigantesco reactor de fusión termonuclear transformando hidrógeno en helio.
Es su fuente de energía desde hace unos 5 000 millones de años, y es la región donde las reacciones nucleares liberan energía que después alcanza la superficie y abandona el Sol en forma de luz y calor. Estas reacciones nucleares dependen de la densidad y temperatura del medio, pues las partículas atómicas tienen que chocar con suficiente velocidad para sobrepasar sus fuerzas eléctricas de repulsión para que se produzca la reacción.
La temperatura del núcleo es de unos 15 millones de grados Kelvin y la densidad de 150 g/cm3. Esta es una temperatura que sería suficiente para que un grano de arena queme absolutamente todo a su alrededor en un diámetro de varios kilómetros.
A tan colosal temperatura, los átomos se encuentran desprovistos de su capa electrónica y los protones andan sueltos. Ocurren reacciones termonucleares, una complicada cadena de reacciones sucesivas en las cuales 657 millones de toneladas de hidrógeno es convertida en un segundo en 652 millones de toneladas de helio. Además, un remanente de unos 4 millones de toneladas de materia que es transformada en energía. Para que se tenga una idea, ese remanente energético es equivalente a unos 13 millones de veces toda la energía eléctrica que anualmente se consume en los Estados Unidos.
Del centro al límite del núcleo la temperatura cae a la mitad de su valor y la densidad en unas 7 veces. En una estrella del tipo del Sol la reacción nuclear principal mediante la cual se produce la transformación de hidrógeno en helio más la energía liberada en forma de radiación.
La Zona radiactiva
Es la zona que rodea al núcleo, se extiende desde los 0.25 radios solares hasta unos 0.70 radios solares. Le da nombre el proceso principal de transferencia de energía que en ella tiene lugar, que es la emisión y absorción de radiación. Los cuantos de energía emitidos por las reacciones nucleares en el núcleo, son absorbidos por las partículas que se excitan y luego emiten nuevos fotones, continuando así este proceso llamado de transferencia radiativa.
Aunque los fotones se mueven a la velocidad de la luz, si seguimos su trayectoria comprobaremos que necesitaría cerca de un millón de años para abandonar la zona radiativa. En este punto la densidad ha disminuido unas 10 veces, mientras la temperatura cae de unos 7 millones a 2 millones de grados.
La Zona Convectiva
Es la capa más externa del interior del Sol, y tiene un espesor de aproximadamente 0.3 radios solares (unos 200 mil km). La temperatura en su base es de unos 2 millones de grados. Esto la hace suficientemente fría como para que algunos elementos puedan conservar electrones en la envoltura de sus átomos. Además, que el medio sea más opaco a la radiación y lo bastante caliente para favorecer la convección, que es un movimiento de mezcla de la sustancia similar al agua hirviendo en un recipiente.
Este proceso trasmite con mucha rapidez el calor hacia la superficie. El gas que se expande y enfría hace que la temperatura alcance unos 5 700 K y la densidad baja hasta 0.0000002 g/cm³. Esta densidad es unas diez mil veces menos densa que el aire al nivel del mar, formando la base de lo que vemos como superficie del Sol.
La Atmósfera presente en el Sol
La llamada atmósfera del Sol está formada por la fotosfera, la cromosfera y la corona. Se le llama atmósfera porque podemos observarla directamente para diferenciarla del interior solar, al cual sólo tenemos acceso por métodos indirectos.
La Fotosfera
Es lo que vemos como la superficie amarilla del Sol, la convección produce en ella los gránulos y supergránulos. Puesto que el Sol es gaseoso, la fotosfera no es una superficie sólida, sino una delgada capa de gas. Sin embargo, como la temperatura del gas disminuye con la altura, cuando miramos a simple vista hacia el centro, vemos las zonas más calientes. Por otro lado, al mirar a su borde observamos la parte más alta de esta capa y por tanto más fría, es decir más oscura.
Este es el origen del relativo oscurecimiento del borde del Sol. En esta capa se observan muchos fenómenos; de ellos los más importantes son las manchas y los gránulos. Pero, además se observan también las fáculas y las plagas.
Las manchas producidas por el sol
Fueron el primer fenómeno solar de que dieron cuenta los hombres. Las primeras observaciones se remontan al siglo IV a.n.e, por el filósofo griego Teofrasto de Atenas. Pero, los primeros registros con cierta sistematicidad de manchas solares datan del año 165 a.n.e. en China.
Las manchas solares se aprecian como regiones oscuras sobre la fotosfera solar. Estas son regiones más frías que el medio circundante, razón por la cual las observamos más oscuras. La temperatura en la zona más oscura del centro de las manchas, llamada umbra, es de 3 700 grados Kelvin (K).
La duración de una mancha es de unos días, aunque las manchas grandes pueden durar semanas. Estas son regiones de intensos campos magnéticos, miles de veces la intensidad del campo de la Tierra. Como en los imanes, las manchas tienden a aparecer en pares de diferente polaridad. El campo magnético disminuye hacia el borde de la mancha y es más horizontal. Conformando lo que se llama la penumbra de la mancha, una estructura filamentosa que rodea la umbra, centro más oscuro de la mancha.
La aparición de manchas sigue un ciclo muy bien definido. Hay períodos en los que podemos advertir una población grande de ellas y otros en los que apenas se observan. Este período es el llamado Ciclo Solar y tiene una duración de 11 años. Fue descubierto en 1843 por el farmacéutico alemán Heinrich Schwabe luego de 33 años de paciente observación.
Así mismo, las zonas donde aparecen las manchas varían según el estadío del ciclo. Durante el comienzo (o mínimo) las manchas aparecen en latitudes medias (sobre los 30 grados aproximadamente) disminuyendo en latitud a medida que el ciclo avanza, hasta situarse próxima al ecuador solar durante el máximo.
Fáculas
Son regiones más brillantes de formas irregulares que se aprecian con más facilidad cuando se encuentran en el limbo (borde) del Sol. Éstas son también regiones con un campo magnético intenso, pero unas treinta veces menores que en las umbras de las manchas.
Mientras que el campo intenso inhibe la convección y tiende a hacerlas más oscuras, en las fáculas el campo más débil contribuye a que sean más brillantes. De hecho, durante las épocas de máxima actividad solar son más frecuentes y hacen que el Sol sea 0.1% más brillante que en las épocas de mínima actividad. En este periodo, las fáculas son menos frecuentes.
Gránulos
Tienen el aspecto de células y son relativamente pequeños, de unos 1 000 km de diámetro. Cubren toda la fotosfera del Sol excepto donde se encuentran las manchas. Ellos son la capa más externa de la zona convectiva y las zonas por donde emerge el gas más caliente. Luego este gas se dispersa y retorna al interior a través de los intersticios más oscuros de la trama granular después de enfriarse. Los gránulos tienen una duración de 15 a 20 minutos.
Supergránulos
Son mucho mayores que los gránulos, tienen unos 35 000 Km de diámetro, y no se observan directamente, sino por mediciones especiales de un fenómeno llamado efecto Doppler. Estos supergránulos también cubren toda la fotosfera solar, y su tiempo de vida es de unas 24 horas.
La Cromosfera
Es una capa muy estrecha e irregular situada sobre la fotosfera, donde la temperatura pasa de los 5 700 grados hasta alcanzar unos 20 000 grados en su exterior. La emisión de esta capa proviene principalmente del hidrógeno ionizado que emite en un color rojo y que es el que colorea a las prominencias que se observan durante la fase de totalidad de los eclipses de Sol.
Es de ellas de donde viene el nombre de esta capa, que quiere decir esfera de color. Presenta una gran variedad de detalles a los que se llama filamentos y las plagas, prominencias, espículas y otros.
La Región de Transición
Es una capa muy irregular de la atmósfera del Sol que separa la fría cromosfera de la caliente corona. Es una región donde la temperatura varía con brusquedad de 20 mil a 2 millones de grados en su exterior.
Su emisión mayormente en el ultravioleta, está dominada por los átomos de elementos altamente ionizados y sólo se observa desde el espacio.
La Corona
Es la capa más externa de la atmósfera solar, con una temperatura de millones de grados y una densidad tan baja que aún el hombre no ha logrado en los laboratorios vacíos similares. En cuanto a sus dimensiones, es imposible establecer hasta dónde se extiende, por lo que se nos hace imposible determinar la frontera donde termina el Sol.
De hecho, la misma Tierra se encuentra inmersa en la corona solar, donde tienen lugar una gran cantidad procesos cuyos escenarios presentan fenómenos explosivos y que tienen una incidencia directa en el medio interplanetario
La Corona en Luz Blanca
Esta parte del sol la podemos ver a simple vista cuando ocurren los eclipses totales de Sol como una luminosidad blanco-perla que rodea al Sol. La corona presenta una gran variedad de detalles a los que se llama corrientes, plumas, lazos, filamentos o protuberancias, y otros muchos.
La forma o aspecto general de la corona depende de la fase del ciclo de actividad solar, pero los tiempos de duración de estas formaciones son relativamente grandes.
La Corona en Rayos-X
La alta temperatura de la corona hace que cuando las partículas choquen entre sí emitan radiación X. Pero las capas subyacentes, que son más frías no lo hacen. Así, aunque la corona es extremadamente tenue (baja densidad), puede ser observada en rayos-X.
Debido a que los rayos-X son absorbidos por la atmósfera terrestre, estas observaciones sólo pueden ser realizadas desde satélites. Mediante ellas sí podemos percibir la dinámica de esta capa de la atmósfera solar, en la que se pueden discernir nuevos objetos o detalles específicos como los llamados puntos brillantes y regiones oscuras, los denominados huecos coronales.
Los huecos coronales se observan en rayos X, que fue la banda en que fueron descubiertos con los telescopios espaciales. Se les asocia con regiones de campo magnético abierto, como los polos del Sol y las fuentes de viento solar rápido, donde la densidad es baja en comparación con el medio circundante.
Los Campos Magnéticos en el Sol
El Sol posee un campo magnético casi dipolar como el de una barra imantada. La fuente del magnetismo solar parece provenir de la existencia de rotación más lenta al nivel de los polos que a nivel del ecuador, combinada con los movimientos convectivos. Este es un proceso parecido al del dínamo que utilizáis para generar luz en una bici, que da lugar a la generación de campos magnéticos debido a los movimientos de materia eléctricamente conductora.
Sin embargo, el magnetismo solar es más complejo y está formado por la superposición de diversos dipolos de tamaños diferentes. Esos campos forman sobre la superficie arcos colosales cuyas bases pueden estar separadas por varias decenas de miles de kilómetros
Las manchas solares son los puntos de unión de los arcos magnéticos con la superficie del Sol. Estos arcos magnéticos ascienden, vibran, se retuercen y forman bucles y nudos transversales. A veces, después de ser sometido a torsiones, el bucle se romperá y liberará una burbuja magnética en la que el gas estaría encerrado. Además, parece que una reorganización del campo magnético siempre está ligada a una importante liberación de energía, especialmente en forma de calor.
Para pronosticar el estado del tiempo en el espacio interplanetario, que depende de las emisiones solares según el nivel de actividad del Sol, es imprescindible comprender los campos magnéticos solares y su comportamiento.
El Viento Solar
El Sol una esfera de gas, el viento solar se genera en la corona que presenta una alta temperatura. Sus partículas tienen una gran velocidad y escapan de nuestra estrella porque la gravedad del Sol no es capaz de retenerlas, lo que puede verse como la tendencia de un gas a expandirse.
Es una corriente de gas ionizado de composición variable que sale radialmente en todas direcciones hacia el medio interplanetario a velocidades entre los 300 y 800 km/s. Su origen es un problema ligado al calentamiento coronal y no está totalmente claro. Puede tener diferentes valores de intensidad y estructura en dependencia del campo magnético que arrastra.
En ocasiones en él aparecen algunos detalles que aumentan su densidad, las llamadas perturbaciones en el viento solar, que son importantes en la dinámica del medio interplanetario.
La Heliosfera
Es una burbuja de gran tamaño producida por la interacción del viento solar con el medio interestelar. Al alejarse mucho del Sol, el viento solar disminuye su velocidad hasta alcanzar la del medio interestelar, y se forma una onda de choque, a la que se llama el terminador.
A partir de aquí los restos del viento solar son arrastrados por el flujo interestelar formando una especie de cola como la de los cometas. A esta región se le llama la helio hoja. Su parte exterior, donde el viento solar hace contacto con el gas interestelar se denomina la heliopausa.
