El Sol

El Astro Rey

Nuestra estrella, el Sol.
Credit: Runar Thorvaldsen

¿Cúal es la estrella más cercana a la Tierra? El Sol, claro. Porque el Sol es una estrella igual que las que vemos en el cielo nocturno, con un gran diferencia, el Sol está muchísimo más cerca de nosotros que cualquiera de las otras estrellas, tan solo a unos 149 millones de kilómetros, o sea 8 minutos luz, mientras que la siguiente estrella más cercana, alfa de Centauro, se encuentra a 4,2 años luz. Así, cuando el Sol está en el cielo lo vemos como un disco cegador que inunda todo con su poderosa luz, mientras que alfa de centauri, como el resto de las estrellas sólo se ven como un puntito de luz en la noche oscura, cuando el Sol no está presente.

El Sol es una estrella típica con reacciones nucleares en su interior. Mediante reacciones de fusión transforma hidrogeno en helio emitiendo fotones que es lo que detectamos: 4 átomos de hidrógenos dan lugar a un átomo de helio y un fotón. Por encima del interior solar donde tienen lugar las reacciones nucleares de fusión, se encuentra la atmósfera que se compone de tres capas: fotosfera, cromosfera y corona.

Fue Eddington en 1920 el primero que sugirió que la fuente de energía del Sol eran la reacciones nucleares de fusión que tienen lugar en su nucleo. El transporte de energía desde el interior del Sol a la superficie lo realizan fundamentalmente los fotones(se conoce como transporte radiativo). Los fotones sufren muchas interacciones en su camino hacia el exterior perdiendo gran parte de su energía hasta que finalmente emerge a través de la atmósfera solar y llega a nosotros en forma de radiación electromágnetica (principalmente en forma de luz visible)


La Atmósfera Solar

La atmósfera solar.
Credit: SOHO (ESA & NASA)

La fotosfera es lo que vemos como el disco aparente del Sol. Tiene un espesor de unos 500 km y en ella se origina la practica totalidad de la radiación visible que emite el Sol. Temperatura efectiva media: aprox. 5780 º K Por debajo de la fotosfera se encuentra la capa convectiva ya que en esa región el tranporte de energía se realiza por convección (es el mismo mecanismo físico que produce el calentamiento dentro de una habitación). El transporte convectivo tiene efectos visibles: la llamada granulación, que son células convectivas de una extensión aproximada de 1000 km cuadrados, que ascienden a depositar su energia en la fotosfera. Una vez descargada su energia las celulas descienden de nuevo por los oscuros espacios intergranulares. A veces los granulos se reunen formando células mayores que pueden alcanzar los 30.000 km cuadrados de extensión, es lo que se conoce como supergranulación.

Por encima de la fotosfera se encuentra la cromosfera, mucho menos densa y que presenta un color rojizo cuando se hace visible al principio y al final de los eclipses solares. En la cromosfera existe un gran gradiente de temperaturas que van desde los 4.000º a los 25.000º. La materia en la cromosfera asciende y desciende continuamente presentando un aspecto parecido al de una pradera en llamas debido a unas estructuras llamadas espículas que son como una especie de cilindros verticales compuestos de gas cromosferico de unos 700 km de diametro y 7000 km de altura que tienen una vida media de entre 5 y 15 minutos. A partir de los 25.000º C empieza la llamada región de transición, de pequeño espesor, previa a la corona donde se presentan elementos cada vez más ionizados.

Por último, está la corona que se observa durante los eclipses totales como un halo muy debil y de color blanco. La temperatura supera el millón de grados. La corona se diluye en el medio interplanetario dando lugar al viento solar. La observación de la corona desde la Tierra es difícil ya que emite poco en el visible. Puede observase a través de unos telescopios especiales llamados coronógrafos que hacen eclipses artificiales del Sol.

Galería Fotográfica

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El Sol Activo - El Ciclo Solar

En la imagen se muestran algunas de las manchas solares más grandes observadas por SOHO.
Credit: SOHO (ESA & NASA)

El ciclo solar dura aprox. 11 años, lo dedujo así en 1843 Heinrich Schwabe a partir de las manchas solares. Las manchas solares tienen forma irregular y una extensión variable que va desde los 2.000 a los 100.000 Km. Su duración, también variable, puede ser de unas pocas horas a varios meses. Tienen una parte central muy oscura llamada umbra rodeada de otra más clara llamada penumbra de un color grisáceo. La materia en el interior de las manchas esta animada de movimiento y atravesada por líneas del campo mágnetico.

El campo mágnetico está concentrado en tubos de flujo, delgados de un diámetro menor o igual a 300 Km. Son perpendiculares a la superficie (fotosfera). Las regiones entre tubos de flujo no muestran campos magnéticos. Estos tubos se cierran en forma de arco o lazo en la corona. Las manchas pueden tener polaridad negativa o sur y polaridad positiva o norte. Dos manchas próximas de polaridad opuesta están divididas por una línea de inversión o neutra en el que el campo magnetico es nulo.

La rotación del Sol es diferencial, no es la misma en el ecuador que en los polos. En el ecuador tarda unos 25 días en dar una vuelta mientras que en los polos tarda entre 34-35 días. Las manchas se mueven por distintas partes del disco solar a diferente velocidad y esto ayuda a calcular la rotación diferencial del Sol.

Las manchas suelen aparecer en grupos. Normalmente hay una mancha guía que va delante y tiene polaridad distinta a la que la precede. Todas las manchas guías de un hemisferio tienen la misma polaridad y es opuesta en el otro hemisferio. Cuando cambia el ciclo, cambia la polaridad (por eso se dice que el ciclo magnético es de 22 años). Las manchas solares obedecen a leyes de latitud y aparecen en latitudes altas al principio del ciclo solar, mas adelante en medio y al final del ciclo sobre la zona del ecuador, así se pueden distinguir manchas de distinto ciclo.

Además de las manchas, en la fotosfera también son visible las fáculas, regiones brillantes y calientes con un campo magnético más intenso.


El Sol Activo - Fulguraciones y el Viento Solar

Un colosal episodio de expulsión de masa coronal captada por SOHO.
Credit: SOHO (ESA & NASA)

La cromosfera presenta una serie de estructuras llamadas playas, filamentos y protuberancias. Las playas son zonas brillantes situadas justo encima de las fáculas fotosfericas (por eso también son llamadas fáculas cromosfericas) presentan una mayor intensidad del campo magnético y a veces puede ser bipolares con una línea de inversión. Los filamentos se observan como estructuras oscuras y alargadas con una longitud de unos 200.000 km. tienen una vida muy estable. Durante los eclipses pueden observarse las protuberancias y se ha comprobado que son lo mismo que los filamentos (proyectadas sobre la fotosfera protuberancia: proyectado sobre el cielo se ven mas brillantes) brillantes nubes alargadas y extensas que llegan hasta la corona. Se trata de un plasma cromosférico frío y denso que se eleva en la corona más caliente y menos densa.

Las fulguraciones son el fenómeno mas espectacular. Presentan un aumento del brillo muy importante. Los efectos de la fulguración se observan en todo el espectro electromagnético, a las protuberancias no les ocurre esto. Siempre hay expulsión de partículas eléctricas a gran velocidad dando lugar a tormentas de radio. En el visible, las regiones activas de playas o manchas súbitamente empiezan a concentrarse dando lugar a un aumento del brillo y a la erupción. Duran de segundos a varias horas. Se producen ondas magnetohidrodinámicas que llegan a la Tierra con velocidades de 2.000 km/s produciendo efectos en la ionosfera (interferencias radio) y en la magnetosfera (auroras boreales).

En la corona se dan las estructuras transitorias coronales: bucles o arcos de materia que se mueven hacia el exterior de la corona. Se encuentran encima de las protuberancias activas. Existen también también otro tipo de estructura abierta: los agujeros coronales responsables del viento solar. La cola de los cometas se pensaba que era originada por presión radiación, pero se demostró que era provocada por una radiación corpuscular: el viento solar.

El modelo más aceptado para explicar el origen de la actividad solar es el mecanismo de dinamo: debido a la rotación diferencial del Sol, el campo magnético cambia de forma periódica (cada 11 años) de poloidal (líneas de fuerza del campo magnético en la dirección de los meridianos) a toroidal (líneas de fuerza en la dirección de los paralelos).


El Sol en Cifras


Magnitud Valor
 Masa (kg) 1,9891e+30 kg 
 Radio ecuatorial (km) 696.000 km 
 Densidad media 1411 kg/m3 
 Distancia media Tierra - Sol 149.597.871 km 
 Temperatura superficie 5.778º K 
 Temperatura corona 1.000.000º K 
Composición de la fotosfera Valor
Hidrógeno 73% 
Helio 25% 
Oxigeno 0,8% 
Carbono 0,3% 
Hierro 0,2% 
Neón 0,1% 
Nitrogeno 0,1% 
Año Lanzamiento Sonda País Misión
1990 Ulysses Europa Observación del Sol en todas sus latitudes
1995 SOHO EE.UU / Europa Observación ininterrumpida del Sol
2004 Genesis EE.UU Sobrevuelo de la heliosfera del Sol. A su regreso a la Tierra falló el paracaidas y se estrelló.
2010 SDO EE.UU Estudiar la actividad solar y su impacto sobre la Tierra

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