Estructura del Sol

Origen del Sol

La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a partirse, liberando energia y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta.

El Sol

Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor.

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.

El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más.

Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja.

Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.

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

* El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 dias en el ecuador hasta los 36

dias cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días.

El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.

Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar.

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.

Composición del Sol

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. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:

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.

Zona Radiativa: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior

en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos

continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: 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.

Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de

densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

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.

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

0,0015

La Energía Solar

La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de

grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).

Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. 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.

La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar.

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.

El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los

asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella.

Actividad solar

Manchas Solares

Las manchas solares tienen una parte central obscura conocida como umbra, rodeada de una

región más clara llamada penumbra. Las manchas solares son obscuras ya que son más frías que la fotosfera que las rodea.

Las manchas son el lugar de fuertes campos magnéticos. La razón por la cual las manchas solares son frías no se entiende todavía, pero una posibilidad es que el campo magnético en las manchas no permite la convección debajo de ellas.

Las manchas solares generalmente crecen y duran desde varios días hasta varios meses. Las

observaciones de las manchas solares reveló primero que el Sol rota en un período de 27 días

(visto desde la Tierra).

El número de manchas solares en el Sol no es constante, y cambia en un período de 11 años

conocido como el ciclo solar. La actividad solar está directamente relacionada con este ciclo.

Protuberancias solares

Las protuberancias solares son enormes chorros de gas caliente expulsados desde la superficie del Sol, que se extienden a muchos miles de kilómetros. Las mayores llamaradas pueden durar varios meses.

El campo magnético del Sol desvia algunas protuberancias que forman así un gigantesco arco. Se producen en la cromosfera que está a unos 100.000 grados de temperatura.

Las protuberancias son fenómenos espectaculares. Aparecen en el limbo del Sol como nubes

flameantes en la alta atmósfera y corona inferior y están constituidas por nubes de materia a

temperatura más baja y densidad más alta que la de su alrededor.

Las temperaturas en su parte central son, aproximadamente, una centésima parte de la

temperatura de la corona, mientras que su densidad es unas 100 veces la de la corona ambiente.

Por lo tanto, la presión del gas dentro de una protuberancia es aproximadamente igual a la de su alrededor.

El viento solar

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 solar es de cerca de 400 kilómetros por segundo en las cercanías de la

órbita de la Tierra. El punto donde el viento solar se encuentra que proviene de otras estrellas

se llama heliopausa, y es el límite teórico del Sistema Solar. Se encuantra a unas 100 UA del Sol.

El espacio dentro del límite de la heliopausa, conteniendo al Sol y al sistema solar, se denomina  heliosfera.

La estructura del Sol

Hace unos 4.500 millones de años nacía una estrella, una más entre 1011 estrellas de la Via

Láctea, nuestra galaxia, una más entre 1020 del universo actualmente observable. Su masa,

apenas 2 x 1033 gramos, no le auguraba un puesto demasiado destacado entre sus pares. Hoy, con un diámetro de 1,4 millones de km, es 500 veces más pequeña, que Antares o Betelgeuse.

Pero, aproximadamente 3.000 millones de años atrás, en uno de los peñascos que giraban a su alrededor apareció un fenómeno nuevo, la vida. Así el Sol pasó a ser integrante -probablemente no el único- de un club muy exclusivo, el de las estrellas con planetas que albergan alguna forma de vida.

Su proximidad a la Tierra, alrededor de 150 millones de km (la siguiente estrella, Alfa Centauri,

está a 4 años luz, más de 260.000 veces la distancia Tierra-Sol), hace que sea la única estrella que puede ser observada en dos dimensiones e inclusive en tres, mediante dos o más naves espaciales.

A simple vista, el Sol aparece como un disco brillante de borde muy bien definido, pero, en

realidad, es una masa gaseosa que se extiende en una nube muy tenue (el viento solar) hasta más allá de la órbita de Saturno.

El conocimiento actual de la estructura solar surge de observaciones realizadas desde la Tierra o desde satélites y sondas planetarias, y también a partir de inferencias de modelos teóricos de su interior. En ella se pueden apreciar las siguientes zonas, que se indican en la figura:

Núcleo. Es la región del Sol, relativamente pequeña, que se extiende desde el centro hasta 0,25 del radio solar (R). El material del núcleo se comprime, bajo su propia acción gravitatoria, hasta

densidades y temperaturas tan altas como para permitir la producción de reacciones nucleares.

Estas reacciones constituyen la fuente de energía que es continuamente irradiada hacia el

exterior. La energía liberada resulta de la síntesis del He a partir del H, según la reacción nuclear

4 1H ® 4He + 2e+ + 2n + 26,7 MeV

donde e+ son positrones y n neutrinos. Debido a que el flujo de neutrinos detectado en la Tierra es un tercio del flujo predicho por la teoría, subsisten interrogantes sobre los procesos que ocurren

en el núcleo.

Zona intermedia (o de transporte radiactivo). Se extiende desde 0,25 R hasta 0,9 R. En esta región la energía liberada en el proceso de fusión del H en la zona interior es transportada hacia el exterior por radiación.

Zona convectiva. A partir de 0,9 R, la temperatura del interior del Sol disminuye tanto que el

plasma se vuelve convectivamente inestable. Si se produce el desplazamiento de un volumen de plasma hacia el exterior, su temperatura se mantiene por encima de la temperatura del plasma circundante y, por lo tanto, su densidad es menor; así se genera una fuerza que lo impulsa hacia arriba. Este es un fenómeno semejante al que ocurre cuando se produce la ebullición del agua en un recipiente puesto al fuego. El transporte en esta región se produce por convección, es decir por el movimiento de materia caliente.

Atmósfera solar. Esta se divide, a su vez, en varias regiones: la fotosfera, la cromosfera y, luego de una zona de transición, la corona.

El espesor de la fotosfera es de unos 500 km. La superficie externa de esta región es la visible a simple vista como un disco. Su diámetro (1,4 x 106 km) y la temperatura efectiva de toda la capa emisora (5.780 K) son consideradas como el diámetro del Sol y la temperatura de su superficie.

La cromosfera es visible durante un eclipse total del Sol como un aro de color que rodea a la Luna.

La temperatura, que alcanza un mínimo de 4.700 K en la fotosfera, aumenta hasta unos 10.000 K en la cromosfera. El aumento de la temperatura parece estar asociado a la disipación de energía mecánica (ondas acústicas) y a la estructura magnética de la cromosfera.

La corona sólo es visible en luz blanca durante un eclipse total del Sol, cuando la Luna cubre el

disco solar, mucho más luminoso. Se presenta como un tenue halo que rodea al Sol, de forma

irregular. La temperatura en la corona es de aproximadamente un millón de grados.

Entre la corona y la cromosfera existe una capa delgada de algunos centenares de kilómetros,

en la que la temperatura varía rápidamente de los 106 K de la corona hasta 104 K. Esta capa,

llamada zona de transición, está dominada por el flujo de calor de la región caliente a la fría; su

alto gradiente térmico da una idea de la energía transportada.