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El Sol
es una estrella
 Sol Mercurio Venus La
Tierra Marte Jupiter Saturno
Urano Neptuno
Plutón
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Proyecto Salón Hogar
 El
diámetro del Sol es de 1,400.000 Km., que es más de 100 veces mayor que
el diámetro de la Tierra. Su masa es más de 300,000 la de la Tierra. El
Sol es un cuerpo gaseoso muy caliente compuesto de cerca de 75%
hidrógeno, 25% helio, menos de 1% de oxígeno, todos los otros elementos
constituyen menos del 1%. La temperatura de su superficie es de cerca de
6.000° C.
La fuente de
energía en el Sol, es la fusión de núcleos de hidrógeno (protones) en
núcleos de helio. En este proceso, se pierde una pequeña cantidad de
masa que es transformada en energía. Esta reacción nuclear, sólo puede
ocurrir en el muy caliente (15.000.000° C) y denso centro del Sol.
El Sol pierde medio millón de toneladas cada segundo en esta destrucción
de masa para producir energía, pero mantendrá su actual producción de
energía durante cerca de 5,000 millones de años.
Durante este largo
período de tiempo, el Sol es una estrella de la secuencia principal,
pero eventualmente todo el hidrógeno en el centro se habrá convertido en
helio. El balance entre la fuerza de gravedad, que atrae toda la masa
del Sol hacia su centro, y la fuerza debida a la energía del Sol, que
empuja la materia hacia afuera, se perderá entonces. El centro se
contraerá y se hará aún más caliente, mientras que la parte exterior se
expandirá y se enfriará. El Sol será entonces más brillante, más frío, y
mayor -- una estrella roja gigante.
Ultimadamente todas las fuentes de producción de energía llegarán a su
fin, y el Sol colapsará para convertirse en un objeto muy pequeño y
caliente, llamado una enana blanca.
El Ciclo Solar:
El Sol, visto desde
la Tierra, rota sobre su eje en algo más de 27 días, y su actividad
aumenta y disminuye en un ciclo de aproximadamente 11 años, produciendo
variaciones en el campo magnético de la Tierra, y cambios en nuestra
atmósfera superior (la ionosfera), que afectan la transmisión de las
ondas de radio y por tanto las comunicaciones mundiales. Este ciclo de
actividad fue descubierto por el astrónomo amateur Alemán Heinrich
Schwabe como resultado de observaciones hechas entre 1826 y 1843; en los
siguientes diez años, se estableció una relación.
Al principio de
cada ciclo, las Manchas Solares ocurren el las altas latitudes del Sol
(a cerca de 40° de su ecuador), y en el curso de cerca de 11 años,
ocurren en latitudes cada vez menores, e incluso sobre el ecuador mismo.
Si graficamos contra el tiempo, las latitudes y duraciones de las
Manchas, esto produce un 'Diagrama de Mariposa'.
El aumento y subsecuente disminución de las Manchas (cuyas áreas se
expresan en millonésimas del hemisferio visible del Sol), también se
muestran en este tipo de diagrama.
La forma del gráfico es muy similar a la de los gráficos
correspondientes de las variaciones del campo magnético de la Tierra (el
índice geomagnético), mostrando la íntima relación entre la actividad
del Sol y sus efectos en la Tierra.
El período de
aumento desde la fase del mínimo (durante él que las Manchas pueden
estar ausentes por varias semanas) hasta la fase del máximo (cuando 20 o
más grupos pueden estar presentes a la vez), dura cuatro años en
promedio, y la caída hasta el próximo mínimo dura siete años. En los
últimos 100 años el período de aumento ha estado entre 3,3 y 5,0 años, y
el período de disminución entre 5,7 y 8,3 años, de modo que es difícil
hacer predicciones sobre un período de tiempo.
Manchas Solares:
Estas regiones
disturbadas se ven como marcas oscuras en la superficie del Sol. Tienen
una temperatura de cerca de 4.800° C, parecen oscuras por contraste con
la superficie más brillante que las rodea, cuya temperatura es de cerca
de 6.000° C.
La vida de una
Mancha Solar puede ser tan corta como unas pocas horas, o tan larga como
varios meses. Algunas son observadas durante varias revoluciones del Sol
sobre su eje, y en ese caso pueden sólo ser observadas durante cerca de
la mitad de su duración, debido a que durante 13 o 14 días de la
revolución de 27 días, están en el hemisferio que no resulta visible
desde la Tierra.
Las Manchas Solares
pueden ocurrir individualmente o en grupos, y pueden ser de muy diversos
tamaños. Las Manchas Solares grandes pueden a veces ser visibles a
simple vista, cuando se las ve a través de niebla, o cuando el Sol está
apagado y rojo durante el amanecer o atardecer. En otros momentos el
disco es demasiado brillante para observarlo directamente.
Las Manchas Solares con áreas de sólo una millonésima representan el
otro extremo de la escala.
ADVERTENCIA !
NUNCA MIRE DIRECTAMENTE AL SOL !
También, es extremadamente peligroso usar binoculares o un telescopio
para observar el Sol (sin filtros especiales), puesto que esto causaría
ceguera permanente.
La Fotosfera, Cromosfera y Corona:
El disco aparente
del Sol es llamado la Fotosfera. Puede observarse que el disco se hace
menos brillante hacia el borde. Esto se llama oscurecimiento del borde.
A veces, cerca del máximo de las Manchas Solares, pueden observarse
áreas brillantes cercanas al borde, con frecuencia cerca de los grupos
de Manchas Solares. Éstas son llamadas Fáculas.
Puede observarse que la superficie del Sol, a través de un telescopio (VEA
LA ADVERTENCIA!), tiene un aspecto granular. Estos gránulos son las
celdas de convección que traen la energía desde abajo de la superficie
aparente.
Afuera de la
Fotosfera están la Cromosfera y la Corona Solar, que sólo pueden
observarse con equipos especiales o durante un eclipse total de Sol.
La Cromosfera es algo más fría que la Fotosfera, pero es más activa
porque las Prominencias Solares pasan a través de ella. Éstas toman dos
formas; 'durmientes', grandes estructuras arqueadas asociadas con los
campos magnéticos alrededor de los grupos de Manchas Solares, y 'activas',
que son eventos más violentos asociados con las prominencias Solares.
La Corona es una muy caliente (un millón de grados) extensión del Sol.
Es la Corona lo que da al Sol totalmente eclipsado su bella apariencia.
Prominencias Solares:
Usualmente
asociadas con las Manchas Solares, se las observa como un aumento del
brillo en las áreas de hidrógeno (conocidas como Flóculos), y pueden dar
lugar a estallidos de intensa radiación en la región ultravioleta del
espectro Solar, que causan repentinas alteraciones ionosféricas y
desvanecimientos de radio, causando la interrupción de las
comunicaciones en el hemisferio iluminado de la Tierra. Las Prominencias
también arrojan chorros de partículas eléctricamente cargadas que
afectan el campo magnético de la Tierra, y causan 'tormentas'
geomagnéticas: alteraciones que afectan las brújulas. Estas 'tormentas'
son a veces acompañadas en las altas latitudes por las Auroras
Boreales, o 'Luces del Norte'.
Las Prominencias
Solares varían en tamaño e intensidad, las más pequeñas duran sólo unos
minutos antes de que el brillo comience a desvanecerse. Estas pequeñas
Prominencias no producen efectos apreciables, pero una gran Prominencia
puede durar varias horas y producir desvanecimientos de radio totales o
parciales durante un período correspondiente.
El
Sol se formó hace unos 4500 millones de años a partir de
nubes de gas y polvo que contenían residuos de
generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la
metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar
surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas
del Sistema Solar.
En
el interior del Sol se producen reacciones de fusión en
las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio,
produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el
Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en
la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando
hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su
núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se
encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no
bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose
hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada
como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 MK). Al
mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se
irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que,
a pesar del aumento de brillo de la estrella, su
temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la
región roja del espectro.
El
Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio
del Sol, para entonces, será tan grande que habrá
engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la
Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1000
millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con
mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el
viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de
toda su envoltura, la cual formará, con el tiempo, una
nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más
próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la
materia muy concentrado en el que las repulsiones de
tipo cuántico entre los electrones extremadamente
cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará
entonces, como remanente estelar, una enana blanca de
carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.
Estructura del Sol
Como toda estrella el Sol posee una forma esférica, y a
causa de su lento movimiento de rotación, tiene también
un leve achatamiento polar. 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 radiante, 3)
Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Corona
y 7) Viento solar.
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