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El Sol. Esta situado a una distancia media de 149.600.000km, el Sol es la estrella más próxima a la Tierra (esta distancia se conoce con el nombre de unidad astronómica). La siguiente estrella cercana a nuestro planeta se halla aproximadamente a 4 años luz, es decir, unos 272.000 veces de distancia Tierra-Sol. Alrededor del Sol giran los planetas y todos los cuerpos del sistema solar: aunque tenga una importancia vital para los seres humanos no por ello hay que olvidar que sólo uno más entre los miles de millones de cuerpos que existen en nuestra galaxia.

Dimensione y masas.

El radio del Sol es de 696.265 km, es decir, 109,3 veces mayor que el radio medio terrestre. La masa solar, calculada a partir de la ley de Newton y una vez conocida la distancia entre la Tierra y el Sol, así como la masa de la Tierra, es aproximadamente de 1,9889 x 10²⁷ toneladas, lo que equivale a unas 332.000 veces la terrestre. El valor de la masa solar se utiliza como unidad de masa solar se utiliza como unidad de masa estelar.

El volumen del Sol es 1.300.000 veces superior al de la Tierra, y su baja densidad (1,408 g/cm³) se debe a su composición general, ya que se trata de un cuerpo completamente gaseoso. La luminosidad solar es la cantidad de energía irradiada por el Sol en un segundo. Se puede calcular que su valor aproximado es de 4 x 10³³ ergios/ segundo, una cantidad extraordinariamente elevada y que viene a representar algo más de cuatrocientos mil billones de veces la cantidad total de energía producida por la actividad industrial generada por la Tierra es una pequeña fracción, calculada en 2,0 x10⁹, es decir, 2.000 millonésimas, suficiente para mantener la vida en nuestro planeta. Conocido el valor de la luminosidad solar, es posible calcular el de la temperatura superficial del Sol, que es de 6.050 °C. sí bien en las regiones centrales, donde se genera la energía solar, existen temperaturas de unos 15.000.000 °C.

El Soles una gran esfera gaseosa que brilla gracias a la energía que produce su núcleo las reacciones de fusión y posee características físicas similares a las de las estrellas que pueblan el firmamento.

El Sol fuente de vida para nuestro planeta.

Estructura solar.

El Sol es una esfera cuya estructura adopta la forma de capas gaseosas concéntricas que tienen distintas propiedades físicas. La mayor parte de la energía luminosa y calorífica que proviene del Sol procede de una capa superficial con una profundidad de 400 km y que recibe el nombre de fotósfera, pero no se origina allí. En la fotosfera se distinguen a veces a simple vista, las manchas solares que son regiones más frías en las que la intensidad del campo magnético es más elevada.

Sobre la fotosfera se sitúa otra capa de escasa densidad, a la cual se denomina cromosfera, porque durante los eclipses totales del Sol se observa en esa región una fina circunferencia de color rojizo.

Esquema que muestra la estructura del Sol.

La cromosfera tiene un espesor que, según las zonas, oscila entre los 10.000 y los 16.000 km. El gas que la compone está a menor temperatura y presión que el de fotosfera.

Más allá de la cromosfera se extiende la corona, una capa de varios millones de kilómetros que aparece como un halo blanquecino durante los eclipses totales. Está compuesta por gas muy tenue que sin embargo alcanza temperaturas extraordinariamente elevadas. La intensidad de la radiación que produce esta zona es menor que la de la cromosfera, por lo que su observación sólo es posible con la ayuda de instrumentos especiales.

Existen debajo de la fotosfera otra serie de capas gaseosas que extienden hacia el interior del sol. A través dela zona convectiva fluye hacia a la fotosfera la energía que nace en las capas interiores. Esta energía es transportada por corrientes gaseosas de naturaleza convectiva. La zona convectiva ocupa aproximadamente un tercio del radio solar desde la fotosfera hacia el interior.

Explorando el interior del Sol se observa la zona radiactiva, una capa de hidrógeno y helio donde la energía que producen las capas más internas es absorbida por átomos y remitida en forma de fotones cada vez menos energéticos.

Por último, el núcleo fusionando el hidrógeno para crear helio a una temperatura próxima a los 15 millones de grados centígrados.

Este modelo de estructura solar fue propuesto por Jacob Emden, quien dedujo que la presión interior de cualquier estrella debe ser igual a la del peso del gas situado por encima, ya que, de no ser así, la estrella estaría expandiéndose o construyéndose.

Dado que el peso delgas aumenta con la profundidad, se infiere que la temperatura y la densidad solares deben ser mayores en su interior. Este modelo permite estimar cómo se distribuye la masa en las profundidades del Sol, además de predecir de qué manera se produce el citado aumento de temperatura y densidad. Se sabe así que la temperatura y densidad. Se sabe así que la temperatura solar aumenta desde los más de 6.000 °C en la fotosfera, hasta los millones de grados centígrados que se alcanzan en el núcleo. El Sol gira sobre si mismo, pero no lo hace como un cuerpo sólido, sino por su velocidad de rotación es diferente en las distintas zonas. El Sol rota sobre su eje con un periodo de giro que varía entre los 25 días para las regiones ecuatoriales y los 30 días en las zonas cercanas a los polos este fenómeno es conocido como rotación diferencial.

Como sucede en la mayoría de las estrellas, el Sol posee un movimiento propio en relación con el conjunto de galaxias de la que forma parte. Este movimiento, que lo desplaza a un punto del espacio situado en la constelación de Hércules, tiene una velocidad de 20 km/s.

Composición solar

A comienzo del siglo XIX ya se sabía que el Sol es una gran esfera gaseosa, compuesta por un 73 por ciento de hidrógeno, y un 25 por ciento de helio y un 2 por ciento por pequeñas cantidades de otros elementos químicos, todos ellos porcentajes en peso. La composición química se dedujo estudiando las características de la luz solar emitida, es decir, estudiando su espectro. Cuando un haz intenso de luz pasa a través de una hendidura estrecha y atraviesa luego un prisma, se esparce y forma un arco iris de colores llamado espectro. El denominado espectro óptico, o visible, se extiende desde las frecuencias altas de la luz visible (el violeta) hasta las bajas (el rojo). En ocasiones también se le conoce como espectro continuo del Sol.

No obstante, analizado con detalle, se puede constatar que existen unas líneas oscuras verticales, denominadas líneas de Fraunhofer, producidas por la absorción por parte de los átomos que componen las capas exteriores del Sol de la radiación que emiten las capas situadas debajo de ellas. La profundidad, posición y anchura de estas líneas sirven para determinar que átomo es el que causa la absorción y cuanta es la abundancia del mismo. Se pudo así averiguar la composición solar e identificar a los distintos elementos, que son entre otros, hidrógeno, helio, oxigeno, nitrógeno, carbono, hierro y magnesio. Gracias a los espectroheliogramas (imagen detallada de una parte del espectro solar) es posible establecer la distribución de los distintos elementos en la superficie, así como la variación de la temperatura.

La energía solar

 Se formularon en el pasado diversas teorías para explicar la producción de energía solar. En el siglo XIX se llegó a pensar que la energía solar se debía a la combustión de materiales inflamables. Sin embargo, si ello fuera cierto, el Sol habría agotado su combustible en unos pocos miles de años. Más adelante se pensó en la existencia de un mecanismo de contracción gravitatoria que trataba de explicar de qué forma comenzaba a brillar una estrella. No obstante, esta teoría se rechazó también, ya que, según la descripción de este proceso, el Sol sólo hubiera podido brillar durante 30 millones de años.

Los constituyentes de la materia son los átomos; las combinaciones entre átomos originan las moléculas.

Los átomos constan de una corteza formada por electrones de carga eléctrica negativa y masa pequeña, y un núcleo en el que concentra casi toda la masa del átomo y que está formada a su vez por protones, con carga eléctrica positiva, y neutrones, sin carga eléctrica. cuando dos protones se acercan lo suficiente se produce una reacción nuclear de fusión, formándose un nuevo núcleo atómico.

Dado que la masa del nuevo núcleo es inferior a la de los protones, la consiguiente pérdida de materia se convierte en energía termonuclear, según la conocida formula de Einstein E=mc².

El físico germano-americano Hans Albrecht Bethe propuso en 1939 que la producción de energía solar tenía su origen en una serie de reacciones nucleares de fusión en el interior del Sol básicamente similares a la descrita anteriormente. En esencia, el Sol produce energía gracias a una serie de reacciones nucleares, que convierten unos cuatrocientos millones de toneladas de hidrógeno en helio por segundo. Es la llamada cadena protón-protón, en las que los núcleos de átomos de hidrógeno, los protones, colisionan entre sí para configurar un núcleo de helio estable. La cadena es la siguiente:

H¹ + H¹ →H² + e⁺ +۷

H² + H¹ →He³ + γ

He² + He³ →He⁴ + H¹ + H¹

En esta cadena, dos núcleos de hidrógeno (prontos0) se unen para originar un núcleo de deuterio, H^2, isótopo del hidrógeno cuyo núcleo consta de un protón y de un neutrón, junto con un electrón positivo, e⁺ (positrón), y un neutrino, ۷. El deuterio así sintetizado se une a un nuevo protón, creándose un isótopo del helio, He³ o helio-3, que origina un núcleo de helio-4, más do protones.

 En realidad, esta es una de las tres cadenas posibles que acaban produciendo helio. Otra posibilidad de producir helio a partir del hidrógeno es utilizando núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno. A esta cadena de reacciones se la conoce con el nombre de ciclo CON, es decir, carbono-nitrógeno-oxigeno. Sin embargo, estos procesos además de producir energía dan lugar a neutrinos, que son unas partículas que atraviesan el interior de las estrellas sin interaccionar casi con la materia. La cantidad de neutrinos procedentes del Sol detectada es, al menos tres veces inferior a la que teóricamente se calcula. Este “defecto de neutrinos” solares es uno de los problemas más difíciles que se presenta en la actualidad a los físicos solares y su origen aún no ha sido establecido con claridad.

Toda energía generada en el núcleo se transporta desde las capas internas del Sol hasta las más externas mediante dos tipos de proceso: el de radiación y el de convección. El proceso de radiación se da en la zona radioactiva situada entre el núcleo y la zona convectiva y consiste en que los fotones de alta energía, derivado de las reacciones nucleares, Son absorbidas por átomos que difunden otros fotones de menor energía. El proceso de convección se produce en las capas cercanas a los fotones (zona convectiva) consiste en la formación de corrientes ascendentes de gas caliente para desplazar al gas más frio de las capas superficiales. El resultado es que el gas frio desciende, se calienta y vuelve a ascender.

La fusión del hidrogeno no puede continuar de una manera indefinida. Dentro de unos 5.000 millones de años, el hidrógeno del núcleo se habrá agotado, dando paso a otro tipo de reacciones que involucran primero al helio y luego a elementos más pesados. El Sol se convertirá en una estrella “gigante rojo” y finalmente, después de expulsar sus capas exteriores de una forma no violenta –en contraste con las supernovas-, pasará a ser una “enana blanca” que acabará apagándose al cabo de unas decenas de miles de millones de años.

Manifestaciones de la actividad solar

1. La granulación atmosférica. – la fotosfera es la región de la atmosfera solar desde la que se radia al espacio la luz visible. En su superficie aparecen gránulos fotosféricos de un tamaño medio próximo a los 750 km. Esta granulación de la superficie de la fotosfera se vincula al transporte de energía por convección. En cada célula turbulenta, los gases calientes suben y los de menor temperatura se hunden hacia el interior.
2. Las manchas solares. – En la fotosfera también se puede observar manchas oscuras, que son regiones más frías que las zonas circundantes. Su estructura suele ser muy compleja: tiene una parte central, de color negro, y otro que la rodea formada por filamentos oscuros y brillantes, y reciben los nombres de umbra y penumbra, respectivamente. Las manchas solares se asocian a poderosos campos magnéticos y a la temperatura de la umbra puede ser 1.500 a 2.000 °C más baja que la de la fotosfera. las manchas suelen formar grupos en los que destacan dos manchas principales unidas por poros adoptando el aspecto de la línea de fuerza magnética de un imán. Las manchas solares pueden llegar a permanecer en la fotosfera durante semanas y su tamaño es muy variado, pudiendo alcanzar demenciones próximas a los 20.000 km. Cada once años aproximadamente, el número de manchas alcanza un valor máximo, que puede ser superior a quinientos. En 1947 se observó la aparición de un grupo enorme que cubría un área de 5.000 millones de km². Las zonas más brillantes de la fotosfera, son las fáculas. Están asociadas con las manchas, aunque su temperatura es mayor y parecen encontrarse a un nivel más alto que el de las manchas. Experimentan cambios en su forma y tamaño y por lo general, la aparición de grandes fáculas suele ir seguido de importantes grupos de manchas. Así pues, las fáculas están íntimamente relacionadas con los periodos de gran actividad solar.
3. Las fulguraciones solares. – Las fulguraciones solares son erupciones, descargas explosivas de energía que se producen en la fotosfera cuando el Sol está en un periodo de intensa actividad. Durante la fase explosiva se emiten rayos X de baja longitud de onda, así como radiaciones ultravioleta y ondas de radio. También aumenta simultáneamente la emisión solar de partícula atómicas, que viajan hacia a la Tierra a una velocidad superior a los dos millones de km por hora, alcanzándola en dos días. La interacción de las partículas con la parte alta de la atmósfera de la Tierra en las regiones cercanas a los polos da lugar a las auroras boreales y australes.
4. Otros fenómenos solares. – otros fenómenos destacables de la actividad solar son las protuberancias solares, las condensaciones coronales y el viento solar que se producen en la cromosfera y en la corona.
5. Las protuberancias solares. Se trata de enormes nubes incandescentes de hidrogeno que se pueden observar y fotografiar con el espectrohelioscopio durante los eclipses totales de Sol. Están formadas por condensaciones de gas frio y su espectro indica que el enfriamiento del gas se debe a la acción de fuertes campos magnéticos. Las protuberancias desaparecen al debilitarse el campo magnético que las mantiene.
6. Las condensaciones coronales. Son zonas de gas más densas y calientes que aparecen sobre las zonas más activas de la fotosfera y, cuando lo hacen, la corona pierde su simetría esférica.
7. El viento solar. Se denomina viento solar a la corriente de partículas, sobre todo protones y electrones, que proceden del Sol y recorre el espacio interplanetario. Su velocidad es de 350-800 km por segundo. La rotación del Sol obliga al viento solar a describir en el espacio ondas con forma de espiral. Cuando el viento solar alcanza las proximidades de la Tierra, su velocidad es muy baja, pero suficiente para que las partículas que lo forman interaccionen con el campo magnético terrestre. Este fenómeno se genera a partir de las erupciones que se producen en la fotosfera. Desde allí, los protones son enviados hacia el espacio exterior, donde alcanzan grandes velocidades debido a las ondas de choque derivadas de los movimientos de convección.

PROTUBERANCIA SOLAR

• Una protuberancia solar está formada por plasma relativamente frío y denso que se proyecta en la corona solar mucho más caliente y tenue, confinada en el campo magnético coronal.
• El plasma de las protuberancias está constituido fundamentalmente por Hidrógeno (H) y Helio (He) con trazas de elementos más pesados como Calcio (Ca) y Sodio (Na).
• El plasma está constituido por un gas fuertemente ionizado.
• En la Tierra no existe, pero si en la corona Solar, espacio interestelar, y permite alcanzar temperaturas de ± 5.000 ºK a ±10.000 ºK.

Actualmente el estudio de protuberancias Solares está motivado por el papel que juegan en las interacciones Tierra / Sol y sus efectos sobre el entorno de la Tierra.   

Estamos hablando por tanto de una nueva forma de meteorología, un nuevo campo de estudio que podríamos considerar como una «meteorología espacial».   

Efectivamente, estos fenómenos eruptivos a gran escala pueden afectar a nuestro entorno terrestre causando perturbaciones magnéticas. 

Principales características del Sol

Distancia media a la Tierra Distancia máxima a la Tierra Diámetro ecuatorial Superficie Masa Volumen Densidad Gravedad Luminosidad Temperatura superficial Temperatura interior Estructura           Composición             Tiempo de rotación Velocidad de traslación Velocidad de escape de la superficie

Capas externas     Capas internas

149.600.000 km (unidad astronómica 152.098.200 km 1.392.530 km 6.087 x 1012km2 1,9889 x 1027ton 1,41 x 1018km3 1,408 g/cm3 27,6 veces la de la Tierra 4 x 1033 ergios/segundo 6.050 °C 15.000.000 °C Corona Cromosfera Fotosfera Zona convectiva Zona radiactiva Nucleó Hidrógeno           73,46 Helio                    24,85 Oxígeno                0,77 Carbono                0,29 Hierro                   0,16 Nitrógeno             0,09 Magnesio              0,05 25 días, 5 horas, 37 min 19,5 km/seg 617 km/seg

Ciclo de la actividad solar.

La actividad solar está sujeta a variaciones cíclicas. Dicha actividad se mide según el número de manchas o la superficie que ocupan. La duración del ciclo es de alrededor de once años, lapso que separa dos máximos o mínimos de actividad consecutivos.

Las primeras manchas de un ciclo aparecen en latitudes solares elevadas y, conforme el ciclo progresa, surgen en latitudes cada vez más bajas.

Así, las primeras manchas pueden observarse a unos 35 °, tanto al norte como al sur del cuadrante solar; después, la zona a la que emergen se desplaza hasta unos 5° al norte o al sur del cuadrante solar. Es entonces cuando las manchas solares crecen y forman grupos más complejos. Transcurriendo el máximo de actividad solar, desaparecen lentamente.

Entre un ciclo y otro también se invierte la polaridad magnética de los grupos de manchas. Como consecuencia, los nascimos con idéntica polaridad magnética están separados por un plazo de 22 años. Ahora bien, el mencionado periodo de once años no es exactamente regular ya que se dan máximos en los que se detectan un escaso número de manchas y otros en los que se observa un gran número de ellas. Durante los periodos de mínima actividad solar, los rayos cósmicos alcanzan con facilidad la Tierra con lo cual en las capas altas de la atmósfera terrestre se forma mayor cantidad de un isótopo radioactivo del carbono el llamado carbono 14. La técnica de medición del carbono 14 permite estudiar la actividad solar desde 5.000 años a.C. hasta la actualidad. Se ha llegado a la conclusión a raíz de este análisis de que la actividad solar está estrechamente relacionada con el clima terrestre, ya que los periodos de máxima actividad solar coinciden con épocas de clima cálido, mientras que los periodos de mínima actividad lo hacen con épocas de enfriamiento global.