El Sol

30/9/09
Tras la Tierra y la Luna, le toca el turno a nuestra estrella.

Aquí lo tenéis.
Créditos: NASA/SDO

El Sol es la estrella del Sistema Solar, y por lo tanto "la nuestra". Es una esfera de gas autogravitante (es decir, que se mantiene unida por su propia atracción gravitatoria), compuesta en su mayoría de hidrógeno (aprox. 81%) y helio (aprox. 18%). El resto de elementos son metales (en astrofísica, se llama metal a cualquier elemento que no sea ninguno de los anteriores), entre ellos oxígeno, carbono, hierro, ... Es increíblemente grande si lo comparamos con nuestro planeta, ya que su diámetro, de 1.392.000 km, es de 109 veces el de la Tierra. Es decir, ¡de punta a punta del Sol caben 109 Tierras! Los números se vuelven aun más impresionantes si hablamos de su masa, unos 1,9891 × 1030kg, o lo que es lo mismo, 1,9891 y treinta ceros detrás. Comparado con la Tierra, tiene 333400 veces más masa. De hecho, si consideramos la masa de todos los cuerpos del Sistema Solar (los planetas, satélites, asteroides,...), el Sol representa más del 98% de ésta. Precisamente el hecho de que tenga tanta masa es lo que mantiene unido al Sistema Solar y a todos sus cuerpos orbitando alrededor del astro.Pero sin embargo, como está compuesto por gases, es cuatro veces menos denso que nuestro planeta. Nos encontramos a una distancia de 150 millones de kilómetros de él, una distancia tan grande que la luz (que viaja a 300.000km/s) tarda ocho minutos en llegarnos.

Con respecto a su estructura, el Sol está formado primeramente por un núcleo, donde tienen lugar las reacciones nucleares que producen su energía, y que ocupa aproximadamente una quinta parte de su radio. Le sigue la zona radiante, compuesta en su mayoría por plasma, y que conduce la energía hasta la zona convectiva, donde la energía generada empieza a transportarse de una manera heterogenea, provocando así movimientos distintos en distintas partes del Sol. La siguiente capa, la fotosfera, de unos 200.000 km es la que emite la mayor parte de luz visible. Al mirarla con detenimiento, encontraremos movimientos y zonas a distintas temperaturas debido al efecto de la zona convectiva, lo que provoca las famosas manchas solares, que no son más que lugares más fríos que producen una opacidad en la superficie. En esta capa es en la que se produce toda la actividad solar, como turbulencias, eyecciones de masa, fulguraciones,...Por encima de esta se encuentra la cromosfera, muy débil, de tan sólo 10.000 km de espesor, y que es ocultada generalmente por la luminosidad de la fotosfera. No obstante, puede observarse durante los eclipses fácilmente con la utilización de filtros adecuados. Por último encontramos la corona solar, que se extiende desde su superficie hasta varios millones de kilómetros por encima, compuesta por la materia que es expulsada por el propio Sol. Todo lo anterior provoca que la superficie del Sol se encuentre a unos 6.000 ºC, y el centro o núcleo a la nada despreciable temperatura de 1.360.000 ºC.


Estructura solar.

Nuestra estrella es una enana amarilla de tipo G2 (espero hablar sobre clasificaciónes de estrellas) se formó hace unos 5.000 millones de años, a partir de una nebulosa planetaria (una gran nube de gas y polvo en el espacio, que va contrayéndose debido a la atracción gravitatoria). A partir de ese punto, comenzaron a producirse reacciones nucleares que consumen el hidrógeno y el resto de los demás elementos en menor medida, generando gran cantidad de energía que expulsa al exterior y que nosotros percibimos como el "brillo" y el calor que nos llegan de él (realmente es radiación electromagnética). Sin embargo, llegará un momento (aproximandamente dentro de otros 5.000 millones de años) en el que la estrella agote todo el hidrógeno disponible. En ese punto, el Sol empezará a aumentar su tamaño hasta convertirse en una estrella gigante roja, llegando a sobrepasar la órbita de la Tierra en su crecimiento (con la consiguiente desaparición del planeta). En su última fase, no será capaz de mantener los gases y liberará gran cantidad de gas y polvo en forma de nebulosa planetaria, dejando en su centro una enana blanca (una estrella formada por carbono y oxígeno en su mayoría, que cristalizará. Algo parecido a un diamante gigantesco que se irá enfriando hasta que deje de emitir y no pueda ser visto más).

Nebulosa del Esquimal, en la constelación de Gémini,
a unos 5000 años luz de nosotros.
Se puede apreciar la enana blanca en el centro,
rodeada de gran cantidad de gases.
Muy probablemente, el Sol muera de la misma manera.



Curiosidades sobre el Sol:

· Nunca miréis al Sol directamente: la intensidad de la radiación que emite podría quemaros la retina o provocaros daños permanentes. Para ello es necesario tener los filtros adecuados. Por eso son tan peligrosos los eclipses: durante uno de ellos, la luminosidad del Sol disminuye mucho, y no "nos molesta" a la vista. Sin embargo, la zona de la corona (que es extremadamente caliente debido a las ondas magnetohidrodinámicas que se generan en la zona de convección) emite radiación en ultravioleta y rayos X, que no podemos ver. Sin darnos cuenta, podemos destrozarnos la retina.

· En el Sol se podrían meter un millón de Tierras.

· El Sol también rota sobre si mismo. Da una vuelta cada 27 días aproximadamente . Este es el período de rotación de las manchas solares, que están prácticamene fijas en la superficie hasta que desaparecen. Trazando el camino que siguen, podemos determinar el eje de rotación solar.

Rotación del Sol durante seis días.

· El Sol tiene una gran actividad en su superficie que podemos detectar. Esta actividad, causada por el intenso campo magnético solar, provoca junto con los movimientos de la capa convectiva la aparición de manchas, fulguraciones (liberación de gran cantidad de energía en una zona en concreto, que se manifiesta como un aumento repentino de la luminosidad en ese punto), protuberancias (las increíbles llamaradas que todos habéis visto en alguna foto y que pueden alcanzar el tamaño de varias Tierras), eyecciones de masa, tormentas solares,...


Desarrollo de una protuberancia.



Fotografía tomada con un filtro especial (línea H-alpha),
que muestra la actividad magnética en la superficie solar.


· Galielo Galilei fue el primero en observar y estudiar el movimiento de las manchas solares.

Esquema de Galileo de la evolución de las manchas solares
en su libro Mensajero de los Astros.

· Las manchas, por si solas, tienen unos campos magnéticos impresionantes, miles de veces más intensos que los de la Tierra. Además, aunque en el Sol aparezcan como una ligera mota oscura, pueden llegar a tener el tamaño de la Tierra.


Manchas solares. Además, se pueden apreciar los gránulos (esas
formaciones que se repiten por toda a fotografía), que cubren
toda la superficie solar.


· Las manchas solares suelen aparecer en grupos, de manera que cada mancha solar con una polaridad tiene otra con una polaridad inversa (como un imán, una cumple la función de polo norte, y otra de polo sur). Esto provoca que cuando el campo magnético es suficientemente intenso, la materia sea empujada de una mancha a otra, formando unos impresionantes arcos de millones de kilómetros de altura.


· Las tormentas solares son un aumento de la radiación y el viento solar que emite la estrella. Son tan intensas que pueden llegar a provocar daños en circuitos electrónicos en la Tierra, inutilizando satélites y hasta dejando a ciudades completas sin energía eléctrica.

· El periodo de actividad solar es de 11 años. Sin embargo, llevamos una temporada en la que la actividad solar es mínima: prácticamente no se encuentran manchas en el Sol. El próximo máximo de la actividad de estima para el 2012.

· Se puede conocer la actividad solar en épocas muy anteriores a la nuestra: mediante el estudio de los anillos de los árboles, se sabe que de 1645 a 1715 la actividad solar fue muy baja, (Mínimo de Maunder) ya que hay una gran abundancia de carbono catorce en ellos, que se forma por la llegada de rayos cósmicos a la atmósfera. Si existe actividad solar ésta desvía a los rayos cósmicos, impidiéndoles alcanzar la Tierra y por lo tanto generar dicho carbono.

· La luz tarda ocho minutos en llegar del Sol a la Tierra. Sin embargo, desde que un fotón (una partícula de luz) se crea en el núcleo hasta que escapa de la estrella pasa ¡un millón de años!. Esto se debe a que en el recorrido, la partícula interacciona con toda la materia que se encuentra en su camino, sufriendo diversos procesos que la retrasan, como choques, absorciones, ...

· Debido a que el Sol emite en una gran cantidad de longitudes de onda distintas, podemos observarlo con distintos filtros y obtener imágenes completamente diferentes unas de otras, que nos permitan estudiar qué tipos de proceso ocurren a distintas energías. En sungazer tenéis una buena colección de ellas.

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