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El Sol |
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© 2001. Carlos Andrés Carvajal T.
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| Distancia a la Tierra | 149.598.000 km (1 U.A.) |
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| Tiempo que toma la luz a la Tierra | 8.3 min | |
| Diámetro angular medio | 32 arcmin | |
| Radio | 696.000 km (109 Tierras) | |
| Temperatura | 5800K | |
| Tipo Espectral | G2 | |
| Luminosidad | 3.90x1026 W | |
| Masa | 3.33x105 masas terrestres | |
| Densidad promedio | 1410 kg/m2 | |
| Periodo orbital (galáctico) | 220 millones de años | |
| Velocidad Orbital | 220 km/seg |
El Sol es una estrella mas dentro de las millones de billones de estrellas que se encuentran en el universo. Para nosotros es la estrella de mayor importancia ya que es la regente del sistema solar y la que aporta la energía necesaria para que se formen los planetas a su alrededor y la vida en la Tierra.
El Sol siempre ha sido objeto de adoración, y no es para menos, ha dado calor, luz y seguridad a la humanidad, su ciclo es tan regular que fue el primero en utilizarse para medir y calcular el tiempo. Anaxágoras afirmaba que el Sol era por lo menos tan grande como el Peloponeso, idea que fue rechazada por sus contemporáneos. A pesar de su increíble brillo y fuerza fue colocado durante muchos años a girar alrededor de la Tierra hasta que estudiosos lo colocaron en el lugar que le corresponde: el centro del sistema solar.
Como se estudia el Sol
Al principio su estudio fue meramente observacional deduciéndose su posición y desplazamiento con respecto a los puntos geográficos de acuerdo a la época del año y de esta manera se establecieron los solsticios y los equinoccios, marcas para determinar la estaciones. Posteriormente la observación directa del Sol utilizando los recién llegados telescopios como el que uso Galileo mostraron que le Sol no era "perfecto" ya que sobre su superficie se encontraron manchas que viajaban sobre ella. La protección usada por Galileo era mínima, humo o capas de nubes esto, como era de esperarse, lo llevo a sufrir ceguera en los últimos años de su vida.
El estudio del espectro electromagnético de la luz solar ha sido muy útil, este se realiza a través de la espectroscopia en la cual la luz que proviene del sol se divide en sus componentes. De acuerdo a las características físico químicas de un elemento el espectro electromagnético emitido por un cuerpo tendrá características especiales. El físico Alemán Joseph von Fraunhofer descubrió unas líneas oscuras en el espectro de la luz solar que recibieron su nombre, estas líneas reflejan la presencia de elementos químicos en el sol que emiten o absorben determinado rango de longitudes de onda, de esta manera al comparar las líneas de Fraunhofer con las de los elementos examinados en la Tierra se determinó la composición atómica del Sol (63 elementos y 11 moléculas). Con el estudio de estas líneas de emisión solar y de las características de los espectros que ahora suman mas de 25.000 se ha podido determinar la temperatura, presión, densidad y grado de turbulencia de sus distintas zonas del sol.
Mediante las espectrografía y utilizando el llamado Efecto Zeeman que consiste en el desdoblamiento de las líneas espectrales por campos magnéticos, también se ha logrado medir y cartografiar los campos magnéticos solares. El astrónomo George Hale desarrolló el espectroheliógrafo, aparato que permitió el estudio del Sol en una sola longitud de onda obteniéndose imágenes en las longitudes de diferentes elementos químicos.
El estudio de la corona requirió por muchos años ir a la caza de los eclipses solares, hasta que Bernard Lyot construyó un coronógrafo, un telescopio con un aditamento que suplanta a la luna y permite el estudio de la corona en forma continua. Finalmente, al superarse la atmósfera con naves espaciales se han diseñado dispositivos de estudio solar que captan rayos gamma y X entre otros, que son incapaces de atravesar la ionosfera terrestre.
Generalidades
El Sol es una estrella corriente, es una de las 150 mil millones de estrellas que componen la Vía Láctea y se encuentra en un brazo periférico girando alrededor de la galaxia en alrededor en un tiempo de 250 millones de años. Es el objeto mas grande del sistema solar y contiene el 99.8% de toda la masa del conjunto planetario. Su distancia media a la Tierra, llamada Unidad Astronómica (U.A), son 150 millones de Kilómetros (máxima 152.106.000 millones de Km. y mínima 143.103.000 millones de Km.).Como todas las otras estrellas es una masa gaseosa con una densidad media de 1.4g/cm3 (1.4 veces la del agua), tiene un diámetro de 1.390.000 Km. con una masa de 1.98930 Kg. y una temperatura en su superficie de 5.800 K y en el núcleo de 15.600.000 K, esto hace que el núcleo a pesar de tener una densidad muy alta también sea gaseoso por la altísima temperatura.
El Sol está compuesto de un 75% de hidrógeno y 25% de Helio, llamado este elemento así por que se descubrió mediante espectroscopia sin haberse identificado previamente en la Tierra. Otros elementos químicos todos ellos denominados "metales" no sobrepasan el 0.1%.
El Sol gira sobre si mismo con un eje norte sur perpendicular a la tierra con una inclinación solo de 7 grados. La dirección de giro es la misma que la de la Tierra y se le definen un Ecuador y meridianos y paralelos para poder ubicar sus diferentes marcas superficiales. El Sol tiene una rotación diferencial, de esta manera sus regiones ecuatoriales giran mas rápido que las polares (25 días en el Ecuador y 37 días en los polos).
Producción de energía
El Sol emite energía en todas las longitudes de onda, pero no la misma cantidad en todas la longitudes. El 40% está en la parte visible del espectro y el 50% en infrarrojo y casi todo el resto en ultravioleta. La emisión de rayos X y de ondas de radio es baja y solo aumenta en casos de eventos solares explosivos. La energía producida por el Sol es de 386 mil billones de megawatts. Cada segundo aproximadamente 700.000.000 toneladas de hidrógeno se fusionan y producen 695,000,000 toneladas de Helio y 5,000,000 toneladas de energía en forma de rayos gamma, los que en su viaje hacia la superficie se trasforman principalmente en longitudes de onda visible.
Fueron los estudios sobre radioactividad y las conclusiones de Einstein sobre la conversión de materia en grandes cantidades de energía lo que llevo al físico ingles Arthur Eddington a proponer que algún tipo de reacción en el denso núcleo del sol llevaba a a la transformación de materia en energía. Las diferentes reacciones por medio de las cuales el Sol produce energía son:
Las Reacciones Protón - Protón en las cuales un núcleo de hidrógeno se combinan para formar Helio, tiene cuatro brazos. El primer brazo llamado PP I se divide en tres etapas:
1. Dos núcleos de hidrógeno (1H) se combinan para formar un isótopo de Hidrogeno llamado Deuterio (2H), en este paso uno de los dos protones se convierte en un neutrón liberando un positrón (e+) y un neutrino (v)
1H + 1H = 2H + e+ + v
2. Un tercer protón (1H) se combina con el Deuterio (2H) y producen un isótopo de Helio (3He) Cuyo núcleo posee dos protones y un neutrón, esta reacción libera energía en forma de rayos gamma (g)
1H+ 2H = 3 He + g
3. En el último paso dos isótopos de Helio (3He) se combinan para formar Helio (4He) y liberando dos protones.
3He+ 3He = 4He + 1H + 1H
En las siguientes ramas de la reacción protón - protón el núcleo 3He sufre diferentes cambios, estos producen un 15% de la energía del sol y durante este brazo llamado PP II se forman temporalmente Berilio y Litio hasta formar por esta vía nuevamente Helio liberando energía en forma de rayos gamma y neutrinos. Otra rama denominada PP III produce solo el 0.02% de la energía solar e involucra reacciones similares.
Neutrinos. Durante las reacciones en el núcleo se producen otros elementos que son pequeñísimas partículas que pueden atravesar kilómetros y kilómetros de materia densa sin siquiera percatarse de su presencia, a estos se les denominan Neutrinos, los que acaban de atravesar sus ojos leyendo estas líneas en este momento abran sobrepasado la luna sin la mas minina perturbación de su trayecto. El problema que durante muchos años ocupó a los físicos solares fue que el cálculo teórico de la cantidad de neutrinos liberados por el Sol no concordaba con el recuento hecho en grandes receptores de neutrinos (construcciones subterráneas con grandes y profundos tanques, en donde en principio se colocaron inmensas cantidades liquido con un isótopo de Cloro este al reaccionar con algún neutrino daba lugar a átomos de argón radiactivos que se contabilizaban). En la actualidad se sabe que la diferencia radica en que los neutrinos tienen diferentes características físico - químicas es decir vienen en "sabores" diferentes (Neutrino electrón, Neutrino muon y Neutrino tauon), el Sol solo produce la variedad electrón que a su vez es la única forma que se detecta por nuestros dispositivos en la tierra. Se sabe ahora que los neutrinos en su trayecto del Sol a la Tierra oscilan entre los diferentes tipos y como solo podemos contabilizar una especie de ellos, el numero de neutrinos contabilizados siempre será menos a los reales. (Sky & Telescope. Septiembre, 2001 página 18)
Las capas Solares
El Sol no es una esfera de gas homogéneo posee en su exterior lo que se denomina atmósfera solar la cual se ha dividido en 3 capas diferentes: La superficie visible del sol se denomina Fotosfera (esfera de Luz, Foto del encabezado), tiene un espesor de aproximadamente 300 Km. con una temperatura de 5800 K. La parte baja de la fotosfera esta compuesta por material parcialmente ionizado principalmente hidrogeno, en las partes alta este hidrogeno es neutro, la temperatura disminuye de abajo arriba siendo de 8500 pasando a 4500 K. La fotosfera presenta un aspecto granuloso formado por celdas (gránulos) cuyo tamaño alcanza los 2000 kilómetros, estos gránulos no son permanentes y por el contrario tienen tiempos de vida muy cortos de alrededor de 10 minutos, por lo que el aspecto de la superficie solar es cambiante y activa, estos gránulos forman a su ves cúmulos que se denominan supergránulos. Las granulaciones son causadas por convección, fenómeno en el cual el material caliente asciende y el mas frío desciende.
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La característica mas sobresaliente de la fotosfera son las Manchas Solares. Las manchas solares son zonas deprimidas y "frías" ( 3800 K) y son causadas por alteraciones del fuerte campo magnético solar que impide la emergencia de calor en la zona de la mancha. Su tamaño varia mucho pero en general tienen entre 100 y 100.000 kilómetros, las manchas constan de dos partes, un núcleo oscuro llamado umbra el cual está rodeado por una zona mas clara filamentosa llamada penumbra. |
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Su número aumenta y decrece siguiendo los ciclos de actividad solar (ver mas adelante). Aunque pueden encontrarse aisladas lo mas frecuente es que se encuentren en grupos y nunca aparecen en latitudes mayores a 40 grados sur o norte. Una pequeña mancha puede durar menos de un día pero las mayores o grupos de manchas pueden observarse por 4 a 5 meses. Asociadas a la fotosfera también esta las fáculas que son regiones mas brillantes y calientes de la fotosfera y se asocian a las manchas. |
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La zona llamada Cromosfera (esfera
de color) se encuentra por encima de la fotosfera y tiene un espesor
aproximado de 8000 Km. Solo es observable durante los eclipses solares
como un anillo de intensa coloración roja que se encuentra por encima
de la fotosfera. En las partes profundas la temperatura es de unos 4000
K y hacia las partes mas externas alcanza los 25.000 grados K, esta
región se conoce como zona de transición en donde comienza la
corona.
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| La porción mas externa del sol se denomina la Corona y se extiende por millones de kilómetros hasta convertirse en viento solar, de hecho, puede considerarse que los planetas se encuentran "dentro" de la corona. Las temperaturas en la corona alcanza el 1,000,000 K, lo cual fue descubierto por el análisis espectral que mostró material fuertemente ionizado sin que hasta el momento exista una clara explicación a este fenómenos. . |  |
| Igual que la cromosfera solo es posible observarla durante los eclipses solares o mediante la utilización de un coronógrafo. Su densidad es la menor de todas las capas solares pero su temperatura aumenta con la distancia al Sol alcanzando los 2 millones de grados K. | |
El estudio de la corona en el espectro de rayos X ha mostrado que esta capa no es uniforme en temperatura y densidad, las partes mas frías de la corona se denominan Hoyos Coronales en estas zonas, el material escapa directamente del Sol hacia el espacio interplanetario. Los hoyos coronales son fuente de viento solar mucho mas veloz. En la corona se presentan espectaculares eyecciones de masa coronal en donde el material escapa a cientos de kilómetros por hora.
Aunque se sospechaba su presencia por el comportamiento de las colas cometarias que siempre apuntan hacia el lado opuesto del Sol, el Viento Solar fue por primera vez detectado por el satélite ruso Luna III en 1969, este viento solar esta compuesto principalmente por protones y electrones. A la distancia de la tierra tiene una densidad de 10 a 100 partículas por centímetro cúbico un vacío mas perfecto que cualquiera obtenido en laboratorios.
Trasporte de energía y el Núcleo Solar
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La parte mas interna del Sol, el Núcleo ocupa del centro hasta unas dos décimas de su radio y es en donde se produce la energía. La energía se transporta por el interior del sol hasta su superficie en un viaje que dura aproximadamente 170.000 años ( a una velocidad de 0.1 mm por hora) por dos mecanismos: Convección y Difusión Radiativa. La convección es la circulación de los gases entre zonas calientes hacia zonas mas frías. |
| En la difusión radiativa los fotones creados por las reacciones termonucleares del núcleo difunden hacia la superficie al ser absorbidos y reemitidos por átomos y electrones en el interior de la estrella. Desde el centro del Sol hasta alrededor del 0.71 del radio solar la energía es trasportada por difusión radiativa y esta región se denomina Zona Radiativa . Mas haya de este radio la energía se trasporta por convección y se denomina Zona Convectiva. | |
| Las condiciones del núcleo solar son inimaginables, es allí donde se produce toda la energía solar las temperaturas alcanzan los 15.6 millones e grados Kelvin y la presión 250 mil millones de atmósferas terrestres y la densidad de la materia es de 150 veces la del agua. El Núcleo del Sol debe girar mas rápido que la superficie con un periodo de alrededor de dos días. | |
Campo Magnético
Las líneas de Zeeman de los campos espectrales observadas por el astrónomo George Hale en 1908 fueron la primera evidencia de la existencia de un fuerte campo magnético en el Sol. El campo magnético juega un papel muy importante en la dinámica de todas las capas solares. Es muy intenso y la magnetosfera alcanza los confines del sistema solar.
Oscilaciones solares
En el Sol ocurren una gran cantidad de oscilaciones que van desde vibraciones de muy baja frecuencia hasta ondas magneto acústicas de alta frecuencia localizadas en determinadas regiones magnéticas de la superficie y la atmósfera. En 1974 el astrónomo Henry Hill al tratar de medir precisamente el diámetro solar detecto variaciones de alrededor de 25 Km. como si el sol estuviera respirando cíclicamente.
Ciclos Solares
La actividad del Sol no es constante, por épocas las manchas, las protuberancias, la espículas y en fin, todas las características variantes del sol son muy numerosas y en otras prácticamente están ausentes. Estos estados de quietud y actividad no son caóticos si no que mas bien siguen un ciclo determinado al cual se le denomina Ciclo de Actividad Solar. Estos ciclos sin embargo no se repiten de idéntica forma ni en tiempo ni en las cualidades de sus manifestaciones. hay ciclos que se presentan cada 8 años mientras que otros se han prolongado hasta 16 años, se considera como número promedio 11.2 años. El comportamiento de las manchas solares se conoce como ley de Spörer que establece que las primeras manchas de un ciclo nuevo aparecen alrededor de los 30 grados de latitud norte y sur aunque en raras ocasiones han aparecido hacia los 40 grados, con el paso del tiempo las nuevas manchas aparecen mas hacia el Ecuador Solar y en el momento máximo del ciclo las manchas están en una franja de 15 grados al norte y sur del Ecuador. Por otro lado la ley de Hale se refiere a la polaridad de las manchas y en ella se expresa que los grupos bipolares de machas en el hemisferio norte tienen la misma alineación magnética y en el sur son lo contrario, esta distribución se invierte en cada ciclo de esta manera hale descubrió que existe un ciclo magnético de 22 años.