Desde que se inventó el telescopio y por primera vez vio Galileo las manchas del sol en 1610, han tenido los astrónomos especial interés en observar este astro. Por cientos de años se han guardado registros de las manchas solares. Las fotografías de las manchas solares, y otras características registran los cambios que con frecuencia tiene lugar en el sol. Ahora se toman películas cinematográficas para investigar toda actividad extraordinaria que tiene lugar en sus superficie. Los astrónomos observan con gran interés los eclipses solares. El estudio del sol es la clave de muchos e importantes problemas astronómicos.

  Es el sol el centro de nuestro sistema planetario. Los planetas giran en torno de él en órbitas elípticas. Los planetas, en orden de su distancia del sol, son: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. El sistema solar incluye también los satélites de los planetas, y un gran número de asteroides, meteoritos y cometas. El sol y los planetas son los cuerpos más grandes del sistema solar, pero Júpiter, con un diámetro de 142,000 km, es pequeño comparado con el sol.

  La distancia del sol a la tierra es de 150’000,000 de km. Su diámetro es de 1’392,428 km, o sea, 109 veces el diámetro de la tierra, aproximadamente. Los astrónomos estiman que el volumen o tamaño del so es 1’300,000 veces el volumen de la tierra, y que la temperatura de la superficie del sol es alrededor de 5,980 ºC.

La rotación del sol en torno de su propio eje dura unos 25 días. Muy poco se sabe acerca del interior del sol, pero por medio de fotografías se han llegado a conocer ciertas características de las capas de gases que lo rodean. A fin de averiguar su composición, se a fotografiado su espectro con el espectroscopio. Al comparar dichas fotografías con la de los espectros de varias sustancias fotografiadas en el laboratorio, se ha sabido que contiene 66 de los 102 elementos químicos presentes en la tierra, entre los cuales se hallan el hidrógeno, el helio, el hierro, el calcio y el magnesio.

  El sol está rodeado por cuatro capas de materia gaseosa, más allá de las cuales ningún instrumento en uso ha podido penetrar. La más profunda de estas capas es la fotosfera; las dos siguientes son conocidas como la capa de inversión y la cromosfera, que forman la atmósfera del sol; la capa exterior es la corona.

  La fotosfera, o "esfera de luz" es aquélla que vemos al mirar el sol. Cuando por un especial arreglo del telescopio se mira directamente, se asemeja a un disco mate alumbrado con esplendor, más brillante en el centro que en las orillas, y con una superficie algo jaspeada, como si estuviera cubierta con finos granos. Generalmente se ven en el sol manchas oscuras, distribuidas con frecuencia por grupos. La capa de inversión, compuesta de vapores gaseosos, se extiende varios cientos de km fuera de la fotosfera; nunca es visible y sólo se conoce por fotografías de su espectro.

  El exterior de la capa de inversión es la cromosfera, que tiene varios miles de kms. de espesor y está formada por hidrógeno y gases de helio. La más suntuosa vista de la cromosfera o "esfera de luz" se obtiene al tiempo de un eclipse total de sol; entonces su brillante luz escarlata resplandece alrededor del disco oscuro de la luna cuando ésta ha cubierto completamente al sol. Desde su rojo borde salen unas nubes formadas del mismo material de la cromosfera. Estas son las protuberancias, que se levantan a grandes alturas hasta 340,000 kms. Desde la invención del electroscopio y de dos instrumentos especiales, el espectroheliógrafo y el espectrohelioscopio, ha sido posible observar la cromosfera y las protuberancias y fotografiarlas en cualquier día claro. Recientemente se han perfeccionado los instrumentos para tomar películas cinematográfica de ellas, cuando están muy activas. La capa exterior es la corona, que hasta que se inventó el dispositivo de Lyot podía verse sólo al tiempo de un eclipse total. Está compuesta por una materia gaseosa clara, y tiene dos partes: la interior, próxima a la roja cromosfera, es una banda amarilla y la exterior es de color blanco plateado, con rayos que se extienden a millones de kms. desde la superficie del sol.

  En la superficie del sol, y a una distancia de 40 grado de una y otro lado del ecuador del mismo, aparecen las manchas solares. Las más grandes de estás tienen una parte central oscura llamada sombra, rodeada por una más clara. Las manchas solares son de duración variada, Hay algunas que sólo desaparecen de la vista cuando el sol gira sobre su eje, y pueden presentarse de nuevo, sobre su borde, no una sino varias veces; otras no duran más de un día. A diferencia de la corona, las manchas solares pueden distinguirse casi cualquier día claro. Aun cuando excepcionalmente puede verse una mancha grande a través de un vidrio ahumado, la mayoría de las manchas se observan solo al telescopio. Pueden tener de 800 a 145,000 kms. de diámetro. Los grupos de las manchas solares pueden medir 300,000 kms. de longitud. En el Observatorio Real de Greenwich, Inglaterra, se han registrado, desde 1872, 15,000 grupos de manchas solares; el más grande apareció en febrero de 1946.

  Por el estudio de los registros de muchos años se sabe que el número de manchas solares observadas cada año sigue un ciclo de cerca de 11 años. Si se toma como punto de partida un año en que se haya visto el mayor número de manchas solares, este número disminuye gradualmente durante unos seis o siete años, hasta que el ciclo alcanza su nivel mínimo; después aumenta por uno cuatro o cinco años, hasta llegar al llamado máximo; luego comienza un nuevo ciclo. Se cree que las manchas solares están relacionadas con manifestaciones de la aurora boreal y con campos magnéticos que interrumpen los servicios de comunicación por telégrafo, cable y radio.

 Por mucho tiempo se han realizado investigaciones acerca de la luz y el calor del sol. En los últimos años las investigaciones de Hans A. Bethe han demostrado la existencia de un complejo ciclo que entraña reacciones entre núcleos de hidrógeno, carbono y nitrógeno, las que dan lugar a la desaparición del hidrógeno y a la formación de helio. Durante dicho ciclo, que se repite

indefinidamente, se desprende gran cantidad de energía y los núcleos más pesados se regeneran para actuar como catalíticos.

Un fenómeno sumamente notable y espectacular lo constituyen las protuberancias, que tienen forma de enormes llamaradas que se levantan cientos de miles de kilómetros encima de la cromosfera, y que se observan fácilmente en el momento de la totalidad de los eclipses de sol, porque entonces su brillo no es opacado por el disco solar.

También se pueden observar en cualquier momento mediante el aparato llamado espectrohelioscopio y fotografiar con el espectroheliógrafo.

La dimensión de una protuberancia típica son de 10 000 km. de longitud. Se han observado protuberancias de 1 400 000 km de alto, o sea mayores que el diámetro del Sol.

Se clasifican en dos tipos principales.

1.- Las protuberancias quiescentes o tranquilas, que duran a veces hasta varios días conservando su forma, en algunos casos hasta meses.

2.- Las protuberancias explosivas, que solo duran unas cuantas horas , que alcanzan hasta 1500 000 km de desarrollo y que se alejan del disco solar a razón de 400 km/seg.

El color rosado de las protuberancias explosivas están relacionadas con las manchas solares. Aun cuando su velocidad media es de 400 km/seg es posible que en algunas de ellas los gases alcancen la velocidad de escape y que saliendo de la atracción gravitacional de Sol lleguen a la Tierra uno o dos días después, produciendo las auroras boreales y australes.

Se ha observado que además de las protuberancias que salen del Sol hay igual número de ellas que se dirigen al Sol.

En las capas elevadas de la cromosfera existen nubes de vapores de calcio y de hidrogeno que se llaman flóculos oscuros y que no deben confundirse con las fáculas, que están en la fotosfera. Cuando los flóculos oscuros se ven en los bordes del Sol constituyen las protuberancias.

Descripción y desarrollo de las manchas.-

Las manchas son grandes áreas menos luminosas que el resto de la fotósfera y que como consecuencia de ello se destacan en forma de zonas obscuras. Fueron vistas por primera vez en 1610 por Galileo, por Scheiner y por Fabricius.

En el sitio donde se va a formar una mancha se forma un poro redondo de unos 2000 km .de diámetro, que es una zona obscura cuyo tamaño cuyo tamaño va aumentando rodeada siempre de una facula.

Una vez constituido así el núcleo se le observa rodeado de una sombra poco menos obscura llamada penumbra. Al ir transcurriendo el tiempo va aumentando de tamaño y se observan cambios en la forma. Se ven frecuentemente puentes o fajas luminosas que atraviesan la mancha de un lado a otro y se dividen aparentemente el núcleo en varias partes.

La mayoría de la veces se forman al mismo tiempo dos o mas manchas que comienzan a alejarse.

Posteriormente van disminuyendo de tamaño hasta que finalmente desaparecen, siendo la de atrás la que primero se desintegra y luego se pierde. Una vez desaparecida la mancha sobreviven las faculas correspondientes.

La vida de las manchas varia desde unas cuentos horas para las pequeñas, hasta 18 meses las grandes, en casos muy raros. En termino medio duran una o dos semanas.

El tamaño de las manchas es de 5 hasta 20 veces el diámetro de la tierra. Se han observado manchas de 100 mil km de diámetro y grupos de manchas de mas de mas de 200 mil km. En abril de 1947 se observo la mayor mancha solar registrada hasta la fecha, la cual ocupo una superficie de 12 mil millones de km², y fue de tal extensión que hubiera podido contener 100 globos terrestres.

 Al terminar un periodo de manchas solares, o sea, cuando el numero de estas es muy reducido comienzan a aparecer las manchas en las latitudes de 30º a 35º. Rápidamente aumenta el numero de manchas en el transcurso de 5.2 años, apareciendo las subsecuentes en latitudes cada vez mas cercanas al ecuador. Después disminuye lentamente el numero de manchas en 6.2 años, hasta que al terminar el ciclo, solo se presentan algunas en las bajas latitudes solares para volver a iniciarse el ciclo.

 De la observación de las trayas espectrales de las manchas se deduce que están constituidas por torbellinos de gases y de electrones que se precipitan al fondo. Se ha observado en las manchas nubes de hidrogeno que se mueven a velocidad del orden de 3000 km por hora.

 En el interior de las manchas solares se observan unas rayas del espectro duplicadas o triplicadas por el efecto Zeeman que denuncia la existencia de campos magnéticos.

 El efecto de Doppler y las propiedades magnéticas de las manchas establecen que son gortices, que en su parte superior manifiestan velocidades radiales hacia dentro y en sus niveles inferiores esas velocidades radiales son hacia fuera.

Dentro de 5.000 millones de años, casi todo el hidrógeno del núcleo del Sol se habrá fusionado para formar helio. La gravedad provocará la contracción del núcleo, cuya presión y temperatura aumentarán y harán que el hidrógeno "arda". La energía generada por la fusión nuclear de ese hidrógeno provocará una dilatación de las capas exteriores de la estrella, que se convertirá en una roja gigante. Esas capas se dispersarán por el espacio formando una nebulosa planetaria y el núcleo quedará reducido a una enana blanca cada vez más apagada.

  Libro: Enciclopedia Encarta’96

Editorial: Microsoft

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Págs.: Sun (palabra)

Libro: Enciclopedia Barsa

Editorial: Encyclopaedia Britannica

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Págs.: 400-402 Tomo XIII