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Juan Leyva


"Donde arden lámparas hay manchas de aceite;

donde arden velas, gotas de cera;

únicamente la luz del Sol ilumina pura y sin mancha."


- Goethe -

 

 


EL SOL

 

El Sol es la estrella que domina el Sistema planetario que incluye a la Tierra, por el efecto gravitacional de su masa. Es el astro con mayor brillo aparente. Es el elemento más importante en nuestro Sistema Solar y elobjeto más grande del mismo, que contiene aproximadamente el 98,6 % de su masa total.


Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta, en forma de luz solar, directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo alimento o combustible procede en última instancia de las plantas, que viven dela realización de su fotosíntesis, esto es, el uso de la energía de la luz del Sol, determina el clima de la Tierra y la meteorología.


Etimológicamente procede del latín ‘sol, solis’, a su vez de la raíz proto-indoeuropea 'sauel'. Para los egipcios, 'Ra', el Sol, era el dios más importante.


Es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar, en la fase de secuencia principal, y constituye la mayor fuente de energía electromagnética de este sistema planetario.


La Tierra y otros cuerpos, planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo, orbitan alrededor del Sol.


La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 kilómetros, y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. 


Su visibilidad en el cielo local determina el día y la noche en diferentes regiones de diferentes planetas.



Origen:


Se formó entre 4.567,9 y 4.570,1 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente 5000 millones de años más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un billón de años en enfriarse.


Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de tal gas surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del Sistema Solar.


El Sol es la estrella de tamaño mediano que se encuentra en el centro del Sistema solar. Aun así es tan grande que cabrían en su interior alrededor de 14.000.000 de planetas como la Tierra.


Sólo vemos la capa exterior, la 'fotosfera' de temperatura de unos 6.000ºC, con zonas más frías de 4.000ºC, sus 'manchas solares'. Es así porque en el interior del Sol hay violentos cambios, llamados reacciones, que desprenden mucha energía.


Hay dos tipos de rayos de Sol, ultravioletas e infrarrojos.


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, lo que genera un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan por las reacciones termonucleares.



Composición:


El Sol presenta una estructura en capas. La delimitación física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. En la actualidad, la Astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos observados. Según este modelo el Sol está formado principalmente por:


  • Núcleo.- Ocupa 1/5 del mismo y es donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El Sol está constituido por un 81 % de Hidrógeno, 18 % de Helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula un 49 % de Hidrógeno, 49 % de Helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares.
  • Zona radiante.- Zona exterior al núcleo donde el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, grandes cantidades de Hidrógeno y Helio ionizado.
  • Zona convectiva.- Se extiende por encima de la zona radiativa. En ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. El transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad.
  • Fotosfera.- El sol no tiene una superficie sólida como la de la Tierra, pues es una estrella, sin embargo es posible observar un límite, que define la forma esférica de la estrella. Dicha línea, ‘superficie visible’, es la fotosfera, que no es un disco dorado como creía Galileo, sino que presenta imperfecciones o fenómenos que la caracterizan.
  • Cromosfera.- Es una capa delgada de la atmósfera del Sol por encima de la fotosfera.
  • Corona.- La capa más externa del Sol, está compuesta de plasma y se extiende más de un millón de kilómetros desde su origen sobre la cromosfera.
  • Manchas solares.- Regiones del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. George Ellery Hale descubrió en 1908 que estas áreas frías de la fotosfera, presentan campos magnéticos fuertes. Se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más, y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.
  • Granulación.- Consecuencia del gas caliente que al subir a la fotósfera se enfría y se dispersa.
  • Viento solar


La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura, 15.000.000° C, y la presión, 340 mil veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar, son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares.


Estas reacciones causan que cuatro átomos de Hidrógeno se fusionen y formen un núcleo de Helio. Este núcleo tiene cerca de 0.7 % menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol a través de un proceso denominado ‘convección’, donde se liberan luz y calor.


La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años en alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de Hidrógeno en cenizas de Helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura, con lo que el Sol cada vez se vuelve más ligero. La energía producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección que ocupa el último tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases.


La ‘fotosfera’ es la superficie superior de la zona de convección. Las células turbulentas de la ‘fotosfera’ le confieren una apariencia irregular y heterogénea. Este modelo, conocido como ‘granulación solar’, lo provoca la turbulencia en los niveles más altos de la zona de convección. Cada gránulo mide unos 2.000 km de ancho. Si bien el modelo de granulación siempre está presente, los gránulos individuales solamente duran unos 10 minutos.


También se presenta un modelo de convección mucho mayor, de ‘sobregranulación’, provocado por la turbulencia que se extiende en las profundidades de la zona de convección. Este modelo contiene células que duran un día y tienen de media 30.000 km de ancho.


El Sol gira alrededor del centro de la Vía Láctea. Da una vuelta cada 225 millones de años.


Es una de los 200 a 400 mil millones de estrellas de nuestra Galaxia. Es una 'enana amarilla' corriente, que está a 8,5 minutos-luz de la Tierra. 


Con 1,4 millones de kilómetros de diámetro, contiene el 99,8 por ciento de la masa de nuestro Sistema Solar, que se consume a un ritmo de 5 millones de toneladas por segundo, produciendo 383.000 millones de megavatios de energía. Es similar a una bomba de Hidrógeno por la colosal fusión nuclear que mantiene en su núcleo y la gran cantidad de energía que emite cada segundo.


El equilibrio que mantiene su tamaño es la contraposición entre su gravedad y la expulsión continua de energía. Es una estrella de tercera generación.


La parte visible del Sol está a 6.000 °C y la ‘corona’, más alejada, a 2.000.000 °C. Estudiando al Sol en el ultravioleta se llegó a la conclusión de que el calentamiento de la 'corona' se debe a la gran actividad magnética del Sol.


Los límites del Sistema Solar vienen dados por el fin de su influencia o Heliosfera, delimitada por un área denominada ‘frente de choque de terminación’ o Heliopausa.



Estudio del Sol:


Del Sol sale y se esparce por todo el Sistema Solar en forma de espiral el ‘viento solar’, un flujo de partículas, fundamentalmente protones y neutrones, cuya interacción con los polos magnéticos de los planetas y con la atmósfera genera las ‘auroras boreales o australes’. Todas estas partículas y radiaciones son absorbidas por la atmósfera. Fueron un misterio hasta que, recientemente, se explican con el estudio de la Astronomía del Sol, pasando a ser en sí la estrella más estudiada.


Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar, SOHO, dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no habían sido posibles. Además de la observación con telescopios convencionales se utiliza el cronógrafo, que analiza la corona solar; el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético; y los radiotelescopios, que detectan tipos de radiación imperceptibles para el ojo humano.


El estudio del Sol se inicia con Galileo Galilei de quien se dice se quedó ciego por observar los eclipses.


Hace más de cien años se descubre la ‘espectroscopia’ que permite descomponer la luz en sus longitudes de onda, gracias a esto se puede conocer la composición química, densidad, temperatura, situación los gases de su superficie, etc.


En los años 50 ya se conocía la Física básica del Sol, su composición gaseosa, la temperatura elevada de la corona, la importancia de los campos magnéticos en la actividad solar y su ciclo magnético de 22 años.


Las primeras mediciones de la radiación solar se hicieron desde globos hace un siglo y después fueron aviones y dirigibles para mejorar las mediciones con aparatos radioastronómicos.


En 1914, C. Abbot envió un globo para medir la constante solar (cantidad de radiación proveniente del sol por centímetro cuadrado por segundo).


En 1946 el cohete V-2 militar ascendió a 55 km con un espectrógrafo solar a bordo; este fotografió al sol en longitudes de onda ultravioletas.


En 1948 (diez años antes de la fundación de la NASA) ya se fotografió al Sol en rayos X.


Algunos cohetes fotografiaron ráfagas solares en 1956 en un pico de actividad solar.


En 1960 se lanza la primera sonda solar denominada Solrad. Esta sonda monitoreó al sol en rayos x y ultravioletas, en una longitud de onda que muestra las emisiones de hidrógeno. Rango de longitud de onda que se conoce como línea Lyman α.


Posteriormente se lanzaron ocho observatorios solares denominados OSO. El OSO 1 fue lanzado en 1962. Los OSO apuntaron constantemente hacia el Sol durante 17 años y con ellos se experimentaron nuevas técnicas de transmisión fotográfica a la Tierra.


El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Estuvo en órbita durante nueve meses en 1973 y principios de 1974. Observó al Sol en rayos g, X, ultravioleta y visible, y obtuvo la mayor cantidad de datos logrados de un objeto celeste.


En 1974 y 1976 las sondas Helios A y B se acercaron mucho al Sol para medir las condiciones del viento solar.


En 1980 se lanzó la sonda Solar Max para estudiar al Sol en un pico de actividad.



Los accidentes observables en el Sol:


  • AGUJEROS CORONALES: Regiones de la corona, frías y poco densas, que aparecen como zonas oscuras en las imágenes ultravioletas o de rayos X, y que constituyen intensas fuentes de viento solar. Las líneas de campo magnético que surgen de ellas no se cierran sobre la superficie sino que están abiertas.
  • AURORA: Luminosidad difusa que se observa en el cielo de las regiones polares, aunque ocasionalmente puede llegar a verse en latitudes medias. Es la manifestación visible de una tormenta magnética y se origina cuándo las partículas de viento solar colisionan con los átomos de la atmósfera.
  • CME (Coronal Mass Ejections): Erupciones de materia que cruzan la corona hacia el espacio exterior. Pueden estar ocasionadas por fulguraciones o erupciones de protuberancias.
  • COMPLEJO DE ACTIVIDAD: Región de gran actividad y larga duración. Puede tener una vida superior a un año produciendo grupos de manchas de forma casi continua.
  • CROMOSFERA: Capa situada entre la fotosfera y la corona. Sólo puede observarse durante un eclipse total o a través de algunas líneas del espectro solar. La baja cromosfera es la parte más fría del Sol (unos 4000º)
  • FÁCULAS: Regiones brillantes de la superficie solar. Junto con las manchas son las principales manifestaciones en luz blanca de una región activa.
  • FULGURACIONES: Explosiones que se producen en las regiones activas. Están ocasionadas por la reconfiguración del campo magnético y liberan una enorme cantidad de energía. Las ondas de choque originadas pueden alcanzar la Tierra siendo una de las causas de las tormentas magnéticas.
  • LIMBO: Borde del disco visible de un cuerpo celeste. En el Sol, la zona próxima al limbo es menos brillante que el centro del disco porque en esa dirección observamos las capas superiores, más frías, de la fotosfera.
  • PENUMBRA: Zona de una mancha que rodea a la umbra. Su brillo y temperatura son mayores que los de la umbra pero menores que los de la fotosfera. Su estructura está constituida por filamentos claros y oscuros.
  • PROTUBERANCIAS: Condensaciones de materia en la corona. Sólo pueden observarse en un eclipse total o a través de ciertas líneas del espectro. Alrededor del limbo aparecen brillantes, pero en el interior del disco son oscuras y reciben el nombre de "filamentos".
  • POROS: Manchas sin penumbra y, generalmente de pequeño tamaño.
  • PUENTES LUMINOSOS: Áreas brillantes visibles en el interior de una mancha. Sus formas, brillos y tamaños pueden ser muy diversos y variables.
  • REGIÓN ACTIVA: Conjunto de todas las manifestaciones de actividad magnética asociadas a una zona determinada de la superficie y de la atmósfera del Sol.
  • ROTACIÓN DIFERENCIAL: Fenómeno que consiste en que el ecuador gira a mayor velocidad que las regiones polares.
  • UMBRA: Núcleo o región más oscura de una mancha.



Sobre la actividad solar:


El Sol sigue un ciclo de once años de actividad.


El Ciclo 23º es el vigésimo tercer ciclo registrado desde que iniciaron las observaciones de manchas solares en Occidente en el siglo XVII. La gráfica de este ciclo hasta enero del 2002 muestra que un segundo pico de actividad ha surgido, de la misma forma que en los dos ciclos anteriores. La NASA informa, en Abril 2009, que estamos en el período más bajo en "actividad Solar".


Recientemente experimentamos la época de disminución de la actividad del Sol, la cual se caracteriza por "muy pocas llamaradas, manchas o actividad de cualquier tipo", dice David Hathaway, del Centro Marshall para Vuelos Espaciales.


El ciclo solar previo, número 23º, tuvo su máximo de intensidad entre 2000 y 2002, con muchas furiosas tormentas solares. Ese ciclo decayó, como se esperaba, hasta llegar a la quietud actual. "Los ciclos solares nuevos siempre comienzan con la aparición de una mancha solar con polaridad invertida y de alta latitud", explica Hathaway.


  • "Polaridad invertida" significa que la mancha solar en cuestión tiene una polaridad magnética opuesta a la de las manchas solares del ciclo previo.
  • "Alta latitud" se refiere a la posición de la mancha en la malla de latitud y longitud del globo del Sol.


Las manchas solares del ciclo anterior se congregan cerca del ecuador solar. Las del nuevo ciclo, en cambio, aparecen a una altura mayor, en latitudes de 25 a 30 grados. "El 4 de enero del 2008, una mancha solar con polaridad invertida apareció en el disco del Sol, lo cual indica el inicio del ciclo solar número 24º", dice Hathaway.


La mancha solar, 981, cumple con ambos criterios. Fue de alta latitud (30º Norte) y magnéticamente invertida. Esta mancha fue pequeña — apenas tan ancha como el planeta Tierra, lo que en términos de la escala del Sol es pequeño— y ya desapareció. Pero su aparición, de tres días, entre el 4 y el 6 de enero, fue suficiente para convencer a la mayoría de los físicos solares de que el ciclo solar número 24 ha comenzado.


Existe la predicción según NASA de máxima actividad y previsible peligrosidad por efecto de las "protuberancias" en sistemas eléctricos y electrónicos hacia el 2013, con el nivel de Wolf 90, parecido al de 1928 con Wolf 70 que causó enormes destrozos en sistemas eléctricos de la época.


Y a largo plazo la Predicción Meteorológica Solar la sitúa sobre el "CICLO 25º AÑO ± 2022" en su máximo.



Fase final del Sol


En el núcleo hay Hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años, es decir, se calcula que está en la mitad de su vida. 


De la observación de otros astros parecidos, ocurre que, cuando se gaste este Hidrógeno combustible, el Sol cambiará, entrando en otra fase de su evolución. Al ir expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, se convertirá en una ‘gigante roja’, algo más fría que ahora pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño.


La Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol, que seguirá siendo una ‘gigante roja’, con reacciones nucleares de combustión de Helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión como algunas estrellas. Después se encogerá hasta ser una ‘enana blanca’ aproximadamente del tamaño de la Tierra, que se enfriará poco a poco durante varios millones de años.


Lo dicho sobre el futuro del Sol se ve en el hecho de que, desde hace algunos años la actividad Solar está disminuyendo, ello tendrá repercusión en la acción o eficacia que la capa del campo magnético terrestre y magnetosfera ejercen sobre la Tierra, que, a modo de escudo u onda de choque, nos protege de radiaciones nocivas como los Rayos X, Gamma y Ultravioletas, emitidas por el Sol.


Estas radiaciones tienen además consecuencias directas, entre otras, en las comunicaciones vía radio, por lo que podría inutilizar las memorias de los Satélites artificiales, por ejemplo, y, también, perturbar los instrumentos de aviones, razón por la que se cambian las rutas intercontinentales, separándolas de las zonas polares.

 




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