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Sistema Solar

El Sol

El Sol no es sino una de las tantas estrellas, la más próxima a nosotros. Con su fuerza de atracción obliga a la Tierra y demás planetas a moverse en torno suyo, constituyendo el sistema solar. Es de suponer que a las demás estrellas le suceda lo propio, y sean otros tantos sistemas solares con sus planetas y satélites.

Su distancia media a la Tierra se calcula en 149.300.000 Km.; su diámetro, en 1.390.400 Km. (aproximadamente 109 veces mayor que la Tierra); y su volumen, 1.300.000 veces mayor que nuestro globo terráqueo. La masa o peso solar es 333.000 veces que la de nuestro planeta. La órbita aparente del movimiento del Sol por el firmamento se llama eclíptica, y su plano forma un ángulo de 23 grados aproximadamente con el ecuador celeste. El período de rotación del Sol varía en las diferentes latitudes solares: en el ecuador es de 25 días, tiempo que se hace más lento a medida que se acerca a los polos, donde se calcula en unos 29 días. Esto se debe a que su constitución es enteramente gaseosa.

Según lo que revelan las investigaciones, el Sol estaría constituido por un globo central, la fotosfera, que es esencialmente la parte radiante que vemos en un día claro cualquiera. Rodeando este globo existe la llamada capa de inversión (de unos 320 a 480 Km. de espesor), en la cual se encuentran en estado gaseoso muchos de los elementos terrestres, tales como el hierro y el aluminio. Sobre puesta a esta capa de inversión se halla la cromosfera, de varios miles de Km. de espesor, compuesta de gases ligeros como el hidrógeno y el helio, y de átomos de metales bastantes pesados, como el calcio.

Por encima de la cromosfera se halla la atmósfera externa del Sol, la corona, que sólo es visible cerca del borde del disco, pero se extiende invisible a más de 30.000.000 de Km. del Sol. La cromosfera solar se halla en continuo estado de agitación formándose en ella enormes torbellinos que son las manchas solares, y en las que pueden verse dos regiones claramente separadas, una central muy oscura el núcleo, y otra que la rodea, la penumbra, más clara y formada por más cantidad de filamentos que convergen hacia el centro. Elevándose generalmente de la cromosfera vastas erupciones llamadas prominencias, las mayores de las cuales pueden alcanzar en un día a dos una altura de varios cientos de miles de Km, siendo por lo general de color rojizo, matizado de púrpura y lila. Estas prominencias eruptivas de gases y vapores incandescentes son proyectadas a miles de Km de distancia y vuelven a caer sobre el mismo Sol, condensadas por el frío de los espacios interestelares.

El aspecto del Astro Rey en las partes donde no hay manchas es como granulado, viéndose infinidad de puntitos brillantes y alargados, que han sido llamados granos de arroz, que parecen flotar sobre un fondo algo más oscuro, y que miden cientos de miles de km. Estos granos se agrupan generalmente en los bordes formando regiones muy brillantes llamadas fáculas.

Composición y estructura

La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la fusión nuclear. El resultado neto de estos procesos es que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada segundo, generando una energía equivalente a la que se produciría por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. La 'combustión' nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio solar.

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. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella.

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. Aunque el modelo de granulación siempre está presente, los gránulos individuales solamente duran unos 10 minutos. También se presenta un modelo de convección mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las profundidades de la zona de convección. Este modelo de sobregranulación contiene células que duran un día y tienen 30.000 Km. de ancho como media.

Manchas solares

A veces las manchas solares son inmensas, y en estos casos el tamaño de semejantes torbellinos es gigantesco, pudiendo albergar en su interior a muchos globos como el terrestre.

Las manchas solares parecen ser efectos de gigantescas tormentas solares, cuyas dimensiones se extienden hasta cientos de miles de Km sobre la superficie de la gran estrella.

Cada una de las manchas tiene un núcleo o umbra, que se ve negra, porque a 8.400 grados Fahrenheit resulta más fría y menos brillante que la superficie solar, de 10.000 grados F. Los bordes o penumbras, son ligeramente más cálidos y brillantes que la umbra, y aparecen con un brillo intermedio.

Se presentan en grupos, que aparecen próximos a los 30 grados Norte y Sur del ecuador solar, hacia donde se dirigen y desaparecen, cuando van llegando a los 8 grados.

La Evolución del Sol

El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.

En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol 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 les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.

Campo magnético:

Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La penetración del campo magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la atmósfera exterior del Sol. Por ejemplo, la turbulencia a mayor escala en la zona de convección empuja gran parte del campo magnético por encima de la fotosfera hacia los extremos de las células de supergranulación. La radiación de la capa que está exactamente encima de la fotosfera, llamada cromosfera, sigue este modelo con claridad. Dentro de los límites supergranulares, se lanzan en la cromosfera chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos en los extremos de las moléculas supergranulares.

Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme. Estos lugares se denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han distribuido suavemente la emisión cromosférica, se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones solares están los reajustes del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la eyección de partículas muy energéticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como auroras.

La corona

La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas están causadas por el campo magnético.

En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000 K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.

La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.

El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol, aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.

Viento solar

En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético. El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.

Fotos del Sol

Sol

Interior del Sol

Entre las regiones del Sol están el núcleo, la zona de radiación, la zona de convección y la fotosfera. Los gases del núcleo son unas 150 veces más densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16 millones de grados centígados. La energía del Sol se produce en el núcleo mediante la fusión de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio. En la zona de radiación, la radiación electromagnética fluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos como el agua. Esta zona es más fría que el núcleo, con unos 2,5 millones de grados centígrados. En la zona de convección, movimientos de gases sacan fuera la energía del Sol. La zona de convección es ligeramente más fría (unos 2 millones de grados centígrados) y 10 veces menos densa que el agua. La fotosfera es más fría en unos 5.500 ºdeg;C y mucho menos densa (una millonésima de la densidad del agua). La turbulencia de esta región es visible desde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y pequeñas bolsas de gas llamadas gránulos.


Sol

Manchas solares

Aquí vemos la superficie del Sol en falso color. Las manchas solares son amarillas, aunque normalmente serían manchas oscuras. Estas manchas suelen medir más de 30.000 Km y aparecen en ciclos de 11 años. La actividad solar, incluido el desarrollo de las manchas solares, se asocia con el cambio de los campos magnéticos del Sol.


Sol

Evolución del Sol

El diagrama de la izquierda representa un estado primitivo de la formación del Sol, cuando se contrajo hasta su tamaño actual. El gas que colapsaba calentó el núcleo del Sol hasta que comenzó la fusión nuclear del hidrógeno en helio. El diagrama de la derecha representa el estado actual de la evolución del Sol. No se contrae más porque el intenso calor del núcleo produce una presión hacia afuera que equilibra la fuerza de gravedad hacia dentro. Los astrónomos consideran que el Sol se formó hace unos 4.500 millones de años y que se encuentra en la mitad de su ciclo vital. Se cree que al final, el Sol complete la fusión de hidrógeno en su núcleo y se convierta en una estrella alimentada con helio. Se espera que esta etapa de gigante roja sea relativamente breve, unos 500 millones de años, y que después se convierta en una enana blanca del tamaño aproximado de la Tierra.

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