El Sol, una deconstrucción
Introducción
El Sol es una esfera de gas autogravitante, en cuyo interior se dan las condiciones de temperatura y densidad para que se produzcan reacciones nucleares que generan la energía que le permite brillar con luz propia. Esta es una definición válida para cualquier estrella, ya que el Sol no es más que una estrella vulgar de entre las múltiples que pueblan nuestra galaxia, la Vía Láctea. Concretamente, se encuentra en su disco, en uno de sus brazos espirales, a unos 27000 años–luz del centro galáctico, esto es, a más de 200000 billones de kilómetros, y junto al resto de las estrellas, rota en torno al centro galáctico empleando 225 millones de años en completar una vuelta.
Características físicas
El Sol tiene un radio de unos 700000 km y rota sobre sí mismo, pero el periodo de rotación en el ecuador es de unos 26 días mientras que en los polos es de 32 días. La masa del Sol es de unos 2.1030 kg, unas 333400 veces la masa de la Tierra, y la temperatura superficial es de unos 5500 ºC. La temperatura no es homogénea, sino que varía fuertemente con la distancia al centro de la estrella. En el núcleo más interno se alcanzan unos 15 ó 16 millones de grados y estos valores disminuyen hacia fuera hasta alcanzar el valor antes citado de 5500 grados en la superficie.
Respecto a su composición química, el Sol está formado fundamentalmente de hidrógeno (casi un 94%) y de helio (casi un 6%). El resto del material está constituido por oxígeno, carbono, nitrógeno y otros elementos químicos menos abundantes.
Su luminosidad (es decir, la energía emitida por unidad de tiempo) es de 4.1026 wat. La distancia que nos separa de él implica que al exterior de nuestra atmósfera llegan tan sólo unos 1400 wat m-2. La energía radiativa que el Sol emite ha sido producida en su interior a partir de la combustión termonuclear de hidrógeno. Cálculos aproximados del tiempo que puede tardar el Sol en agotar el hidrógeno disponible para la fusión termonuclear lo cifran en unos 10000 millones de años. Teniendo en cuenta que la edad actual del Sol se estima en unos 4500 ó 5000 millones de años, concluimos que se encuentra aproximadamente en la mitad de su vida como estrella de la secuencia principal.
El Sol: Algunas Fechas Importantes
Existen registros con antigüedades del orden de cuatro mil años en los que claramente se describe la observación de manchas solares y, hacia el año 2000 a. C., nuestros antecesores dejaron constancia ya de la ocurrencia de eclipses solares.
En 1543, Nicolás Copérnico, publicó De Revolutionibus Orbium Coelestium introduciendo el heliocentrismo. Posteriormente, en 1609 y 1627, Kepler estimó, a partir de 20 años de observaciones de Tycho Brahe, que las órbitas de los planetas en torno al Sol eran elípticas, con el Sol situado en uno de los focos.
Usando un telescopio, T. Harriot fue el primero en observar manchas solares en 1610. En 1611, Fabricius interpretó el movimiento de las manchas en términos de la rotación solar. C. Scheiner publicó sus observaciones de manchas en 1612 pero las consideró planetas interiores a la órbita de Mercurio. Galileo en 1613 aportó razones convincentes acerca de que las manchas pertenecían al Sol. Posteriormente, en 1630, Scheiner publicó Rosa Ursina, aceptó el carácter solar de las manchas y determinó la inclinación del eje de rotación del Sol con respecto al plano de la eclíptica.
En 1817, W. Wollaston y J. Fraunhofer descubrieron las líneas oscuras en el espectro del Sol. Kirchoff y Ångström se dieron cuenta de que tales líneas servían para evaluar propiedades de la atmósfera solar donde se formaban, ya que eran idénticas —esto es, aparecían en las mismas longitudes de onda — que las observadas en el laboratorio al hacer pasar la luz blanca a través de gases. La espectroscopía solar se convirtió no sólo en una de las partes más importantes de la Física Solar sino de toda la Astronomía, marcando el nacimiento de la Astrofísica.
En 1851, S. H. Schwabe anuncia que el número de manchas solares sobre la superficie solar varia cíclicamente, con un periodo que estimó de 10 años. Al año siguiente, E. Sabine y R. Wolf encontraron una gran semejanza entre el ciclo de las manchas y el de actividad geomagnética, con lo cual comenzaron los estudios de la interacción entre el Sol y la Tierra.
En 1908, G. E. Hale descubre la existencia de campos magnéticos en las manchas solares y encuentra que el ciclo de actividad es, en realidad, de 22 años. Esto es así, porque en cada hemiciclo de 11 años, el orden de las polaridades magnéticas de los grupos de manchas en uno y otro hemisferio se invierte.
Durante los años 60 y principios de los 70, los trabajos de Leighton, Noyes, Simon, Deubner y Ulrich entre otros, descubren las oscilaciones globales del Sol abriendo el campo de la heliosismología, posibilitando el conocimiento de la estructura interna del Sol. A partir de 1975, y con el lanzamiento de diversos satélites dedicados al estudio del Sol (Soho, Yohkoh, Trace, Hinode, Stereo), el estudio del Sol ha sufrido una gran revolución.
El Interior Solar
El Sol genera energía luminosa en su núcleo mediante reacciones termonucleares de fusión, en las que el hidrógeno se convierte en helio produciendo energía en forma de radiación. Las reacciones termonucleares de fusión tienen lugar en el núcleo más interno de la estrella donde se dan las condiciones de temperatura y densidad adecuadas. Dicho núcleo abarca tan sólo un 20 o un 30% del radio solar. Para mantener la luminosidad solar, cada segundo se “queman” 670 millones de toneladas métricas de H, se forman 665 millones de toneladas métricas de He, y los 5 millones restantes aparecen en forma de energía (fotones).
Los fotones en su viaje hacia el exterior se encuentran con los átomos que constituyen el material solar. Son absorbidos o dispersados por éstos y reemitidos en distintas longitudes de onda, dependiendo de las condiciones físicas del gas. De esta forma, la radiación es el mecanismo más importante de transporte energético hasta una distancia de 0.7 radios solares.
En los últimos 200000 km, las condiciones de temperatura y densidad son tales que el transporte energético se produce predominantemente a través de otro mecanismo: la convección. Mediante este mecanismo se establece una circulación del material en la que burbujas de gas más internas y más calientes ascienden por ser menos densas que los alrededores y el gas más frío de las capas más externas desciende.
Finalmente, en los últimos 500 Km, el gas es suficientemente tenue y, por tanto, transparente para que la radiación vuelva a ser importante como mecanismo de transporte y para que, además, los fotones puedan finalmente escapar libremente y llegar hasta nosotros. A esta capa se la conoce con el nombre de fotosfera puesto que de ella emerge la mayor parte de la luz visible que recibimos en la Tierra.
Como el interior solar es opaco no podemos obtener información directa acerca de las propiedades físicas de la zona de convección ni del interior radiativo, ni mucho menos del núcleo interno donde tienen lugar las reacciones termonucleares. No obstante, a lo largo de las últimos decenios se han desarrollado técnicas para la “observación” de dichas capas: la heliosismología y la detección de neutrinos.
El objetivo de la heliosismología es deducir la composición y propiedades físicas del interior del Sol a partir del estudio de sus oscilaciones. La observación mantenida y prolongada en el tiempo de esos movimientos suministra información de, por ejemplo, cuál es la velocidad del sonido (por tanto, la presión y la densidad) en las distintas partes de la zona de convección y el interior radiativo. La dificultad principal de estos estudios radica en el ciclo día-noche. Para obviarlo se han establecido observatorios distribuidos en longitud a lo largo del globo terrestre y, asimismo, mediante satélites se observa el Sol desde el espacio de forma continuada.
Los neutrinos son las únicas partículas producidas en las reacciones termonucleares del núcleo solar que pueden escapar del Sol en unos pocos segundos, porque viajan a la velocidad de la luz, y porque difícilmente interaccionan con la materia solar. Como el flujo de neutrinos solares en la Tierra es suficientemente alto, la posibilidad de detectarlos ofrece la oportunidad de verificar el funcionamiento del núcleo solar. Resultados recientes han confirmado nuestras teorías sobre la generación de energía en el núcleo solar.
Tras el interior solar nos encontramos con un conjunto de capas que forman la estructura más exterior del Sol, se trata de la atmósfera solar, compuesta por la Fotosfera, la Cromosfera y la Corona.
La Fotosfera
La fotosfera determina la superficie aparente del Sol, y la temperatura de su parte más interna, unos 5500 grados, es la temperatura efectiva del Sol. La fotosfera constituye la base de lo que llamamos atmósfera solar la cual se extiende hasta varios millones de kilómetros en el espacio interplanetario.
Observando el Sol con luz blanca podemos apreciar el fenómeno del oscurecimiento hacia el borde que nos indica la distribución de temperaturas fotosféricas con la altura sobre la superficie. Al desplazarnos del centro hacia el borde del Sol observamos capas progresivamente más altas de la fotosfera y, como la intensidad luminosa depende fuertemente de la temperatura del gas emisor y la temperatura fotosférica disminuye con la altura, el brillo decrece así mismo al movernos hacia el limbo.
En luz blanca distinguimos también la granulación solar. Toda la superficie fotosférica aparece cubierta de gránulos brillantes separados por intersticios más oscuros (conocidos como intergránulos). Los gránulos son más calientes que los intergránulos, y la granulación solar es la manifestación observable de los fenómenos de convección. Los gránulos brillantes no son sino gigantescas burbujas de gas más caliente que su entorno que ascienden a causa de su menor densidad; los intergránulos, entonces, están constituidos por material más frío que desciende.
Las estructuras oscuras sobre el disco brillante del sol en luz blanca son las manchas solares. Cuando se observan con un poco más de detalle se distinguen claramente sus dos partes morfológicas principales: la umbra, zona más interna y oscura, y la penumbra, anillo exterior de brillo intermedio entre la umbra y la fotosfera normal y de aspecto filamentoso. Las manchas presentan múltiples formas y suelen aparecer formando grupos.
La oscuridad relativa de las manchas con respecto al entorno se debe a la menor temperatura que poseen. Si en la base de la fotosfera normal la temperatura es de unos 5500 grados, la temperatura en la base de la fotosfera de umbras frías puede ser de unos 4000 grados. La razón actualmente aceptada para tal déficit energético se encuentra en los intensos campos magnéticos presentes en la mancha y especialmente en la umbra, siendo las manchas solares los representantes más conspicuos de la existencia de campos magnéticos en el Sol.
Los grupos de manchas visibles denotan la intersección con la fotosfera de tubos de flujo magnético emergentes. Consiguientemente, en el grupo aparecen los dos tipos de polaridad magnética.
La cromosfera
La fotosfera se extiende tan sólo a lo largo de los primeros 500 km por encima de la superficie observable en luz blanca. A partir de ahí, y aproximadamente hasta los 2300 km de altura nos encontramos con la cromosfera.
Observando en la línea K del calcio una vez ionizado, obtenemos una información morfológica promedio de casi todas las capas cromosféricas. En dichas imágenes distinguimos zonas abrillantadas de extensión considerable. Su brillo se debe fundamentalmente a su mayor temperatura con respecto a los alrededores. Cuando se encuentran alrededor de las manchas se las conoce como playas y junto a ellas constituyen lo que se conoce como regiones activas. Cuando se encuentran más o menos separadas de las manchas se las conoce como fáculas.
Si observamos el Sol en la línea Halpha del hidrógeno, obtenemos una imagen representativa de la estructura de la atmósfera solar a una altura de unos 1500 km por encima de la base de la fotosfera. La observación en Hα nos descubre dos clases nuevas de estructuras. Las primeras, brillantes, y que se extienden mas allá del limbo solar se llaman protuberancias. Las segundas, oscuras, alargadas y curvadas, se denominan filamentos. A pesar de su distinto aspecto observacional, ambos tipos de estructuras corresponden al mismo fenómeno físico: nubes de gas mucho más frío y más denso que el circundante y que adoptan formas diversas. Su distinta apariencia se debe únicamente al hecho de que las protuberancias se ven sobre el fondo más oscuro del cielo, mientras que los filamentos se observan sobre el fondo más brillante del disco. Las protuberancias se extienden hasta distancias de 200000 km por encima de la superficie.
La estabilidad de estas estructuras, cuya vida puede exceder varias semanas, es difícil de explicar, aunque parece claro que el material de la protuberancia está esencialmente soportado y aislado por campos magnéticos. Esta hipótesis se apoya en el hecho de que los filamentos tienden a aparecer alineados con la línea que separa regiones magnetizadas de distinta polaridad. Así mismo, a favor de esta idea se sitúa la observación de fenómenos eruptivos como las fulguraciones, en los que se liberan ingentes cantidades de energía en pequeños intervalos de tiempo, y que están asociadas con la erupción de filamentos.
La corona
Tras atravesar una estrecha región de transición, la cual tan sólo ocupa unos pocos cientos de kilómetros, llegamos a la corona con un súbito aumento de temperatura. Ésta crece desde los aproximadamente 20000 grados de la alta cromosfera hasta un millón de grados. A lo largo de la corona la temperatura sigue ascendiendo pero de una forma más suave: a 75000 km, por ejemplo, la temperatura llega a los 2 millones de grados. Durante un eclipse total de Sol tenemos la oportunidad excepcional de observar en toda su belleza la corona solar en luz blanca, o al menos su parte más interna la cual se extiende hasta distancias de 2 ó 3 radios solares.
Aunque el aspecto de la corona es siempre cambiante y difícilmente se repite de un eclipse a otro, está usualmente caracterizado por la presencia de estructuras alargadas que se conocen como banderolas debido a su forma. En los casquetes polares dichas estructuras suelen estrecharse en forma de plumas y aparecen menos empaquetadas. La morfología de las banderolas y plumas delinea en realidad la estructura del campo magnético global dipolar del Sol extendiéndose en el espacio interplanetario. El material coronal, fundamentalmente compuesto por electrones y partículas cargadas, viaja a gran velocidad (entre 300 y 700 km s-1) constituyendo lo que se conoce como viento solar y modela las líneas de campo magnético.
La emisión propia de la corona se encuentra en los rangos de longitudes de onda del ultravioleta y los rayos X, como corresponde a su temperatura. Fue precisamente la detección en tales rangos de líneas espectrales procedentes de elementos químicos altamente ionizados lo que permitió evaluar las elevadas temperaturas coronales. El estudio de la corona en esos rangos de longitudes de onda exige el uso de satélites artificiales como, por ejemplo, Yohkoh . Cuando observamos Sol en rayos X, las regiones activas son más brillantes que el resto del disco y muestran un conjunto de bucles que reflejan la estructura de los campos magnéticos locales. Dichos bucles se encuentran anclados por debajo de la fotosfera; al romperse o reconfigurarse su estructura se producen grandes explosiones llamadas fulguraciones en las que la energía magnética se libera en forma de radiación muy energética y partículas cargadas que, a gran velocidad, escapan del Sol llegando incluso a la Tierra. Los zonas más oscuras de las imágenes, usualmente concentrados en las zonas polares se conocen con el nombre de agujeros coronales.
Interacciones entre el Sol y la Tierra
Las interacciones más importantes con la Tierra están esencialmente relacionadas con la variabilidad y actividad solar.
En primer lugar, las posibles variaciones de la luminosidad solar a largo plazo, pueden influir indudablemente en modificaciones globales del clima terrestre. Aunque las pruebas geológicas tienden a sostener que el flujo solar luminoso recibido en la Tierra se ha mantenido aproximadamente constante durante los últimos 3500 millones de años, sin embargo, teniendo en cuenta el descenso de flujo luminoso que suponen las manchas solares con respecto al resto del disco y la significativa variación de cobertura superficial de dicho disco por parte de las manchas a lo largo del ciclo solar, cabría esperar que los máximos del ciclo fueran acompañados por una disminución de la luminosidad total. Sin embargo, esto no ocurre así, si no que, por el contrario, los máximos están asociados a ligerísimos aumentos de la luminosidad solar, del orden del 0.25%. Ello puede ser debido al hecho de que las manchas están usualmente rodeadas por playas y fáculas brillantes cuya contribución supera eventualmente el déficit de brillo originado por las manchas.
Por otra parte, la radiación ultravioleta y los rayos X gobiernan la química y el balance energético de la alta atmósfera terrestre. Variaciones en la radiación ultravioleta podrían explicar que el mínimo de Maunder (periodo de excepcional ausencia de manchas sobre el disco) coincidiera con la “pequeña edad de hielo” en la Tierra (periodo de grandes fríos glaciares).
En segundo lugar, es un hecho que tanto las fulguraciones como las eyecciones de masa coronal tienen influencia directa en la atmósfera de la Tierra. En las eyecciones de masa coronal alrededor de mil millones de toneladas métricas de material solar salen despedidas hacia el espacio interplanetario a velocidades del orden de 400 km s-1. Cuando esta ingente cantidad de material llega a la atmósfera de la Tierra, provoca fenómenos de actividad geomagnética como las auroras, interrumpe o al menos altera las comunicaciones radio en la Tierra, provoca daños en las redes de distribución eléctrica e incluso acelera el decaimiento de la órbita de satélites artificiales de baja altura. Las fulguraciones, por su parte, no sólo disparan también a menudo las eyecciones de masa coronal, sino que su violenta liberación de energía supone la aceleración de partículas a tan altas energías que el eventual choque entre ellas llega a producir reacciones nucleares, las cuales, como subproducto, fabrican fotones de rayos gamma y neutrones que son detectados en la Tierra, con la consiguiente alteración de las condiciones atmosféricas.
AUTOR >> José Carlos del Toro (IAA) & José Luís Ballester (Universidad de las Islas Baleares)
Créditos
Saber más
Satélite SOHO - http://sohowww.nascom.nasa.gov/
Satélite TRACE - http://trace.lmsal.com/
Satélite STEREO - http://stereo.gsfc.nasa.gov/
Satélite YOKOH - http://www.lmsal.com/YPOP/
Podcast "A través del Universo" (programa 7) http://universo.iaa.es/php/136-sol-de-invierno.htm
Podcast "A través del Universo" (prog. 39) http://universo.iaa.es/php/241-el-ultimo-regalo-del-sol.htm
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