Comprendiendo El Sol

Comprendiendo el Sol

María Fernanda Nieva y Olga I. Pintado | Departamento de Física, Universidad Nacional de Tucumán (Argentina)

En el siguiente artículo se describe la estructura interna y externa del Sol, haciéndose un análisis de los procesos más importantes que ocurren en cada región. También se analizan las perturbaciones características de la superficie solar.

Introducción.

A medida que la Astrofísica fue desarrollándose, se descubrió que el Sol es una estrella con características similares a las muchas otras observadas en el firmamento. De esta manera, se comprendió el gran interés que adquieren las investigaciones en Física solar relacionadas con el estudio del Universo y su evolución.

Su importancia en el marco de la Astronomía radica en que, al ser la estrella más cercana, nos brinda mucha información a través de la observación de fenómenos que no son observables en otras estrellas, como la estructura de la superficie, las manchas, etc. El Sol es la única estrella cuya superficie puede verse.

Otro motivo de estudio del Sol es la gran influencia que él ejerce sobre nuestro planeta por ser la fuente principal de energía. Su presencia es vital para el desarrollo de la vida y cualquier cambio que se produzca en él afecta a la Tierra en diferentes maneras. Las interacciones entre el Sol y la Tierra se manifiestan con variaciones en el campo magnético terrestre debido al viento solar, perturbaciones en la atmósfera producidas por efecto de radiación solar, cambio en la concentración de Ozono por radiación ultravioleta solar, etc.

El Sol es una estrella típica de secuencia principal. Consiste en un cuerpo fluido que contiene el 99% de la masa del sistema solar. Su masa tiene un valor intermedio entre los valores extremos de las estrellas. Permanece en una situación estable manteniendo su tamaño debido al balance entre la presión de radiación y la fuerza de gravedad. Cada capa está en equilibrio hidrostático. Además irradia al espacio la misma cantidad de energía que produce en el núcleo, es decir, mantiene la condición de equilibrio térmico.

Estructura solar.

El Sol puede dividirse en dos regiones marcadas: una región interna y una externa.

En la región interna se producen fenómenos que no podemos observar pero que influyen en los procesos que ocurren en la zona externa y que son los que podemos medir. Esta se divide en tres capas adyacentes con características diferentes determinadas por la temperatura de las mismas. La parte más interna es el núcleo, que es el responsable de la producción de la energía solar, luego una zona radiativa, donde la radiación sufre distintos procesos que hacen disminuir su energía, y una zona convectiva, en la que la temperatura es menor que en las anteriores y los fenómenos más importantes se deben a movimientos de masas de gases calientes.

La región externa también está constituida por tres capas adyacentes por encima de la región interna y se la considera como la atmósfera solar. La primera capa se denomina fotosfera, formada por un gran número de gránulos brillantes y estructuras supergranulares que dan evidencia de los movimientos de la zona de convección. Por encima de ella se ubica la cromosfera, que es una capa menos densa, de unos miles de kilómetros de espesor y cuya temperatura aumenta con la altura. Luego se extiende la corona, que es una capa aún más rarificada, abarca una distancia de varios radios solares y tiene una temperatura muy elevada.

Estructura interna.

Núcleo.

El núcleo se extiende hasta 0,25 R (radio solar). En esta región es donde se produce el 99% de la energía y la misma es debida a procesos de fusión termonuclear. En este proceso el hidrógeno se transforma en helio y se emite energía en forma de radiación gamma.

El proceso principal de producción de energía se denomina cadena protón-protón, característico de estrellas poco masivas. Los pasos de este proceso son los siguientes:

Desde que el sol se formó menos de un 0,1% de su masa se convirtió en energía y el 5% del Hidrógeno en Helio.

Zona radiativa.

A medida que la radiación alcanza la superficie del Sol, ésta es absorbida, dispersada y emitida por los átomos. Parte de la energía se disipa debido a estas interacciones y los rayos gamma se transforman en radiación de mayor longitud de onda, como los rayos X, radiación ultravioleta, etc. Esto se produce en una región que se extiende desde unos 0,25 R hasta 0,86 R .

Zona convectiva.

Más allá de 0,86 R , en la zona convectiva, la menor temperatura permite que los electrones sean capturados por átomos de H para formar iones negativos de hidrógeno y también de otros elementos más pesados. Estos iones son muy eficaces para absorber fotones y aumentan de manera considerable la opacidad de la región, evitando de ese modo la propagación de la radiación en altas frecuencias.

En la zona convectiva, grandes masas de gas caliente son transportadas hacia la fotosfera por medio de corrientes turbulentas.

Estructura externa.

Fotosfera.

La fotosfera es la capa desde la que se emite la mayor parte de la luz visible del Sol. Por esa razón es que representa lo que usualmente se conoce como superficie solar. Esto es consecuencia de los procesos de absorción y emisión que se producen en capas inferiores a ella, ya que la radiación original de los procesos nucleares es mucho más energética. Su espesor es de unos 300 a 500 km y su densidad aumenta hacia el centro, incrementando de esa manera la opacidad. La temperatura en su límite inferior es de unos 8000 K y en el superior de unos 4500 K.

Es apreciable el hecho de que el disco solar sea más brillante en su centro que en los bordes (oscurecimiento hacia el limbo). Cuando miramos hacia el centro del disco solar, la radiación observada proviene de capas internas de la fotosfera y a medida que nos acercamos al limbo, la penetración de las capas va disminuyendo (Figura 3). Por lo tanto, en los extremos sólo pueden verse las capas más altas y más frías, por eso se ven más oscuras. Esto ocurre en el visible.

En capas más externas hay una inversión de la temperatura y ésta aumenta con la altura. En estas regiones se produce radiación en frecuencias de rayos X, ultravioleta y radio. Al observar el sol en estas frecuencias, hay un abrillantamiento hacia el limbo.

La fotosfera provee evidencia de una zona de convección turbulenta bajo la superficie visible (ver figura 1). Por encima de la zona radiativa hay corrientes convectivas que transportan burbujas de gases calientes hacia la fotosfera. Al alcanzar la superficie, esta agitación térmica produce una estructura granular uniforme.

La fotosfera está compuesta por una masa de gránulos brillantes en movimiento cuyo tiempo de vida es de 5 a 15 minutos mientras irradian energía, se enfrían y vuelven a la zona convectiva subyacente. El tamaño típico de los mismos es de unos 700 a 1000 km y su velocidad de ascenso está entre 0,5 y 2 km/s, pasando luego a desparramarse por la superficie a una velocidad horizontal de 0,25 km/s. El gas más frío desciende por los espacios intergranulares.

A una escala mayor hay estructuras supergranulares con extensiones de 30 000 km y que contienen cientos de gránulos individuales. Su tiempo de vida es de 12 a 24 horas.

En los bordes de estas formaciones el campo magnético solar es más intenso, y dando lugar al entramado cromosférico que ocurre en la capa siguiente de la fotosfera.

Los fenómenos que manifiestan actividad de manera más marcada son las manchas solares. Asociadas a ellas están las fáculas, que son zonas luminosas más brillantes que el promedio y que aparecen en la vecindad de las manchas antes de que éstas se formen y se mantienen varias semanas después de su desaparición.

Cromosfera.

Por encima de la fotosfera existe una capa de 500 a unos pocos miles de kilómetros de espesor, en la que se produce una inversión de la temperatura desde 4500 K a 6000 K y se denomina cromosfera. Está compuesta por gases ionizados.

En las zonas más externas de ella hay una región de transición de unos miles de km hasta llegar a la corona. La temperatura alcanza un valor de K en la porción más exterior de esta región.

El espectro visible de la cromosfera está compuesto por un continuo muy débil y un gran número de líneas de emisión brillantes superpuestas a él. Es débil porque el gas cromosférico es muy transparente a la mayoría de las longitudes de onda del visible, y al ser poco absorbente, es también poco emisor.

Durante un eclipse total de Sol la cromosfera se puede observar por unos segundos en los extremos de la fase total mientras la fotosfera está completamente oculta. En el momento del eclipse total se observan unas 3500 líneas de emisión bien identificadas de H, He y algunos metales. Una de las líneas de emisión cromosféricas más importantes es la línea H de la serie de Balmer del Hidrógeno (6563 \AA). En un espectro solar normal, ésta corresponde a una línea de absorción intensa, pero si se toma una imagen en esa longitud de onda estamos obteniendo una imagen de la cromosfera.

La porción superior de la cromosfera se caracteriza por tener una estructura muy variable a escala local y a gran escala. Usando luz monocromática se ve que está formada por un gran número de salientes denominadas espículas, de unos 1000 km de espesor. Éstas tienen movimientos ascendentes y descendentes desde 6000 a 10 000 km a una velocidad de 30 km/s en períodos de 10 minutos, y siguen las direcciones de los campos magnéticos

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