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EL SOL: NUESTRA ESTRELLA
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
pablolonnie@yahoo.com.mx
Cuando echamos a volar la imaginación y pensamos en un viaje a las estrellas, nos imaginamos fácilmente una
larga travesía cruzando el espacio interestelar hasta la estrella más cercana a nosotros. Podemos suponer una visita
al sistema Alfa Centauri y más aún, a su elemento más pequeño llamado Próxima Centauri: una estrella a 4.25
años-luz de distancia. Sin embargo, hemos pasado de largo junto a la que es verdaderamente la estrella más cercana
a la Tierra: el Sol, el objeto celeste por excelencia. Es el astro más luminoso del firmamento y es visible desde toda
la Tierra dependiendo de la hora y estación. A primera vista no parece estar emparentado con las estrellas que cada
noche adornan la esfera celeste, sin embargo, gracias al Sol es que mejor conocemos los procesos que acontecen
dentro y fuera de ellas. El Sol es la estrella que mejor conocemos. Nos parece que es la estrella más grande, más
brillante y más caliente del cielo, pero sólo porque está muy “cerca” de nosotros, a casi 150 millones de Km. En
realidad, cualquier estrella que veamos en la noche será más grande y brillante que el Astro Rey. Las estrellas se
ven tan pequeñitas simple y sencillamente porque están a distancias increíblemente lejanas.
Básicamente el Sol es una esfera de gas luminoso, unido por su propio campo gravitatorio, cuya fuente de energía
son los procesos de fusión nuclear en su interior.
Así como una bomba H (de Hidrógeno) produce una cantidad portentosa de energía, una onda de choque
expansiva, radiaciones dañinas para la vida, una cantidad de luz cegadora y abundante calor, así el Sol –como el
resto de las estrellas- dedican toda su vida a hacer exactamente lo mismo. La única diferencia es que el Sol no se
“revienta” o explota. ¿Por qué no? Porque su masa es de casi 333,000 veces la masa de la Tierra. El Sol es un
objeto de peso completo. La pesada carga de sus capas externas pretende aplastar el núcleo del Sol, conteniendo la
fuerza explosiva del núcleo. Mientras que el núcleo trata de reventarse y escapar hacia el exterior, las capas
externas tratan de apachurrarlo. El resultado es un sistema en equilibrio que se mantiene a lo largo de la vida de la
estrella. Una estrella como el Sol tiene una expectación de vida de unos 10,000 millones de años de los cuales lleva
vividos ya unos 4,600 millones de años.
Técnicamente, el Sol es una estrella de tipo espectral G2V. En pocas palabras esto significa que tiene una
temperatura superficial de casi 6,000 k (grados kelvin) y visualmente es de color amarillo. Se observan metales
ionizados (es decir, cuyos electrones son desprendidos por la intensa radiación) en su atmósfera. En la emisión de
su luz el calcio deja una huella dominante. G2 indica que es relativamente más fría que una estrella tipo G0 y “V”,
que es una estrella relativamente enana, en la serie principal (reacciones de fusión nuclear que transforman
Hidrógeno en Helio)
ANTECEDENTES
Casi en todas las culturas antiguas el Sol fue venerado como la máxima divinidad. En la mitología griega se le
conoce como Helios. De ahí proviene el nombre del gas Helio, que fue descubierto primeramente en el Sol. Según
la Leyenda, Helios tuvo 7 hijos (Helíades) quienes se encargaron de dividir el día en horas y el año en estaciones.
Los caldeos le llamaban Baal, los cananeos Moloch, los moabitas Beelpeor, los fenicios Adonis, los egipcios lo
conocían como Osiris y también como Rah, era Mithras para los persas y Dionius para los hindúes. Los romanos le
llamaban Apolo.
El Sol fue utilizado por los primeros astrónomos-astrólogos para medir el tiempo. Grandes monumentos fueron
levantados para marcar el paso del Sol a lo largo del día y a lo largo del año. El primer reloj de Sol “portátil”
conocido es de origen egipcio, esculpido en piedra. Como es fácil adivinar y comprobar, se aprovechaba el juego de
luces y sombras generado por los elementos arquitectónicos de los edificios o de las partes del reloj para indicar
una determinada hora y fecha.
Los antiguos pensaban que el Sol estaba hecho de oro (¿has oído hablar de los rayos dorados del Sol?). Las
monedas, de oro y redondas –como el Sol- honraban a la deidad máxima. El símbolo del oro, frecuentemente
utilizado por los alquimistas en la Edad Media es el mismo utilizado para representar al Sol: un círculo con un
punto en el centro.
Por mucho tiempo se consideró que el Sol, las estrellas y los planetas revolucionaban alrededor de la Tierra. Esta
idea se conoce como modelo geocéntrico y desafortunadamente fue popularizada por Ptolomeo, (200 d.C.) por tal
motivo se le conoce también como Sistema Ptoloméico. Este sistema trascendió hasta 1543, cuando las ideas de
Nicolás Copérnico fueron publicadas, estableciendo el modelo heliocéntrico ó Sistema Copernicano en el cual
todos los planetas revolucionan alrededor del Sol.
DISTANCIA AL SOL.- 149’597,800 Km.
La distancia promedio al Sol es conocida comúnmente como unidad astronómica y equivale aproximadamente a
149,597,800 Km. Como la órbita de la Tierra es elíptica, la distancia varía. Curiosamente para nosotros –habitantes
del hemisferio Norte- el invierno sucede cuando la Tierra está más cerca del Sol. Este punto de mínima distancia se
llama perihelio. Seis meses después, la Tierra está en su punto más alejado, llamado afelio. El verano es más
caliente a causa de la inclinación del eje de rotación de la Tierra que favorece una mejor iluminación del Sol: sus
rayos caen a plomo, perpendicularmente al suelo, calentando más eficientemente.
Frecuentemente se redondea la unidad astronómica a 150 millones de Km.. El Sol está lo suficientemente lejos de
la Tierra como para que el efecto de esta distancia sea sensible en la luz que recibimos de él. ¿De qué manera? En
el hecho de que el Sol que vemos cada momento no representa su imagen en tiempo real. Estamos viendo hacia el
pasado. Cuando escuchamos un avión pasar sobre nuestra cabeza a gran altura y volteamos a verlo ¡ya no está ahí!
es porque el sonido tardó en llegar a nosotros. Cuando volteamos a ver el Sol tampoco está ahí, aunque su imagen
parece indicarnos otra cosa, en realidad estamos viendo los rayos que salieron de su superficie hace 8.3 minutos,
mismo tiempo que habrá “aprovechado” para avanzar en la bóveda celeste.
Con todo, el Sol es una estrella que está relativamente cerca. La siguiente estrella –Próxima Centauri- está casi
¡270,000 veces más lejos! (Para ser precisos.- 267,410 veces más lejos)
TAMAÑO.- 1,392,000 Km.
A pesar de su gran distancia, el Sol está lo suficientemente cerca como para apreciar un tamaño aparente que vemos
en forma de disco solar. Cualquier otra estrella se verá siempre puntual hasta en el mejor de los telescopios. El Sol
mide 1’392,000 Km. de diámetro, lo suficiente para que la Tierra lo cruce con su diámetro 109 veces. Es
verdaderamente grande, sin embargo, todas las estrellas que se ven en el cielo a simple vista son más grandes que
esto. Hay estrellas, como Mu Cephei que miden casi 1,000 veces el diámetro del Sol. Por otro lado hay estrellas
que son 10 veces más pequeñas que el Sol, como Próxima Centauri, pero son tan oscuras que aún a poca distancia
no son visibles.
El volumen del Sol es impresionante: aproximadamente 1’300,000 de Tierras caben en su interior.
El diámetro angular (aparente) del Sol en promedio es de 32’ 04” de arco, pero como la órbita de la Tierra es
elíptica el Sol parece cambiar de tamaño. En el perihelio (cerca) el Sol mide angularmente 32’ 36” de arco. En el
afelio (lejos) el Sol mide 31’ 32” de arco.
COMPOSICIÓN.- Hidrógeno y Helio: 98.1%
El Sol, como todas las estrellas y los planetas gigantes está básicamente hecho de la sustancia más abundante del
Universo observable: Hidrógeno. Le siguen el Helio, Oxígeno, Carbono y otros distribuidos de la siguiente manera:
De cada 100 átomos, 92.1 son de Hidrógeno, 7.8 de Helio y 0.1 otros elementos. Para fines prácticos podemos
decir que el Sol está hecho de Hidrógeno y Helio.
En cuanto a porcentaje de masa, se conocen los siguientes datos:
Hidrógeno
71.0 %
Helio
27.1 %
Oxígeno
0.97 %
Carbono
0.40 %
Nitrógeno
0.096 %
Silicio
0.099 %
Magnesio
0.076 %
Neón
0.058 %
Hierro
0.14 %
Azufre
0.040 %
Otros
0.021 %
ESTADO FISICO.- Plasma
Por costumbre decimos que el Sol es gaseoso, sin embargo, sería más apropiado precisar que se trata de un plasma.
Un plasma es una sustancia hecha de una “sopa” de partículas subatómicas. A pesar de que el Sol está compuesto
de una gran variedad de elementos, todos se encuentran en estado ionizado, les faltan sus electrones para estar
completos.
MASA.- 1.9891 x 1030 Kg.
Si el Sol es como un gas...¿Qué tan masivo puede ser? Su masa es de 1.9891 x 1030 Kg. o el equivalente a 332, 946
masas terrestres. No hay otro objeto tan masivo en el Sistema Solar y precisamente por eso todos los objetos que lo
conforman están confinados a su campo gravitatorio. El siguiente objeto más masivo es Júpiter, sin embargo, sólo
tiene una 317 masas terrestres.
DENSIDAD.- 1.41
Si su masa es de casi 333,000 veces la Tierra pero su volumen es más de un millón de veces el de la Tierra...¿Qué
significa esto? Pues que el Sol es un objeto de baja densidad. En promedio, cada metro cúbico del Sol pesa 1,410
Kg. contra 5,520 Kg. de la Tierra. La densidad del Sol es de 1.41. Este valor –debemos recordar- es un promedio.
La “superficie” del Sol es tan poco densa que al tratar de tocarla no sentiríamos nada (haciendo a un lado –
obviamente- el calor). Si penetráramos a 1/3 de su profundidad encontraríamos ya una presión muy semejante a la
del agua de una alberca ¡podríamos nadar en el interior del Sol! Una vez en el núcleo, la presión es increíblemente
alta, ¡estamos sometidos a la carga de 333,000 Tierras! La presión equivale a 250,000 millones de atmósferas
terrestres y la densidad aquí es 8 veces superior a la del oro.
GRAVEDAD SUPERFICIAL.- 27.9 Terrestres
Aunque no existe una superficie sólida en el Sol contra la cual pisar, la atracción gravitatoria en la “superficie” del
Astro Rey es 27.9 veces superior a la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula milagrosamente en el “suelo”
del Sol, notaríamos que una persona que pesa 70 Kg. en la Tierra, ¡allá pesa casi 2 toneladas!
VELOCIDAD DE ESCAPE.- 617.5 km/seg
Con una masa tan grande, resulta muy difícil escapar de la prisión gravitatoria ejercida por el Sol. La velocidad
necesaria para poder desatarse de sus lazos, es decir, su velocidad de escape, es de 617.5 km/seg. Si el Sol fuera
más denso, aún con la misma masa, la velocidad de escape sería mayor. Como referencia, recuerda que la velocidad
de escape de la Tierra es de 11.2 km/seg.
ROTACIÓN.- 25.38 días Terrestres
El primero en tener pistas sobre la rotación solar fue Galileo. El observó que el Sol presentaba -aquí y allámanchas que parecían deslizarse sobre su superficie. En promedio, estas manchas dan una vuelta alrededor del Sol
cada 25.38 días terrestres y son nuestra referencia a la hora de medir la rotación solar.
Una observación detallada nos permitirá notar además, que las manchas que están cerca del ecuador solar se
desplazan a mayor velocidad que aquellas que están cerca de los polos. Esto es porque el Sol es gaseoso, de tal
manera que no da vueltas de una pieza –como la Tierra- y los polos se van atrasando. Este fenómeno es conocido
como rotación diferencial.
Observando el movimiento de las manchas solares, podemos contar desde la Tierra 26.87 días que tarda el ecuador
solar en dar una vuelta y hasta 29.65 días a una latitud de 40°. Más allá de esta latitud, hacia el norte o hacia el sur,
no se ven manchas. El promedio es de 27.2753 días, pero descontando la traslación de la Tierra esto queda en una
rotación o período sideral de 25.38 días. Con otros métodos se ha podido medir la rotación de los polos solares de
31 a 35 días.
TRASLACIÓN
Así como los planetas no sólo rotan, sino que dan vueltas alrededor del Sol en un movimiento que llamamos
traslación, el Sol también experimenta un movimiento de traslación alrededor del núcleo de la Galaxia (la Vía
Láctea) a una velocidad aproximada de 200 km/seg. La órbita de Sol seguramente es también elíptica aunque su
trayectoria puede ser modificada sutilmente por la interacción con otras estrellas de la Galaxia. Considerando su
velocidad orbital y que el núcleo de la Galaxia está a unos 25,000 años-luz, el Sol debe tardar unos 225 a 250
millones de años en dar una vuelta alrededor de la Galaxia. Este período recibe el nombre de Año Cósmico.
LA LUZ DEL SOL m = -26.7
El Sol es el objeto más brillante del cielo alcanzando una magnitud aparente de m = -26.7. La Magnitud Absoluta
del Sol, es decir, la que apreciaríamos desde una distancia de 10 parsecs ó 32.6 años-luz sería de M = 4.85, por lo
que no es ni de broma una de las estrellas más brillantes de la Galaxia. Después del Sol, la estrella más brillante
que vemos es Sirius, en Canis Major, con una m = -1.46. Independientemente de que el Sol se ve brillante porque
está muy cerca, es intrínsecamente un objeto muy luminoso
A pesar de la distancia a la que nos encontramos del Sol, cada segundo la Tierra recibe 1,400 watts por metro
cuadrado, esto es conocido como Constante Solar. Tal vez no parezca mucho pero sumando toda la superficie del
planeta, ¡estamos hablando de 127.8 millones de watts por segundo! Esto es lo que recibe la Tierra, pero si
consideramos toda la luz que es emitida por el Sol, los números alcanzan cifras increíbles. La Luminosidad del Sol
es de 3.85 x 1026 watts.
LA ENERGIA DEL SOL
¿Cómo puede generar tanta energía? ¿De dónde la extrae? La respuesta es relativamente simple: de su propia masa.
Apelamos a la famosa ecuación de la Energía de Einstein, en la cual se describe E=mc2 donde “E” es energía, “m”
es masa y “c” es la velocidad de la luz. De acuerdo con esta ecuación, una cantidad muy pequeña de masa puede
generar una cantidad espantosa de energía, pues se multiplica por la velocidad de la luz al cuadrado, y como la
velocidad de la luz es elevadísima, la energía resultante lo es también. El Sol -y todas las estrellas de la Galaxiaestán constantemente transformando una parte de su masa en energía.
La energía es producida en el núcleo del Sol y llega hasta la superficie, donde se emite en forma de luz blanca y
otras formas de luz invisible: ondas de radio, infrarrojo, rayos ultravioleta, rayos X, gama, etc. Los astrofísicos
aprovechan todas estas formas de energía (longitudes de onda) para examinar los procesos internos y externos del
Sol y comprender mejor su funcionamiento. También saben los astrofísicos que el color dominante de una estrella
es correspondiente a la temperatura de su superficie. Una estrella como el Sol que visualmente presenta un color
amarillo, corresponde a una temperatura superficial de 5,770 k (grados kelvin).
Isaac Newton descubrió que podía descomponer un rayo luminoso del Sol con un prisma para formar –
artificialmente- un arco iris. Hoy, de modo similar, los astrofísicos analizan la luz del Sol y la descomponen
separando sus longitudes de onda (o colores): una banda multicolores llamado espectro. La suma de todas las
formas de radiación (luz visible e invisible) se conoce como espectro electromagnético. El espectro solar tiene la
cualidad de mostrar a los astrofísicos la huella dejada por los elementos presentes en él. Una vez separadas las
longitudes de onda en forma de un espectro, no sólo queda en evidencia la composición del Sol, es posible además
observar la abundancia de cada elemento así como la presencia e intensidad de campos magnéticos, la temperatura,
la velocidad en distintas partes del Sol, etc. El estudio del espectro se conoce como espectroscopía y se utiliza en
todo tipo de objetos celestes.
ESTRUCTURA GENERAL DEL SOL
El Sol está formado por 8 regiones que aparecen ordenadas desde el interior hacia afuera:
INTERIOR DEL SOL
I.- Núcleo: es donde suceden las reacciones de fusión nuclear
II.- Zona de Radiación: es donde la energía es transportada por radiación electromagnética.
III.- Zona de Convección: la energía es transportada por los gases que ascienden hacia la superficie
SUPERFICIE
IV.- Fotosfera: es la “superficie” solar donde su luz se libera al espacio.
SU ATMOSFERA
V.- Cromosfera: es una atmósfera de baja temperatura inmediatamente encima de la fotosfera.
VI.- Zona de transición: donde la temperatura se dispara nuevamente.
VII.- Corona: Atmósfera exterior del Sol, sumamente enrarecida, luminosa y de muy alta temperatura
VII.- Viento Solar: es la parte externa de la Corona, se extiende por todo el Sistema Solar, no es luminosa.
¿Cómo conocemos la estructura interior del Sol? Existen modelos que explican la producción de energía basándose
en su masa y densidad. Además, se puede sondear el interior del Sol utilizando las mismas técnicas empleadas para
sondear el interior de la Tierra: los sismos. La ciencia de interpretar la propagación de las ondas sísmicas para
sondear el interior del Sol se llama heliosismología.
EN EL INTERIOR DEL SOL:
I.- EL NÚCLEO
Es el centro del Sol, la fuente de calor donde acontecen las reacciones de fusión nuclear generando energía. Es aquí
donde la presión supera a la presión atmosférica terrestre por 250,000 millones de veces. En este lugar la densidad
es de 150,000 kg/m3 y la temperatura asciende de 10’000,000 a 15’000,000 k. En estas condiciones los átomos de
hidrógeno colisionan violentamente entre sí produciendo rayos gama, neutrinos y otras partículas exóticas. El
diámetro estimado del núcleo es de aproximadamente 400,000 Km..
La fusión nuclear en el Sol consiste básicamente en que 4 átomos de Hidrógeno (o 4 núcleos, para ser precisos) se
combinan para formar un átomo (núcleo) de Helio.
En el proceso, sucede algo extraño: el átomo de helio tiene una masa 0.7% menor que la suma de los 4 hidrógenos
¿Qué pasa con esa masa? De acuerdo con la ecuación E=mc2 , se convierte en energía. Basta muy poca materia para
generar una cantidad formidable de energía. En el Sol, cada segundo 600 a 700 millones de toneladas de hidrógeno
son transformadas en helio. De esta cantidad 5 millones de toneladas “desaparecen” en forma de energía pura.
Sorprendentemente, el interior del Sol es tan turbulento que la radiación generada en su interior toma caminos muy
erráticos, tanto así que un rayo luminoso originado en el núcleo puede tardar millones de años antes de llegar a la
superficie. Por otro lado, los neutrinos reaccionan tan poco con la materia que antes de 2 segundos ya están afuera
del Sol, viajando por el espacio.
Los neutrinos son partículas exóticas. No tienen carga eléctrica. Su masa es casi igual a cero. Su velocidad es
ligeramente menor a la de la luz. Su interacción con la materia es casi nula (salen despedidos del Sol sin que nada
los detenga) Para estudiar los neutrinos provenientes del Sol y otras estrellas, se han instalado bajo Tierra
detectores especiales ultra-sensibles que, sin embargo, han fallado en registrar la cantidad de neutrinos esperada. O
algo falta por entender acerca de los procesos internos del Sol o los detectores no son lo suficientemente sensibles.
¿De qué color es el interior del Sol?
¿Blanco?¿Rojo?¿Amarillo? Recuerda que el color dominante de un objeto dependerá de su temperatura. Si el
interior del Sol está a 15 millones de grados...¿Qué color domina? Ya mencionamos que la producción de energía
es en forma de rayos gamma, una forma de radiación invisible, por lo tanto el Sol -en su interior- es NEGRO. La
energía se dispersa hacia el exterior de modo que para cuando llega a la fotosfera, es emitida en todo el espectro.
II.- LA ZONA DE RADIACIÓN o RADIATIVA
A 200,000 Km. del centro del Sol, la energía generada en el núcleo es transportada hacia fuera por medio de la
radiación electromagnética. Su temperatura desciende a aproximadamente 7 millones k y se estima su espesor en
300,000 Km. La densidad es mucho menor que en el núcleo: 15,000 kg/m3.
III.- LA ZONA DE CONVECCION o CONVECTIVA
A 500,000 Km. del centro del Sol inicia la Zona de Convección. Aquí la energía es arrastrada hacia fuera por
medio del movimiento de los gases. El gas de alta temperatura asciende y cuando ha liberado calor, -enfriándose un
poco- retorna hacia el interior. Su temperatura promedio es de 2 millones k y su densidad es muy reducida: 150
kg/m3. El espesor de la zona convectiva es de unos 196,000 Km.
EN LA SUPERFICIE DEL SOL
IV.- LA FOTOSFERA
A 696,000 Km. del centro solar está la Fotosfera. Su nombre significa “esfera de luz” pues es la porción o
“superficie” brillante del Sol: el llamado también disco solar. Aquí la luz (llamada radiación electromagnética)
escapa al espacio. La fotosfera no es una superficie sólida y tiene un espesor de 500 Km. Su temperatura es de sólo
5,770 k. La densidad en esta capa es de 2 x 10 –4 kg/m3 (unos 0.2 gr/m3)
La Fotosfera exhibe estructuras secundarias muy singulares que se consideran fenómenos transitorios. Estas son:
1.- Granulación
2.- Machas Solares (que a su vez se subdividen en Umbra y Penumbra)
3.- Regiones activas
4.- Fulguraciones
5.- Fáculas
1.- GRANULACIÓN
La Granulación es la manifestación externa de la Zona de Convección. Se trata de células de convección de
aproximadamente 1000 Km. de diámetro. Se comportan como burbujas de gas caliente que borbotean en la
superficie del Sol, despiden calor y al “enfriarse” se vuelven a zambullir hacia el interior. Su desarrollo es muy
semejante al de las células de convección que se observan cuando un líquido está en ebullición. Cada célula dura 5
minutos cuando mucho antes de desaparecer bajo la Fotosfera. El centro de cada célula de calor es más brillante
porque su temperatura es mayor, sus bordes son 300° más “fríos” y por lo tanto, son oscuros.
2.- MANCHAS SOLARES
Son regiones de la Fotosfera donde se localizan concentradamente los intensos campos magnéticos del Sol. Esto
impide que la superficie se caliente tanto como el resto de la fotosfera. Como su temperatura es menor. Su emisión
de energía también es reducida y se ven menos brillantes que el resto del Sol. Cuando se observan a través de filtros
dan la impresión de ser negras, sin embargo, son sólo menos brillantes que el área circunvecina. Se ven así de
oscuras por el contraste, mas no porque sean negras. Los primeros en registrar estas manchas en la superficie del
Sol fueron los chinos, en el año 800 a. C.. Las observaban al amanecer, cuando la luz solar se atenuaba por el polvo
atmosférico o durante el día, cuando una nube disminuía el brillo del disco solar. (ADVERTENCIA: ESTOS NO
SON METODOS RECOMENDADOS PARA OBSERVAR AL SOL, SON DAÑINOS PARA LA VISTA )
En promedio miden alrededor de 10,000 Km. pero se manifiestan en una amplia variedad de formas y tamaños. A
veces se forman individualmente y otras parecen agruparse dando el aspecto de islotes oscuros. Suelen aparecer en
parejas quedando de manifiesto su estructura bipolar: una mancha representará el polo positivo y otra el negativo
(un invisible lazo magnético las conecta). El campo magnético en las manchas solares es hasta 1000 mayor que en
el resto de la superficie. La polaridad de las manchas es opuesta en los hemisferios norte y sur del Sol. Cada 11
años, aproximadamente, la polaridad del Sol se invierte. Este cambio es anunciado por una creciente actividad que
se manifiesta visiblemente en la superficie del Sol por el incremento de manchas. Este período de 11 años se
conoce como ciclo solar. Después de otros 11 años el Sol vuelve a tener la misma polaridad, por lo tanto el ciclo
completo dura alrededor de 22 años.
La parte central de una mancha es siempre más oscura y “fría” (4,500 k). Recibe el nombre de Umbra. La parte
externa no es tan oscura, pues su temperatura es mayor (5,500 k). Se llama Penumbra.
La rotación diferencial de Sol, en la que el ecuador solar se deslaza a mayor velocidad que los polos es la causante
de las manchas solares. Las líneas de magnetismo que comunican los dos polos (y pasan por debajo de la superficie
del Sol) se “enredan” alrededor del ecuador, pues éste las arrastra consigo. Después de una serie de rotaciones, las
líneas del campo magnético solar están tan distorsionadas y envueltas alrededor del ecuador que emergen por la
fotosfera, “perforándola” y produciendo las manchas ya mencionadas.
Entre 1640 y 1710 se observó que las manchas solares disminuyeron drásticamente. Este período se conoce como
el Mínimo de Maunder . “Casualmente” en el mismo período Europa experimentó la llamada Pequeña Era Glacial
que aparentemente estuvo relacionada con la caída de actividad en el Sol. Todavía es un asunto que despierta
polémica.
3.- REGIONES ACTIVAS
Cerca de las manchas solares se pueden liberar súbitamente cantidades masivas de energía y partículas
eléctricamente cargadas. Esto sucede en regiones controladas por campos magnéticos intensos y son conocidas
como regiones activas.
4.-FULGURACIONES
Destellos súbitos y pequeños, de corta duración. Suceden casi siempre en los bordes de las manchas solares, donde
los campos magnéticos son más intensos y representan una emisión explosiva de radiación y partículas a manera
de un oleaje o rociador (ver más delante)
5.- FACULAS
Generalmente visibles cerca del borde del Sol con el aspecto de manchas claras, “ríos”de luz o grietas luminosas.
Es gas más caliente y brillante que generalmente anuncia un incremento en la actividad de la superficie solar. Su
estructura está visiblemente por encima de la granulación.
EN LA ATMOSFERA DEL SOL
V.- LA CROMOSFERA
La Cromosfera es una atmósfera de baja temperatura (4,500 k) inmediatamente encima de la Fotosfera. Su altura
aproximada es de 2,000 a 10,000 Km. Empieza a 696,500 Km. del núcleo. Su densidad es de 5x10 –6 kg/m3. Está
compuesta básicamente de Hidrógeno ionizado por lo que es sensible a los campos magnéticos localizados en las
manchas solares. Su color es un rojo magenta encendido muy hermoso. La única forma natural de poder apreciar la
Cromosfera es durante un eclipse total de Sol, cuando el disco lunar ha ocultado completamente la Fotosfera y por
unos segundos tenemos a la vista el fulgor rojo de esta estructura. Existen también filtros muy e$pecializado$ que
permiten observar la Cromosfera en cualquier día despejado.
La Cromosfera exhibe estructuras secundarias también consideradas fenómenos transitorios. Estas son:
1.- Prominencias
2.- Filamentos (Flóculos oscuros)
3.- Espículas
4.- Plages (Flóculos brillantes)
5.- Oleajes (“surges”en inglés)
6.- Rociadores (“sprays” en inglés)
1.- PROMINENCIAS
Nubes de hidrógeno ionizado que sobresalen de la cromosfera. Son muy notorias cuando sobresalen del disco solar.
Su temperatura es inferior al medio y su densidad, más alta. Las prominencias –o protuberancias- se alzan
arrastradas por las líneas de los campos magnéticos. Por tal motivo, es frecuente observarlas encima de las regiones
activas, dibujando estructuras filamentarias y conectando manchas solares, aunque también aparecen en los polos
del Sol, donde no hay manchas. La gente las confunde con llamaradas, pero recuerda: EL SOL NO ESTA EN
COMBUSTION.
2.- FILAMENTOS
Cuando las prominencias suceden en el disco del Sol y se observan desde arriba, se ven oscuras y filamentarias.
Las prominencias y los filamentos son lo mismo desde una perspectiva distinta, unas de perfil y otros de frente.
3.- ESPICULAS
Son filamentos de gas cromósferico caliente que siguen líneas de magnetismo verticales. Sobre el borde de la
fotósfera tienen el aspecto una capa de hierba roja y corta, como muchas púas o pestañas. En las espículas el gas –
de 10,000 a 20,000 k- fluye hacia arriba a una velocidad de 20 a 30 km/seg alcanzando alturas superiores a 3,000
km para luego dispersarse o colapsarse. Cada espícula dura sólo unos 5 a 10 minutos.
4.- PLAGES
Llamados en el pasado flóculos brillantes, son manchones luminosos de la cromosfera solar (su temperatura es más
alta) Indican un incremento de actividad en las líneas de magnetismo verticales y coinciden con las fáculas que
aparecen en la fotosfera. Son regiones activas.
5.- OLEAJES o SURGES
Eventos eruptivos que dispersan radialmente gas cromosférico a velocidades de 100 a 200 km/seg. Suceden en
regiones activas, junto con las fulguraciones o los mostachos (llamados también bombas de Ellerman) que son de
erupciones menores. También acontecen en el borde penumbral de las manchas solares. Algunos oleajes levantan
material hasta a 200,000 km de la fotosfera. ¡BOMBA! Su duración es de 10 a 20 minutos y son recurrentes
6.- ROCIADORES o SPRAYS
Si los oleajes parecían violentos, imagínate los rociadores, cuyo material es lanzado a más de 618 km/seg...¡La
velocidad de escape del Sol! Cuando este material sale despedido del Sol, no regresa jamás. Son producidos en la
fase más violenta de las fulguraciones. La estructura de un rociador se fragmenta a medida que se aleja de Sol. A
veces parece que el material fue expulsado por algún látigo invisible.
VI.- LA ZONA DE TRANSICIÓN
Es una región –sin estructura- en la que la temperatura asciende dramáticamente a alrededor de 8,000 k. Su
densidad es de 2x10 –10 kg/m3. Está a 698,000 Km. del centro solar.
VII.- LA CORONA
Es la atmósfera exterior del Sol. Es terriblemente caliente (1 a 2 millones k) de modo que emite Rayos X
abundantemente. En promedio, inicia a 706,000 Km. del centro solar. Es sumamente enrarecida, con una densidad
muy baja (10 –12 kg/m3). Se extiende generalmente de 10,000 Km. sobre la fotosfera hasta 9,304,000 Km. de altura.
Su altura varía con la actividad en la superficie del Sol. En los eclipses es una estructura espectacular.
La Corona Solar exhibe estructuras secundarias. Estas son:
1.- Corona Interior
2.- Corona Exterior
3.- Agujeros Coronales
4.- Emisiones Coronales Masivas
1.- CORONA INTERIOR (Corona K)
Consiste básicamente de electrones libres moviéndose a gran velocidad y alcanza temperaturas de 2 millones de
grados a una altura de 75,000 km. Emite un espectro continuo.
2.- CORONA EXTERIOR (Corona F)
Formada principalmente por partíclas de polvo interplanetario moviéndose a velocidades moderadas. Esta porción
de la corona se extiende a millones de km. del Sol hasta perderse en el medio interplanetario. Emite un espectro de
absorción: el polvo absorbe parte de la energía.
3.- AGUJEROS CORONALES
Son regiones de la corona con una densidad y temperatura inusualmente bajas. Presentan campos magnéticos
monopolares y débiles. Son la fuente principal de los torrentes de alta velocidad de partículas cargadas de alta
energía, que se observan en el viento solar.
4.- EMISIONES CORONALES MASIVAS
Son erupciones colosales de la corona solar hacia el medio interplanetario. Justo antes del evento, los filamentos
asociados se pierden de vista o se detecta una fulguración. Hasta 10,000 millones de toneladas de material coronal
son lanzados violentamente hacia fuera y la onda de choque le da el aspecto de una gigantesca burbuja que crece a
velocidades de 200 a 1,000 km/seg.
VIII.- EL VIENTO SOLAR
Es la continuación de la Corona hacia el medio interplanetario. Es un torrente de partículas subatómicas –
básicamente protones y electrones- que se extiende por todo el Sistema Solar. No es luminoso y es más disperso
que la Corona, pero más caliente. Su temperatura es de 2 a 3 millones k y su densidad –que se dispersa con la
distancia- es de 10 –23 kg/m3. Cuando el viento solar llega al vecindario terrestre lleva una velocidad de 200 a 900
km/seg. El viento solar no llega hasta la Tierra, nuestro campo magnético lo desvía, sin embargo, la interacción de
los dos produce las auroras.