El Sol

Características y estructura

Características

El Sol es una estrella de la secuencia principal, con un tipo espectral G2 y clase de luminosidad V (ver el apartado Estrellas/clasificación dentro del menú principal). A las estrellas de estas características se les clasifica como enanas amarillas. Es una estrella poco masiva. Está compuesto por hidrógeno, en un 73,46 %, helio, con un porcentaje de 24,85 %, un 0,77 % de oxígeno y pequeñas proporciones de otros elementos.

La energía que genera se produce mediante la fusión nuclear de núcleos de hidrógeno en helio, entre 430 y 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo.

Si bien el Sol no tiene un límite definido, se considera el radio solar como la distancia que va desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. Esta medida indica que presenta una forma esférica casi perfecta; su diámetro ecuatorial es solo 10 km mayor que el polar, lo que se traduce en un ínfimo achatamiento de 9 millonésimas.

Su velocidad de rotación sí es ciertamente diferente en el ecuador que en los polos, siendo el periodo rotacional de unos 25,6 días en aquel frente a los 33,5 días que dura un giro completo de estos. Esta diferencia se debe al movimiento de convección y al efecto Coriolis¹ producido por la rotación del Sol.

El Sol no es un objeto consistente, sino una masa de partículas cargadas y campos magnéticos. Este material sale más allá de la superficie, creándo una «atmósfera» que engloba todo el sistema solar. Sin embargo esta transición no es completamente fluida, como se detallará más adelante.

Estructura

El Sol tiene una estructura formada por capas concéntricas, cada una de las cuales tiene su propio rango de temperatura y características:

Sección del sol con representación de fenómenos solares como manchas, protuberancias y erupciones (Kelvinsong).

Núcleo: Es la parte más interna y más caliente del Sol, con temperaturas que superan los 15 millones de grados Celsius. Es donde se producen las reacciones de fusión.; Es una esfera de un diámetro aproximado de 276.000 km y una densidad de unos 150 g/cm³ (10 veces mayor que la del plomo). Ocupa el cuarto más interno del radio del Sol.
Zona radiante: Es la inmediatamente superior al núcleo. A esta región llega la energía generada por las reacciones de fusión del núcleo, la cual se desplaza por radiación hasta el límite exterior de la zona radiactiva. Aquí la lus pasa de un átomo a otro.; Esta zona está compuesta de plasma, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Su densidad varía: desde más densa que el oro hasta menos densa que el agua.
Zona convectiva: Está sobre la zona radiante, siendo la capa más externa del interior solar. Constituye aproximadamente 2/3 del volumen del Sol. La base tiene una temperatura de casi 2 millones de grados Celsius. Es mucho menos densa que la zona de radiación (tiene aproximadamente la misma densidad que el aire a 80 km sobre la superficie de la Tierra).; En esta región los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos fácilmente, dificultando el transporte de radiación. Por ello, el transporte de energía se realiza por convección, y el calor se transporta de forma turbulenta, heterogénea, por el propio fluido, que se dilata al ser calentado y disminuye su densidad. Ello genera la formación de corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores menos calientes.; El gas caliente y ligero sube hasta la fotosfera, que vuelve a ser transparente a la radiación, y cede su energía en forma de luz visible, enfriándose y volviendo a descender al interior donde vuelve a calentarse.; Entre la capa inferior (zona radiante) y esta (zona convectiva) hay una zona de transición llamada tacoclina, ubicada a unos dos tercios del centro del Sol con un espesor de aproximadamente 0,04 y 0,70 veces (según la diferentes fuentes consultadas) el radio solar. Mientras el interior radiactivo gira como un sólido rígido el exterior convectivo tiene una rotación diferencial de estilo fluído, ya que sus polos rotan más lentamente que la banda ecuatorial. Esta transición brusca provoca una fricción que origina los campos magnéticos del Sol. Estos campos magnéticos generan las manchas solares y otros fenómenos de la superficie del Sol.
Fotosfera: La fotosfera es la zona perceptible del Sol, donde se emite luz en el rango visible. Aunque se considera como la superficie de la estrella, la fotosfera es, en realidad, la primera capa de la atmósfera solar. La fotosfera, junto con la cromosfera y la corona, forma parte de la atmósfera del Sol (aunque sea esta última la que suele denominarse «la atmósfera del Sol», pero en realidad es la atmósfera superior del Sol).; Su densidad es mucho menor a la del aire en la Tierra a nivel del mar. Tiene aproximadamente 400 km de espesor y una temperatura relativamente fría de 5.500 °C. En la fotosfera es donde se producen las manchas solares, signo de su gran actividad.; Con un telescopio se puede apreciar que el brillo disminuye desde el centro del círculo solar hacia el limbo o borde del Sol. Es el denominado oscurecimiento del limbo, y se debe a que la luz que se ve en el centro del disco solar procede, en su mayoría, de las capas inferiores de la fotosfera, que es más luminosa al ser más caliente. Cuando observamos el limbo, la visión es casi tangencial al contorno estela, por lo que la radiación que se aprecia es, principalmente, de las capas superiores de la fotosfera, menos caliente y luminosa.
Cromosfera: Su espesor es de unos 1.700 km. La temperatura en esta zona aumenta de 5.500 °C a 20.000 °C. No es visible con telescopios, salvo con el empleo de filtros, ya que el gran brillo de la fotosfera la oculta. Sin embargo su visibilidad mejora sustancialmente en los eclipses de sol, en los que la fotosfera está oculta por la Luna.; En la cromosfera inferior, el material solar se mueve como un gas o fluido típico, mientras que en la cromosfera superior y por encima, las fuerzas magnéticas dominan el movimiento.; Dentro de ella, aunque para muchos científicos es una región independiente, está la zona de transición, una capa delgada donde la cromosfera se calienta rápidamente (pasa de miles a millones de grados y se convierte en la corona. Se estima que tiene unos 100 km de espesor.
Corona solar: Datos procesados por ordenador del viento solar tomados por la nave espacial STEREO de la NASA. Es una imagen de la transición de la corona al viento solar, y el primer video del propio viento solar en una región no mapeada anteriormente (Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/Craig DeForest, SwRI).; Es la atmósfera expansiva solar. Se observa como un halo durante un eclipse total.; Su temperatura aumenta cuanto mas se aleja de la superficie, llegando a alcanzar hasta 2 millones de grados Celsius, mucho más caliente que la fotosfera, hecho este al que aún no se ha podido dar una explicación clara. Los científicos lo denominan problema del calentamiento coronal y fue evidenciado por primera vez durante un eclipse en el siglo XIX2.; La corona exterior es la fuente del viento solar, así como de las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal, las erupciones solares energéticas que crean el clima espacial más fuerte.; Investigaciones desde el Observatorio de Relaciones Terrestres Solares de la NASA (Solar Terrestrial Relations Observatory —STEREO—), lanzado en octubre de 2006, los científicos obtuvieron imágenes por primera vez del borde del sol, la zona de transición donde comienza el viento solar. Este estudio, publicado en The Astrophysical Journal el 1 de septiembre de 2016 determinó que hay un límite perceptible entre la corona y el viento solar en el cual la consistencia del material que sale del Sol cambia su apariencia y consistencia.; Esta frontera está ubicada a unos 32 millones de kilómetros desde el inicio de la corona, y ahí este material cambia y su movimioento deja de ser controlado por el campo magnético de la estrella. En esa zona el flujo, estriado, pierde su estructura magnética radial, y se torna más turbulento, menos estructurado, volviéndose floculado y pasando a ser regido por la hidrodinámica. Esta transición de la corona superior al viento solar no es un punto fijo concreto, sino una región en que el cambio de las estructura de la partículas solares es un gradiente.; Se denomina superficie (o zona) de Alfvén y es la zona en que el plasma se va alejando del Sol y este empieza a perder el control magnético. Es el límite entre la corona y el viento solar.
Heliosfera: Es la región por la que se extienden el viento solar, partículas cargadas que salen de la corona y se expanden por todo el sistema solar. El viento solar se descubrió en la década de 1950. Este viento solar es el que transporta el campo magnético generado por el Sol. La heliosfera es la gran burbuja espacial dominada por el campo magnético del Sol. Esta burbuja por el flujo de viento solar del Sol, protege nuestro sistema solar de los rayos cósmicos de alta energía de otras partes de la galaxia.

¹ El efecto Coriolis,descrito en 1836 por el científico francés Gaspard Gustave de Coriolis, es el efecto que se observa en un sistema de referencia en rotación cuando un cuerpo se encuentra en movimiento respecto de dicho sistema de referencia. En el caso de una esfera en rotación, el movimiento de un objeto, según su latitud, presenta este efecto, ya que dicho movimiento aumenta o disminuye la distancia respecto al eje de giro de la esfera.

² En 1969 dos científicos, de forma independiente, analizaron, con un espectroscopio la corona solar (durante un eclipse, para evitar el exceso de brillo solar). Observaron que la longitud de onda de la corona no se correspondía a ningún elemento de la Tierra. En 1939 se comprobó que se correspondía a átomos de hierro a los que se había quitado 13 de sus 26 electrones, lo que concluyó en que la corona estaba a milones de grados, mucho más caliente que la superficie del Sol (que está a 5.500 °C).