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El sol, nuestra estrella

Interior solar

La reacción nuclear más común es la que transforma hidrógeno (H) en helio (He). Sucede que en el núcleo solar, debido a su alta temperatura, los átomos ya no tienen sus electrones. El gas ahí está compuesto de los núcleos atómicos y electrones sueltos que se mueven con velocidades muy altas. Debido a la alta densidad, en un volumen pequeño se encuentran muchos núcleos y estos suelen chocar entre ellos. La mayoría de ellos son núcleos de hidrógeno, llamados protones. Se necesitan cuatro protones para producir un núcleo de helio. éste pesa casi igual que cuatro protones, pero es más ligero. Esto se debe en parte a que el 0.7 % de la masa de protones se convierte en energía que después será radiada como luz visible o invisible.

Núcleo

Si pudiéramos atravesar el Sol, veríamos que las condiciones físicas, como la temperatura, la presión, la densidad y la composición química, dependen mucho de que tal lejos del centro del Sol las examinamos. Según estas características, el Sol está dividido en capas, de las cuales tres forman el interior solar: núcleo, zona radiativa y zona convectiva.

La zona radiativa es la región que se extiende de 0.25 a 0.7 radios solares. Su nombre se debe a que en ésta la energía se transmite completamente por radiación, entonces no hay convección del gas. En la zona radiativa la temperatura decrece hacia afuera de 7.000.000 a 2.000.000 K y densidad de 20 a 2 gcm-3.

Debido a su color los astrónomos clasifican al Sol como una estrella del tipo G2. La fotósfera es la capa más fría de nuestra estrella ya que las capas atmosféricas (cromósfera, corona) tienen temperaturas mucho más altas. Muchos fenómenos muy interesantes suceden en la fotósfera, como manchas solares, fáculas y gránulos.

Zona radiativa

En ella se forman grandes columnas de gas moviéndose hacia la superficie y otra vez de regreso hacia el interior del Sol, que dejan su firma en la fotósfera en forma de granulación y supergranulación solar. La densidad en la capa más externa de la zona es de 0.2 gm-3 o una 1/10.000 parte de la densidad del aire al nivel del mar.

Superficie solar – fotósfera

Zona convectiva

Manchas solares

Cromósfera

Corona

Los astrónomos Thomas Harriot, Johannes y David Fabricius y Christoph Scheiner fueron los primeros en observar las manchas solares a través de sus telescopios en los años 1610 y 1611. En 1612, Galileo Galilei mejoró mucho estas observaciones siendo más sistemático que los demás en elaborar un registro de sus observaciones.

En la cromósfera la temperatura sube a 20.000 K. Fue observada por primer vez durante los eclipses solares totales. El período durante el cual se puede observar a la cromósfera cuando hay un eclipse solo dura algunos segundos. La cromósfera es una capa muy activa.

La corona es la capa externa de la atmósfera solar. Usualmente no la podemos observar a simple vista debido a que la luz de la fotósfera es mucho más fuerte que la que emite la corona. Las ocasiones en las que sí podemos ver a la corona de manera natural son muy escasas. Esto sucede durante eclipses solares totales. Entonces aparece la corona en luz blanca rodeando al Sol. En luz blanca la corona esta formada por estructuras llamadas cascos coronales que se extienden radialmente fuera del Sol. A

Eyecciones de masa coronal

Las eyecciones de masa coronal (EMC) son enormes burbujas de material que sale de la corona solar. El material es plasma y principalmente consiste de protones y electrones. La mayoría de las EMCs proviene de las regiones activas con campos magnéticos cerrados. La velocidad de las EMCs puede ser entre 20 y 3200 km/s, aunque en promedio es de aproximadamente 500 km/s.