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El Sol

Royal Greenwich Observatory
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Cuaderno de Información No. 10: 'El Sol'.

Qué es el Sol?

El diámetro del Sol es de 1.400.000 Km., que es más de 100 veces mayor que el diámetro de la Tierra. Su masa es más de 300.000 veces la de la Tierra. El Sol es un cuerpo gaseoso muy caliente compuesto de cerca de 75% hidrógeno, 25% helio, menos de 1% de oxígeno, todos los otros elementos constituyen menos del 1%. La temperatura de su superficie es de cerca de 6.000° C.

La fuente de energía en el Sol, es la fusión de núcleos de hidrógeno (protones) en núcleos de helio. En este proceso, se pierde una pequeña cantidad de masa que es transformada en energía. Esta reacción nuclear, sólo puede ocurrir en el muy caliente (15.000.000° C) y denso centro del Sol.
El Sol pierde medio millón de toneladas cada segundo en esta destrucción de masa para producir energía, pero mantendrá su actual producción de energía durante cerca de 5.000 millones de años.

Durante este largo período de tiempo, el Sol es una estrella de la secuencia principal, pero eventualmente todo el hidrógeno en el centro se habrá convertido en helio. El balance entre la fuerza de gravedad, que atrae toda la masa del Sol hacia su centro, y la fuerza debida a la energía del Sol, que empuja la materia hacia afuera, se perderá entonces. El centro se contraerá y se hará aún más caliente, mientras que la parte exterior se expandirá y se enfriará. El Sol será entonces más brillante, más frío, y mayor -- una estrella roja gigante.
Ultimadamente todas las fuentes de producción de energía llegarán a su fin, y el Sol colapsará para convertirse en un objeto muy pequeño y caliente, llamado una enana blanca.

El Ciclo Solar:

El Sol, visto desde la Tierra, rota sobre su eje en algo más de 27 días, y su actividad aumenta y disminuye en un ciclo de aproximadamente 11 años, produciendo variaciones en el campo magnético de la Tierra, y cambios en nuestra atmósfera superior (la ionosfera), que afectan la transmisión de las ondas de radio y por tanto las comunicaciones mundiales. Este ciclo de actividad fue descubierto por el astrónomo amateur Alemán Heinrich Schwabe como resultado de observaciones hechas entre 1826 y 1843; en los siguientes diez años, se estableció una relación.

Al principio de cada ciclo, las Manchas Solares ocurren el las altas latitudes del Sol (a cerca de 40° de su ecuador), y en el curso de cerca de 11 años, ocurren en latitudes cada vez menores, e incluso sobre el ecuador mismo.
Si graficamos contra el tiempo, las latitudes y duraciones de las Manchas, esto produce un 'Diagrama de Mariposa'.
El aumento y subsecuente disminución de las Manchas (cuyas áreas se expresan en millonésimas del hemisferio visible del Sol), también se muestran en este tipo de diagrama.
La forma del gráfico es muy similar a la de los gráficos correspondientes de las variaciones del campo magnético de la Tierra (el índice geomagnético), mostrando la íntima relación entre la actividad del Sol y sus efectos en la Tierra.

El período de aumento desde la fase del mínimo (durante él que las Manchas pueden estar ausentes por varias semanas) hasta la fase del máximo (cuando 20 o más grupos pueden estar presentes a la vez), dura cuatro años en promedio, y la caída hasta el próximo mínimo dura siete años. En los últimos 100 años el período de aumento ha estado entre 3,3 y 5,0 años, y el período de disminución entre 5,7 y 8,3 años, de modo que es difícil hacer predicciones sobre un período de tiempo.

Manchas Solares:

Estas regiones disturbadas se ven como marcas oscuras en la superficie del Sol. Tienen una temperatura de cerca de 4.800° C, parecen oscuras por contraste con la superficie más brillante que las rodea, cuya temperatura es de cerca de 6.000° C.

La vida de una Mancha Solar puede ser tan corta como unas pocas horas, o tan larga como varios meses. Algunas son observadas durante varias revoluciones del Sol sobre su eje, y en ese caso pueden sólo ser observadas durante cerca de la mitad de su duración, debido a que durante 13 o 14 días de la revolución de 27 días, están en el hemisferio que no resulta visible desde la Tierra.

Las Manchas Solares pueden ocurrir individualmente o en grupos, y pueden ser de muy diversos tamaños. Las Manchas Solares grandes pueden a veces ser visibles a simple vista, cuando se las ve a través de niebla, o cuando el Sol está apagado y rojo durante el amanecer o atardecer. En otros momentos el disco es demasiado brillante para observarlo directamente.
Las Manchas Solares con áreas de sólo una millonésima representan el otro extremo de la escala.

ADVERTENCIA !
NUNCA MIRE DIRECTAMENTE AL SOL !
También, es extremadamente peligroso usar binoculares o un telescopio para observar el Sol (sin filtros especiales), puesto que esto causaría ceguera permanente.

La Fotosfera, Cromosfera y Corona:

El disco aparente del Sol es llamado la Fotosfera. Puede observarse que el disco se hace menos brillante hacia el borde. Esto se llama oscurecimiento del borde. A veces, cerca del máximo de las Manchas Solares, pueden observarse áreas brillantes cercanas al borde, con frecuencia cerca de los grupos de Manchas Solares. Éstas son llamadas Fáculas.
Puede observarse que la superficie del Sol, a través de un telescopio (VEA LA ADVERTENCIA!), tiene un aspecto granular. Estos gránulos son las celdas de convección que traen la energía desde abajo de la superficie aparente.

Afuera de la Fotosfera están la Cromosfera y la Corona Solar, que sólo pueden observarse con equipos especiales o durante un eclipse total de Sol.
La Cromosfera es algo más fría que la Fotosfera, pero es más activa porque las Prominencias Solares pasan a través de ella. Éstas toman dos formas; 'durmientes', grandes estructuras arqueadas asociadas con los campos magnéticos alrededor de los grupos de Manchas Solares, y 'activas', que son eventos más violentos asociados con las prominencias Solares.
La Corona es una muy caliente (un millón de grados) extensión del Sol. Es la Corona lo que da al Sol totalmente eclipsado su bella apariencia.

Prominencias Solares:

Usualmente asociadas con las Manchas Solares, se las observa como un aumento del brillo en las áreas de hidrógeno (conocidas como Flóculos), y pueden dar lugar a estallidos de intensa radiación en la región ultravioleta del espectro Solar, que causan repentinas alteraciones ionosféricas y desvanecimientos de radio, causando la interrupción de las comunicaciones en el hemisferio iluminado de la Tierra. Las Prominencias también arrojan chorros de partículas eléctricamente cargadas que afectan el campo magnético de la Tierra, y causan 'tormentas' geomagnéticas: alteraciones que afectan las brújulas. Estas 'tormentas' son a veces acompañadas en las altas latitudes por las Auroras Boreales, o 'Luces del Norte'.

Las Prominencias Solares varían en tamaño e intensidad, las más pequeñas duran sólo unos minutos antes de que el brillo comience a desvanecerse. Estas pequeñas Prominencias no producen efectos apreciables, pero una gran Prominencia puede durar varias horas y producir desvanecimientos de radio totales o parciales durante un período correspondiente.

Vea también; 'Eclipses' y 'Qué es una Estrella?'

Producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.

PJA Martes 18 de Abril 10:43:38 GMT 1996

Actualizada: Abril 23 '97, Junio 24 '14

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Para algunas imágenes ilustrativas, enlace con: Nuestro Sol en la Galería de ARVAL

Para algunas imágenes ilustrativas y excelentes textos, enlace con: El Sol en Vistas del Sistema Solar, de Calvin J. Hamilton

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