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El Sol
por Eduardo J. Carletti

¿Qué es nuestro Sol?

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Aunque parece tan obvio decirlo (prueben a decírselo a un niño), el Sol es una Estrella. No es una estrella muy especial ni tampoco muy grande. Por suerte.

Con respecto a nosotros, el Sol es algo muy grande. Su diámetro es de 1.400.000 Km., lo que significa que es más de cien veces mayor que el de la Tierra. Su masa es más de trescientas mil veces la de la Tierra, a pesar de que el Sol en realidad es un cuerpo gaseoso compuesto de poco más de 74% de hidrógeno, 24% de helio y menos de 1% de oxígeno. Todos los otros elementos juntos constituyen menos del 1%.

La temperatura de la superficie del Sol es de cerca de 6.000° C. La fuente de energía que produce este tremendo calor es la fusión de núcleos de hidrógeno (protones) en núcleos de helio, el mismo proceso que hace estallar una bomba H. En esta unión de átomos se pierde una pequeña cantidad de masa, que es transformada en energía. La reacción nuclear de fusión es un proceso que requiere enormes presiones y temperaturas, de modo que sólo puede producirse en el centro del Sol, muy caliente (15.000.000° C) y denso.

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Aunque el porcentaje de materia que se convierte en energía es bajo, el Sol pierde medio millón de toneladas cada segundo en la destrucción de masa para producir energía. Sin embargo, mantendrá su actual producción de energía durante cerca de 5.000 millones de años. Durante este largo período de tiempo el Sol será lo que se llama una estrella de la secuencia principal, pero lo cierto es que llegará el momento en que todo el hidrógeno del núcleo se habrá convertido en helio. Eso significa que no habrá más combustible, de modo que el horno nuclear se apagará. El balance entre la fuerza de gravedad —que atrae toda la masa del Sol hacia su centro— y la fuerza de expansión debida a la energía producida en el Sol —que empuja la materia hacia afuera— se perderá entonces. El núcleo se contraerá y se hará aún más caliente debido a la compresión, mientras que la parte exterior se expandirá y se enfriará. El Sol será entonces más brillante, más frío y mayor, convirtiéndose en una estrella roja gigante.

Finalmente 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. Tiempo después, al enfriarse, terminará su vida como enana marrón.


El ciclo del Sol

El Sol rota sobre su eje en algo más de 27 días. Su actividad aumenta y disminuye en un ciclo de aproximadamente once 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 lo 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 se producen Manchas Solares en las altas latitudes del Sol (a cerca de 40° de su ecuador). En el curso de casi once años, las manchas se van produciendo en latitudes cada vez menores, e incluso sobre el ecuador mismo.

Si graficamos con respecto al tiempo, las latitudes y duraciones de las Manchas, este desplazamiento produce lo que se llama Diagrama de Mariposa. También se muestra en este tipo de diagrama el aumento y subsecuente disminución de las manchas (cuyas áreas se expresan en millonésimas del hemisferio visible del Sol). La forma del gráfico es muy similar a la de los gráficos de las variaciones del campo magnético de la Tierra (el índice geomagnético), lo cual muestra la íntima relación entre la actividad del Sol y sus efectos en la Tierra.

El período de crecimiento de actividad desde la fase del mínimo (durante el cual puede no haber manchas por varias semanas) hasta la fase del máximo (cuando pueden estar presentes veinte o más grupos de manchas a la vez) dura cuatro años en promedio, y el descenso hasta el próximo mínimo dura siete años. En los últimos cien 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.


Manchas Solares

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Las manchas son regiones agitadas que se ven como marcas oscuras en la superficie del Sol. Como tienen una temperatura de cerca de 4.800° C se las ve oscuras por contraste con la superficie más brillante que las rodea, cuya temperatura es de cerca de 6.000° C.

El tiempo de vida de una Mancha Solar puede ser tan breve como unas pocas horas o tan largo como varios meses. Algunas son observadas durante varias revoluciones del Sol sobre su eje, y en ese caso sólo pueden ser observadas durante más o menos la mitad de su existencia, 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 producirse individualmente o en grupos, y pueden tener tamaños muy diversos. Las Manchas Solares grandes a veces se pueden ver a simple vista, cuando se las mira 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. El otro extremo de la escala está representado por pequeñísimas Manchas Solares con áreas de sólo una millonésima parte del disco del Sol.

A pesar de lo dicho aquí, cuidado: ¡Nunca mire directamente al Sol! También es extremadamente peligroso usar binoculares o un telescopio sin filtros especiales para observarlo, puesto que causaría ceguera permanente.


La Fotosfera, Cromosfera y Corona

Al disco aparente del Sol se le llama Fotosfera. Puede observarse que el disco se hace menos brillante hacia la periferia, fenómeno al que le llama oscurecimiento del borde. A veces, cerca del máximo de actividad de las Manchas Solares, pueden observarse áreas brillantes cercanas al borde, con frecuencia cerca de los grupos de Manchas Solares. Estas áreas son llamadas Fáculas.

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Si se mira la superficie del Sol a través de un telescopio (atención: siempre con filtros especiales), se puede observar que muestra 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. Hay dos formas de prominencias solares: '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 un área del Sol muy caliente (un millón de grados). Es la Corona lo que da su bella apariencia al Sol cuando está totalmente eclipsado.


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. Éstos causan repentinas alteraciones ionosféricas y desvanecimientos de radio, produciendo 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 del campo que afectan las brújulas. Estas 'tormentas' a veces son acompañadas en las altas latitudes por las Auroras Boreales, o 'Luces del Norte'.

Aurora boreal Pique para ampliar Pique para ampliar Pique para ampliar

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.




Ubicación del Sol en la tabla de tipos de estrellas. Como se observa, se encuentra dentro de la llamada "Secuencia pricipal", que es la banda diagonal donde se hallan la mayoría de los tipos de estrellas durante su vida activa normal.




Axxón número 114 - Mayo de 2001.
Armado con información obtenida en Internet, en diversos sitios, y de un informe del Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.


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