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El Sol es una estrella de la Vía Láctea. Se encuentra ubicado a unos 26.000 años luz del centro de la Vía Láctea y a poco más de 8 minutos luz de la Tierra. El Sol está rodeado de planetas, uno de los cuales es la Tierra.
Al mirar la imagen de la portada, uno se pregunta qué tan cerca podría acercarse una criatura viviente, antes de que literalmente se fría. Crédito: web “sciencefocus.com” Autor: Robert Matthews
El Sol es una estrella situada en la Vía Láctea
Hasta 1925 se creía que todo el universo estaba en una galaxia que llamamos la “Vía Láctea“. Ahora sabemos que hay más de 100 mil millones de galaxias.
Se estima que en nuestra galaxia, la Vía Láctea, hay más de 100.000 millones de estrellas. Una de estas estrellas, de tamaño mediano y de mediana edad, es nuestro Sol.
Es conveniente disponer de esta información para tener una idea más precisa, de lo pequeño que es el ser humano.
¿Cómo es realmente el sol?
Esta imagen ofrecida por la NASA, muestra con gran detalle cómo es la superficie de esta inmensa masa que nos da vida en la Tierra.
El Sol tiene forma esférica, como todas las estrellas.
Su diámetro es de 1.392.000 km. Más de 100 veces mayor que el de la Tierra.
Debido a su lento movimiento de rotación (un giro tarda unos 28 días terrestres), el Sol tiene un ligero aplanamiento en los polos.
Recuerda que NUNCA, NUNCA, NUNCA debes mirar directamente al Sol, y menos a través de un telescopio.
Los rayos del Sol no sólo están formados por luz visible, sino también por rayos X, rayos gamma, luz ultravioleta e infrarroja, que, sin duda alguna, dañarían gravemente la retina de tus ojos.
El Sol está compuesto por un 81% de hidrógeno y un 18% de helio; el 1% restante son otros rubros.
Se estima que el núcleo del Sol (384.000 km de diámetro) es 49% de hidrógeno; 49% de helio y el 2% restante (carbono y nitrógeno).
El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años, a partir de nubes de gas y polvo, que contenían restos de generaciones anteriores de estrellas.
De estas nubes de polvo, surgieron la Tierra, los planetas, los asteroides y todos los cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol, formando el Sistema Solar.
Gran parte de la información que tenemos ahora sobre la estructura del Sol, se debe al trabajo minucioso y sacrificado de algunas mujeres inteligentes.
Dos de ellas son bien conocidas: Assumpció Català y Margaret Burbidge.
Galileo observó manchas en la superficie del sol
Con la invención del telescopio, en 1610 Galileo y algunos otros científicos observaron algunas manchas en la superficie solar.
Esto contradecía la teoría de la perfección total del Sol. Galileo se decidió atribuir las manchas, a cuerpos que orbitaban alrededor del Sol, pero que no formaban parte de él.
En la imagen, se representa a Galileo Galilei observando el cielo nocturno.
Pero también observó el Sol, y se cree que la ceguera que sufrió Galileo en sus últimos años se debió en gran parte a largos períodos de observación del Sol, aunque lo hacía al final de la tarde, y cuando ya había algo de niebla.
Esto de las manchas en el Sol, contradecía abiertamente las enseñanzas de Aristóteles, y las creencias universales de que el Sol era uno de los cuerpos celestes perfectos e inmutables.
Todos los sabios occidentales afirmaban que el Sol es una esfera luminosa, brillante, sin mancha alguna, que gira alrededor de la Tierra.
Incluso los superiores de un astrónomo jesuita le advirtieron a éste, que no se pasara por la borda con sus especulaciones de que había manchas en el Sol. El astuto jesuita decidió guardar silencio.
Galileo insistió en que las manchas eran parte de la superficie solar, y que se movían junto con el resto de la superficie.
Galileo se basó en que había observado que el Sol realizaba una rotación completa alrededor de su eje, en poco más de 27 días, y que las manchas avanzaban al mismo tiempo que el resto de la superficie solar.
Los astrónomos posteriores a Galileo, continuaron observando estas manchas, y con el tiempo todos llegaron a la convicción de que eran parte de la superficie solar.
El Sol se mueve alrededor del centro de la Vía Láctea.
El Sol se mueve alrededor del centro de la Vía Láctea, y tarda unos 225 millones de años en recorrer una órbita completa.
Energía solar
La mayoría de las fuentes de energía utilizadas por el hombre y los seres vivos de la Tierra, provienen directa o indirectamente del Sol.
Toda la energía que necesitan los seres humanos, se puede encontrar en el Sol.
Los combustibles fósiles conservan la energía solar capturada hace millones de años a través de la fotosíntesis.
Núcleo del Sol
A principios de la década de 1930, físicos alemanes y estadounidenses, descubrieron que un grupo de reacciones que involucran carbono y nitrógeno como catalizadores, constituyen un ciclo que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno.
Este grupo de reacciones se conoce como el “ciclo Bethe o del carbono” y se debe a cuatro protones que se fusionan en un núcleo de helio.
En estas reacciones de fusión, 600 toneladas de hidrógeno se transforman en 596 toneladas de helio, cada segundo.
Las otras 4 toneladas se han transformado en energía, según la ecuación de Einstein (E = mc2). La enorme energía producida mantiene el núcleo solar a temperaturas de aproximadamente 15 millones de grados Kelvin.
Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón.
Charles Critchfield, era en 1938 un físico de 34 años.
Se dio cuenta de que cuando dos protones chocan a gran velocidad, uno de ellos pierde su carga positiva y se convierte en un neutrón que permanece unido al otro protón, formando un deuterio (núcleo de hidrógeno pesado) y desprendiendo una gran cantidad de energía.
Esta fusión ocurre no sólo en estrellas que son más calientes y más masivas que el Sol, sino también en estrellas similares al Sol.
Hasta 1953, se creía que la energía solar era producida casi exclusivamente por el ciclo Bethe.
Sin embargo, posteriormente se demostró que el calor solar proviene principalmente (casi el 75%) del ciclo protón-protón.
Cuando se agote todo el hidrógeno, el Sol se contraerá, debido a su propia atracción gravitacional.
Esta contracción producirá un exceso de energía que expulsará las capas externas, haciendo que el Sol se enfríe y que se convierta en una estrella gigante roja.
El diámetro solar será tan grande, que superará, además de Mercurio y Venus, la Tierra. Actualmente, la Tierra está a unos 150 millones de kilómetros del Sol.
Sin embargo, hay quienes creen que la pérdida de masa que sufre el Sol durante estos procesos de producción de energía, hace que la atracción gravitacional Sol-Tierra disminuya, con lo que paulatinamente la Tierra se colocará en una órbita que estará cada vez más cerca del Sol.
Zona de radiación del Sol
Rodeando al núcleo, se encuentra la denominada zona de radiación, compuesta por grandes cantidades de hidrógeno ionizado y helio.
Es un medio tremendamente denso, a través del cual los fotones producidos por la reacción nuclear intentan escapar al exterior.
La temperatura solar va de 15 millones de grados en el núcleo, a 5.000 grados en la superficie.
Se calcula que cualquier fotón tarda un millón de años en llegar a la superficie y manifestarse como luz visible.
Zona de convección del Sol
Por encima de la zona radiante, el transporte de energía se realiza por convección, de forma no homogénea y turbulenta, por el propio fluido. Los fluidos se expanden cuando se calientan y disminuyen su densidad.
Por tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente a la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material, desde las zonas exteriores frías hacia el interior.
Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que parches de plasma caliente y ligero, ascienden hasta la fotosfera, donde el plasma caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de descender nuevamente a las profundidades.
Esta área tiene casi 200.000 km de espesor.
Fotosfera del sol
La fotosfera es el área desde la que se emite la mayor parte de la luz visible del Sol.
La fotosfera constituye la superficie solar y, vista a través de un telescopio, está formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo más oscuro.
Se cree que la fotosfera tiene una profundidad de 100-200 km.
Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante, pero en un mes recorre los 200.000 km de la zona convectiva y, en apenas unos 500 segundos llega desde Sol hasta la Tierra.
No es que los fotones viajen más rápido en el exterior, sino que su movimiento dentro del Sol se ve obstaculizado por continuos cambios de dirección, colisiones, golpes y turbulencias.
La fotosfera es una masa en ebullición continua, en la que las células convectivas se ven como gránulos brillantes y en movimiento, cuya vida media es de sólo nueve minutos.
El diámetro medio de los gránulos individuales, es de unos 900 km y son especialmente notables en periodos de mínima actividad solar.
También hay movimientos turbulentos a mayor escala, la llamada supergranulación, con diámetros de unos 35.000 km.
Cromosfera del Sol
El signo más obvio de actividad en la fotosfera son las manchas solares, ya observadas por Galileo con su telescopio, utilizando el método de proyección en una superficie en blanco.
Un solo punto puede medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de puntos, puede alcanzar los 120.000 km de longitud.
La oscuridad que se ve en una mancha solar, es causada únicamente por un efecto de contraste.
Si pudiéramos ver una de las manchas oscuras, que son del tamaño de la Tierra, aisladas y a la misma distancia que el Sol, sería 50 veces más brillante que la Luna llena.
La cromosfera es una capa visualmente mucho más transparente fuera de la fotosfera.
Su tamaño es de aproximadamente 10.000 km y es imposible observarlo sin filtros especiales ya que está eclipsado por el mayor brillo de la fotosfera.
La cromosfera se puede observar en un eclipse solar; tiene un tono rojizo característico.
Las prominencias solares ocasionalmente se elevan desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150,000 km en espectaculares erupciones solares.
Corona solar
La corona solar está formada por las capas más delgadas de la atmósfera superior.
Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la fotosfera. Esta inversión térmica es uno de los principales enigmas de la ciencia solar actual.
Estas temperaturas extremadamente altas, son datos engañosos y una consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar.
En realidad, estas temperaturas son sólo un indicador de las altas velocidades que alcanza el material de la corona.
Lo cierto es que esta capa es demasiado fina para poder hablar de temperatura, en el sentido habitual de agitación térmica.
Viento solar
Como resultado de su alta temperatura, la corona emite una gran cantidad de energía de rayos X.
El material delgado de la corona es expulsado continuamente por la fuerte radiación solar, que da lugar al viento solar.
Tormentas solares
Cada 11 años, el Sol entra en un ciclo turbulento de máxima actividad solar que provoca tormentas que liberan ondas de radiación y viento solar.
En 2011 se produjo un período de máxima actividad solar
Una poderosa tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red eléctrica de las grandes ciudades, situación que podría durar semanas, meses o incluso años.
Las tormentas solares pueden interferir con las señales de radio, afectar los sistemas de navegación aérea, dañar las señales telefónicas y desactivar completamente los satélites en su camino.
El 13 de marzo de 1989, la ciudad de Quebec, Canadá, fue azotada por una fuerte tormenta solar. Como resultado, seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagón que duró 90 segundos.
La red eléctrica de Montreal estuvo paralizada durante más de nueve horas. Los daños ocasionados por el apagón, junto con las pérdidas ocasionadas por la falta de energía, alcanzaron los cientos de millones de dólares.
Control de la actividad solar
En la actualidad, la actividad solar es monitoreada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales.
Entre los objetivos de estas observaciones está no sólo lograr una mejor comprensión de la actividad solar, sino también la predicción de eventos con alta emisión de partículas potencialmente peligrosas para actividades en el espacio y en telecomunicaciones.
