Formación. Se formó hace unos 4500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a su metalicidad, surgieron los planetas, asteroides y cometas. En su interior se producen reacciones de fusión en las que los atomos de hidrógeno se convierten en helio, produciendo la energía que irradia. Se encuentra en plena secuencia principal osea que durará otros 5000 millones de años más.
Estructura. Posee una forma esférica y tiene un leve achatamiento polar, presenta una estructura en capas esféricas o "capas de cebolla":
-Nécleo, ocupa unos 139 000 km del radio solar, en esta zona es donde se verifican las reacciones termonucleares que es lo que produce toda la energía del Sol, esta constituido por 81% de hidrógeno, 18% de helio y el 1% en otros elementos. En su centro hay 49% de hidrógeno, 49% de helio y el 2% de otros elementos. Aquí se producen 2 fenómenos importantes para la creación de energía que son "ciclo de Bethe o del carbono" y "ciclo de Critchfiel o protón-protón".
-Zona radiante, en la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.
-Zona convectiva, se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de ser ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad. Por lo tanto el transporte de energia se realiza por la conveccion de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades.
-Fotosfera, es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol, se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo más oscuro. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo unos 500 s en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol.
Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35 000 km.
El signo más evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares, una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km.
-Cromosfera, es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente, su tamaño es de aproximadamente unos 10 000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.
Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150 000 km produciendo erupciones solares espectaculares.
-Corona solar, está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior solar, su temperatura alcanza los millones de kelvin, estas elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas, solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar.
CME. Es una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar. Esta onda es muy peligrosa ya que daña los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación.
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