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El Sol
El Sol
La superficie del Sol, las manchas y el magnetismo
La cromosfera, la corona y el viento solar
Estudiar las estrellas
Movimiento y distancia de las estrellas
Luminosidad y temperatura de las estrellas
El diagrama de Hertzsprung-Russell
La masa de las estrellas
La secuencia principal y las gigantes rojas
Las reacciones nucleares en las estrellas
La secuencia principal
Una gigante roja
Las estrellas variables
Nebulosas planetarias y enanas blancas
Una nebulosa planetaria
El principio de incertidumbre
Una enana blanca
Una nova
El Sol
Aunque hubo que esperar el siglo XVII para que los astrónomos finalmente se den
cuenta, el Sol no es un astro particular del Universo, sino simplemente una
estrella como otras.
La única cosa que lo distingue de las otras estrellas es su proximidad. El Sol
es, así pues, la única estrella suficientemente próxima a la Tierra para poder ser
estudiada con todo detalle; la única donde podemos observar la superficie y el
entorno próximo con precisión. El estudio del Sol constituye, pues, un paso
fundamental en nuestra comprensión general de las estrellas.
Una gigantesca bola de gas
El Sol es un cuerpo relativamente simple, una gigantesca bola de gas de 1,4
millones de kilómetros de diámetro, o sea, 110 veces el tamaño de la Tierra. La
masa del sol es de 2 quintillones de Kilogramos,
o sea, 332.950 veces la de la Tierra. Cerca del 75
por ciento de esta masa está compuesta de hidrógeno, el 25 por ciento de helio y el
resto (0.1 por ciento) está constituido por elementos más pesados
Al ser inaccesible el interior del Sol a la observación, hay que recurrir
principalmente a la
teoría para describir los fenómenos que se producen allí y
determinar su estructura interna. El interior está dividido en tres zonas: el
núcleo, la zona radiativa y la zona convectiva.
El núcleo
El núcleo es la parte en la cual se crea la energía del Sol gracias a
reacciones nucleares. La temperatura allí es extremadamente elevada, alrededor
de 15 millones de grados. Esta región representa el 25 por ciento del diámetro
del Sol y, a causa de su gran densidad, contiene cerca del 60 por ciento de la
masa total de nuestra estrella.
Como toda estrella, el Sol posee una forma esférica, y a causa de su lento
movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en
cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo constituye es atraída hacia el
centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. Sin embargo, el plasma que
forma el Sol se encuentra en equilibrio, ya que la creciente presión en el
interior solar compensa la atracción gravitatoria, lo que genera un equilibrio
hidrostático. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del
material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a
las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe, además de la
contribución puramente térmica, una de origen fotónico. Se trata de la presión
de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones
emitidos en el centro del Sol.
Casi todos los elementos químicos terrestres (aluminio, azufre, bario, cadmio,
calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estaño, estroncio, galio,
germanio, helio, hidrógeno, hierro, indio, magnesio, manganeso, níquel,
nitrógeno, oro, oxígeno, paladio, plata, platino, plomo, potasio, rodio,
silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, circonio y zinc) y diversos
compuestos (como el cianógeno, el óxido de carbono y el amoniaco) han sido
identificados en la constitución del astro rey, por lo que se ha concluido que,
si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendría un espectro
luminoso casi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el
Sol y luego se constató su presencia en nuestro planeta.
El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La
frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son
difíciles de establecer. Sin embargo, se puede determinar una función física que
es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica
dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor
parte de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por:
1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6)
corona, 7) manchas solares, 8) granulación y 9) viento solar.
Crédito: Wikimedia Commons
La zona radiativa
Alrededor del núcleo viene a continuación la zona radiativa, que representa el 55
por ciento del radio del Sol. En esta región, la energía creada en el núcleo es
transportada hacia el exterior por los fotones.
Este modo de transporte es muy lento, porque los fotones constantemente son
absorbidos y luego reemitidos por todas las partículas presentes. Consideramos
así, que el "tiempo" empleado por un fotón para salir del Sol es de varias
centenas de millares de años, mientras que sólo bastan algunos segundos si no
hay ningún obstáculo en el camino.
La zona convectiva
Finalmente, llegamos a la capa exterior, la zona convectiva, que representa el
30 por ciento del diámetro solar y dónde la temperatura desciende bajo el millón
de grados.
En esta capa, el transporte de energía se hace por convección, es decir, por
movimientos de conjunto de la materia presente. Así, el gas caliente de las
profundidades sube hacia la superficie, libera la energía enfriándose, a
continuación se sumerge hacia el interior, y así sucesivamente. |
