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El Sol es el elemento más importante en nuestro sistema solar. Es el objeto más grande y contiene aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Se requerirían ciento nueve Tierras para completar el disco solar, y su interior podría contener más de 1.3 millones de Tierras. La capa exterior visible del Sol se llama la fotosfera y tiene una temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta capa tiene una apariencia manchada debido a las turbulentas erupciones de energía en la superficie.
La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) y la presión (340 millardos de veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan núcleos de cuatro protones ó hidrógeno para fundirse juntos y formar una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de .7 por ciento menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.
La cromosfera está sobre la fotosfera. La energía solar pasa a través de ésta región en su trayectoria de salida del Sol. Las Fáculas y destellos se levantan a la cromosfera. Las Fáculas son nubes de hidrógeno brillantes y luminosas las cuales se forman sobre las regiones donde se forman las manchas solares. Los destellos son filamentos brillantes de gas caliente y emergen de las regiones de manchas solares. Las manchas solares son depresiones obscuras en la fotosfera con una temperatura promedio de 4,000°C.
La corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol. Es en ésta región donde aparecen las erupciones solares. Las erupciones solares son inmensas nubes de gas resplandeciente que se forman en la parte superior de la cromosfera. Las regiones externas de la corona se estiran hacia el espacio y consisten en partículas que viajan lentamente alejándose del Sol. La corona se puede ver sólo durante los eclipses totales de Sol. (Vea la Imagen del Eclipse Solar).
El sol aparentemente ha estado activo por 4,600 millones de años y tiene suficiente combustible para permanecer activo por otros cinco mil millones de años más. Al fin de su vida, el Sol comenzará a fundir helio con sus elementos más pesados y comenzará a hincharse, por último será tan grande que absorberá a la Tierra. Después de mil millones de años como gigante rojo, de pronto se colapsará en una enana blanca -- será el final de una estrella como la conocemos. Puede tomarle un trillón de años para enfriarse completamente.
* El período de rotación del Sol en la superficie varía desde aproximadamente 25 días en el ecuador hasta 36 días en los polos. Un poco mas abajo, bajo la zona de convección, todo parece rotar con un período de 27 días.
Penachos en los Polos Solares y el Cometa SOHO-6
Esta imagen de la corona solar fue tomada el 23 de Diciembre de 1986 por el instrumento LASCO a bordo de la nave espacial SOHO. Muestra el cinturón interno a lo largo del ecuador solar, donde se origina y acelera el viento solar de baja latitud. Sobre las regiones polares, se pueden ver los penachos solares que se alejan hasta los límites del campo de visión. El campo de visión de este coronógrafo abarca 8.4 millones de kilómetros (5.25 millones de millas) de la heliosfera interior. Se escogió esta toma para mostrar también el Cometa SOHO-6, uno de los siete "merodeadores solares" descubiertos hasta ahora por LASCO, durante la entrada de su cabeza en la región ecuatorial de los vientos solar. Posteriormente se hundió en el Sol. (Cortesía ESA/NASA).
¿Fuentes del Viento Solar?
Los "penachos" de gas caliente, proyectados hacia la atmósfera solar, podrían ser una de las fuentes de los vientos solares compuestos por partículas cargadas. Estas imágenes, tomadas el 7 de Marzo de 1996, por el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), muestran (arriba) los campos magnéticos sobre la superficie solar cercanos al polo sur; (centro) una imagen ultravioleta de los penachos procedentes de la misma región a más de 1 millón de grados; y (abajo) una imagen ultravioleta de la "tranquila" atmósfera solar más cercana a la superficie. (Cortesía ESA/NASA)
El Ruidoso Sol
Esta secuencia de imágenes del Sol bajo luz ultravioleta fue tomada por el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO) el 11 de Febrero de 1996 desde su ventajosa posición en "L1", punto de gravedad neutra a varios millones de kilómetros hacia el Sol desde la Tierra. Una "erupción solar" o burbuja de gas a 60,000°C, de más de 80,000 millas de largo, fue proyectada al menos a una velocidad de 15,000 millas por hora. La burbuja gaseosa se ve a la izquierda de cada imagen. Estas erupciones se producen cuando una cantidad significativa de plasma denso y frío o gas ionizado escapan de los campos magnéticos, normalmente cerrados que los confinan en la atmósfera solar hacia la heliosfera o espacio interplanetario. Las erupciones de este tipo pueden producir grandes alteraciones en el clima terrestre, afectando a las comunicaciones, los sistemas de navegación e incluso a los tendidos eléctricos. (Cortesía ESA/NASA)
Imagen en Rayos-X
Ésta es una imagen en rayos-x del Sol que se obtuvo en el 21 de Febrero de 1994. Las regiones brillantes son fuentes de emisiones de rayos-x incrementados.
Campos Magnéticos Solares
Ésta imagen se obtuvo el 26 de Febrero de 1993. Las regiones obscuras son lugares de polaridad magnética positiva y las regiones iluminadas son lugares de polaridad magnética negativa.
Eyección de Masa Coronal o CME
Es una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar, que ocurre cada 11 años. Esta onda es muy peligrosa ya que, si llega a la Tierra y su campo magnético está orientado al sur, puede dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación, además de reducir el campo magnético de la Tierra por un período. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Sin embargo, si está orientado al norte, rebotará inofensivamente en la magnetosfera. La magnetosfera o magnetósfera es una región alrededor de un planeta en la que el campo magnético de éste desvía la mayor parte del viento solar formando un escudo protector contra las partículas cargadas de alta energía procedentes del Sol.
Las eyecciones de masa coronaria lanzan ingentes cantidades de materia y radiación electromagnética hacia el espacio más allá de la superficie solar. En algunos casos estas eyecciones se quedan en la corona (llamándose entonces prominencias solares) o pueden adentrarse en el sistema Solar o incluso más allá, en el espacio interestelar. El material eyectado es un plasma consistente principalmente de electrones y protones, pero puede contener pequeñas cantidades de partículas más pesadas como helio, oxígeno e incluso hierro. Esto se debe a los enormes cambios y turbulencias producidos en el campo magnético de la corona solar.
Fases de una tormenta geomagnética
1ra etapa - Erupción solar: tarda solamente 8 minutos en llegar a la tierra. La radiación electromagnética es capaz de interrumpir las comunicaciones. La erupción solar expande la atmósfera hasta alcanzar las órbitas de los satélites, alterando sus órbitas y provocando su caída a la superficie de la Tierra.
2da etapa - Tormenta de Radiación: un bombardeo de radiación que puede quemar los circuitos eléctricos y dañar a las personas expuestas; aún cuando la atmósfera y la magnetósfera actúan a modo de escudo para evitar este tipo de efectos.
3ra etapa - Eyección de Masa Coronal: Esta es la onda más peligrosa ya que, en el caso de estar orientada hacia el sur, daña los satélites, todos los transformadores eléctricos por los que pase electricidad y las comunicaciones en todo el planeta. Si está orientada al norte, rebotará en la magnetosfera.
Capas del Sol
Núcleo
Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El Sol está constituido por un 81 por ciento de hidrógeno, 18 por ciento de helio, y el 1 por ciento restante se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 por ciento de hidrógeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento que se distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares.
Zona convectiva
Esta región se extiende por encima de la zona radiante, y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad y se convierten en un material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, 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.
Fotosfera
La fotosfera es la zona visible donde se emite luz visible del Sol. La fotosfera 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. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. 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.
Cromosfera
La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente 10,000 km, y es imposible observarla sin filtros especiales, pues es eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse durante 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.
Corona solar
La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de kelvin, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Estas elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar.
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