Martes, 18 de agosto de 2009
EL SOL - POTENTE, DELICADO Y A LA VEZ PELIGROSO AMIGO

Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor. El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.






Datos básicos                                               El Sol          La Tierra

Tamaño: radio ecuatorial                            695.000 km.    6.378 km.

Periodo de rotación sobre el eje                 de 25 a 36 días *  23,93 horas

Masa comparada con la Tierra                          332.830           1

Temperatura media superficial                       6000 º C          15 º C

Gravedad superficial en la fotosfera                274 m/s2         9,78 m/s2

 El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 dias en el ecuador hasta los 36 dias cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días. El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.

Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar. Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.

El Sol es la estrella más brillante y más cercana a nosotros y el centro del Sistema Solar. Emite luz y energía por los procesos nucleares que se forman en su interior. La atracción gravitatoria del Sol controla el movimiento de los nueve planetas y de los otros cuerpos celestes que giran a su alrededor. La luz solar viaja a una velocidad de 300.000 km por segundo y tarda ocho minutos en llegar a la Tierra. El Sol contiene el 98% de la masa total del Sistema Solar. Al Sol lo necesitamos para vivir entre otras cosas porque el alimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol. La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15.000.000° C) y la presión (340 mil veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. 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.


Contiene el 99,9 % de la masa del sistema planetario y su atracción gravitatoria controla el movimiento de los nueve planetas principales y millares de otros cuerpos menores que giran a su alrededor. La edad estimada del Sol, como de todo el sistema solar, es de unos 5A109 años y se piensa que se encuentra hacia la mitad de su existencia antes de transformarse, previsiblemente, en una enana blanca.

Es una estrella de 1,392A106 Km de diámetro. Su masa es de 743 veces la de todos los planetas del Sistema Solar juntos, alrededor de 2A1030 kg. Bajo la fuerza de gravedad su enorme peso tiende a colapsarse, por lo que la presión interna debe ser de igual magnitud que el peso para poder mantener estable la estructura interna de la estrella. Dicha estructura se compone de un núcleo, varias zonas concéntricas y una atmósfera diferenciada en tres capas: la fotosfera, la cromosfera y la corona. La densidad del núcleo es 100 veces la del agua, pero la temperatura es de 15A106 de EC, por lo que la presión central es 10.000 veces mayor que la del centro de la Tierra. En tales condiciones, los núcleos atómicos están despojados de sus electrones, y colisionan entre ellos con tal fuerza que se producen reacciones de fusión nuclear, las cuales generan toda la energía que de la estrella.

Estas reacciones se limitan al núcleo, transportándose la energía por radiación primero y por convección después a las capas superiores más frías. La superficie solar, llamada fotosfera, vista desde la Tierra es la región que emite toda la luz que llega hasta nosotros. El Sol está tan lejos de nosotros que su superficie borrosa no puede ser resuelta, y aparece bien definida. En la fotosfera la temperatura baja hasta los 6.000 °C; a pesar de ello, esta temperatura es tan alta que en ella no puede existir líquido o sólido alguno, sino gases en estado de plasma; como resultado de esto no hay una superficie fija y da al Sol un aspecto granulado. A partir de esta capa se produce una sorprendente inversión, aumentando la temperatura hasta 8.0001 en la capa superior a la fotosfera, denominada cromosfera, de 7.000 Km de espesor. Durante los eclipses totales la cromosfera aparece como un anillo de color rosa rodeando el limbo solar.


Por encima de la cromosfera, extendiendose hasta más allá de Mercurio, se encuentra un halo extenso denominado corona que es puede considerar la región exterior de la atmósfera solar. A una distancia de cinco veces el radio solar (en las cercanías de la Tierra) la corona fluye hacia fuera con una velocidad de 400 Km/s; este flujo de partículas cargadas se llama viento solar. La corona no se puede observar a simple vista mas que cuando hay un eclipse solar total. Esta compuesta plasma a temperaturas que van de 1A106 a 5A106 °C y cambia de aspecto según la actividad del Sol. En períodos de calma presenta un resplandor de configuración similar a las líneas del campo magnético de un imán; en períodos de gran actividad es más luminosa y se pueden observar en ellas los llamados agujeros coronarios que son zonas más oscuras y frías por los que pasa el viento solar, que perturba los campos magnéticos de los planetas, incluyendo la Tierra.

El Sol es una fuente muy estable de energía; su potencia total, denominada constante solar, es de 2 calorías por centímetro cuadrado por minuto en la Tierra. Superpuesto a esta emisión estable se produce un ciclo de actividad magnética de 11 años, manifestado por regiones de fuertes campos magnéticos transitorios, llamadas manchas solares. Estas regiones activas pueden desarrollarse en tan solo unos diez días y aparecen bajo la forma de placas brillantes acompañadas de manchas oscuras, protuberancias y erupciones.

Las manchas oscuras van agrupadas en parejas o tríos y poseen una temperatura de 4.000°C en el centro y 5.600°C en los bordes. Estas manchas van desapareciendo, aunque aun son visibles restos de antiguas manchas a la altura del ecuador solar. Las protuberancias son inmensas nubes de gas luminoso que se elevan desde la cromosfera hasta la corona. Pueden ser de dos tipos, las que están en reposo, visibles cerca de las manchas y que dibujan arcos y cortinas incandescentes y las eruptivas, asociadas a las erupciones, que son bruscas y efímeras; aparecen, evolucionan y vuelven a desaparecer en menos de una hora, formando lazos o arcos. Por último, las erupciones se producen en zonas activas, de forma violenta, liberando energía. El resplandor que producen cubre toda la gama del espectro luminoso: desde los rayos gamma hasta las ondas de radio.


Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura.

El registro geológico de la Tierra y la Luna revela que el Sol ha estado brillando durante más de 4A109 años. Por lo tanto, una cantidad considerable de hidrógeno se ha convertido en helio, el cual permanece en el centro del Sol. Como el helio absorbe mejor la radiación que el hidrogeno la temperatura en el núcleo aumenta, aumentando también el brillo. Los cálculos utilizando modelos del interior solar predicen que el brillo aumenta un 10% cada mil millones de años; por lo tanto ahora el Sol debe ser un 40% más brillante que en la época de la formación de los planetas. Esto habría producido un aumento de la temperatura en la Tierra, pero en el registro geológico no aparece ni rastro de este calentamiento. Deben existir mecanismos compensadores del clima en la Tierra, tales como el efecto invernadero o las nubes, que hayan contrarrestado este aumento de la radiación solar. El aumento del brillo continuará hasta que todo el hidrogeno haya sido consumido.  La evolución del Sol continuará por el mismo camino tomado por la mayoría de las estrellas. A medida que el núcleo de hidrógeno se vaya agotando, la combustión nuclear tendrá lugar en una capa creciente en torno al núcleo de helio agotado. La estrella continuará haciéndose más brillante y, cuando la zona de combustión se acerque a la superficie el Sol, entrará en la fase de gigante roja, produciéndose una enorme capa gaseosa que se extenderá hasta la órbita de Venus o incluso de la Tierra. Afortunadamente, a diferencia de las estrellas más masivas, pasaran varios miles de millones de años hasta que esta catástrofe ocurra.

Provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaría, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegará a estallar como una supernova al no tener la masa suficiente para ello.

Fdo. Cristobal Aguilar.


Publicado por cristobalaguilar @ 0:04  | Astronom?a
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