El Sol – concepto, origen y estructura

El sol Es una estrella que, a través de su masa, ejerce su influencia gravitatoria sobre el conjunto planetario que comprende nuestro planeta Tierra. Por medio de la emisión de su energía electromagnética, proporciona de forma directa o indirecta toda la energía que sostiene la vida en nuestro planeta, puesto que todos los alimentos y la fuente de combustible se derivan en última instancia de los vegetales que emplean la energía solar.

Introducción

Debido a su cercanía y naturaleza estelar típica, el Sol se presenta como un recurso excepcional para investigar los sucesos estelares, no habiendo otra estrella que haya sido analizada con tanto detalle. En realidad, la estrella más próxima se encuentra a 4,3 años luz (4 × 1013 km), y para poder visualizar aspectos semejantes a los que se suelen percibir del Sol, se necesitaría un telescopio de aproximadamente 30 km de diámetro. Asimismo, dicho telescopio debería ser emplazado en el espacio para evitar las perturbaciones provocadas por la atmósfera terrestre.

A lo largo de gran parte de la existencia humana en la Tierra, se ha concedido un trascendental valor al Sol. Numerosas civilizaciones antiguas adoraron a esta estrella y muchas otras apreciaron su papel en el desarrollo de la vida. Además de su relevancia en la ubicación temporal de eventos como los solsticios, equinoccios y eclipses, el examen cuantitativo del Sol se inició con el hallazgo de las manchas solares; sin embargo, el análisis de sus características físicas no se inició hasta un momento posterior.

Desde el año 200 a.C., los astrónomos chinos pudieron avizorar a simple vista manchas solares. Sin embargo, en 1611, Galileo dio un paso adelante al observarlas de manera sistemática con el telescopio recién creado. Este hallazgo simbolizó el principio de una renovada perspectiva en la investigación del Sol, que empezó a ser considerado un objeto dinámico, en constante evolución, y cuyas peculiaridades y variaciones podían ser, en consecuencia, entendidas científicamente.

El subsiguiente avance sobresaliente en la investigación del Sol se produjo en 1814 gracias a la invención del espectroscopio por el físico alemán Joseph von Fraunhofer. El espectroscopio descompone la luz en las diferentes longitudes de onda que la forman, o los colores. Si bien el espectro del Sol ya había sido contemplado en 1666 por el científico y matemático inglés Isaac Newton, el minucioso trabajo de Fraunhofer estableció los cimientos para los primeros intentos de una explicación teórica pormenorizada de la atmósfera solar.

Una parte de la emisión de energía de la capa visible del Sol (la fotosfera) es retenida por el gas, que se encuentra a temperaturas algo más bajas en su entorno. No obstante, solo ciertas longitudes de onda de radiación son absorbidas, y su selección depende de los elementos atómicos que están presentes en la atmósfera solar.

En el año 1859, el físico alemán Gustav Kirchhoff estableció que la ausencia de radiación en determinadas longitudes de onda en el espectro solar de Fraunhofer era consecuencia de la absorción de radiación por los átomos de algunos de los mismos elementos químicos que se encuentran en la Tierra. Con este descubrimiento no solo se confirmó que el Sol está compuesto por materiales comunes, sino que también se sugirió la posibilidad de adquirir información detallada sobre los objetos celestes mediante el estudio de la luz que emiten. Este hito marcó el inicio de la astrofísica.

El desarrollo en el entendimiento del Sol ha proseguido gracias a la destreza de los científicos para efectuar nuevas observaciones o perfeccionar las previas. Entre los adelantos en dispositivos de observación que han tenido una influencia destacable en la física solar se encuentran el espectrógrafo solar, el cual mide el espectro de los rasgos solares individuales; el coronalímetro, que brinda la posibilidad de analizar la corona solar sin necesidad de eclipses, y el magnetómetro, concebido por el astrónomo estadounidense Horace W. Babcock en 1948, que evalúa la intensidad del campo magnético de la superficie solar.

La evolución de naves espaciales y satélites ha otorgado a los investigadores la oportunidad de examinar la radiación en longitudes de onda que no pueden ser percibidas a través de la atmósfera terrestre. Entre los dispositivos fabricados para su aplicación en el espacio destacan los coronalímetros, los telescopios y los espectrómetros sensibles a la radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Estos dispositivos especiales han transformado la exploración de la atmósfera exterior al Sol. Consulte el apartado de Astronáutica.

En el centro del Sol existe una cantidad adecuada de hidrógeno para prolongar su existencia por otros 4.500 millones de años. Una vez que este elemento se agote, el Sol experimentará una metamorfosis: a medida que las capas exteriores se vayan expandiendo hasta alcanzar el diámetro actual de la órbita terrestre, el Sol se transformará en una gigante roja. Esta etapa de la estrella será un tanto más fresco que su estado actual, aunque 10.000 veces más luminosa debido a su enorme tamaño.

No obstante, la Tierra no sufrirá una extinción ya que se desplazará en espiral hacia el exterior a causa de la reducción de masa del Sol. La estrella continuará como una gigante roja, experimentando procesos nucleares de quema de helio en el centro, por solo 500 millones de años, debido a su insuficiente masa para atravesar ciclos adicionales de fusión nuclear o una catastrófica explosión, tal como sucede en otras estrellas. Luego de la fase de gigante roja, se contraerá hasta transformarse en una enana blanca, que tendrá un tamaño aproximado al de la Tierra, y se enfriará gradualmente a lo largo de varios millones de años.

Composición y estructura

La cantidad total de energía que el Sol emite en forma de radiación permanece relativamente constante y varía solo en unas pocas décimas de un 1% a lo largo de varios días. Esta energía es producida en las profundidades del Sol. Similar a la mayoría de las estrellas, el Sol se compone predominantemente de hidrógeno (71%), también contiene helio (27%) y otros elementos de mayor peso (2%). La temperatura cerca del centro del Sol es de aproximadamente 16,000,000 K, mientras que la densidad es 150 veces mayor que la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno individuales interactúan y experimentan la fusión nuclear.

Como resultado de estos procesos, cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan para formar un núcleo de helio, y la energía se libera en forma de radiación gamma. Miles de millones de núcleos experimentan esta reacción cada segundo, produciendo una cantidad de energía equivalente a la que se liberaría mediante la detonación de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón cada segundo. La fusión nuclear del hidrógeno en el centro del Sol ocurre hasta una distancia del 25% del radio solar.

Manchas solares  

En 1908, George Ellery Hale hizo el descubrimiento de que las manchas solares, áreas más frías de la fotosfera, están asociadas con campos magnéticos fuertes. En una mancha solar promedio, la densidad del flujo magnético es de 0,25 teslas, en comparación con la densidad del flujo magnético de la Tierra, que es inferior a 0,0001 teslas. Por lo general, las manchas solares aparecen en parejas, cada una con un campo magnético que apunta en direcciones opuestas.

La oscilación del número de manchas solares, que varía en una duración de 11 años, es un fenómeno conocido desde el siglo XVIII. A pesar de esto, sólo se pudo verificar el complejo modelo magnético relacionado con el ciclo solar después del descubrimiento del campo magnético del Sol.

Una vez que se forman las manchas solares, éstas suelen aparecer en grupos. Las manchas solares que aparecen al principio y al final de cada ciclo tienen una latitud más baja que las que aparecen en el pico del ciclo. Las manchas solares se mueven a través de la superficie del Sol debido a la rotación del mismo. Este movimiento permite el estudio de la rotación del Sol, y la observación de las manchas solares durante un período de tiempo permite el cálculo de la velocidad de rotación en diferentes latitudes. La rotación del Sol no es uniforme, sino que varía con la latitud. El período de rotación en los polos es de unos 36 días, mientras que en el ecuador es de unos 25 días.

Debido a que cada mancha solar tiene una vida útil de varios meses como máximo, el ciclo solar de 22 años se atribuye a los procesos a largo plazo establecidos en el Sol en lugar de las características de las manchas solares individuales. Aunque no se comprenden completamente, parece que los fenómenos del ciclo solar son el resultado de las interacciones entre el campo magnético del Sol y la zona de convección en las capas exteriores. Además, estas interacciones están influenciadas por la rotación del Sol, que no es uniforme en todas las latitudes. El Sol tiene una velocidad de rotación de 27 días cerca del ecuador, pero 31 días cerca de los polos.

En noviembre de 2002, el Observatorio del Roque de los Muchachos (Islas Canarias) fue el lugar donde se instaló el Telescopio Solar Sueco, operado por el Instituto de Física Solar de la Real Academia de Ciencias de Suecia. Este telescopio capturó imágenes altamente precisas del Sol, lo que permitió el descubrimiento de nuevos detalles sobre las manchas solares. Las imágenes obtenidas por el telescopio revelaron la estructura de la parte externa de las manchas, consistente en un núcleo oscuro y una región filamentosa que lo rodea.

Campo magnético

Una porción considerable del campo magnético solar se encuentra ubicado fuera de las manchas solares. La no penetración del campo magnético en el Sol agrega complejidad, variedad y atractivo al ambiente externo del astro. Por ejemplo, la turbulencia a gran escala en la zona de convección empuja gran parte del campo magnético por encima de la fotosfera, hacia los extremos de las células de supergranulación.

La cromosfera, la capa que se encuentra encima de la fotosfera, muestra claramente el mismo patrón. Dentro de los límites de las células supergranulares, se pueden observar chorros de materia que se elevan en la cromosfera a una altura de 4.000 km en tan solo 10 minutos. Estos chorros, conocidos como espículas, son producidos por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos en los extremos de las células supergranulares.

En contraste, en las inmediaciones de las manchas solares, la emisión cromosférica es más homogénea. Estas áreas se conocen como regiones activas y las zonas contiguas, donde la emisión cromosférica se extiende de manera uniforme, se llaman playas. En las regiones activas es donde se producen las erupciones solares, una explosión impulsada por la liberación rápida de la energía almacenada en el campo magnético, aunque el mecanismo exacto sigue siendo desconocido.

Dentro de los eventos asociados a las erupciones solares se encuentran la reorganización del campo magnético, emisiones de rayos X de alta energía, emisiones de ondas de radio y la liberación de partículas altamente energéticas, que en algunas ocasiones alcanzan la Tierra. Estas partículas pueden perturbar las comunicaciones de radio y provocar la aparición de auroras en la atmósfera.

La corona

La corona es la capa exterior de la atmósfera solar que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol. Todos los aspectos estructurales de la corona son el resultado del campo magnético. La mayor parte de la corona está compuesta por grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y, a veces, rizadas se deben a la actividad del campo magnético.

En la década de 1940, se descubrió que la corona solar es significativamente más caliente que la fotosfera. Mientras que la fotosfera tiene una temperatura de casi 6.000 K y la cromosfera alrededor de 30.000 K, la corona se extiende desde la cromosfera hasta el límite del espacio interplanetario y tiene una temperatura de alrededor de 1.000.000 K. Para mantener esta alta temperatura, la corona requiere un suministro continuo de energía.

La investigación para descubrir el proceso por el cual la energía se transfiere a la corona ha sido uno de los desafíos fundamentales de la astrofísica. A pesar de que se han propuesto múltiples explicaciones, todavía no ha sido resuelto. En investigaciones recientes se ha descubierto que la corona consiste en una serie de bucles magnéticos, y cómo se calientan estos bucles se ha vuelto el tema principal de la investigación en astrofísica.

El campo magnético solar también puede contener material más fresco sobre la superficie, aunque este material solo permanece estable durante unos pocos días. Durante un eclipse, se pueden observar estos fenómenos como pequeñas áreas en el extremo del Sol, llamadas protuberancias, que parecen joyas en una corona. A menudo están en estado tranquilo, pero en ocasiones, experimentan una erupción, expulsando material solar al espacio.

Viento solar

A una distancia de uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la intensidad necesaria para mantener el material gaseoso y caliente en grandes circuitos. A medida que se aleja del Sol, el campo magnético disminuye su fuerza, lo que hace que el gas de la corona pueda escapar al espacio exterior. En estas circunstancias, la materia se desplaza a lo largo del campo magnético a grandes distancias.

La constante expulsión de material de la corona solar es denominada como el viento solar, el cual proviene principalmente de las áreas conocidas como agujeros coronales. Estas regiones presentan una menor radiación debido a que el gas es menos denso y más frío en comparación con otras partes de la corona. Los grandes agujeros coronales, que pueden permanecer por varios meses, generan un viento solar muy intenso. Debido a la rotación del Sol, estas zonas de viento solar fuerte, denominadas como corrientes de viento solar de alta velocidad, suelen repetirse cada 27 días desde la perspectiva de la Tierra. El viento solar puede causar perturbaciones que son detectables en el campo magnético de nuestro planeta.