EL SOL
El Sol es la estrella más próxima a la Tierra, la distancia media es de unos 149.600.000 Km.; su fuerza de atracción es 27 veces mayor que la de nuestro planeta. La luz solar llega a la Tierra en 8,3 minutos.
Se trata de una estrella típica en cuanto a masa, brillo y composición si la comparamos con los demás astros conocidos. El hecho de que en nuestro Sistema Solar contemos con una muestra representativa de otras muchas estrellas, resulta de gran interés para el estudio de la física estelar.
El Sol gira sobre sí mismo con un periodo tomado en la zona ecuatorial de 26,9 días. También rota alrededor de nuestra galaxia a una velocidad orbital deaproximadamente 240 Km. por segundo. Su diámetro medio es de 1.392.000 Km., equivalente a 109 veces el de la Tierra. En cuanto a su masa, ésta supera a la de nuestro planeta en 333.000 veces, con una densidad media de 1,41 gramos por cm3. La temperatura del Sol se deduce de las radiaciones que recibimos; en la superficie existen 4.200º C., mientras que en su núcleo llega hasta los 15 millones de grados.
El Sol se compone de las siguientes partes: núcleo o zona más interna; fotósfera (con sus manchas solares); cromósfera; corona y viento solar.
El núcleo es la zona más interna del Sol. Es opaca y se encuentra sometida a temperaturas de unos quince millones de grados centígrados, además de presiones extremas.
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Dentro del núcleo se producen reacciones termonucleares de fusión, en la que a partir de la combinación de cuatro átomos de hidrógeno se produce un átomo de helio, generando energía en forma de radiaciones gamma.
LA FOTOSFERA Y LAS MANCHAS
SOLARES
La fotosfera o esfera de luz, es la capa delgada que envuelve al núcleo solar y de donde proviene casi toda la luz visible. Tiene unos 400 Km. de profundidad, y está formada por una estructura de gránulos brillantes (fáculas) separados por zonas oscuras. En esta capa es donde se producen las llamadas manchas solares, cuyo diámetro suelen ser de unos pocos miles de kilómetros, pero que pueden alcanzar varias veces el diámetro de la Tierra; consisten en zonas oscuras (más frías) de intensos campos magnéticos que emiten mucha menos luz que el resto de la fotosfera. La temperatura de esta capa se estima en unos 4.700 K en los bordes y 7.500 K en el interior.
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| Las manchas solares son zonas frías que emiten mucha menos luz que el resto de la fotosfera. |
Las manchas solares constan de dos partes: un núcleo oscuro y zona de penumbra que lo rodea. Poseen una temperatura menor que la fotosfera (unos 2.000 grados menos) por eso se muestran más oscuras al compararlas con la superficie de su alrededor, que es mucho más brillante. El número de manchas de la fotosfera varía a lo largo de un periodo aproximado de 11 años, en los cuales se puede observar un ciclo de máximos y mínimos.
La cromosfera, o esfera coloreada, es la zona superior de la envoltura gaseosa de unos 10.000 Km. de espesor, que se hace visible durante los eclipses, y que se encuentra situada sobre la fotosfera.
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En la cromosfera se producen los inmensos chorros de gases incandescentes, que se levantan en el cielo a muchos miles de kilómetros de la superficie
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La corona solar
La corona solar es la atmósfera solar exterior o región que rodea a la cromosfera, y que puede observarse durante los eclipses como una aurora plateada o halo blanco en torno al Sol.
La parte exterior está compuesta de pequeñas partículas reflectantes; la interior contiene átomos extremadamente ionizados; ese campo magnético es el causante de las formas arqueadas y rizadas que presenta. Los gases enrarecidos de que se compone están sometidos a temperaturas de entre medio millón hasta un millón de grados. Durante un eclipse pueden ser observados los rizos magnéticos que se manifiestan en la corona, consistentes en regiones aisladas que en ocasiones erupcionan y forman protuberancias, arrojando al espacio materia solar. Externamente, la corona se extiende hasta límites indefinidos.
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| CORONA SOLAR |
El viento solar es un flujo o corriente de partículas (principalmente protones y electrones) que se originan en la fotosfera, lo suficientemente aceleradas por las elevadas temperaturas de la corona solar como para escapar a su campo gravitatorio. Durante un periodo solar de calma relativa, a una distancia del Sol igual a la que se halla la Tierra, el viento solar posee una densidad media de unos 5 protones por cada centímetro cúbico, y su velocidad se engloba entre los 350 y 700 Km. por segundo.
Desde el campo magnético terrestre se puede detectar el viento solar. Suele ser el causante de que se produzcan en la Tierra determinados fenómenos o tempestades magnéticas, tales como las auroras australes o boreales, al conseguir una erupción de partículas magnéticas solares saturar o traspasar el escudo o magnetoesfera terrestre. La desviación en la cola de los cometas es otro de los efectos provocados por el viento solar.
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