Galería de imágenes de manchas solares El sol calienta nuestro planeta nos proporciona luz y es crucial para toda la vida en la Tierra. Ver más fotos de manchas solares. Foto cortesía de NASA. ¿Cuándo fue la última vez que miró hacia arriba y se maravilló ante lo misterioso, fuerza vivificante que es el sol?
Si crees que todo el asunto de mirar al sol te hace quedar ciego (lo cual es realmente cierto), probablemente no estés mirando mucho al sol. Pero es una verdadera maravilla:el sol calienta nuestro planeta todos los días, proporciona la luz por la que vemos y es necesaria para la vida en la Tierra. También puede causar la muerte celular y cegarnos. Podría caber 1,3 millones de Tierras dentro de su esfera [fuente:SpaceDaily]. Produce puestas de sol dignas de un poema y tanta energía como 1 billón de bombas de megatones por segundo [fuente:Boston Globe].
Todo esto, y nuestro sol es solo una vieja estrella promedio, por estándares universales. En realidad, es solo la proximidad lo que lo hace tan especial para la Tierra. No estaríamos aquí si el sol no estuviera tan cerca.
Entonces, que tan cerca esta el sol? ¿Y cuánto espacio se necesita para albergar 1,3 millones de Tierras? Y ya que estamos en eso:
En este articulo, Examinaremos el fascinante mundo de nuestra estrella más cercana. Miraremos las partes del sol, averigua cómo se produce la luz y el calor, y explore sus principales características.
El sol se ha "quemado" durante más de 4.500 millones de años. Es una colección masiva de gas principalmente hidrógeno y helio. Porque es tan masivo tiene una inmensa gravedad, suficiente fuerza gravitacional para mantener juntos todo ese hidrógeno y helio (y para mantener todos los planetas en sus órbitas alrededor del sol).
Decimos que el sol quema pero no arde como la madera. En lugar de, el sol es un gigantesco reactor nuclear.
Contenido
Figura 1. Descripción básica de las partes del sol. La llamarada las manchas solares y la prominencia están recortadas de imágenes reales de SOHO. Foto cortesía del consorcio SOHO. El sol es una estrella, al igual que las otras estrellas que vemos por la noche. La diferencia es la distancia:las otras estrellas que vemos están a años luz de distancia, mientras que nuestro sol está a solo unos 8 minutos luz de distancia, muchos miles de veces más cerca.
Oficialmente el sol está clasificado como una estrella de tipo G2, basado en su temperatura y las longitudes de onda o espectro de luz que emite. Hay muchos G2 por ahí, y el sol de la Tierra es simplemente una de los miles de millones de estrellas que orbitan el centro de nuestra galaxia, compuesto por la misma sustancia y componentes.
El sol está compuesto de gas. No tiene superficie sólida. Sin embargo, todavía tiene una estructura definida. Las tres áreas estructurales principales del sol se muestran en la mitad superior de Figura 1 . Incluyen:
Sobre la superficie del sol está su atmósfera, que consta de tres partes, se muestra en la mitad inferior de Figura 1 :
Todas las características principales del sol se pueden explicar por las reacciones nucleares que producen su energía, por los campos magnéticos resultantes de los movimientos del gas y por su inmensa gravedad.
Comienza en el núcleo.
Una poderosa erupción solar surgió de la mancha solar 486 el 28 de octubre. 2003. La llamarada envió rayos X a la velocidad de la luz hacia la Tierra, causando una tormenta de radio en la ionosfera. NASA / WireImage / Getty Images El núcleo comienza desde el centro y se extiende hacia afuera para abarcar el 25 por ciento del radio del sol. Su temperatura es superior a los 15 millones de grados Kelvin [fuente:Montana]. En el núcleo, la gravedad empuja toda la masa hacia adentro y crea una presión intensa. La presión es lo suficientemente alta como para obligar a los átomos de hidrógeno a unirse en reacciones de fusión nuclear, algo que intentamos emular aquí en la Tierra. Se combinan dos átomos de hidrógeno para crear helio-4 y energía en varios pasos:
Estas reacciones representan el 85 por ciento de la energía solar. El 15 por ciento restante proviene de las siguientes reacciones:
Los átomos de helio-4 son menos masivos que los dos átomos de hidrógeno que iniciaron el proceso, por lo que la diferencia de masa se convierte en energía como se describe en la teoría de la relatividad de Einstein (E =mc²). La energía se emite en varias formas de luz:luz ultravioleta, Rayos X, luz visible, infrarrojo, microondas y ondas de radio.
El sol también emite partículas energizadas (neutrinos, protones) que componen el viento solar . Esta energía golpea la Tierra, donde calienta el planeta, impulsa nuestro clima y proporciona energía para la vida. No nos perjudica la mayor parte de la radiación o el viento solar porque la atmósfera de la Tierra nos protege.
Después de cubrir el núcleo, es hora de extenderse hacia afuera en la estructura del sol. Las siguientes son las zonas radiactiva y convectiva.
los zona radiativa se extiende hacia afuera desde el núcleo, representando el 45 por ciento del radio del sol. En esta zona la energía del núcleo es llevada hacia afuera por fotones, o unidades de luz. Como se hace un fotón, viaja alrededor de 1 micrón (1 millonésima parte de un metro) antes de ser absorbido por una molécula de gas. Tras la absorción, la molécula de gas se calienta y vuelve a emitir otro fotón de la misma longitud de onda. El fotón reemitido viaja otra micra antes de ser absorbido por otra molécula de gas y el ciclo se repite; cada interacción entre el fotón y la molécula de gas lleva tiempo. Aproximadamente 10 25 las absorciones y reemisiones tienen lugar en esta zona antes de que un fotón llegue a la superficie, por lo que hay un retraso de tiempo significativo entre un fotón hecho en el núcleo y uno que llega a la superficie.
los zona convectiva , que es el 30 por ciento final del radio del sol, está dominado por corrientes de convección que llevan la energía hacia la superficie. Estas corrientes de convección son movimientos ascendentes de gas caliente junto a movimientos descendentes de gas frío, y parece una especie de purpurina en una olla de agua hirviendo. Las corrientes de convección transportan fotones hacia la superficie más rápido que la transferencia radiativa que ocurre en el núcleo y la zona radiativa. Con tantas interacciones que ocurren entre fotones y moléculas de gas en las zonas radiativa y de convección, se necesita un fotón aproximadamente 100, 000 a 200, 000 años para llegar a la superficie.
Hechos del sol
Finalmente hemos llegado a la superficie. A continuación, rastreemos la atmósfera. Como la tierra el sol presume de una atmósfera. Sin embargo, el sol está compuesto por el fotosfera, la cromosfera y el corona .
los fotosfera es la región más baja de la atmósfera del sol y es la región que podemos ver. "La superficie del sol" se refiere típicamente a la fotosfera, al menos en términos laicos. Tiene 180-240 millas (300-400 kilómetros de ancho) y tiene una temperatura promedio de 5, 800 grados Kelvin. Parece granulado o burbujeante, muy parecido a la superficie de una olla de agua hirviendo. Las protuberancias son las superficies superiores de las celdas de corriente de convección debajo; cada granulación puede ser de 600 millas (1, 000 kilómetros) de ancho. A medida que pasamos por la fotosfera, la temperatura baja y los gases, porque son mas fríos, no emiten tanta energía luminosa. Esto los hace menos opacos para el ojo humano. Por lo tanto, el borde exterior de la fotosfera se ve oscuro, un efecto llamado oscurecimiento de las extremidades eso explica el borde nítido claro de la superficie del sol.
los atmósfera se extiende por encima de la fotosfera hasta aproximadamente 1, 200 millas (2, 000 kilómetros). La temperatura aumenta a través de la cromosfera de 4, 500 grados Kelvin a aproximadamente 10, 000 grados Kelvin. Se cree que la cromosfera se calienta por convección dentro de la fotosfera subyacente. Mientras los gases se agitan en la fotosfera, producen ondas de choque que calientan el gas circundante y lo envían a través de la cromosfera en millones de pequeños picos de gas caliente llamados espículas . Cada espícula se eleva a aproximadamente 3, 000 millas (5, 000 kilómetros) por encima de la fotosfera y dura solo unos minutos. Las espículas también pueden seguir las líneas del campo magnético del sol, que se producen por los movimientos de los gases en el interior del sol.
los corona es la capa final del sol y se extiende varios millones de millas o kilómetros hacia afuera desde las otras esferas. Puede verse mejor durante un eclipse solar y en imágenes de rayos X del sol. La temperatura de la corona tiene un promedio de 2 millones de grados Kelvin. Aunque nadie está seguro de por qué la corona está tan caliente, se cree que es causado por el magnetismo del sol. La corona tiene áreas brillantes (calientes) y áreas oscuras llamadas agujeros coronales . Los agujeros coronales son relativamente fríos y se cree que son áreas por donde escapan las partículas del viento solar.
A través de imágenes de telescopios podemos ver varias características interesantes del sol que pueden tener efectos aquí en la Tierra. Echemos un vistazo a tres de ellos:manchas solares, prominencias solares y erupciones solares.
Después de muchas semanas de sol en blanco y sin manchas solares, una pequeña mancha solar nueva emergió el 23 de septiembre, 2008, marcando un nuevo ciclo solar. Foto cortesía de NASA. Por supuesto, las esferas están adornadas con interesantes características y actividad. Los veremos aquí.
Oscuro, áreas frescas llamadas manchas solares aparecen en la fotosfera. Las manchas solares siempre aparecen en pares y son campos magnéticos intensos (alrededor de 5, 000 veces mayor que el campo magnético de la Tierra) que atraviesan la superficie. Las líneas de campo salen por una mancha solar y vuelven a entrar por la otra. El campo magnético es causado por movimientos de gases en el interior del sol.
La actividad de las manchas solares ocurre como parte de un ciclo de 11 años llamado ciclo solar donde hay períodos de actividad máxima y mínima.
No se sabe qué causa este ciclo de 11 años, pero se han propuesto dos hipótesis:
Ocasionalmente, nubes de gases de la cromosfera se elevarán y se orientarán a lo largo de las líneas magnéticas de los pares de manchas solares. Estos arcos de gas se llaman solar prominencias .
Las prominencias pueden durar de dos a tres meses y pueden extenderse hasta 30, 000 millas (50, 000 kilómetros) o más por encima de la superficie del sol. Al llegar a esta altura, pueden hacer erupción durante unos minutos u horas y enviar grandes cantidades de material a través de la corona y hacia el espacio a 600 millas por segundo (1, 000 kilómetros por segundo); estas erupciones se llaman eyecciones de masa coronal .
A veces en grupos complejos de manchas solares, abrupto, ocurren violentas explosiones del sol. Estos se llaman erupciones solares .
Se cree que las erupciones solares son causadas por cambios repentinos del campo magnético en áreas donde se concentra el campo magnético del sol. Van acompañadas de la liberación de gas, electrones, luz visible, luz ultravioleta y rayos X. Cuando esta radiación y estas partículas alcanzan el campo magnético de la Tierra, interactúan con él en los polos para producir el auroras (borealis y australis). Las erupciones solares también pueden interrumpir las comunicaciones, satélites sistemas de navegación e incluso redes eléctricas. La radiación y las partículas ionizan la atmósfera e impiden el movimiento de ondas de radio entre los satélites y el suelo o entre el suelo y el suelo. Las partículas ionizadas en la atmósfera pueden inducir corrientes eléctricas en las líneas eléctricas y provocar sobretensiones. Estas subidas de tensión pueden sobrecargar una red eléctrica y provocar apagones. Puede aprender más sobre las erupciones solares leyendo ¿Podría una llamarada solar extremadamente poderosa destruir toda la electrónica de la Tierra?
Toda esta actividad requiere energía, que está en oferta limitada. Finalmente, el sol se quedará sin combustible.
Cuando nuestro sol se convierta en un gigante rojo, su radio será aproximadamente 100 veces mayor que el actual. Las nebulosas planetarias son los restos de estrellas similares al sol que han llegado al final de su etapa de gigante roja. Foto cortesía de NASA Sun-Earth Day 2010 El sol brilla desde hace unos 4.500 millones de años [fuente:Berkeley]. El tamaño del sol es un equilibrio entre la presión hacia afuera generada por la liberación de energía de la fusión nuclear y la atracción hacia adentro de la gravedad. Durante sus 4.500 millones de años de vida, el radio del sol se ha vuelto un 6 por ciento más grande [fuente:Berkeley]. Tiene suficiente combustible de hidrógeno para "quemarse" durante unos 10 mil millones de años, lo que significa que le quedan un poco más de 5 mil millones de años, y durante este tiempo seguirá expandiéndose al mismo ritmo [fuente:Berkeley].
Cuando el núcleo se queda sin combustible de hidrógeno, se contraerá bajo el peso de la gravedad; sin embargo, algo de fusión de hidrógeno ocurrirá en las capas superiores. Como los contratos centrales, se calienta y esto calienta las capas superiores haciendo que se expandan. A medida que las capas externas se expanden, el radio del sol aumentará y se convertirá en un gigante rojo , una estrella anciana.
El radio del sol gigante rojo será 100 veces mayor que lo que es ahora, que se encuentra más allá de la órbita de la Tierra, por lo que la Tierra se hundirá en el núcleo del sol gigante rojo y se vaporizará [fuente:NASA]. En algún momento después de esto, el núcleo se calentará lo suficiente como para que el helio se fusione en carbón.
Cuando el combustible de helio se haya agotado, el núcleo se expandirá y enfriará. Las capas superiores se expandirán y expulsarán material.
Finalmente, el núcleo se enfriará en un enano blanco.
Finalmente, se enfriará aún más en un casi invisible enana negra . Todo este proceso llevará unos miles de millones de años.
Entonces, durante los próximos miles de millones de años, la humanidad está a salvo - en términos de la existencia del sol, por lo menos. Otras debacles son una incógnita.
Para obtener más información sobre el sol y temas relacionados, mire los enlaces en la página siguiente.
