ESTRUCTURA
Como toda estrella, posee una forma esférica, y como su movimiento de rotación es lento, tiene también un leve achatamiento polar.
El plasma que forma el sol se encuentra en equilibrio pues la creciente presión en su interior compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se generan debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen.
Además hay una contribución de origen fotónico que es la presión de radiación (la presión ejercida sobre cualquier superficie expuesta a la radiación electromagnética), la cual es causada por el flujo de fotones emitidos en el centro del sol.
Casi todos los elementos químicos que hay en la tierra han sido identificados en la constitución del sol. Así, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar tendría un aspecto luminoso idéntico al sol.
La estructura que presenta el sol, es en capas esféricas o en "capas de cebolla".
En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados.
Siguiendo este modelo, el sol está formado por:
1) Núcleo.
2) Zona radiante.
3) Zona convectiva.
4) Fotosfera.
5) Cromosfera.
6) Corona.
7) Viento solar.
EL NÚCLEO SOLAR
Ocupa unos 139.000 kms del radio solar, 1/5 del mismo, y es donde se dan las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que produce el sol.
En su centro se calcula que existe un 49% de hidrógeno, un 49% de helio y el 2% de elementos que hacen la función de catalizadores de las reacciones termonucleares. Se encontró que el carbono y el nitrógeno hacen de catalizadores.
Estas reacciones nucleares transforman el 0,7% de la masa afectada en fotones, en una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, son muy energéticos y penetrantes.
La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadas de 15 millones de Kelvins.
En los últimos estadios de su evolución, el sol fusionará también el helio producto de estos procesos para dar carbono y oxígeno.
ZONA CONVECTIVA
Esta región se extiende por encima de la zona radiactiva y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al trasporte de radiación. El trasporte de energía se realiza por convección (trasferencia de calor por intermedio de un fluido que transporta el calor entre zonas con diferentes temperaturas), 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. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes del material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así unos 200.000 kms bajo la fotosfera del sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía.
Se forman de esta manera secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades.
El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente.
FOTOSFERA
Es la zona visible donde se emite la luz visible del sol. La fotosfera es considerada 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 e nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación.
Dado que el sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente y puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca.
Normalmente se considera que la fotosfera tiene unos 100 ó 200 kms de profundidad.
Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras.
Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del sol.
La fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectiva se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos 9 minutos. El diámetro medio de los individualmente es de unos 700 a 1000 kms y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar.
Hay movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación" con diámetros típicos de 35.000 kms.
El signo más evidente de la actividad en la fotosfera son las manchas solares (regiones del sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y una intensa actividad magnética).
Una sola mancha solar puede llegar a medir casi de diámetro como la tierra (12.000 kms) y un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 kms de extensión e incluso algunas veces más.
"Repetidas observaciones me han convencido de que estas manchas son sustancias en la superficie del sol, en la que se producen continuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde" (Galileo).
Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra" rodeada por una "penumbra" más clara.
La umbra tiene una temperatura de unos 4000 kelvins y la penumbra de unos 5.600 kelvins.
Finalizamos aquí esta entrada, y os dejamos con otro video-documental sobre nuestro sol.
Fuentes: Bonanno A, Schlattl H, Paterno L. "Astronomy and Astrophisics, 2002. Carslaw Ks, Harrison RG, Kirkby J. " Cosmic Rays, Clouds, and climate" Science 2002. Kasting, JF, Ackerman TP. "Climatic consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earts Early Atmosfere Science 1986. Priest, Eric Ronald "Solar Magneto hidrodynamics" D. Reidel pub, 1982. Schlatt H "Three-flavor oscilation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 2001. Thomson M.J " solar interior: Helioseismology the suns interior", Astronomy& Geophisis 2004. Wikipedia, la enciclopedia libre.
