Nuestra Estrella, El Sol
El Sol es una estrella de tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de energía electromagnético de este sistema planetario. Por sí solo representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es aproximadamente 149.600.000 kilómetros, y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y determina el clima de la Tierra y la meteorología.
Es la estrella del sistema planetario en que se encuentra la Tierra, por tanto es el astro con mayor brillo aparente. Su visibilidad en el cielo local determina, respectivamente, el día y la noche, en diferentes regiones de diferentes planetas. En la Tierra, la energía radial del Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida.
El Sol se formó hace 4500millones de años y tiene combustible para 5500 millones de años más. Después comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente se hundirá por su propio peso, convirtiéndose en una enana blanca, que puede tardar un billón de años en enfriarse. Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su discu circumestelar surgieron, más tarde, los planetas, asteriodes y cometas del sistema solar.
Si bien el Sol como objeto astronómico no es más que una estrella promedio, relativamente débil y fría, para nosotros, habitantes de uno de sus satélites, resulta indispensable conocerlo en detalle, pero además, nuestra ubicación privilegiada, nos brinda la posibilidad, a través suyo, de conocer muy bien una estrella, y, en base a ello, construir y probar las teorías sobre la naturaleza de las estrellas, en general.
Lo que sucede en el Sol nos afecta, en mayor o menor medida a todos. Muchas actividades espaciales y terrestres requieren un buen conocimiento de las condiciones presentes en el Sol y de su comportamiento en el futuro.
Existen dos clases de geoalertas: la primera incluye la radiación electromagnética del Sol, principalmente rayos x, radiación ultravioleta y ondas de radio que llegan a la velocidad de la luz. El brillo del Sol en rayos x puede aumentar hasta 10.000 veces o más en un período muy breve. Este baño de rayos x afecta la ionósfera terrestre hasta tal punto que puede llegar a cortar virtualmente las comunicaciones de radio de onda corta en la parte del planeta en que es de día.
La segunda concierne a un campo geomagnético. La misma está causada por el viento solar, nubes tenues de protones, electrones e iones del Sol que se encuentran con el campo magnético terrestre. Cuando el Sol está calmo, estas partículas cargadas fluyen de manera continua, uniforme a unos 400 km/seg. Un aumento de actividad solar puede transformar el viento en violento huracán. Sus ráfagas se abaten sobre el campo geomagnético, afectando la ionosfera y la superficie de la Tierra de varias formas, entre otras, induciendo corrientes eléctricas en conductores largos, como líneas de potencia y cables de teléfono. Durante su paso el viento solar barre gases evaporados de planetas y cometas, finas partículas de polvo meteórico y rayos cósmicos de origen galáctico. Su influencia se extiende a través del espacio interplanetario y provoca las auroras polares y las tormentas magnéticas en la Tierra.
Estas tormentas, causadas por perturbaciones abruptas del campo magnético terrestre interfieren con las comunicaciones de radio y teléfono. Una serie de observaciones solares y geomagnéticas revelaron una correlación entre la aparición de estas tormentas y la aparición, una a dos días antes, de erupciones solares. Pero además de estos efectos perniciosos para las actividades terrestres, el Sol, siendo la estrella más cercana, presenta enormes ventajas astrofísicas. El Sol emite, continua o esporádicamente todo el espectro de radiación electromagnética, desde los rayos X, a través del ultravioleta, visible e infrarrojo, hasta radio ondas. La radiación de distintas longitudes de onda proviene de capas situadas a distintas profundidades de la atmósfera solar. Las características del fotón que atraviesa el gas y llega hasta nosotros están determinadas por la propiedad del gas, que varían con la altura.
Hasta el momento, el Sol es la única estrella con dimensiones, masa, luminosidad y edad conocidas. Para los astrofísicos es lo único, pero, a su vez lo más importante, que lo distingue de otras estrellas. La masa del Sol se calcula a partir de la órbita de la Tierra y según las leyes de Newton. Si la Tierra se detuviera en su movimiento orbital caería hacia el Sol a razón de 2,8 mm/seg. La curvatura de la órbita celeste es una consecuencia de esa desviación con respecto al movimiento rectilíneo.
Los átomos o moléculas de cualquier cuerpo están en continuo movimiento y chocando entre sí. Imaginemos por ejemplo, las moléculas de una gota de agua. Las fuerzas intermoleculares impiden que la gota se rompa o desaparezca y mantienen a las moléculas relativamente juntas, por eso, cuando una gota de lluvia se desplaza sobre la ventana únicamente se deforma, manteniendo su estructura de gota. Al aumentar la temperatura del agua, el movimiento de las moléculas aumenta y también el volumen entre ellas. Calentando el líquido aun más, llegará un momento en que la fuerza entre las moléculas no es suficiente para mantenerlas juntas y comienzan a separarse, formándose el vapor de agua.
Dupliquemos el número de moléculas en el recipiente, de manera duplicar su densidad, aunque manteniendo su velocidad intacta, es decir, su temperatura. El resultado será una duplicación de las colisiones, resultando la presión proporcional a la velocidad. Si se aumenta la temperatura sin aumentar la densidad del gas, es decir, sin aumentar la velocidad de los átomos, ellos golpearán más fuerte y más seguido porque se mueven más ligero, en consecuencia la presión aumenta.
El Sol, que, en realidad es una pelota de gas, obedece estas mismas leyes. En él todo elemento de volumen está sometido, por un lado, a la fuerza de gravedad que tiende a llevarlo hacia el centro (donde está concentrada la mayor parte de su masa), y por otro, soporta la presión del gas que lo tiende a llevar a la superficie. Cuando ambas fuerzas son iguales el gas está en equilibrio hidrostático.
Siendo gaseoso, el Sol no presenta abruptas discontinuidades como las que separan el aire, el agua y los continentes en la Tierra, aunque se lo puede considerar como compuesto de varias capas concéntricas, de características diversas, de diferente densidad y temperatura. La fotosfera, la cromosfera y la corona son capas del Sol superpuestas como cáscaras de cebolla. Estas capas no son homogéneas y contienen estructuras difusas cuyo carácter variable es la base del concepto de la actividad solar. Los ciclos, las manchas y erupciones son manifestaciones de dicha actividad.
Las manchas solares parecen oscuras, porque, en realidad son frías (1700ºK más frías) que las regiones circundantes que llegan hasta los 6000ºK. El mapa magnético de una región activa indica que estos campos tan fuertes no están restringidos a las manchas, sino que también aparecen en las regiones brillantes llamadas fáculas. EL brillo de estas zonas se puede explicar por las altas temperaturas presentes, pero resulta difícil entender que campos magnéticos igualmente intensos pueden producir regiones calientes y brillantes como las fáculas y otras frías y oscuras como las manchas.
La atmósfera solar se ve sacudida periódicamente por erupciones, fenómenos violentos cuyos efectos se pueden sentir hasta la Tierra. Una erupción se caracteriza por un gran aumento de brillo en la cromosfera. El Sol se comporta como un dínamo gigante. Su campo magnético aumenta a medida que subimos en su atmósfera y es responsable del encendido de las erupciones. Dicho campo surge a partir de una corriente electrónica originada en el corazón de esta enorme esfera de gas rotante, por el movimiento de los electrones y protones.
Una de las primeras manifestaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei en el siglo XVII, utilizando vidrios ahumados al principio, y usando el método de proyección después. De esta manera observó las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir su variabilidad. En la actualidad, la actividad solar es monitoreada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra, no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar, sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.
El Sol se formó hace 4500millones de años y tiene combustible para 5500 millones de años más. Después comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente se hundirá por su propio peso, convirtiéndose en una enana blanca, que puede tardar un billón de años en enfriarse. Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su discu circumestelar surgieron, más tarde, los planetas, asteriodes y cometas del sistema solar.
Si bien el Sol como objeto astronómico no es más que una estrella promedio, relativamente débil y fría, para nosotros, habitantes de uno de sus satélites, resulta indispensable conocerlo en detalle, pero además, nuestra ubicación privilegiada, nos brinda la posibilidad, a través suyo, de conocer muy bien una estrella, y, en base a ello, construir y probar las teorías sobre la naturaleza de las estrellas, en general.
Lo que sucede en el Sol nos afecta, en mayor o menor medida a todos. Muchas actividades espaciales y terrestres requieren un buen conocimiento de las condiciones presentes en el Sol y de su comportamiento en el futuro.
Existen dos clases de geoalertas: la primera incluye la radiación electromagnética del Sol, principalmente rayos x, radiación ultravioleta y ondas de radio que llegan a la velocidad de la luz. El brillo del Sol en rayos x puede aumentar hasta 10.000 veces o más en un período muy breve. Este baño de rayos x afecta la ionósfera terrestre hasta tal punto que puede llegar a cortar virtualmente las comunicaciones de radio de onda corta en la parte del planeta en que es de día.
La segunda concierne a un campo geomagnético. La misma está causada por el viento solar, nubes tenues de protones, electrones e iones del Sol que se encuentran con el campo magnético terrestre. Cuando el Sol está calmo, estas partículas cargadas fluyen de manera continua, uniforme a unos 400 km/seg. Un aumento de actividad solar puede transformar el viento en violento huracán. Sus ráfagas se abaten sobre el campo geomagnético, afectando la ionosfera y la superficie de la Tierra de varias formas, entre otras, induciendo corrientes eléctricas en conductores largos, como líneas de potencia y cables de teléfono. Durante su paso el viento solar barre gases evaporados de planetas y cometas, finas partículas de polvo meteórico y rayos cósmicos de origen galáctico. Su influencia se extiende a través del espacio interplanetario y provoca las auroras polares y las tormentas magnéticas en la Tierra.
Estas tormentas, causadas por perturbaciones abruptas del campo magnético terrestre interfieren con las comunicaciones de radio y teléfono. Una serie de observaciones solares y geomagnéticas revelaron una correlación entre la aparición de estas tormentas y la aparición, una a dos días antes, de erupciones solares. Pero además de estos efectos perniciosos para las actividades terrestres, el Sol, siendo la estrella más cercana, presenta enormes ventajas astrofísicas. El Sol emite, continua o esporádicamente todo el espectro de radiación electromagnética, desde los rayos X, a través del ultravioleta, visible e infrarrojo, hasta radio ondas. La radiación de distintas longitudes de onda proviene de capas situadas a distintas profundidades de la atmósfera solar. Las características del fotón que atraviesa el gas y llega hasta nosotros están determinadas por la propiedad del gas, que varían con la altura.
Hasta el momento, el Sol es la única estrella con dimensiones, masa, luminosidad y edad conocidas. Para los astrofísicos es lo único, pero, a su vez lo más importante, que lo distingue de otras estrellas. La masa del Sol se calcula a partir de la órbita de la Tierra y según las leyes de Newton. Si la Tierra se detuviera en su movimiento orbital caería hacia el Sol a razón de 2,8 mm/seg. La curvatura de la órbita celeste es una consecuencia de esa desviación con respecto al movimiento rectilíneo.
Los átomos o moléculas de cualquier cuerpo están en continuo movimiento y chocando entre sí. Imaginemos por ejemplo, las moléculas de una gota de agua. Las fuerzas intermoleculares impiden que la gota se rompa o desaparezca y mantienen a las moléculas relativamente juntas, por eso, cuando una gota de lluvia se desplaza sobre la ventana únicamente se deforma, manteniendo su estructura de gota. Al aumentar la temperatura del agua, el movimiento de las moléculas aumenta y también el volumen entre ellas. Calentando el líquido aun más, llegará un momento en que la fuerza entre las moléculas no es suficiente para mantenerlas juntas y comienzan a separarse, formándose el vapor de agua.
Dupliquemos el número de moléculas en el recipiente, de manera duplicar su densidad, aunque manteniendo su velocidad intacta, es decir, su temperatura. El resultado será una duplicación de las colisiones, resultando la presión proporcional a la velocidad. Si se aumenta la temperatura sin aumentar la densidad del gas, es decir, sin aumentar la velocidad de los átomos, ellos golpearán más fuerte y más seguido porque se mueven más ligero, en consecuencia la presión aumenta.
El Sol, que, en realidad es una pelota de gas, obedece estas mismas leyes. En él todo elemento de volumen está sometido, por un lado, a la fuerza de gravedad que tiende a llevarlo hacia el centro (donde está concentrada la mayor parte de su masa), y por otro, soporta la presión del gas que lo tiende a llevar a la superficie. Cuando ambas fuerzas son iguales el gas está en equilibrio hidrostático.
Siendo gaseoso, el Sol no presenta abruptas discontinuidades como las que separan el aire, el agua y los continentes en la Tierra, aunque se lo puede considerar como compuesto de varias capas concéntricas, de características diversas, de diferente densidad y temperatura. La fotosfera, la cromosfera y la corona son capas del Sol superpuestas como cáscaras de cebolla. Estas capas no son homogéneas y contienen estructuras difusas cuyo carácter variable es la base del concepto de la actividad solar. Los ciclos, las manchas y erupciones son manifestaciones de dicha actividad.
Las manchas solares parecen oscuras, porque, en realidad son frías (1700ºK más frías) que las regiones circundantes que llegan hasta los 6000ºK. El mapa magnético de una región activa indica que estos campos tan fuertes no están restringidos a las manchas, sino que también aparecen en las regiones brillantes llamadas fáculas. EL brillo de estas zonas se puede explicar por las altas temperaturas presentes, pero resulta difícil entender que campos magnéticos igualmente intensos pueden producir regiones calientes y brillantes como las fáculas y otras frías y oscuras como las manchas.
La atmósfera solar se ve sacudida periódicamente por erupciones, fenómenos violentos cuyos efectos se pueden sentir hasta la Tierra. Una erupción se caracteriza por un gran aumento de brillo en la cromosfera. El Sol se comporta como un dínamo gigante. Su campo magnético aumenta a medida que subimos en su atmósfera y es responsable del encendido de las erupciones. Dicho campo surge a partir de una corriente electrónica originada en el corazón de esta enorme esfera de gas rotante, por el movimiento de los electrones y protones.
Una de las primeras manifestaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei en el siglo XVII, utilizando vidrios ahumados al principio, y usando el método de proyección después. De esta manera observó las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir su variabilidad. En la actualidad, la actividad solar es monitoreada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra, no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar, sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.
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