El Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra y su estudio es de gran importancia al ser nuestra fuente principal de energía. En este artículo, se desmenuza al Sol y se comenta el modelo del "sol estándar", la teoría heliofísica más aceptada.

Una estrella más.

Las estrellas están constituídas por ingentes cantidades de elementos comprimidos. Nuestra atmósfera, el aire que respiramos, está compuesta de gases, pero gases pesados que por su masa han sido retenidos por la fuerza de la gravedad terrestre. Las estrellas están compuestas por gases ligeros, principalmente hidrógeno (H) y helio (He). Estos dos elementos se crearon al principio del Universo según la teoría de la Gran Explosión.

Las estrellas nacen en el seno de gigantescas nubes de H y He llamadas nebulosas. Las nebulosas, como M42 en la constelación de Orión, tienen inmensas cantidades de H y He, pero poco concentradas. Tal es así, que existen muy pocos átomos en un cubo de un centímetro de lado, entre 10 y 1000: sólo una hoja de papel, tiene un millón de átomos de grueso. Estas nebulosas son visibles porque reflejan la luz de estrellas circundantes.

Las estrellas se crean a partir de concentraciones importantes de materia en las grandes nebulosas, como la de Orión. La fuerza de la gravedad es la responsable de ir comprimiento todo ese H y He. Esto contribuye a que la temperatura local vaya aumentando. El citado fenómeno de contracción sigue desarrollándose hasta que se alcalzan densidades y temperaturas increíbles. Es aquí cuando las imensas temperaturas hacen posible la fusión nuclear: la combinación de átomos de un elemento para formar otro más complejo. Cuando este proceso y el resto de la estructura de la proto-estrella se vuelven estables, se dice que la estrella está en la secuencia principal. Las estrellas terminan su vida de diferente forma, según sea su masa y composición.

El desequilibrio entre las fuerzas opuestas de gravedad (hacia adentro) y presión (hacia afuera) hará que nuestro Sol comience, dentro de 5.000 millones de años su declive como estrella estable. Cuando en el núcleo, aunque la temperatura y la presión lo permitan, el H a convertir en He escaseará, así como la producción de energía generada gracias a esta fusión. Como en esos momentos la presión del núcleo disminuriá éste se colapsará bajo su propio peso, hasta el momento en que la temperatura aumente y se comience a fusionar He conviertiéndolo en carbono (C). A su vez, en las capas circundantes al núcleo en donde sí hay abundante H, comenzarán a fusionarse en He. Debido a que existe más presión, generada por las nuevas reacciones, el Sol se dilata, se enfría y de este modo se convierte en una gigante roja. Este proceso se repite varias veces, pero con otros elementos como protagonistas, de forma que variará su radio varias veces más, hasta ocupar la órbita de Venus. Por fín, cuando se haya agotado el combustible, las capas exteriores escaparán al espacio exterior. Tampoco existirá en el núcleo presión suficiente para soportar su propio peso, con lo que la estrella resultante será una enana blanca, del tamaño de la Tierra (aunque con una masa muy superior) que se apagará lenta e inexorablemente.

Los elementos pesados tales como el oxígeno (O), hierro (Fe), oro (Au), silicio (Si), que componen los planetas fueron creados por una estrella ya muerta. Somos, en verdad, polvo de estrellas.

Esta es una imagen del Sol en H-alfa. H-alfa es una longitud de onda estrecha de luz roja que es emitida y absorbida por el hidrógeno. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

Características generales.

• Tipo espectral: G2.
• Edad: 4,6 x 10⁹ años
• Masa: 1,99 x 10³⁰ kg
• Radio: 6,96 x 10⁸ m
• Velocidad de escape en la fotosfera: 618 km/s
• Temperatura del núcleo: 15.000.000° K
• Temperatura superficial: 5200° K
• Luminosidad: 3,86 x 10²⁶ W
• Magnitud absoluta: 4,74^M
• Magnitud aparente: -26,7^m
• Periodo de rotación ecuatorial: 25,4 días
• Distancia media a la Tierra: 1,50 x 10¹¹ m

El Sol es, por mucho, el objeto más masivo y grande del Sistema Solar. Contiene más del 99,8% del total de su masa. El Sol, actualmente, es en un 73% de H y 25% de He. También tiene otros elementos, pero representan únicamente menos de un 2%.

El Sol, al estar compuesto de gases y no ser un cuerpo rígido, presenta una rotación diferencial. Esto significa que el ecuador rota más rápido que otras latitudes solares, tales como sus polos, donde una rotación se completa después de 36 días. Contrariamente, el núcleo si rota como un sólido.

En algunas fuentes se cita el modelo del Sol estándar. Se trata de unas cuantas premisas a partir de las cuales se construyen todas las teorías del comportamiento solar. Éstas son:

• Simetría esférica. El Sol es una esfera perfecta.
• Equilibrio hidrostático. El Sol, como se verá más adelante, está compuesto por varias capas. En cada una de ellas, las fuerzas de presión y radiación (hacia afuera) está equilibrada por la del peso (hacia dentro). Es decir, en este equilibrio no actúan otras fuerzas, como puediera ser el magnetismo.
• Transporte de energía por radiación o convección.
• Energía generada por fusión nuclear.
• Homogénesis. Originalmente en su creación el Sol era homogéneo, es decir, la composición química inicial era uniforme e igual a la que hoy se puede observar actualmente en la fotosfera.

Interior solar.

El núcleo es la parte más interna del Sol y tiene un radio de 200.000 km. Esta es quizás la parte más importante de una estrella, ya que aquí es donde se produce la energía que emite.

Hasta principios de este siglo nadie sabía cómo funcionaba el Sol y las estrellas. Con la llegada de las teorías de Einstein que explicaban el Universo a rasgos macroscópicos y microscópicos pudo comprenderse. Se resume con la famosísima ecuación E = mc², siendo E energía, m masa y c la velocidad de la luz en el vacío (300.000 km/s).

La reacción nuclear que se produce en su núcleo es la fusión. Se hace combinar a cuatro átomos de H para convertirlos en uno de He. Sin embargo, la masa del átomo de He es un 0,7% menor que la suma de cuatro de H. ¿Qué ha ocurrido con esa masa? Se ha convertido en energía.

Para que ocurra una reacción nuclear por fusión los átomos tienen que estar muy juntos. Sin embargo, ya que los átomos de H que hay en el núcleo solar tienen la misma carga eléctrica, se repelen unos a otros. La barrera de Coloumb es la fuerza mínima que hay que aplicarles para combatir esta repulsión, y precisamente, para saltar esta barrera, los átomos de H deben colisionar violentamente. Pero esta violencia no es común, y sólo se da en lugares especiales como lo es el núcleo solar, ya que la temperatura existente lo permite (recordemos que la temperatura es la medida de la velocidad con que se mueven los átomos en un determinado lugar).

Por la ley del equilibrio hidrostático, mencionada en las características generales del Sol se sabe que, efectivamente, la temperatura en lo más interno del Sol es del orden de 10 millones de grados Kelvin (253° K = 0° C).

En realidad, no hay sólo una, sino que el proceso común de la fusión del H en He está integrado por tres reacciones nucleares. Este proceso, denominado reacción protón-protón, se expresa químicamente de la siguiente forma:

Donde ¹H es hidrógeno atómico (un protón), ²H es deuterio (dos protones), ³He (isótopo del He), ⁴He (helio), e⁺ un positrón, nu es un neutrino (partícula energética) y gamma es un raya gamma (luz muy energética, invisible a nuestros ojos).

Uno de los problemas fundamentales de la Heliofísica actual es la detección de un tipo de neutrino. Esta partícula atraviesa todo el radio solar sin colisionar con otra y por tanto es extremadamente difícil detectarla. Pero los experimentos actuales repartidos por todo el mundo no logran captar la cantidad que en teoría deberían recoger. Por lo general sólo se detecta la mitad o la tercera parte de lo que se debería. En 1998 han aparecido investigaciones que relacionan este déficit con la llamada "oscilación" de los neutrinos, aún por confirmar, que a su vez implica que tienen masa. En algún momento antes de llegar a la Tierra, el tipo de neutrino que se genera en el interior solar cambiaría de estado.

Envolviendo al núcleo se encuentra la zona radiativa. Esta zona tiene un grosor de 300.000 km. Su denominación proviene del mecanismo de transporte de la energía generada en el núcleo hacia capas más exteriores, transporte llevado a cabo por los fotones.

Debido a la densidad que existe en la zona radiativa los fotones no recorren mucha distancia sin colisionar con un átomo: entre uno y dos centímetros.

Durante el viaje de un fotón a la superficie solar, éste va de colisión tras colisión conviertiéndose en fotones menos energéticos, y de rayos gamma se pasan a rayos X, de éstos a rayos ultravioleta (UV) extremos, de éstos a rayos UV, hasta que se emerge finalmente en la superficie solar como luz visible o infrarrojos. Viaje éste que dura entre 10.000 y 1 millón de años.

La zona convectiva es la tercera parte del interior solar, no accesible a telescopios. Tiene un grosor de 200.000 km. Debido a que esta zona es opaca, la transmisión de energía por radiación se vuelve ineficiente. El mecanismo utilizado en esta parte de la estrella es la convección.

La opacidad de esta capa se explica por su menor temperatura, que permite que los átomos conserven parte de los electrones, algo imposible en el núcleo solar debido a la temperatura. Estos átomos con electrones capturan más fácilmente a los fotones.

La convección es un fenómeno que es similar al agua hirviendo. Burbujas de gas caliente suben a la superficie, irradian su calor, se enfrían y vuelven a caer al interior, dónde se vuelven a calentar. Con esto tenemos una capa muy homogénea, ya que la convección mezcla los elementos existentes.

Exterior solar.

La fotosfera es la superficie visible del Sol. Ésta no es sólida, tal y como en la Tierra, ya que el Sol está totalmente compuestos por los gases anteriormente dichos, desde su interior hasta el exterior.

La fotosfera tiene un grosor de unos 500 km. y debe su nombre a que es de ella de donde parte la mayoría de la luz solar que recibimos. Por debajo de esta capa también se irradia pero debido a que son mucho más densas no dejan escapar la luz (son opacas). La fotosfera es la capa de la atmósfera solar lo suficientemente densa como para emitir luz y permitir que la luz escape fuera de ella.

La mayoría de la luz radiada que llega a la Tierra procede de una parte de la fotosfera que posee una temperatura de 6000° K. También recibimos algo de energía procedente de otra parte más interna de ésta con unos 8000° K. y de otra más externa a 4000° K. Esto es, la luz solar que recibimos es una mezcla de energía emitida por gases a distintas temperaturas.

La fotosfera no es una capa uniforme, si no que está compuesta por celdas denomidanas gránulos. Los gránulos tienen alrededor de 1500 km de diámetro y se separan de otros por zonas más oscuras. Éstas estructuras tienen una vida de alrededor de 10 mintuos antes de que se disipen o mezclen con otros gránulos vecinos. Se cree que los gránulos están producidos por la convección solar, haciendo que masas calientes de gases suban a la superficie, se enfríen y vuelvan a bajar.

Aún existen otras estructuras algo mayores, los supergránulos, que contendrían alrededor de 300 gránulos y una esperanza de vida de un día terrestre. La cromosfera está situada por encima de la fotosfera siendo mucho más ténue que ésta última, por tanto, se nos presenta invisible en condiciones normales. Tan sólo en los eclipses de Sol y durante algunos pocos segundos se puede detectar, en los instantes en que la Luna cubre la fotosfera.

La cromosfera tiene un grosor de 10.000 km. y debe su nombre a que, durante los eclipses solares se presenta con un color rosado. Croma es una palabra de origen griego que significa color.

En la cromosfera la temperatura aumenta paulatinamente desde los 4.000° K hasta 500.000° K, ya en el límite con la corona solar.

Cerca de la fotosfera la densidad es notable, sin embargo, justo al inverso que la temperatura, ésta decrece al acercarnos a la corona, tanto que prácticamente se podría considerar un vacío perfectos.

Sección del Sol. (NASA/ESA)

En la cromosfera se pueden encontrar las espículas, unas estructuras parecidas a unas llamas de entre 100 y 1000 km de diámetro. Las espículas pueden llegar a alcanzar 10.000 km por encima de la fotosfera y tienen una vida de 5 a 15 minutos. Las espículas tienen una temperatura de 10.000° K.

La corona es la parte más exterior de la atmósfera solar. En la antigüedad sólo era posible detectarla durante los eclipses totales de Sol, hasta que en el siglo XIX se inventó el coronógrafo, un aparato que oculta el disco solar. Sin embargo los coronógrafos, aún en las mejores condiciones atmosféricas, sólo permiten detectar una reducida parte de la corona. La corona solar puede alcanzar una distancia de hasta 15 diámetros solares.

La temperatura de la corona solar es uno de los grandes enigmas sin explicación convincente. En la parte más cercana a la cromosfera la temperatura es de 500.000° K, mientras que en la parte exterior la corona puede llegar a alcanzar los 3.500.000° K. La densidad por lo general no suele sobrepasar de entre 1 a 10 átomos por centímetro cúbico.

La hipótesis clásica para el enigma de la gran temperatura a esas distancias del núcleo solar es que las ondas de sonido (recordemos que el sonido se transmite por la vibración del aire) generadas en la zona convectiva se mueven hacia arriba a través de la fotosfera y cromosfera hasta alcanzar la corona. Allí se convierten en ondas de choque y agitan los átomos de gas, lo que se traduce en un aumento de temperatura. Sin embargo esta hipótesis tiene muchas dificultades.

Los elementos que componen la corona se escapan del Sol en lo que se denomina viento solar. Este viento solar está compuesto es su mayor parte por hidrógeno ionizado (sólo un protón sin electrones). El viento solar es el responsable de las auroras boreales (más generalmente, polares).

Manchas solares.

Las manchas solares son regiones más oscuras y frías que la superficie solar. En una mancha se distinguen dos zonas, la umbra, zona oscura, y la penumbra, zona menos oscura que la umbra.

Las manchas solares se ven más oscuras simplemente porque tienen una temperatura menor que el resto de la fotosfera. La umbra suele tener unos 4200° K, mientras que la fotosfera, recordemos, tiene alrededor de 5800° K.

Las manchas solares tienen diferentes ciclos de vida. Se suelen asociar en grupos de hasta 100 manchas que pueden llegar a durar 2 meses, unas dos rotaciones solares.

Aunque pueden llegar a presentar una morfología muy complicada, generalmente aparecen en dúos, con polaridad magnética contraria. Por supuesto, también se asocian en grupos. Estos grupos, inicialmente, surgen a partir de varias manchas pequeñas, las cuales van aumentando en tamaño y número con el transcurrir de los días. Los grupos que más se desarrollan pueden llegan a tener una esperanza de vida de dos meses, pero la mayoría presenta una evolución más simple y corta.

Existen diferentes y variadas teorías sobre la formación de manchas solares, aunque está claro que tienen un origen magnético. Debido a que el Sol posee rotacion diferencial a distitas latitudes, esto es, no rota como un astro sólido, se cree que las líneas de los campos magnéticos se cruzan y retuercen en determinadas regiones. Debido a la gran intensidad del campo magnético en estas zonas, el gas ionizado (cargado eléctricamente) es repelido, haciendo que disminuyan las corrientes de convección y por tanto la temperatura, causa de la creación de la mancha.

Muchas veces las manchas solares pueden observarse rodeadas de una zona brillante, llamada fácula, sobre todo en los bordes del disco solar donde el contraste es mayor que en el centro.

Las manchas solares aparecen siempre asociadas a una fácula, aunque no se da la correspondencia contraria, es decir, no en todas las fáculas se llegan a desarrollar manchas.

Las fáculas tienen una temperatura mayor que las regiones no perturbardas de su alrededor, entre 200 y 300° K más. El origen de las fáculas se halla, de nuevo, en los campos magnéticos. En general, la convección está frenada por el rozamiento generado por pequeños movimientos horizontales de la materia que asciende. Lo que ocurre en las fáculas es que la mayor intensidad del campo magnético hace que la materia se mueva por sus líneas de fuerza, disminuyendo el rozamiento y aumentando el flujo de materia y energía que llegan a la superficie. Este aumento de energía posibilita que la materia alcance una mayor altitud en la fotosfera. Las fáculas son fenómenos muy estables.

Mancha solar. (NASA)

Las playas (plage) son la contrapartida cromosférica de la fácula, término utilizado para la fotosfera.

Protuberancias y fulguraciones.

Las protuberancias, situadas en la corona, tienen la misma composicición que esta, aunque mayor densidad y menor temperatura (alrededor de 10.000° K).

La forma de arco tiene su símil en la disposición de las limaduras de hierro cerca de un imán. Las protuberancias están formadas por partículas altamente ionizadas que se mantienen alrededor de los campos magnéticos que rodean a las manchas solares.

Existen dos tipos de protuberancias. Las protuberancias eruptivas son expulsadas de los campos magnéticos y en pocas horas pueden alcanzar alturas de 500.000 km. Las protuberancias estáticas son arcos de materia que, atrapada en los campos magnéticos de las manchas, se mantienen estables, pudiendo llegar a permanecer en este estado hasta tres meses.

Con filtros H-alfa se pueden detectar las protuberancias fácilmente en el borde del disco solar en emisión, o dentro de él en absorción, siendo visibles como formaciones oscuras denominadas filamentos.

Las fulguraciones son fenómenos que se hacen patentes como repentinos incrementos de brillo en regiones cercanas a manchas solares que llegan a su máximo en apenas 20 minutos para luego ir desaparenciendo en cuestión de horas. Por lo general, nunca son lo suficientemente violentas como para poder observarse en el espectro visible, siendo necesaria la utilización de filtros H-alfa.

Las fulguraciones tienen origen en la cromosfera y están asociadas a una liberación de ingentes cantidades de energía, almacenadas en los campos magnéticos. Normalmente pueden llegar a emitir en el espectro de los rayos X. Una gran fulguración puede llegar a liberar una energía equivalente a 200.000.000 de megatones, y alcanzar temperaturas de 500.000° K.

El estudio y detección de las fulguraciones es muy importante ya que en estas se emite radiación y partículas muy energéticas que llegan a la Tierra en horas o días. Éstas pueden interferir en las radiocomunicaciones, causar daños en los satélites artificiales, en las líneas de tendido eléctrico, en los pasajeros de aviones estratosféricos y naves espaciales, e incluso causar perturbaciones en el campo magnético terrestre, haciendo que las brújulas funcionen de forma errática. Por contra, son este flujo de partículas es también causante de las auroras polares.

Ciclo de actividad.

El primer análisis científico del ciclo actividad solar vino de la mano del alemán Heinrich Schwabe en 1843, quien, en base a sus propias observaciones, publicó un trabajo en el que afirmaba que las manchas solares parecían tener un ciclo de unos diez años durante los cuales se pasaba de no detectar ninguna mancha a, progresivamente, ver decenas. Rudolf Wolf, otro almenán, tuvo conocimiento de este trabajo y en 1848 publicó otro trabajo en el que se incluyeron los datos de varios observatorios, completando la gráfica de actividad desde el año 1610 y arrojando una media de 11,1 años para el ciclo de actividad solar. Desde entonces se han obtenido ciclos que varían desde los 9 hasta los 14 años.

En resumen, éstas son las principales características de la actividad de un ciclo:

• Variación del número de regiones activas (manchas, fulguraciones...).
• Variación del tamaño de la corona (proporcional a la actividad).
• Cambio de orientación magnética de las manchas bipolares entre un ciclo y otro.
• Ley de Spoerer. Al comienzo las manchas aparecen lejanas en latitud del ecuador (aprox. 35°), para ir acercándose a éste con el transcurrir del ciclo (aprox. 10°).

La causa del ciclo de actividad solar es otro de los grandes misterios de que aún quedan por explicar satisfactoriamente.

El seguimiento del ciclo solar por parte de un astrónomo aficionado es muy sencillo de realizar, ya que sólo se necesita registrar regularmente el número de manchas que aparecen en el disco solar.

La constante solar.

El estudio y medición de esta constante es de extremo interés por que nuestra superviviencia depende de la capacidad que tengamos para estar preparados y prevenir una hipotética variación importante de la constante solar.

Un cambio de un 1% en la constante solar, produciría una alteración de la temperatura en la Tierra de 1 o 2° C. Teniendo en cuenta que durante la última glaciación, la temperatura media en nuestro planeta era 5° C más fría que la actual, nos podemos hacer una idea de lo importante que es conocer bien al Sol.

Existen referentes históricos que podrían indicar una disminución de la constante solar. Desde 1430 a 1850 tuvo lugar la pequeña edad glacial, con un tiempo inusualmente frío en Europa y América. Dentro de este periodo se encuentra el conocido como mínimo de Maunder.

En 1893, Edward Maunder, tratando de realizar una gráfica de la actividad solar desde las primeras observaciones telescópicas de Galileo, encontró que entre 1640 y 1715 no existió prácticamente ningún registro de manchas. Posteriormente se ha comprobado por otros métodos que, efectivamente, la actividad solar fue excepcionalmente baja en esos años.

Irónicamente, el mínimo de Maunder coincide con el reinado de Luis XIV de Francia, el Rey Sol ("El Estado soy yo").

Referencias.

1. Al Fargani Ben Azahara, Heliofísica, p. 38, Tribuna de Astronomía nº 115, marzo 1995.
2. Al Fargani Ben Azahara, Heliofísica, p. 28, Tribuna de Astronomía nº 115, mayo 1995.
3. Al Fargani Ben Azahara, Heliofísica, p. 28, Tribuna de Astronomía nº 115, junio 1995.
4. Donald H. Menzel y Jay M. Pasachoff, Guía de campo de las estrellas y los planetas (2ª edición), Editorial Omega, 1990.
5. Inés Hidalgo Rodríguez, El Sol: nuestro astro, II Curso de Introducción a la Astronomía (CICCA-IAC), junio 1994.
6. Jean Meeus, Astronomical algorithms, Willmann-Bell, 1991.
7. Jack Newton y Philip Teece, Astronomía amateur, Editorial Omega, 1991.
8. Manuel Collados Vera, El Sol, p. 49, Memoria de las II Jornadas astronómicas del Sistema, 1995.
9. Michael A. Seed, Fundamentos de astronomía, Editorial Omega, 19.
10. P.I. Bakulin, E.V. Kononovich y V.I. Moroz, Curso de astronomía general, Editorial Mir, 1992.
11. Teodoro Roca Cortés, ¿Conocemos el Sol?, p. 16, Universo nº 4, agosto 1995.