Un arco magnético gigante barre el espacio entre dos estrellas
Astrónomos han descubierto un arco magnético emergiendo desde una de las estrellas que forman el famoso sistema estelar doble Algol. Los científicos usaron un conjunto mundial de radiotelescopios para descubrir este fenómeno, el que podría ayudar a explicar los detalles de observaciones previas de este sistema estelar.
"Esta es la primera vez que observamos un fenómeno como éste en el campo magnético de una estrella distinta al Sol”, dijo William Peterson, de la Universidad de Iowa.
El par de estrellas, ubicadas a 93 años luz de la Tierra, incluye una estrella aproximadamente 3 veces más masiva que el Sol y una compañera menos masiva, orbitándola a una distancia de más de 9 millones de kilómetros, que representa aproximadamente sólo el seis por ciento de la distancia entre la Tierra y el Sol. El arco magnético recientemente descubierto emerge desde los polos de la estrella menos masiva y se extiende hacia afuera en dirección hacia la estrella primaria. Mientras la estrella secundaria orbita a su compañera, un lado –el que posee el arco magnético- constantemente enfrenta la estrella más masiva, justo como el mismo lado en que nuestra Luna enfrenta a la Tierra.
Radiación solar es el conjunto de radiaciones electromagnéticas emitidas por el Sol. El Sol se comporta prácticamente como un cuerpo negro el cual emite energía siguiendo la ley de Planck a una temperatura de unos 6000 K. La radiación solar se distribuye desde el infrarrojo hasta el ultravioleta. No toda la radiación alcanza la superficie de la Tierra, porque las ondas ultravioletas más cortas, son absorbidas por los gases de la atmósfera fundamentalmente por el ozono. La magnitud que mide la radiación solar que llega a la Tierra es la irradiancia, que mide la energía que, por unidad de tiempo y área, alcanza a la Tierra. Su unidad es el W/m² (vatio por metro cuadrado).
Zona de convección
La zona de convección está más lejos del centro del Sol que la zona radioactiva. En este punto ocurren los movimientos turbulentos de convección, similares a los movimientos de agua hirviendo dentro de una olla. Los movimientos giratorios (burbujeantes) dentro del Sol son los responsables del patrón granulado que se ve en la
superficie del Sol.
El Núcleo Solar
El núcleo solar está formado de gas muy caliente y denso (en
estado de plasma ). La temperatura de 15 millones de grados Kelvin (27 millones de grados Faranheit) mantiene al núcleo en estado gaseoso.
En el núcleo es donde se genera la energía. La densidad y la temperatura son las adcuadas para que ocurran las
reacciones de fusión nuclear. Estas reacciones liberan energía en dos formas, luz (radiación electromagnética) y partículas (en particular los
neutrinos). ¡A pesar de estas reacciones, el núcleo del Sol es un lugar muy obscuro!
La Cromosfera
Por encima de la
fotosfera está la cromosfera, una región de 2500 kilómetros de espesor. Momentos antes y después del máximo de un
eclipse solar total, la cromosfera aparece como un fino anillo rojizo. El color visible de la cromosfera (comparada con la corona que es blanca) le dió su nombre (que significa "esfera de color") La cromosfera se puede ver más facilmente en las líneas de emisiones tales como la Hidrógeno alfa, donde las regiones brillantes conocidas como plagas y los elementos obscuros llamados filamentos son visibles. Filamento es el nombre dado a las protuberancias cuando se ven en el disco solar. Las espículas son visibles en la cromosfera en el borde del Sol y son chorros de plasma lanzados desde los límites de los supergránulos
Las manchas solares
Las manchas solares no se hallan a esta temperatura. Son bastante más frías y su temperatura en el centro hay que situarla en los 4.000º C solamente. Parece ser que las manchas solares representan gigantescas expansiones de gases, y tales expansiones, ya sean en el Sol o en un frigorífico, dan lugar a una importante caída de temperatura. Qué duda cabe que para mantener fría una gigantesca mancha solar durante días y semanas contra el calor que afluye de las zonas circundantes, más calientes, hace falta una enorme bomba térmica, y lo cierto es que los astrónomos no han dado aún con un mecanismo completamente satisfactorio para la formación de esas manchas.
Fotosfera
La
fotosfera de una
estrella es la superficie luminosa que delimita dicho objeto o, mejor dicho, la de la estrella de la que proviene la luz que vemos. Clásicamente se habla de la fotosfera del
Sol y de las
estrellas. En el caso del Sol la
temperatura fotosférica es de unos 5.800
kelvin. Es una capa de
plasma de aproximadamente 300
km de espesor, que emite la
luz y el
calor que recibimos. En el caso de otras estrellas la temperatura fotosférica o superficial puede ser diferente y, como consecuencia, la luz emitida suele ser de otro
color. Las estrellas más frías son más rojizas y las estrellas más calientes son azuladas.
La fotosfera es una capa de
gases que se hallan sometidos a fuertes
presiones. Vista con
telescopios, muestra una fina granulación (
flóculos) y bordes netos. De ella emana la
radiación que emite la estrella. Su superficie muestra un fondo luminoso sobre el cual aparecen
fáculas que, por hallarse a mayor temperatura, son aún más brillantes. Las
manchas solares se forman en oquedades o depresiones profundas, en las que se ve la capa inferior menos caliente y, por tanto, son más oscuras en apariencia.