CARACTERISTICAS DE LAS CAPAS DEL SOL (INTERNAS Y EXTERNAS)

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.

 

 

 

MANCHA SOLAR

Una mancha solar es una región del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más.

La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4.000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6.000 K que tienen los gránulos de la fotosfera

 

 

Frecuentemente erupciona gas candente del Sol. Una de estas erupciones produjeron esta protuberancia que muestra la ilustración, tomada el 19 de julio del 2000 por el satélite artificial TRACE.

La protuberancia, aunque pequeña comparada con el resto del tamaño del Sol, mide más de 100,000 kilómetros de altura, por lo que fácilmente podría atrapar por completo a La Tierra dentro de sus brazos extendidos. El gas de la protuberancia está ligada a los complejos y cambiantes campos magnéticos del Sol.

La mayoría de las protuberancias decaen a la larga, una vez que éstas se alejan de la superficie del Sol. Las erupciones solares más potentes emiten partículas que pueden alcanzar a La Tierra y algunas logran estropear satélites artificiales. La cuestión de muchas investigaciones son el origen y la naturaleza de las erupciones solares.