El Sol está muy soso, sí, observar la fotosfera estos últimos
4 meses fue un aburrimiento no había nada interesante. Si no me creéis podéis
mirar el siguiente vídeo.
De vez en cuando sale
algún grupo algo interesante, pero nada del otro mundo. Fue entre los días 8 y
19 de abril cuando el Sol nos mostró, durante unos 10 días, una pequeña mancha solar
de un tamaño algo superior al de la Tierra (12 740 km es un tamaño pequeño,
aunque no lo parezca), denominada AR 2529.
Antes de nada, vamos a
hacer una pequeña introducción a nuestra estrella para resolver algunas dudas.
El Sol se formó hace 4650
millones de años, es considerado como una estrella enana amarilla, o, mejor
dicho, una estrella tipo G2V. Esta última denominación podemos dividirla en dos
partes: el G2 hace referencia al tipo espectral informándonos por ejemplo de su
temperatura y V hace referencia a su clase de luminosidad clasificándola como
una enana de la secuencia principal. Más adelante intentaré hacer una entrada
dedicada a la clasificación espectral y al diagrama H-R, en donde entraremos
más a fondo sobre este tema tan interesante.
Siguiendo con el tema que
nos ocupa, nuestra preciada enana amarilla tiene un diámetro de 1 392 000 km y
dista de nuestro hogar una media de 150 000 000 km (a esta distancia se le
denomina unidad astronómica o UA que ciertamente vale 149 597 870,7 km para
quienes les guste la precisión).
Tiene una magnitud visual de -26,74 y una temperatura superficial de
5778 K (5505 ºC). A pesar de lo que la mayoría de la gente piensa el Sol es
anaranjado/amarillo, la razón por la que lo vemos en estos tonos es debido a la
dispersión que sufre su luz al paso por la atmósfera terrestre, si no
tuviésemos atmósfera lo veríamos blanco. El Sol emite un espectro de luz más o
menos uniforme, con ciertas líneas de absorción en longitudes de ondas concretas,
su espectro es algo así
Sin embargo, no emite en todos los rangos de longitudes de onda con la
misma intensidad, es decir, brillan más algunas zonas del espectro que otras. Esta
longitud de onda máxima (λmáx ) la podemos aproximar con la Ley de
Wien para un cuerpo negro utilizando la siguiente ecuación:
Donde b es la constante de desplazamiento de Wien
(2.897·10−3 m K) y T es la temperatura de la superficie del
Sol, por lo tanto:
Esta longitud de onda corresponde a un color verde. Este proceso
se suele hacer a la inversa para conocer aproximadamente la temperatura de las
estrellas (podemos considerarlo
como…un termómetro a distancia), ya que
partiríamos de la medida experimental del valor de λmáx.
A pesar de que todo esto es un tema muy interesante para
dedicarle un montón de entradas, voy a intentar no irme mucho por las ramas e
ir al tema que nos ocupa.
Interior del Sol
Interior del Sol
Nuestra estrella está formada por Hidrógeno en un 73,46% y en
Helio en un 25,85%, el porcentaje restante se corresponde a elementos como el
Oxígeno, el Nitrógeno, metales, etc. Como probablemente sepáis, tiene distintas
capas:
1.
Núcleo:
es aquí donde está el verdadero laboratorio del Sol, donde realiza sus
reacciones de fusión nuclear (no confundir con la fisión nuclear) entre los
átomos de Hidrógeno y los transforma en Helio.
2. Zona
radiactiva: es la zona inmediatamente después del
núcleo. Está formada por Hidrógeno y Helio ionizado (plasma) y es muy densa,
por lo que a los fotones (luz) emitidos por la fusión les costará muchísimo salir de
ahí, estos serán absorbidos y emitidos una y otra vez. Se estima que un fotón
puede llegar a tardar un millón de años hasta salir del Sol.
3. Zona
convectiva: se encuentra tras la zona radioactiva y
como su propio nombre indica, esta capa se caracteriza por absorber una buena
parte de la energía del núcleo haciendo que se formen corrientes de convección,
como si se tratase del manto terrestre o del agua que está hirviendo en una
olla. También es mucho menos densa que las anteriores capas.
como la de hace unas pocas semanas con la que inicié el
tema. Esta zona es a que nos da luz todos los días, la
superficie solar. En ella observamos, además de las manchas,
la granulación solar u otros fenómenos como son las fáculas.
5. Cromosfera:
esta
es la penúltima capa, solo es posible
observarla con filtros y telescopios especiales destinados a
las observaciones de esta en la longitud de onda del
Hidrogeno alfa (H-alpha). Es aquí donde se produce
las impresionantes protuberancias.
observarla con filtros y telescopios especiales destinados a
las observaciones de esta en la longitud de onda del
Hidrogeno alfa (H-alpha). Es aquí donde se produce
las impresionantes protuberancias.
6.
Corona:
es
de esperar que esta última capa sea la más fría
de todas por ser la última y por la más distante, pero, sin
embargo, tiene una temperatura de más de 1 000 000 grados,
muy superior a los 5 778 grados de la fotosfera que parece que
está fría. Es posible observarla con los denominados
coronógrafos o durante un eclipse total de Sol. Si pudiésemos
poner la mano en esta zona, ¿nos quemaríamos? No, debido
a su bajísima densidad -un billón de veces inferior a la
de la atmósfera terrestre a nivel del mar-.
de todas por ser la última y por la más distante, pero, sin
embargo, tiene una temperatura de más de 1 000 000 grados,
muy superior a los 5 778 grados de la fotosfera que parece que
está fría. Es posible observarla con los denominados
coronógrafos o durante un eclipse total de Sol. Si pudiésemos
poner la mano en esta zona, ¿nos quemaríamos? No, debido
a su bajísima densidad -un billón de veces inferior a la
de la atmósfera terrestre a nivel del mar-.
7. Mancha
solar: son aquellas zonas asociadas a un
campo magnético intenso cuya temperatura es menor que la
de la fotosfera solar y es por eso por lo que las vemos
oscuras, cuestión de contraste. No se conoce muy bien la razón por la que se producen, la teoría más aceptada explica este fenómeno como causa de la rotación diferencial, de la que ya hablamos en otra entrada. Para que sea más visual lo que os quiero explicar os dejo con un pequeño vídeo
campo magnético intenso cuya temperatura es menor que la
de la fotosfera solar y es por eso por lo que las vemos
oscuras, cuestión de contraste. No se conoce muy bien la razón por la que se producen, la teoría más aceptada explica este fenómeno como causa de la rotación diferencial, de la que ya hablamos en otra entrada. Para que sea más visual lo que os quiero explicar os dejo con un pequeño vídeo
8. Granulación:
son
pequeñas celdas que se forman por la inmensa temperatura que se encuentra la
fotosfera, como si estuviese ebullendo.
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| Granulación. Imagen tomada por el Telescopio Solar Sueco |
9.
Protuberancia:
se forman a partir de la
eyección del plasma que sale despedido cientos e incluso miles de kilómetros. Sin
embargo, éste no es capaz de superar la atracción gravitatoria y vuelve a
retornar al Sol formando un arco.
Evolución solar
El Sol está en un equilibrio; mientras las
reacciones termonucleares que suceden en su interior ejercen una presión hacia
el exterior, la gravedad ejerce una presión hacia el interior. Cuando al Sol se
le acabe el Hidrógeno, el combustible que utiliza para hacer sus reacciones de
fusión, perderá ese equilibrio expandiéndose hasta tal punto que engulla a
Mercurio, Venus y haciendo de la Tierra un lugar extremadamente caliente y seco,
siendo imposible el desarrollo de la vida. Una vez terminada su etapa de
expansión - donde pasará a ser una gigante roja- se contraerá, convirtiéndose en
una enana blanca y dejando tras de sí una nebulosa planetaria similar a la
nebulosa de Lyra.
Os dejo con unos vídeos y fotos:
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| Mi humilde imagen de la AR 2529 (las zonas más claritas de al lado de la mancha son las fáculas que menciné anteriormente) nada que ver con las impresionantes imágenes y vídeos que vais a ver a continuación. |
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