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El Sol
Iñigo Arregui
1. Introducción
El Sol es el astro central de nuestro sistema planetario, el Sistema Solar. En una noche clara, uno puede discernir una mul5tud de luces brillantes en el cielo, las estrellas. El Sol no es más que una de esas estrellas, con la diferencia de que se encuentra mucho más cercana a nosotros, a una distancia media de 150 millones de kilómetros (1 Unidad Astronómica) de la Tierra. El Sol con5ene el 98.6% de toda la masa del Sistema Solar (1.98x1030 kg, 300.000 veces la masa de la Tierra). Siendo el astro rey, domina gravitatoriamente a todos los demás objetos de nuestro sistema planetario (planetas, asteroides, cuerpos menores). Los planetas no ejercen gran influencia gravitatoria sobre el Sol, y solamente debido al efecto de Júpiter, el Sol orbita alrededor del baricentro del Sistema Solar. Más relevante para nosotros es el hecho de que el Sol es fuente de luz y vida aquí en la Tierra. A diferencia del resto de astros de nuestro sistema planetario, el Sol produce su propia luz y energía. La luminosidad generada por el Sol en un segundo es suficiente para sa5sfacer nuestras necesidades energé5cas por unos 50.000 años. El Sol está compuesto por elementos químicos comunes que nos podemos encontrar aquí en la Tierra, pero en unas proporciones y condiciones Xsicas muy dis5ntas. El 92% del Sol es hidrógeno, el 7.8% helio, y el 0.1% restante lo conforman diversos elementos químicos como el carbono, nitrógeno, oxígeno, hierro, etc. En el interior del Sol las condiciones de presión y temperatura son extremas, con temperaturas del orden de 15 millones de grados. En esas condiciones la materia se encuentra en forma de plasma. A diferencia de lo que ocurre en los gases comunes, como el aire que respiramos, en un plasma los átomos han perdido varios o todos los electrones que orbitan el núcleo atómico, por lo que pueden moverse libremente. De la misma manera que la Tierra no es el centro del Sistema Solar, el Sol no se encuentra en el centro de nuestra galaxia, La Vía Láctea, sino a 26.000 años luz del mismo girando con un período de 226 millones de años a una velocidad de 217 km/s. El símbolo astronómico del Sol es un círculo con un punto en el medio (☉).
Adorado, temido, y desconocido a lo largo de la historia, los úl5mos avances cien^ficos han permi5do desvelar algunos de sus misterios más ocultos. Lejos de ser únicamente el objeto amarillento y aburrido que nos ciega la vista y nos pone morenos, hemos descubierto que, además, el Sol con5ene un reactor termonuclear en su interior, que vibra con millones de modos de oscilación, que 5ene una superficie en constante ebullición, y que fenómenos violentos que 5enen lugar en su atmósfera pueden afectarnos directamente. En este resumen mostraremos algunos de estos descubrimientos haciendo un repaso a sus caracterís5cas principales, su estructura y composición, su historia pasada y futura y su importancia para nosotros.
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2. El Sol como estrella -­‐ Astro8sica básica
La astroXsica estudia la estructura y evolución Xsica de las estrellas. Todas las estrellas no son iguales. Algunas de ellas son más brillantes que otras, dependiendo de su brillo intrínseco (luminosidad) y la distancia a la que se encuentran de nosotros. Las estrellas se nos muestran, asimismo, con diferentes colores, ya a simple vista. Esta propiedad depende fundamentalmente de la temperatura superficial de la estrella. Vistas contra el cielo oscuro de la noche se nos muestran como luces que estuvieran todas a la misma distancia, sin embargo se encuentran a distancias muy dis5ntas y presentan movimientos propios diferentes.
Desde el punto de vista de la astroXsica, las propiedades fundamentales de la estrellas son su masa, radio, temperatura superficial, luminosidad, y edad. La mayoría de estas propiedades, en general, no pueden ser medidas u5lizando medios directos y se ob5enen mediante la combinación de medidas de otras propiedades medibles y el uso de modelos teóricos astroXsicos. Por ejemplo, la luminosidad de una estrella (L), la can5dad de energía emi5da por la estrella por segundo, puede obtenerse, una vez conocidos el brillo aparente de la misma (B) y la distancia a la estrella (d), mediante L=4πd2B. La masa de una estrella es un parámetro fundamental, sin embargo sólo se puede obtener directamente estudiando movimientos orbitales en sistemas binarios de estrellas. Una magnitud que está estrechamente relacionada con la luminosidad y el radio de la estrella es la temperatura superficial de la misma. Por otra parte, la relación entre el color y la temperatura de la estrella viene dada por la Ley de Wien. De acuerdo a esta relación esperamos un color azulado en estrellas calientes, T=10.000-­‐50.000 K; amarillento en estrellas ni calientes ni frías como el Sol, T~6.000 K, y rojizo en estrellas frías, T~3.000 K.
Las estrellas se clasifican en base a su 5po espectral, de acuerdo a las propiedades de las líneas de absorción presentes en los espectros obtenidos a par5r de la luz emi5da por las mismas. Estas líneas y sus propiedades dependen principalmente de la temperatura a la que se han formado en la atmósfera estelar y nos dan información acerca de la presencia o ausencia de determinados iones y su grado de ionización. De acuerdo al Harvard Classifica5on System los 5pos espectrales se designan mediante las letras O, B, A, F, G, K, y M. Las estrellas O son las más calientes, las M las más frías. Así, las estrellas 5po O son azuladas, las A blancas, las G amarillas, y las M rojizas. Esta clasificación se complementa, hoy en día, mediante el sistema Morgan-­‐Keenan (MK). Por una parte, a la letra que nos da información sobre el 5po espectral (temperatura) de la estrella, se le añade un número del 0 al 9, ya que cada 5po espectral se subdivide en 10 sub5pos. Por otra parte, a la clasificación unidimensional anterior se le añade una nueva, que incluye información sobre la luminosidad de la estrella. Debido a la relación directa que une a la luminosidad, el radio y la temperatura de una estrella, L=4πR2T4, esta nueva propiedad, denominada, clase de luminosidad, nos da información sobre el tamaño de la estrella. Las clases de luminosidad se describen mediante números romanos. Así, tenemos las clases I (supergigantes), II (gigantes luminosas), III (gigantes), IV (subgigantes), y V (enanas). El Sol es una estrella de 5po espectral G2V, es decir, una estrella enana de color amarillo-­‐naranja. En los úl5mos años, gracias a los avances obtenidos en instrumentación, se han ido detectando astros cada vez menos luminosos. Ello ha dado lugar a la aparición de dos nuevos 5pos espectrales. Las estrellas de 5po L (T=1.300-­‐2.500 K) y las estrellas de 5po T (T< 1.300 K). Estas úl5mas incluyen las enanas marrones, astros que técnicamente no son estrellas, pues no han tenido la masa suficiente para iniciar las reacciones nucleares de fusión de hidrógeno durante la fase de contracción del astro. La siguiente tabla muestra las caracterís5cas principales de las estrellas para cada 5po espectral.
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Tipo espectral
O
Color
Temperatura (K)
> 30.000
Propiedades del espectro
Líneas gruesas de He+
Ausencia de lineas de H hasta el 5po O9
B
11.000-­‐30.000
Líneas de He neutro
Ejemplos
Delta y Zeta Orionis
Rigel, Spica
Líneas débiles de H, más fuertes del B0 al B9
A
7.500-­‐11.000
Líneas gruesas de H
Líneas debiles de Ca+ hacia A9
Altair, Vega, Sirius
F
5.900-­‐7.500
Líneas de H se debilitan hacia F9
Líneas de Ca+ mas fuertes
Aparecen algunos metales
Canopus, Procyon A
G
5.200-­‐5.900
Ca+, Fe+, y otros metales comienzan a dominar. Líneas de H se debilitan
Sol, Alpha Centauri A, Capella
K
3.900-­‐5.200
Líneas gruesas metalicas. Bandas moleculares CN y CH. Líneas de H han desaparecido prác5camente
Alpha Centauri B, Arcturus, Aldebaran
M
2.500-­‐3.900
Bandas de absorcion de TiO y VO. Se debilitan las líneas de metales neutros. Ya no aparece H.
Proxima Centauri, Betelgeuse
L
1.300-­‐2.500
Bandas moleculares de V838 metales híbridos. Na, K, Ce, Rb. Monocero5
Desaparecen bandas de TiO y s
VO.
T < 1.300
Técnicamente sub-­‐estrellas. Atmósferas 5po Jupiter, con metano (CH4), agua (H2O) y potasio (K) neutro.
Epsilon Indi
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El diagrama de Hertzsprung-­‐Russel
En la década de 1910, el danés Einar Hertzsprung y el norteamericano Henry Norris Russel lograron, de manera independiente, un resultado observacional llama5vo. Si se colocan en un diagrama, en el eje ver5cal la magnitud absoluta (o la luminosidad) de una estrella y en el eje horizontal su temperatura (o 5po espectral) se encuentra que las estrellas se distribuyen en un amplio rango de luminosidades (L=10-­‐4-­‐106 LS), un amplio rango de tamaños (R=10-­‐2-­‐103RS), un más moderado rango de temperaturas (T=3.000-­‐50.000 K), y un amplio rango de masas (M=0.1-­‐50MS). Más relevante aun, es el hecho de que la distribución así obtenida no es aleatoria, sino que las estrellas se agrupan en zonas determinad del diagrama, tal y como se aprecia en la siguiente figura, que muestra un diagrama de Hertzsprung-­‐Russel (HR) ^pico.
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Como se puede apreciar, la mayoría de las estrellas, de hecho un 85% de las que nos rodean, se distribuyen a lo largo de una línea denominada Secuencia Principal, en un rango de luminosidades L=106-­‐10-­‐2LS y de temperaturas T=50.000-­‐3.000 K si nos movemos de izquierda a derecha a lo largo de esa línea. Estas son las denominadas estrellas enanas, y el Sol es una de ellas. A los largo de la secuencia principal, de izquierda a derecha, nos encontramos con estrellas más luminosas que el Sol, las de 5po O-­‐B, estrellas parecidas al Sol, las amarillentas de 5po G, y por úl5mo las enanas rojas y frías de 5po M. Estas úl5mas poseen una luminosidad varios miles de veces menor que el Sol y son, seguramente, las estrellas más numerosas del Universo. La secuencia principal es una secuencia con5nua. La luminosidad decrece a lo largo de la misma, junto con la temperatura superficial. La masa y el radio también decrecen, pero a un ritmo menor, encontrándose un rango de radios de R=10-­‐0.1RS. Estrellas conocidas de la secuencia principal incluyen a Altair, Alpha Centauri A y B, o Procryon A. Sirius A y Vega son también estrellas enanas, pero más calientes y luminosas que el Sol.
Las estrellas gigantes y supergigantes 5enen, comparadas con las estrellas de la secuencia principal de igual temperatura, una mayor luminosidad. De acuerdo con la relación luminosidad-­‐
radio-­‐temperatura, estas estrellas han de ser más grandes, por tanto. Se suelen subdividir en dos grupos: (1) las estrellas gigantes: se encuentran en 5pos espectrales correspondientes a los colores amarillo-­‐naranja-­‐rojo. Son estrellas grandes, pero rela5vamente frías. Se colocan en un amplio rango de luminosidades en el diagrama HR (L=103-­‐105LS) y sus tamaños varían entre R=10-­‐100RS. Algunos ejemplos conocidos son Capella A, Arcturus, y Aldebaran A. (2) las estrellas supergigantes son las mayores de todas, con tamaños que pueden alcanzar R>103RS. Se distribuyen en la parte de arriba del diagrama HR, en un rango bastante amplio de temperaturas, pero en un rango compara5vamente estrecho de luminosidades (L=105-­‐106LS). Ejemplos conocidos son Antares A (R=300RE) y Betelgeuse (R=300-­‐600 RE).
Un tercer grupo, más reducido en número, lo forman las enanas blancas. Son astros menos luminosos que las estrellas de secuencia principal con la misma temperatura, por tanto, han de tener tamaños más reducidos. De acuerdo a la relación luminosidad-­‐radio-­‐temperatura podemos es5mar que 5enen radios del orden de R~0.01RS=R5erra. Un ejemplo bien conocido es Sirius B.
A lo largo de la secuencia principal, la densidad promedio de las estrellas crece de izquierda a derecha. Así, en el Sol (G2V) encontramos 1.6 g/cm3, en una estrella de 5po O5V, 0.005 g/cm3, y en una de 5po M0V, 5 g/cm3. Las estrellas gigantes 5enen bajas densidades, del orden de 10-­‐7 g/
cm3, las supergigantes densidades muy bajas, del orden de 10-­‐9 g/cm3. Por contra, las enanas blancas son astros muy densos (105 g/cm3). Como referencia, podemos pensar que las densidades del agua y el aire a nivel de mar son de 1 g/cm3 y 0.001 g/cm3, respec5vamente.
3. Estructura del Sol
La sección anterior nos ha permi5do colocar al Sol dentro de los dis5ntos 5pos de estrellas en base a su clasificación espectral, determinada por las propiedades Xsicas que podemos observar de la luz que procede de su superficie. Esta propiedades vienen condicionadas por la estructura del Sol como un todo y por los procesos Xsicos que ocurren en su interior. El Sol es una esfera de gas de 1.400.000 km de diámetro. Al ser un objeto gaseoso no posee una frontera bien definida, de manera que su radio se mide desde el centro hasta la superficie visible que se denomina fotosfera. La estructura del Sol se divide en dos partes bien diferenciadas: el interior y la atmósfera. El interior solar permanece totalmente oculto a nuestros ojos y sus propiedades han de ser obtenidas de manera indirecta. A par5r de modelos teóricos y de información inferida de estudiar las oscilaciones globales del Sol se ha determinado que el interior posee una estructura 5
en forma de capas de cebolla. La atmósfera solar también se divide en dis5ntas regiones: la fotosfera, la cromosfera, la región de transición y la corona solar.
Estructura interior y las capas de la atmósfera solar.
3.1. Interior solar
El núcleo
El núcleo del Sol abarca una cuarta parte del radio del Sol (139.000 km). En esta región la densidad es muy alta, 150 g/cm3 (150 veces la densidad del agua!) y la temperatura es del orden de 15 millones de grados. En estas condiciones se producen de manera natural reacciones de fusión nuclear. La fuente de energía de las estrellas proviene de estas reacciones de fusión. En las mismas, 4 núcleos de hidrógeno (protones) se fusionan para formar un núcleo de helio. En la reacción se produce un exceso de masa (7 kg por cada 100 kg) que se convierte en energía en forma de radiación, siguiendo la conocida fórmula de Einstein E=mc2. Cada segundo que pasa, 8.9 x 1037 protones se convierten en helio. Dos son los 5pos de reacción de fusión que ocurren en los núcleos de las estrellas y los describimos aquí si entrar en demasía en los detalles técnicos.
La cadena protón-­‐protón (p-­‐p) es un proceso que 5ene lugar en tres pasos simplificados:
(1) p + p→ 2H + e+ + ν (dos veces)
La fusión de dos protones produce deuterio + un positrón + un neutrino.
(2) p + 2H→ 3He + γ (dos veces)
La fusión del deuterio y un protón producen un isótopo de helio + un rayo gamma.
(3) 3He + 3He→ 4He + p + p La fusión de dos isótopos de helio produce un núcleo de helio + dos núcleos de hidrógeno.
En suma, se fusionan seis núcleos de hidrógeno para dar lugar a un núcleo de helio, dos positrones, dos neutrinos, y dos rayos gamma. La masa de los protones iniciales es mayor que la del helio resultante, por lo que la diferencia de masa se emite en forma de radiación. De cada 100 6
kg de materia que se fusionan 7 kg se convierten en energía. En el Sol cada segundo se queman alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno, produciendo una luminosidad de 4x1033 erg/s. El ciclo del carbono (CNO) también convierte hidrógeno en helio, en un proceso cíclico de seis pasos en el que el carbono realmente no se quema, sino que se u5liza como catalizador. Se producen los siguientes pasos:
(1) 12C + p → 13N + γ
(2) 13N → 13C + e+ + ν
(3) 13C + p → 14N + γ
(4) 14N + p → 15O + γ
(5) 15O → 15N + e+ + ν
(6) 15N + p → 12C + 4He
Es decir, par5endo de un núcleo de carbono y añadiendo un protón en cada uno de los pasos (1), (3), (4), y (6), se consigue helio y, de nuevo, un núcleo de carbono, que está disponible para iniciar de nuevo el ciclo. El carbono y el nitrógeno 5enen 6 y 7 protones respec5vamente, por lo que para superar las fuertes fuerzas de repulsión entre los mismos, el ciclo CNO necesita temperaturas mucho más altas que la cadena p-­‐p. La dependencia de los ritmos de fusión con la temperatura es también dis5nta para los dos procesos, T4 en la cadena p-­‐p y T18 en el ciclo CNO. Es por ello, que en estrellas de la parte alta de la secuencia principal (M > 1.1 MS) donde la temperatura del núcleo es Tnúcleo> 18 millones de grados K, la energía se produce predominantemente mediante el ciclo CNO. Estas estrellas poseen una estructura con un núcleo convec5vo y una envoltura radia5va. En la baja secuencia principal (M < 1.1 MS), donde las estrellas 5enen Tnúcleo< 18 millones de grados K, la energía es producida en mayor medida por la cadena p-­‐p. Esta estrellas están formadas por un núcleo radia5vo y una envoltura convec5va, tal y como ocurre en el Sol, donde sólo el 2% de la energía producida en el núcleo viene del ciclo CNO. En las enanas rojas (0.08 MS <M < 0.25MS) la energía se genera enteramente mediante la cadena p-­‐p. Estas estrellas 5enen una estructura completamente convec5va.
La energía generada en el núcleo de las estrellas atraviesa las dis5ntas capas y se transporta a la superficie de las mismas. En las estrellas de la secuencia principal, el transporte de energía se produce mediante los procesos de radiación, por absorción y re-­‐emisión con5nuada de fotones, y por convección, movimientos macroscópicos del gas, al mismo 5empo. La conducción térmica no es un proceso eficiente, debido a la baja densidad del gas. En las enanas blancas, sin embargo, debido a su alta densidad (~105 g/cm3) la convección es el mecanismo dominante de transporte de energía, lo cual genera una distribución uniforme de temperatura desde el núcleo a la superficie de estos objetos.
La zona de radiación
Toda la energía que sale del núcleo ha de atravesar las capas superiores. Entre el 20% y el 70% del radio del Sol lo forma una región denominada zona de radiación donde la materia se encuentra a densidades y temperaturas muy altas. En esta zona el transporte de energía generada en el núcleo se produce mediante procesos de absorción y re-­‐emisión de la misma por la materia. Es decir, los fotones generados en el núcleo sufren una serie con5nuada de procesos de absorción por la materia que se calienta y vuelve a re-­‐emi5rlos pero con menor energía. De esta manera un fotón que era un rayo gamma en el núcleo llega a la superficie del Sol en forma de luz visible, que es lo que nos llega a nosotros tras 8 minutos de viaje por el espacio entre el Sol y la Tierra. El 5empo que tarda la luz en llegar desde el núcleo hasta la superficie del Sol se es5ma del orden de un millón de años. Por supuesto, al llegar a la superficie ya no es el mismo fotón que el que fue 7
creado en el núcleo, pero es bonito pensar que la luz que ahora mismo vemos fue generada en el interior de nuestra estrella hace un millón de años.
La zona de convección
A par5r del 70% del radio solar la densidad del Sol decrece de manera significa5va. Esto 5ene un efecto directo y es que el transporte de energía por medio de radiación se convierte en un medio ineficiente. Por contra, la energía se transporta por medio de movimientos macroscópicos del material en un proceso denominado de convección. La convección es básicamente lo que ocurre en una cazuela de agua al ponerla en el fuego de la cocina. Tenemos un fluido calentado por debajo en el que, al llegar a cierto punto, la diferencia de temperatura entre la base y la superficie del agua es tan alta que se produce una inestabilidad. Entonces, porciones del fluido caliente menos densas que su entorno ascienden, llegan a la superficie y liberan su calor, para una vez más densos de nuevo que su entorno volver a descender. Se produce así un movimiento circular de células de convección que, en nuestra cocina iden5ficamos por el con5nuo burbujeo del agua, mientras que en el Sol se manifiesta por la con5nua ebullición de su superficie en forma de granulos y supergranulos. Imagen de la superficie del Sol con una mancha y la granulación. La imagen de la Tierra indica la escala.
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3.2. La atmósfera solar
Las capas externas del Sol forman la atmósfera solar. A diferencia del interior solar estas son accesibles a observación directa, bien mediante luz visible o mediante instrumentos sensibles a otros 5pos de radiación electromagné5ca. Así, la fotosfera puede observarse en luz visible, pero un estudio detallado de la corona, por ejemplo, requiere la u5lización de instrumentos a bordo de satélites que dispongan de telescopios sensibles a los rayos X o la radiación ultravioleta, por lo que estos deben estar situados fuera de la atmósfera terrestre.
Fotosfera Se define la fotosfera como la fina capa (100-­‐300 km de espesor) desde la que nos llega la prac5ca totalidad de la luz visible del Sol. El nombre deriva del griego “photos” (luz). Se suele u5lizar fotosfera indis5ntamente a superficie del Sol. En esta capa la temperatura ha decrecido ya hasta los 6000 K y la densidad de la materia es del orden de 1023 par^culas por metro cúbico. Es decir, un 1% de la densidad de la atmósfera terrestre a nivel del mar. Una caracterís5ca sorprendente de la superficie solar es la presencia de manchas oscuras, cuya can5dad y tamaño varía en el 5empo. La manchas solares han sido descritas desde la an5güedad y ahora se sabe que se deben a la emergencia de tubos de flujo magné5co desde el interior del Sol. El campo magné5co, del orden de unos miles de Gauss (los campos magné5cos en la Tierra son del orden de 1 Gauss), inhibe el transporte de calor y es por ello que son más oscuras que las regiones adyacentes. Sin embargo, lo que observamos es un puro efecto de contraste. Si pudiéramos aislar una mancha solar su brillo sería unas 1000 veces el brillo de la Luna llena. Las manchas son un indicador importante de la ac5vidad solar, como describimos más adelante, y 5enen su contrapar5da en las capas más altas de la atmósfera solar en forma de regiones ac5vas. Normalmente las manchas se generan por pares o grupos de más unidades. Su vida media es de unos cuantos días, hasta que la difusión magné5ca las destruye en un medio que está en constante estado de movimiento y turbulencia.
Cromosfera Por encima de la fotosfera, extendiéndose unos 10.000 km se encuentra la cromosfera. Mucho más transparente que la fotosfera, es prác5camente invisible a simple vista debido a que la luz de la fotosfera lo inunda todo. Es por ello que la cromosfera es normalmente observada durante eclipses totales de Sol (ver figura) donde se manifiesta en colores de tono rojizo. Esos colores son debidos a la emisión de hidrógeno, ligada a las regiones ac5vas de la superficie. La temperatura en la cromosfera es, sorprendentemente, más alta que en la fotosfera. Valores ^picos rondan los 10.000 K.
Imagen de la cromosfera durante
un eclipse total de Sol en el año 2010
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Región de transición Por encima de la cromosfera, existe una estrecha región del espacio en la que las propiedades Xsicas, densidad y temperatura, varían de manera significa5vamente abrupta. Esta región se denomina región de transición. La temperatura sufre en esta región un incremento significa5vo hasta los 100.000 K. El plasma se encuentra en forma de estructuras denominadas filamentos y espículas que se mueven de forma aleatoria y exhiben, asimismo, oscilaciones. La zona de transición no puede observarse directamente desde la Tierra y, solamente, desde instrumentos en satélites y mediante la u5lización de filtros en radiación ultravioleta pueden discernirse estas estructuras.
Imagen del limbo solar tomada por el satélite japonés Hinode, que muestra espículas y una prominencia acCva.
Corona
La capa más externa de la atmósfera solar se denomina corona. La corona puede verse a simple vista durante un eclipse total de Sol, y toma la forma de un disco o anillo de luz brillante alrededor del Sol. Se ex5ende en el espacio ocupando un volumen mucho más grande que el Sol mismo. La densidad en la corona es muy baja. Sin embargo la temperatura alcanza valores de varios millones de grados. El por qué la corona está tan caliente sigue siendo uno de los misterios sin resolver de la Xsica solar, actualmente. Debido al campo magné5co del Sol, las par^culas adquieren velocidades muy altas en la corona. Debido a las altas temperaturas, el plasma está casi totalmente ionizado en la corona, es decir, los átomos están prác5camente liberados de sus electrones, con lo que la conduc5vidad eléctrica es muy alta. La corona solar puede ser observada desde instrumentos en el espacio en el rango electromagné5co de los rayos X y la luz ultravioleta. Observada de esta manera, la corona muestra un aspecto totalmente diferente, con mul5tud de estructuras que parecen delinear las líneas de campo magné5co. Las zonas más oscuras representan regiones con una baja densidad. Las regiones más brillantes se asocian a regiones ac5vas, regiones encima de manchas solares, donde el campo emerge desde el interior.
Algunas estructuras llama5vas son los bucles coronales, las arcadas de bucles y las protuberancias solares, enormes nubes de plasma frío y más denso que se man5enen suspendidas en la corona. Se cree que las fuerzas magné5cas man5enen estas protuberancias suspendidas contrarrestando la fuerza de la gravedad. En los bucles coronales el plasma delinea las líneas de campo magné5co, que no puede verse, sino intuirse. Se cree que estas estructuras determinan de una manera fundamental el calentamiento coronal. 10
Imagen de Solar Dynamics Observatory (SDO) de la corona solar como combinación de imágenes tomadas en disCntos filtros.
Las estructuras magné5cas de la corona solar son muy dinámicas y su aspecto y geometría varían en cues5ón de horas. A medida que nuevo campo magné5co emerge desde el interior, las líneas de campo se van enmarañando, de manera que llegado a cierto punto pueden perder la estabilidad. Es entonces cuando se producen grandes explosiones o fulguraciones en las que la estructura de la región ac5va se rompe, se reconecta, y gran parte de energía magné5ca acumulada es liberada al espacio. Las fulguraciones dan lugar a las denominadas eyecciones de materia coronal.
Imágenes de SDO. Bucles coronales (izquierda) y erupción de protuberancia (derecha). 11
4. Como funciona el Sol
Las estrellas, y por tanto el Sol, como esferas casi perfectas de gas, no 5enen un borde definido y su radio se mide desde el centro hasta la úl5ma capa de la atmósfera. Como hemos visto, se divide la estructura de una estrella en dos partes bien diferenciadas, el interior y la atmósfera. La estructura interna de una estrella viene determinada por dos leyes Xsicas y otras tantas condiciones de equilibrio.
La Ley de los gases ideales no permite describir la interacción entre la presión y la temperatura de un gas. Al comprimir el gas su presión y temperatura aumentan. Por contra, al expandirse la presión y temperatura disminuyen. La Ley de la gravedad nos indica que, al contraerse o expandirse la energía de ligadura gravitatoria de la estrella aumenta o disminuye. A menor radio, la estrella se encuentra más ligada gravitatoriamente, por lo que ha de u5lizarse mayor energía para deshacer la estructura. Al expandirse, la energía de ligadura disminuye. Sólo cuando las estrellas se encuentran en equilibrio mecánico (hidrostá5co) ocurre que la fuerza de la gravedad dirigida hacia el centro es equilibrada por la presión de radiación dirigida hacia fuera. Esta presión de radiación 5ene su origen en las reacciones de fusión nuclear. Debido a la fuerza que ejercen las capas superiores de la estrella en las que 5enen justamente debajo, la presión y temperatura de gas aumentan al ir hacia el centro. Debido a ello las estrellas adquieren una estructura compuesta de núcleo-­‐envoltura, formada por un núcleo caliente y compacto rodeado por una envoltura menos densa y más fría. En el caso del Sol tenemos que Rnúcleo=0.25RS, T=15 millones de grados K, y la densidad es de 150 g/cm3; en cuanto a la envoltura, R=RS=700.000 km, T=6000 K, y una densidad de 10-­‐7g/cm3.
La energía generada mediante las reacciones de fusión nuclear está controlada por un mecanismo denominado termostato hidrostá5co, que funciona de la siguiente manera. Si las reacciones se producen a un ritmo muy elevado la temperatura y la presión crecen. Como consecuencia, el núcleo se expande y posteriormente se enfría. Este enfriamiento produce el decrecimiento del ritmo de las reacciones de fusión, que depende de la temperatura. Al decrecer el ritmo de generación de energía el núcleo vuelve a contraerse, y comienza de nuevo este proceso quasi-­‐
está5co, que es una combinación de equilibrio mecánico y térmico. El proceso es similar al que u5lizamos al programar el aire acondicionado o la calefacción para mantener una temperatura dada en una habitación de casa.
5. AcOvidad solar
Galileo Galilei, el astrónomo italiano ya se dio cuenta de que la apariencia del Sol, de su superficie, variaba en el 5empo. Lo hizo anotando en sus dibujos la posición de las manchas a lo largo del 5empo. Por una parte observó que su posición variaba en el 5empo. Por otra parte, notó que las el número de manchas variaba también en el 5empo, de manera que estas parecían aparecer, desaparecer, y después volver a aparecer. Si bien es cierto que el Sol rota alrededor de su eje con un período de unos 25-­‐27 días, pronto se hizo evidente que el número de manchas variaba en el 5empo. Esta variación del número de manchas es debido a que el Sol 5ene un ciclo de ac5vidad de 11 años (que corresponde con un ciclo magné5co de ac5vidad de 22 años). La fuente de campo magné5co en el Sol, así como en otras estrellas es un proceso dinámo, en el que el campo magné5co es acumulado en el interior y emerge hacia la superficie mediante una combinación de rotación diferencial y flujos de convección. Este proceso muestra un ciclo, y por tanto la ac5vidad magné5ca (expresada en número de manchas, o regiones ac5vas en la corona) no es constante el el 5empo. 12
Si uno toma imágenes de la corona solar en un intervalo de 11 años, es evidente el dis5nto grado de ac5vidad solar. En la imagen siguiente podemos apreciar que en el año 1996 el Sol estaba en un mínimo de ac5vidad, con pocas regiones ac5vas. La ac5vidad va “in crescendo” hasta el máximo que se alcanza en el año 2001, para después volver a decrecer hacia el año 2006.
Un ciclo solar entero formado por disCntas imágenes en extremo ultravioleta tomadas por SoHO (Solar and Heliospheric Observatory).
Es de esperar que en épocas de máxima ac5vidad se produzcan un gran número de fulguraciones y eyecciones de materia coronal, y lo contrario en épocas de poca o nula ac5vidad solar.
6. La influencia del Sol en la Tierra
El Sol influye de manera más o menos directa en diversos aspectos de nuestras vidas. Como ya se ha mencionado, es fuente de luz y de vida en el planeta Tierra. Sin Sol no hay vida, y ello lo convierte en el objeto astroXsico más relevante para nosotros. El Sol afecta de manera directa muchos procesos Xsicos, biológicos, e incluso culturales. En este úl5mo aspecto, solamente tenemos que recordar el hecho de que ha sido considerado un dios por diversas culturas (por ejemplo la Inca o la Azteca), que de una manera más o menos informada han sido conscientes de su relevancia. Los eclipses solares han producido no poco temor, siendo augurio de hechos terribles. Hoy en día sabemos que estos y otros fenómenos astronómicos no 5enen ninguna influencia en nuestras vidas y quehaceres diarios. Sin embargo, el Sol nos afecta de varías maneras que, a veces, es necesario recordar. Las plantas consiguen hacer la fotosíntesis gracias a la luz del Sol. Los animales que pueblan la Tierra, incluyendo los seres humanos, nos alimentamos de estas plantas, y de los animales que comen estas plantas. Alimentación aparte, muchas de las fuentes de energía que u5lizamos actualmente 5enen su origen en el Sol. El petróleo, el carbón, y el gas 13
Imagen de una eyección de masa coronal y de la interacción de la misma con la magnetosfera terrestre.
natural que consumimos 5enen su origen en plantas que poblaron la Tierra hace millones de años. Por úl5mo, el viento, las olas del mar, y en general todos los eventos meteorológicos están forzados por el calor que recibimos de nuestra estrella.
Hoy en día hemos logrado conocer muchos detalles sobre la estructura y funcionamiento del Sol. Los descritos en este texto son solamente un breve resumen de los mismos. Gracias a ellos, ahora sabemos que el Sol ejerce otro 5po de influencia en la vida en la Tierra, además de los enumerados en el párrafo anterior. La ac5vidad magné5ca solar produce enormes explosiones y chorros de par^culas que son enviados en todas direcciones y, por tanto, alcanzan la Tierra. Nuestro planeta está protegido frente a estos chorros de par^culas energé5cas pues dispone de su propia estructura de campo magné5co (la magnetosfera). Sin embargo, algunas de estas par5culas se cuelan “por la puerta de atrás” y producen una serie de fenómenos. Algunos de ellos, son espectaculares luminarias de colores, principalmente a la5tudes altas (bajas) cerca de los polos norte (sur), las denominadas auroras polares. Otros fenómenos, sin embargo, entrañan consecuencias nega5vas en nuestras vidas. Cada vez que un chorro de estas par^culas impacta en la magnetosfera terrestre se producen las llamadas tormentas geomagné5cas. Afectan principalmente a nuestros sistemas de geolocalización y comunicación y pueden provocar apagones generalizados. En una sociedad tan tecnológicamente dependiente como la nuestra, es preciso por tanto ser capaces de determinar, con suficiente antelación, la llegada de estos chorros de par^culas, para tomar las medidas adecuadas. Es por ello, que en los úl5mos años se ha desarrollado un área de inves5gación denominado “5empo espacial”, que hace un seguimiento de la ac5vidad del Sol y su atmósfera en 5empo real, y trata de predecir las consecuencias de su dinámica aquí en la Tierra. Por úl5mo, se ha hablado recurrentemente del posible efecto del Sol en el cambio climá5co. Esta es una pregunta sin una respuesta aún clara, por lo que quizás deberíamos tratar primero de paliar los efectos nocivos que algunas ac5vidades humanas sí que 5enen en el cambio climá5co.
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7. Como terminará su vida el Sol
El futuro del Sol está determinado por las leyes que rigen la vida de las estrellas desde un punto de vista astroXsico. Al agotarse el hidrógeno en el núcleo de las estrellas, estas pierden las condiciones de equilibrio que han hecho posible su fase de vida estable en la secuencia principal. Las estrellas abandonan la secuencia principal, evolucionan cambiando su estructura interna y se convierten en los diversos objetos que se han descrito anteriormente en el diagrama HR. En el transcurso de esa evolución, se producen cambios de estructura interna que generan cambios de luminosidad, radio y temperatura en las estrellas. Las propiedades evolu5vas de las estrellas dependen básicamente de la masa. Para estrellas de baja masa (M< 4MS), como el Sol, al final de la secuencia principal, la estructura se componen de un núcleo de He inerte rodeado por una capa de hidrógeno quemando alrededor del mismo. Cuando debido a la contracción de la estructura el núcleo de helio se calienta lo suficiente, el ritmo de fusión del hidrógeno circundante aumenta, por lo que la presión de radiación aumenta y, desde fuera, la estrella aumenta de tamaño al expandirse las capas externas de la misma. La estrella se vuelve más luminosa y rojiza y toma el camino a conver5rse en gigante roja. Esta fase suele tener una duración de unos 1.000 millones de años y aun cuando el helio del núcleo se calienta, no se produce fusión del mismo. Posteriormente, cuando la temperatura del núcleo alcanza Tnúcleo=100 millones de grados K, se inicia la fusión del helio, mediante las reacciones denominadas triple-­‐alfa. Esta fase es rápida y se denomina el “flash” del helio. Esta fase 5ene una duración de unos 100 millones de años y se generan carbono y oxígeno que se acumulan en el núcleo de la estrella. La posterior contracción del núcleo de C-­‐O y el aumento de temperatura producen de nuevo un aumento del tamaño de la estrella, junto con un enfriamiento. Este proceso repe55vo de creación de nuevos elementos, su calentamiento y fusión, así como las consiguientes expansión-­‐enfriamiento y contracción-­‐
calentamiento de la estructura 5enen un límite bien establecido. De hecho, en los núcleos de estrellas de baja masa, nunca se alcanzan los 600 grados K necesarios para que se produzca la fusión del carbono. Además, debido a la fuerte dependencia del mecanismo triple-­‐alfa con la temperatura (T40) se produce un desequilibrio de la estructura, en forma de pulsos térmicos que acaban por desencadenar la expulsión de las capas externas de la estrella formando una estructura denominada nebulosa planetaria. En el centro de esta estructura queda el núcleo de C-­‐
O de la estrella originaria, que sigue contrayéndose y calentándose poco a poco, mientras los gases que han sido expulsados aparecen rodeando la región donde estaba la estrella. El astro central es una enana blanca, con radio del orden de R=0.01RS (~R5erra). Al aumentar su densidad, llega un momento en que la ley de los gases ideales deja de ser válida (la presión y temperatura se convierten en independientes una respecto a la otra) y el astro se compone de un gas de electrones degenerados, manteniendo su equilibrio cuasi-­‐está5co gracias al principio de exclusión de Pauli. El final de las estrellas de baja masa como el Sol es en forma de enana blanca compuesta de C-­‐O, con un tamaño parecido al de la Tierra y una densidad de 105-­‐6 g/cm3. La presión de degeneración de electrones es capaz de sujetar estas estructuras solamente por debajo del denominado límite de masa de Chandrasekhar (M < 1.4MS), de manera que se impida el colapso gravitatorio. Debido a la ausencia de fuentes de energía internas las enanas blancas se enfrían poco a poco hasta que los despojos quedan en forma de objetos oscuros denominados enanas negras.
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Apéndice
Propiedades Xsicas del Sol
Capa
Núcleo
Zona radiativa
Zona de convección
Fotosfera
Extensión
0-0.25 RS
0.25-0.62 RS
0.62-0.99 RS
0-500 km
Técnica observacional
Neutrinos
Heliosismología
Heliosismología
Luz visible
Cromosfera
500-2000 km
Radiación infraroja
Ultravioleta cercano
Región de transición
2000-2200 km
Luz visible (espectros)
Ultravioleta lejano
Corona
2200-?
Rayos X, ondas de radio,
Ultravioleta, viento solar
CaracterísCcas básicas
-­‐ Diámetro 1.392x106 km (109 veces la Tierra)
-­‐ Superficie 6.09x1012 km2 (11900 veces la Tierra)
-­‐ Volumen 1.41x1018 km3 (1300000 veces la Tierra)
-­‐ Masa 1.98x1030 kg
-­‐ Densidad 1.408 g/cm-­‐3
-­‐ Gravedad superficial 273.95 m s-­‐2 (27.9 g)
-­‐ Velocidad de escape desde la superficie 617.54 km/s
-­‐ Temperatura superficial : 5780 K
-­‐ Temperatura de la corona 5MK
-­‐ Temperatura del núcleo 13.6 MK
-­‐ Luminosidad 3.8x1026 J/s
-­‐ Intensidad media 2.009x107 W m-­‐2 sr-­‐1
-­‐ Composición química de la fotosfera: : H (%73.46), He (%24.85), O (%0.77), C (%0.29), Fe (%0.16), Ne (%0.12), N (%0.09), Si (%0.07), Mg (%0.05), S (%0.04)
Imágenes y películas en internet:
-­‐ Solar and Heliospheric Observatory (SoHO): h•p://sohowww.nascom.nasa.gov/
-­‐ Transi5on Region and Coronal Explorer (TRACE): h•p://trace.lmsal.com/
-­‐ Hinode: h•p://hinode.nao.ac.jp/index_e.shtml
-­‐ Solar Dynamics Observatory (SDO): h•p://sdo.gsfc.nasa.gov/
Iñigo Arregui
Ajo (Cantabria), 27 de enero 2012
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