3.

Composición y estructura

La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la fusión nuclear (véase Energía nuclear). El resultado neto de estos procesos es que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada segundo, generando una energía equivalente a la que se produciría por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. La ‘combustión’ nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio solar.

La energía producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección que ocupa el último tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases. La fotosfera es la superficie superior de la zona de convección. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella.

Las células turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y heterogénea. Este modelo, conocido como granulación solar, lo provoca la turbulencia en los niveles más altos de la zona de convección. Cada gránulo mide unos 2.000 km de ancho. Aunque el modelo de granulación siempre está presente, los gránulos individuales solamente duran unos 10 minutos. También se presenta un modelo de convección mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las profundidades de la zona de convección. Este modelo de sobregranulación contiene células que duran un día y tienen 30.000 km de ancho como media.

1.

Manchas solares

George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes. Una mancha solar común tiene una densidad de flujo magnético de 0,25 teslas. En comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una densidad de flujo de menos de 0,0001 teslas. Las manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.

De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las manchas solares.

Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no se comprenden del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magnético del Sol con la zona de convección en las capas exteriores. Además, estas interacciones se ven afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.

En noviembre de 2002, el Telescopio Solar Sueco, instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Islas Canarias) y operado por el Instituto de Física Solar de la Real Academia de Ciencias de Suecia, obtuvo imágenes muy precisas del Sol que revelaron nuevos detalles de las manchas solares. Las imágenes permitieron descubrir la estructura de la parte externa de las manchas: un núcleo oscuro rodeado de una región filamentosa.

2.

Campo magnético

Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La ausencia de penetración del campo magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la atmósfera exterior del Sol. Por ejemplo, la turbulencia a mayor escala en la zona de convección empuja gran parte del campo magnético por encima de la fotosfera hacia los extremos de las células de supergranulación. La radiación de la capa que está exactamente encima de la fotosfera, llamada cromosfera, sigue este modelo con claridad. Dentro de los límites supergranulares, se lanzan en la cromosfera chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos en los extremos de las moléculas supergranulares.

Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme. Estos lugares se denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han distribuido suavemente la emisión cromosférica, se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones solares están los reajustes del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la eyección de partículas muy energéticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como auroras.

3.

La corona

La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas se deben al campo magnético.

En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000 K. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.

La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.

El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol, aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.

4.

Viento solar

En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.

El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.