Actividad solar (I)

1989/04/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

A pesar de ser la estrella más cercana a nosotros, hasta ahora no hemos hablado de ella. Es hora, pues, de hablar de sus peculiaridades con la excusa de esta intensa actividad que ha mostrado últimamente. En esta ocasión realizaremos un análisis general del Sol y en la siguiente profundizaremos en las manifestaciones más comunes de la actividad y sus efectos sobre la Tierra y el espacio circundante.

Como es sabido, a partir de las observaciones de las emisiones de miles de estrellas, los científicos han podido poner de manifiesto los pasos más importantes de su evolución. Dado que podemos considerar al Sol como una estrella corriente en cuanto a su tamaño, temperatura y otras particularidades, todos estos conocimientos son de gran interés para detectar los aspectos más generales de su vida (por ejemplo, que hace 4.600 millones de años nació y que vivirá otro tanto). Pero lo que a nosotros nos interesará, sobre todo, serán fenómenos que se pueden ver gracias a la cercanía del Sol y que todavía no han encontrado explicación dentro de esas líneas principales que hemos mencionado.

La Tierra se encuentra a tan sólo 8,5 minutos luz del Sol (149.600.000 km). Por ello, los procesos que se generan en su superficie pueden visualizarse bastante bien. Las más importantes son las fáculas, los negros, los salientes y las denominadas erupciones o destellos. Pero, como hemos dicho, en primer lugar habrá que analizar la estructura del Sol para luego poder explicar adecuadamente todos estos fenómenos.

La mayor parte de la esfera solar es opaca a la radiación. Por tanto, el interior se divide en base a la poca información que podemos obtener a través de modelos teóricos. La parte exterior, conocida como la atmósfera del Sol, es transparente y según las observaciones aparece dividida en tres capas: la fotosfera, la cromosfera y la corona. En la imagen se puede ver la sección del Sol con sus dimensiones aproximadas. En cuanto a la masa, podemos decir que es 332.946 veces mayor que la de la Tierra, es decir, 1,989.1030 g. La densidad es muy diferente en función de la distancia al centro, pero el valor medio es de 1,41 g/cm 3, cuatro veces inferior al de la Tierra.

Al convertir el hidrógeno en helio en el núcleo solar se producen reacciones termonucleares que caracterizan a las estrellas y generan energía. La temperatura es de unos 10 millones de grados, una densidad de unos 160 g/cm 3 y una presión de unos 10 11 atmósferas. Como consecuencia de los procesos mencionados, emite radiación espectral y un alto número de neutrinos. Estos últimos pueden atravesar el Sol sin ningún tipo de impedimento y lanzarse al espacio, pero la eliminación de energía liberada en forma de radiación encuentra obstáculos mucho mayores, que se prolongan alrededor de un millón de años.

Por supuesto, los componentes más abundantes de nuestra estrella son el hidrógeno y el helio con porcentajes muy bajos de otros elementos más pesados, aunque la combustión del helio aumentará ligeramente la cantidad de otros elementos al final de la vida del Sol. Hay que decir, por otra parte, que la mayor parte de la materia se encuentra en el estado de plasma, es decir, como átomos que han perdido uno o varios electrones (a menudo todos).

El interior es radiativo y así se llama porque la emisión g que se genera en el núcleo se realiza mediante procesos de radiación, es decir, los átomos presentes absorben la radiación para ser reemitida de nuevo a otra frecuencia. Estas interacciones se repiten sin interrupción, ya que la energía tarda alrededor de un millón de años en recorrer los 500.000 km que separan el núcleo del final de esta región. A continuación se sitúa el área interna convectiva, que se extiende a unos 200.000 km.

El transporte de energía se realiza por convección y el cruce se realiza en torno a un mes. Las capas que encontramos por encima son transparentes y a partir de ahora la luz se propaga sin dificultad. Por lo tanto, toda la luz que nos llega viene de la llamada atmósfera que calienta la energía que ha salido. Lo que hay debajo de estas capas es invisible, claro, porque no nos emite luz. Pero más concretamente, la primera capa que encontramos es la fotosfera, y como es mucho más densa que las otras, su luminosidad cubre la de las demás. Por eso la fotosfera es la única capa que vemos en condiciones normales. Se calcula que su espesor es de unos 200 o 300 km y su base tiene una temperatura aproximada de 8000 K.

Al igual que en las partes anteriores, la temperatura en el interior de esta capa disminuye a medida que vamos aumentando hasta alcanzar los 4000 grados en el límite superior. La densidad también evoluciona de forma similar, siendo dependiente de la función del radio, y en este nivel puede ser 8 órdenes menores que el gramo por centímetro cúbico. La parte inferior de la fotosfera tiene una estructura especial, provocada por la capa convectiva que tiene debajo. Se ve formado por delgados “granos de arroz” que le dan un aspecto granulado. Estos ejemplares luminosos aparecen en lugares en los que las corrientes de convección afloran la materia caliente inferior, mientras que los bordes oscuros entre ellos aparecen en los límites en los que la materia se enfría y se desvanece. El tamaño medio de las grumas es de unos 1000 km y son consecuencia de un proceso dinámico, lo que provoca un cambio continuo de forma.

A la cromosfera le viene su nombre por su color rojizo, pero como hemos dicho antes, en condiciones normales la luz de la fotosfera la cubre. Por lo tanto, no se puede ver más que en eclipses totales o con instrumentos especiales. Las formaciones más visibles en la estructura de la cromosfera son las espículas. Estos son chorros de matería, en forma de cono, que alcanzan una altura de 10.000 km, aunque la materia cae al Sol. Algunos creen que las espículas se extienden por encima de la cromosfera y consideran que su anchura es sólo de 3000 km. La densidad es tan baja que no se da en g/cm 3, sino en fracciones/cm 3. Por ejemplo, a 2000 km de la parte superior de la fotosfera 13x10 9 fracciones/cm 3.

La temperatura, sin embargo, no se sigue la misma ley lógica que la altura y aumenta por la parte inferior de la cromosfera. Así, a los 2000 km mencionados anteriormente la temperatura se aproxima a 105 K. No obstante, estos valores no son homogéneos, ya que las condiciones en las espículas o fuera de ellas pueden ser diferentes.

La corona, por último, es un destello que rodea al Sol. Es muy delgado y está compuesto sobre todo de materia tirada. Por ello, dependiendo de la actividad del Sol puede tener formas y dimensiones muy diferentes. Por la misma razón no podemos considerarlo esférico y homogéneo.

La densidad disminuye a medida que aumenta la distancia al Sol, hasta igualarla con el polvo interestelar, y la temperatura, como ya se ha mencionado para el caso de la cromosfera, aumenta en función de la distancia, hasta alcanzar los 1,5x106 K a 100 millones de kilómetros del centro.

Este calentamiento podría causar un problema termodinámico si no se encontrase un proceso efectivo de calentamiento de la corona, ya que el calor no puede pasar continuamente de una capa fría a otra más caliente. El problema sigue sin resolverse. Puede ser debido a procesos de ionización, pero todavía hay que investigar siguiendo otras líneas.

Para terminar, y para tener la idea de la violencia de los procesos que tienen lugar en el Sol, diremos: La potencia de emisión solar es de 4x10 23 kW.