miércoles, 4 de mayo de 2016

El Sol. Mirando hacia nuestra estrella (I)


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

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.
Son estas reacciones las que hacen que el núcleo esté sobre unos 15 millones de grados. Existen principalmente dos procesos: la cadena protón-protón (es la más habitual en estrellas tipo el Sol o de masas inferiores) y el ciclo de Bethe (también llamado ciclo del carbono o ciclo CNO -carbono, nitrógeno y oxígeno-, que interviene en mayor medida en estrellas más masivas). Para no extender mucho esta entrada solo me queda decir que en estas reacciones se emite luz.

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.
4.      Fotosfera: aquí es donde se forman las manchas solares, 
      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.
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-.
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
8.    Granulación: son pequeñas celdas que se forman por la inmensa temperatura que se encuentra la fotosfera, como si estuviese ebullendo.
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.  


Por último, os dejo con una página web donde tenéis más información sobre este tema y podéis ver el Sol en distintas longitudes de onda http://www.parhelio.com/.

Os dejo con unos vídeos y fotos:

   
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.