El Sol: La estrella más cercana

Resumen Clase Nº6
Jueves 10 de Mayo de 2007

El Sol es una estrella como tantas que vemos en el cielo nocturno, ni muy grande ni muy pequeña. Si luce tan brillante es solo porque se encuentra millones de veces más cerca.
Es el principal componente del Sistema Solar, contendiendo más del 99,8% de su masa (unas 330.000 masas terrestres).
Nacimiento del Sol
Tal como todas las estrellas el Sol nació de una nube de gases y polvo que se condensó gracias a la gravedad. Al contraerse tanto, la nube adquiere un movimiento rotatorio que hace que la estrella en formación se rodee de un disco de gas y polvo que dará origen a los protoplanetas y finalmente al sistema planetario
Una vez comprimida lo suficiente la protoestrella comienza liberar gran cantidad de calor y “viento solar” que barre gran parte de los gases que formaban la nube de protoplanetas. Después de unos pocos miles de años, el Sol alcanzó en su núcleo la temperatura suficiente para la fusión nuclear.

Fuente de energía
Tal como la mayoría de las estrellas, el Sol se encuentra en una etapa de su vida que llamamos de “Secuencia Principal” (este concepto lo trataremos en el capítulo de “Estrellas”), donde obtiene energía mediante la fusión de núcleos de hidrógeno (1 protón), para formar Helio (dos protones + 2 neutrones). Para producir la enorme energía que le conocemos, en el núcleo solar se funden 635 millones de toneladas de hidrógeno que se convierten en 630 millones de toneladas de helio. Las 5 millones de toneladas de diferencia corresponden a materia liberada en forma de energía (en forma de fotones de rayos gama)

El camino de la luz
Los fotones generados en el núcleo deben recorren un viaje de miles de años antes de alcanzar la fotosfera (la superficie visible del Sol), en este camino han perdido energía por lo que al ser librados al espacio cuentan con una temperatura de sólo 5.500 ºC.

Manchas Solares
El Sol posee un intenso campo magnético originado en la base de la fotosfera. La rotación de al superficie solar, al ser más rápida en el ecuador que en la latitudes más altas, hace que las líneas magnéticas se enrosquen progresivamente hasta que se produzcan interferencias que crearán zonas de menor convección lo que hace que el flujo de gases calientes hacia la superficie disminuya creando una mancha solar. Las manchas solares no son realmente oscuras, su temperatura es de alrededor de unos 4.500ºC pero comparado con el brillo circundante parecen oscuras. Las manchas solares pueden llegar a ser mayores que la Tierra (más de 10.000) de diámetro pero su duración no pasa de unos cuantos días.

Ciclo de Manchas Solares
La aparición de manchas solares es un fenómeno progresivo. Comienza con unas pocas manchas a unos 20 o 30º hacia el Sur y Norte del ecuador del Sol. Conforme pasan los años las manchas se hacen más numerosas y más cercanas al ecuador, al final del ciclo, que dura unos 11 años.
La aparición de manchas se acompaña de eventos de mayor actividad solar y eyecciones de masa coronal, que causan un aumento en el viento solar y en la Tierra aumentan las auroras (boreales y australes) y las interferencias eléctricas en satélites.