Composición
y estructura interna
El Sol, como una estrella de segunda generación, tiene un alto contenido de elementos pesados. En líneas generales, la composición del Sol es la siguiente:
73 % Hidrógeno.
25 % Helio.
0,77 % Oxígeno.
0,29 % Carbono.
0,16 % Hierro.
0,12 % Neón.
0,09 % Nitrógeno.
0,07 % Silicio.
0,05 % Magnesio.
0,04 % Azufre.
Según
los conocimientos aceptados hasta la fecha, la estructura interna del
Sol es la siguiente:
§ Núcleo
§ Capa radiativa
§ Capa convectiva
§ Fotosfera
Núcleo:
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El núcleo es la parte más interna del Sol. Tiene un tamaño aproximado de 175 mil kilómetros de diámetro, lo que equivale al 15% de su tamaño.
Es la zona donde las altas temperaturas (alrededor de 15 millones de Kelvin) y presiones (alrededor de 21,7 billones de Atmósferas) permiten el desarrollo de las reacciones termonucleares en las cuales cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan en uno de helio. Recuerde que la presión a la que nosotros estamos sometidos (al nivel del mar) es de 1 Atmósfera.
Este proceso a gran escala, convierte cuatro millones de toneladas de masa en energía, cada segundo.
El
núcleo es la parte más densa del Sol y se estima alcanza a unos 160
gr/cm3. |
Desde aquí se produce la energía en forma de
fotones de rayos gamma y rayos X.
Zona
radiativa:
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Constituye aproximadamente el 70% del tamaño del Sol. Cubre una extensión de unos 500.000 kilómetros de ancho.
Es la zona que rodea el núcleo y en donde la energía se transmite por radiación (los fotones son absorbidos y emitidos en forma continua).
La zona radiativa no es una región homogénea, mientras
que en su borde interior la temperatura alcanza los 10
millones de Kelvin y la presión unos 460 millardos
(miles de millones) de Atmósferas, para el borde
exterior, las temperaturas y presiones se han atenuado a 1,3
millones de Kelvin y 6 millones de Atmósferas. Como
los fotones en su camino a lo largo de la envoltura, chocan una
gran cantidad
de veces y en forma aleatoria con las partículas de gas de la estrella,
se estima que un fotón atraviesa esta zona en un lapso de tiempo entre
10.000
y
100.000 años. |
Zona
convectiva:
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Es la parte del Sol que queda intermedia entre la zona radiativa y lo que podríamos denominar la superficie (fotosfera).
Tiene una extensión de unos 200.000
kilómetros y constituye aproximadamente el 15%
del tamaño del Sol. En ella la energía se transmite a través de grandes masas de gas, que llevan el calor desde las zonas profundas del Sol hacia la superficie.
Los científicos estiman que la temperatura promedio de esta capa
alcanza los 100.000 Kelvin y la presión es de unas
10.000 Atmósferas. |
La
zona
convectiva ingresa en la zona
radiativa en una medida no determinada. Este proceso se
denomina convección penetrativa.
Fotosfera:
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Es la delgada capa que se puede considerar como la superficie del Sol. Es la parte fundamental de la atmósfera solar en donde se origina la radiación visible del Sol.
Puede constituir menos del 0,2% del tamaño del Sol y tiene varios centenares de
kilómetros de ancho.
Es
una zona en donde disminuyen dramáticamente la temperatura, la
luminosidad y la densidad. De esta capa es de donde proviene casi
la totalidad de la energía que recibimos en
De hecho, la temperatura de la fotosfera es de 5.500 Kelvin.
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La fotosfera se encuentra tachonada de “gránulos” y en ella se desarrollan las “manchas solares”. Se estima que las manchas son núcleos de campos magnéticos. Se ven oscuras porque su temperatura es unos 2.000 °C menor que en los alrededores.
Los
gránulos
son estructuras luminosas de unos 700
kilómetros de tamaño que no exceden un tiempo de vida entre los 5
a 10 minutos.
Por
el estudio espectral de los gránulos
se ha determinado que su centro se eleva, mientras que sus bordes, algo
más oscuros, descienden en la fotosfera solar.
Esta detallada imagen fue lograda por el telescopio solar sueco,
instalado en
La imagen fue tomada el 15 de Julio del 2002 y para obtenerla se
desarrollaron técnicas adaptivas de imágenes para disminuir la
distorsión de la atmósfera terrestre.
La barra indica 5.000 kilómetros.
Las
manchas solares son manifestaciones de las regiones activas de la
fotosfera solar. Se producen cuando por “efecto
dinamo” se incrementa el campo magnético en un punto hasta
unos 2.500 gauss (el campo de
Las
manchas pequeñas pueden tener unos 1.000
Km de extensión, pero las manchas más grandes, pueden alcanzar los
100.000 Km de tamaño.
Corte transversal de una mancha solar.
Las
manchas grandes presentan una zona central oscura, llamada sombra
y una zona grisácea en el borde, llamada penumbra.
La estructura filamentosa es señal de las líneas del campo magnético.
