Estructura del sol

Podemos visualizar el Sol como un enorme horno atómico que, gracias a las altísimas temperaturas y presiones presentes en su núcleo, es capaz de fusionar hidrógeno para generar helio. Dicho en términos simples, este proceso implica que se fusionen 4 núcleos de hidrógeno (con un protón cada uno) para formar un núcleo de helio (compuesto por 2 protones y 2 neutrones). Sin embargo el núcleo de helio resultante solo tiene el 99.3% del peso de los 4 núcleos de hidrógeno, lo cual significa que en el proceso el 0.7% la masa se convierte en energía.

Se estima que cada segundo el sol transforma cerca de 600 millones de toneladas de hidrógeno en 596 millones de toneladas de helio: los 4 millones de toneladas de masa faltante se han convertido en energía. Es una cantidad difícil de imaginar, sobre todo si consideramos que cada gramo de masa convertido en energía equivale a quemar más de 3,000 litros de gasolina. Así, el sol proporciona alrededor de 6,200 watts, que equivalen a la luz generada por 62 focos de 100 watts, por cada centímetro cuadrado de su superficie. Solo una pequeña parte de esa energía llega a la tierra, mientras que el resto se dispersa en el espacio sideral.

Debido a la distancia promedio entre el sol y la tierra, aproximadamente 150 millones de kilómetros, la radiación solar tarda 8.5 minutos en llegar hasta nosotros. Este lapso es insignificante si tomamos en cuenta que la energía generada en el centro del sol tarda cerca de un millón de años en alcanzar la superficie solar.

En su conjunto, el sol es una gigantesca esfera de gases calientes compuesta principalmente de hidrógeno (70%) y helio (28%). También contiene carbono, nitrógeno, oxigeno y otros elementos que suman el 2% restante. Su estructura interna se caracteriza por una sucesión de capas esféricas. Es difícil establecer con precisión los límites entre cada una de estas capas, así como las diferencias en su composición química, si bien es posible diferenciarlas por los fenómenos físicos que acontecen en ellas. El modelo más aceptado establece seis capas en la estructura del sol: núcleo, zona radiante, zona convectiva, fotosfera, cromosfera y corona:

El núcleo del sol está compuesto fundamentalmente por hidrógeno y helio. Se estima que cada uno de estos elementos mantiene una proporción del 49%, mientras que el 2% restante corresponde a otros componentes, entre los que se encuentra el carbono, que funcionan como catalizadores de las reacciones termonucleares descritas líneas arriba. La energía producida y la enorme presión a que se ve sometido (200,000 millones de atmósferas, aproximadamente), hacen que el núcleo del sol mantenga temperaturas estimadas en 15 millones de ºC.

Envolviendo al núcleo se encuentra la zona radiante, llamada así porque en ella la energía producida en el núcleo se transmite hacia el exterior fundamentalmente por radiación. Está compuesta por grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizados, lo cual le da una consistencia de plasma. Aunque no es tan densa como el núcleo, la zona radiante mantiene una densidad tal que los fotones pueden tardar más de 100,000 años en atravesarla, siendo absorbidos y reemitidos millones de veces durante su trayecto.

Más allá de la zona radiante se encuentra la zona convectiva. Se le denomina así porque en ella la energía proveniente de la zona radiante se transmite principalmente por convección. Debido a que en la zona convectiva los gases solares ya no se encuentran ionizados, estos se vuelven opacos a la radiación y absorben los fotones con facilidad. Da inicio entonces un complejo sistema de movimientos convectivos: los gases en las capas más cercanas a la zona radiante se calientan, se dilatan y, al volverse menos densos, ascienden hacia la superficie. Al llegar al límite inferior de la fotosfera, donde la atmósfera solar se vuelve otra vez transparente a la radiación, estos gases ceden calor, se enfrían ligeramente e inician las corrientes descendentes que completan los ciclos convectivos. Los fenómenos convectivos facilitan significativamente la transmisión de energía y el traslado de los fotones, los cuales atraviesan esta zona en menos de un mes.

La fotosfera, considerada la superficie del sol, es una capa de apenas unos 200 km de profundidad que envuelve a la zona convectiva. En está capa la atmósfera solar se vuelve lo suficientemente rala para que la gran mayoría de los fotones que llegan hasta ella escapen sin problema al espacio exterior. Los gases en la fotosfera presentan una temperatura cercana a los 6,000ºC. En ella es posible apreciar las llamadas manchas solares, las cuales son producto de la actividad magnética del sol.

La cromosfera es una capa que se extiende unos 16,000 km más allá de la fotosfera. Significativamente más transparente y menos brillante que ésta última, solo puede ser apreciada con facilidad durante los eclipses solares. Su nombre se debe a la luz rojiza que emiten los átomos de hidrógeno que la componen. Dista de ser una capa homogénea, ya que contiene numerosas protuberancias en forma de llamas, mientras que su temperatura va de 6,000ºC, en su parte inferior, a 1,000,000ºC en las capas que colindan con la corona.

La corona, la capa más tenue y externa de la atmósfera solar, se extiende varios millones de kilómetros más allá de la cromosfera. Su característica más sobresaliente es que los gases que la componen llegan a alcanzar temperaturas de 2,000,000ºC, muy por encima de las temperaturas en las capas que le anteceden. Sin embargo se considera que esta capa es tan poco densa que no es posible hablar de temperatura en términos de agitación molecular. La corona da lugar al llamado viento solar, un flujo de partículas que inunda el espacio interplanetario, y en ella ocurren fenómenos como las llamaradas solares y las eyecciones masivas. La corona se puede apreciar a simple vista, como un halo blanco-perla alrededor del sol, durante los eclipses totales de sol.

Como se explica en el siguiente artículo, una vez que la energía radiante generada en el nucleo del sol atraviesa todas sus capas, inicia su recorrido hacia la Tierra. Sin embargo, mas que hablar simplemente de radiación solar, debemos describir numerosos tipos de radiación caracterizados principalmente por su nivel energético. La pregunta ahora es ¿cómo nos afecta esa radiación?

 

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