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EL SOL Y LAS ESTRELLAS

El Sol

 

El Sol

Aunque hubo que esperar el siglo XVII para que los astrónomos finalmente se den cuenta, el Sol no es un astro particular del Universo, sino simplemente una estrella como otras.

La única cosa que lo distingue de las otras estrellas es su proximidad. El Sol es, así pues, la única estrella suficientemente próxima a la Tierra para poder ser estudiada con todo detalle; la única donde podemos observar la superficie y el entorno próximo con precisión. El estudio del Sol constituye, pues, un paso fundamental en nuestra comprensión general de las estrellas.

Una gigantesca bola de gas

El Sol es un cuerpo relativamente simple, una gigantesca bola de gas de 1,4 millones de kilómetros de diámetro, o sea, 110 veces el tamaño de la Tierra. La masa del sol es de 2 quintillones de Kilogramos,  o sea, 332.950 veces la de la Tierra. Cerca del 75 por ciento de esta masa está compuesta de hidrógeno, el 25 por ciento de helio y el resto (0.1 por ciento) está constituido por elementos más pesados

Al ser inaccesible el interior del Sol a la observación, hay que recurrir principalmente a la teoría para describir los fenómenos que se producen allí y determinar su estructura interna. El interior está dividido en tres zonas: el núcleo, la zona radiativa y la zona convectiva.

El núcleo

El núcleo es la parte en la cual se crea la energía del Sol gracias a reacciones nucleares. La temperatura allí es extremadamente elevada, alrededor de 15 millones de grados. Esta región representa el 25 por ciento del diámetro del Sol y, a causa de su gran densidad, contiene cerca del 60 por ciento de la masa total de nuestra estrella.

 

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Como toda estrella, el Sol posee una forma esférica, y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio, ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria, lo que genera un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe, además de la contribución puramente térmica, una de origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.

Casi todos los elementos químicos terrestres (aluminio, azufre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, germanio, helio, hidrógeno, hierro, indio, magnesio, manganeso, níquel, nitrógeno, oro, oxígeno, paladio, plata, platino, plomo, potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, circonio y zinc) y diversos compuestos (como el cianógeno, el óxido de carbono y el amoniaco) han sido identificados en la constitución del astro rey, por lo que se ha concluido que, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendría un espectro luminoso casi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constató su presencia en nuestro planeta.

El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin embargo, se puede determinar una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manchas solares, 8) granulación y 9) viento solar.
Crédito: Wikimedia Commons


La zona radiativa

Alrededor del núcleo viene a continuación la zona radiativa, que representa el 55 por ciento del radio del Sol. En esta región, la energía creada en el núcleo es transportada hacia el exterior por los fotones.

Este modo de transporte es muy lento, porque los fotones constantemente son absorbidos y luego reemitidos por todas las partículas presentes. Consideramos así, que el "tiempo" empleado por un fotón para salir del Sol es de varias centenas de millares de años, mientras que sólo bastan algunos segundos si no hay ningún obstáculo en el camino.

La zona convectiva

Finalmente, llegamos a la capa exterior, la zona convectiva, que representa el 30 por ciento del diámetro solar y dónde la temperatura desciende bajo el millón de grados.

En esta capa, el transporte de energía se hace por convección, es decir, por movimientos de conjunto de la materia presente. Así, el gas caliente de las profundidades sube hacia la superficie, libera la energía enfriándose, a continuación se sumerge hacia el interior, y así sucesivamente.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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