Astronomía
EL SOL

El Sol es nuestra fuente de energía. Su fuerza de gravedad mantiene los planetas en órbita, y su calor posibilita la vida en la tierra.

La energía radiante, que se difunde desde el núcleo hacia el exterior del Sol, en forma de rayos X y gamma, viaja a través de una región interior llamada "Zona radiactiva". Esta zona está rodeada por la zona convectiva, en cuyo seno los gases, calentados por la radiación procedente de la zona radiactiva, se expanden y suben a la superficie, liberando la energía absorbida. En este proceso los gases de enfrían, se hacen más densos y vuelven a bajar, completando así el proceso.

La Superficie luminosa del Sol se denomina Fotosfera. Pese a su aspecto sólido, es gaseosa. En la superficie, intensos campos magnéticos producen erupciones de gases muy calientes. La parte superior de estas columnas de gas forma unos penachos, conocidos como "gránulos", de cientos de Km de diámetro. Su vida media es de unos 10 minutos, por lo que la superficie del Sol está cambiando constantemente.

Alrededor de la Fotosfera está la "Cromosfera", de color rojizo, compuesta básicamente de hidrógeno gaseoso. La cromosfera es dificíl de observar porque se encuentra junto a la deslumbrante Fotosfera. Las mejores ocasiones para hacerlo se presentan durante los eclipses totales de Sol, cuando la Fotosfera está oscurecida por la presencia de la Luna.

La Cromosfera expulsa al espacio unas gigantescas masas de gas incandescente, llamadas "protuberancias", de más de 100.000 Km de longitud de media. Algunas forman arcos que siguen las líneas del campo magnético solar y alcanzan temperaturas cercans a los 10.000 °C.

Las protuberancias pueden ser "activas" o "eruptivas" (violentas y de escasa duración), y "quiescentes" (tranquilas, subsisten durante varias semanas).

Las "fulguraciones" son fenómenos provocados por emisiones imprevistas de energía, que calientan y aceleran la materia presente en la atmósfera; lanzan una cantidad enorme de radiaciones y partículas eléctricamente cargadas. Las fulguraciones emiten tal cantidad de radicación que incluso provocan campos magnéticos capaces de interferir las transmisiones de radio de la Tierra.

La "Corona Solar" es el estrato más exterior del Sol, una capa envolvente formada por hidrógeno diluido, a una temperatura que supera el millón de °C y que puede alcanzar los 3 millones de grados. Aunque normalmente sólo es visible durante los eclipses, la corona puede observarse con un instrumento llamado "Coronógrafo".

El Sol emite un flujo continuo de partículas ionizadas que se propagan por el espacio en todas direcciones. Este flujo es deniminado "Viento Solar", y es responsable de la orientación de la cola de los cometas (contraria al Sol), y otros muchos fenómenos. Al llegar a la Tierra, el campo magnético terrestre captura las partículas ionizadas del viento solar. Algunas, arrastradas a través de la atmósfera, interactúan con los gases que se encuentran a unos 100 Km de altitud y provocan la emisión de una luz visible desde el suelo, en forma de espectaculares y cambiantes bandas multicolores, llamadas "auroras boreales".

Las formas más interesantes que se observan en el Sol son las "manchas solares", pequeñas áreas que aparecen más oscuras que el resto de la Fotosfera, por que su temperatura es más baja, unos 4.000 °C. Las manchas se crean a causa del intenso campo magnético del Sol, que impide en algunos puntos el ascenso de calor desde el interior y provoca la formación de regiones más frías y oscuras. Este fenómeno tiene una duración de unas pocas horas y varios meses.

El Sol gira sobre su propio eje. Las manchas solares han permitido a los astrónomos a determinar la velocidad de rotación del astro, dado que tardan 13,5 días en recorrer la cara visible del Sol de un extremo a otro y permanecen ocultas otros 13,5 días; así pués cada mancha vuelve a observarse en la misma posición al cabo de 27 días. En realidad, el período de rotación del Sol es de sólo 25 días, pero en este tiempo la Tierra se ha desplazado a causa de su movimiento de translación; el Sol por lo tanto debe girar dos días más para que una determianda mancha solar esté en la posición que ocupaba vista desde nuestro planeta.

El número de manchas solares observables varía cada año y depende de la intensidad de la actividad del Sol, que sigue un ciclo regular de unos 11 años. Por lo tanto podremos observar un número máximo de manchas cada 11 años, fase conocida como "máximo sol

Bajo la caliente superficie del Sol fluyen ríos de materia, según las mediciones de la sonda espacial SOHO (situada a sólo 1,5 millones de Km). Estos ríos tienen forma circular, con un ancho de aproximadamente 30.000 Km y se localizan preferentemente bajo los polos norte y sur del Sol a unos 40.000 km de profundidad; la velocidad de movimiento es de unos 200 Km por hora.

¿Y el futuro del Sol?

El Sistema Solar tiene cerca de 4.600 millones de años de antigüedad. Su núcleo es un reactor de fusión nuclear gigante que genera prodigiosas cantidades de energía. Cada segundo emite 400 billones de billones de julios. Aunque las reacciones nucleares pueden liberar enormes cantidades de energía, no pueden seguir haciéndolo eternamente. Antes o después el Sol se quedará sin combustible nuclear y morirá. Los cálculos revelan que un cuerpo del tamaño del Sol puede durar unos 10.000 millones de años hasta que se le agote el hidrógeno.

Con aproximadamente 4.600 años de edad el Sol es una estrella de mediana edad. Los astrónomos ya tienen la idea de cómo morirá el Sol, ya que se trata de una estrella típica.

Cuándo el Sol comenzo su vida, era una estrella de hidrógeno que se contraía, a medida que se producía la contración, el Sol se iba calentando más, hasta que el centro alcanzo una temperatura de millones de grados, suficiente para comenzar una fusión nuclear.

Cuando esto ocurrió, el Sol dejó de contraerse porque el calor liberado en el proceso de fusión crea una enorme presión en el núcleo. El hecho de que el Sol no cambie mucho con el tiempo se debe al equilibrio exacto entre la gravedad que intenta comprimir el Sol y la presión interna que pretende expandirlo.

A lo largo de miles de millones de años, la estructura solar se ha ido alterando progresivamente, ya que cada vez más cantidad de su material se ha convertido de hidrógeno en helio. El resultado un cambio lento en la producción de calor.

El Sol se está calentando al ir envejeciendo, la razón, es que cuando el hidrógeno se funde para formar helio, 4 núcleos de hidrógeno se adhieren para formar un núcleo de helio de manera que, con el tiempo, la cantidad total de núcleos solares disminuye. Con menos particulas que mantengan la presión interna, los núcleos deben moverse más rápidamente para soportar el peso del Sol. Esto se traduce en una temperatura más alta y en una mayor emisión del calor del núcleo.

Debido a este aumento del calor solar, dentro de unos 1.000 millones de años, el Sol estará más caliente que ahora y la vida en la Tierra se verá amenazada.

Cuando el Sol dentro de unos 4.000 millones de años, comience a quedarse sin hidrógeno, crecerá de un modo considerable. Esta expansión tendrá dos efectos opuestos:

1º enfriamiento de la superficie (el Sol emitirá una luz rojo vivo).
2º área de radiación mayor.

Es decir, el Sol se convertirá en lo que los astrónomos denominan "Gigante roja", engulliendo a Mercurio, Venus y la Tierra.

Tras unos cambios bruscos sin orden y forma, el núcleo del Sol se estabilizará y formará una pequeña bola. En ésta etapa el Sol experimentará cambios complicados y rápidos. De vez en cuando, puede liberar gas y formar una nebulosa en expansión a su alrededor. Los diversos cambios de este tipo podrán afectar a nuestro Sol durante millones de años, pero finalmente de calmará y se contraerá lentamente hasta quedar reducido al tamaño de un planeta. Se habrá convertido en una "enana blanca" (estrella muy caliente, pequeña y tenue). Su color blanco se volverá rojo y, por último negro "enana negra". El Sol se irá fundiendo discretamente en la oscuridad del espacio.

Su ultimo destino se desconoce.