INTRODUCCIÓN Como podrán comprobar a lo largo del trabajo, este puede ser visto desde dos puntos de vista completamente diferentes. Podemos enfocarlo como el estudio de un astro más de la innumerable población estelar que existe, o podemos enfocarlo como el estudio del astro más importante de todos cuantos existen. Seguramente la opinión variará según la persona que lo lea. Pero hay otra forma de verlo, otro punto de vista que es una mezcla entre los dos expuestos, y que es, a mi modo de ver, el acertado. El Sol es ambas cosas. Es el astro más importante de todo el universo, no porque sea original o diferente a los demás, tampoco es el más brillante, ni el más grande, ni el más caliente, lo que realmente hace que el Sol sea la estrella más importante es el hecho que el autor de este trabajo sea un ser humano. De no existir nuestra especie, el Sol sería un astro más, tirando a pequeño, de los que pueblan la Vía Lactea. Nuestra existencia hace que el Sol sea especial, ya que es, de momento, la única estrella capaz de proporcionar vida a uno de sus satélites. El Sol es algo difícil de comprender, difícil de comprender su estructura, difícil de comprender su proceso vital, pero sobretodo difícil de entender su funcionamiento interno. Una prueba de esta complejidad extrema es que el conjunto de mecanismos de producción de energía que se suceden en las diferentes capas del Sol, tiene una duración aproximada de un millón de años. Por supuesto, se han resumido las principales ideas de estos mecanismos, porque si no, pocos podrían entenderlo. Juzguen ustedes mismos. EL SOL: UN RAYO DE VIDA EL SISTEMA SOLAR. Desde que la humanidad tiene consciencia de su existencia, siempre ha tenido curiosidad por saber que era aquella bola de fuego que les acompañaba a lo largo de su vida ofreciendo generosamente su energía y calor. Las antiguas civilizaciones, tales cómo los aztecas, mayas, egipcios, etc... veneraban a este astro, al que consideraban su astro. El Sol es la fuente de casi todas las formas de energía que existen en la Tierra y por lo tanto responsable directo de que exista la vida tal y como la conocemos. El Sol es también, la única estrella suficientemente cercana a nosotros como para permitirnos un análisis más detallado de su estructura y funcionamiento, por lo que su estudio presenta un gran interés para la astrofísica. El Sol es el centro de nuestro sistema planetario: El sistema solar. El sistema solar es una comunidad ordenada de nueve planetas, 44 lunas y una miríada de asteroides, cometas y otros astros pequeños, muchos de los cuales describen órbitas regulares alrededor del Sol, que ocupa el centro. Las características y relaciones entre estos astros aparecen en el Anexo 1. El Sol no es particularmente grande, pero al lado de los planetas, adquiere dimensiones enormes. El diámetro del astro rey es de casi 1390000 Km, o sea, nueve veces el de Júpiter, el planeta más grande del sistema solar, que es a su vez once veces el de la Tierra. LA GALAXIA MADRE: LA VÍA LÁCTEA El Sol es una estrella más entre los cientos de miles de millones de estrellas, que, junto con nubes de gas y polvo, y otros objetos celestes, forman nuestra Galaxia: La Vía Láctea. Pese a su carácter elemental, las consideraciones hasta ahora expuestas contienen interesantes indicios sobre la estructura de nuestra Galaxia. Dado que la Vía Láctea recorre todo el cielo, la Tierra se encuentra dentro de ella. Como, además, la Galaxia 1

es simétrica respecto a los hemisferios norte y sur, es muy probable que la tierra se encuentre en mitad de su plano. No obstante, la Vía Láctea aparece mucho más gruesa y luminosa hacia la constelación de Sagitario que hacia la de Tauro, lo cual sugiere que nuestro sistema solar podría ocupar una posición excéntrica. Al observar las demás galaxias, los astrónomos han obtenido información suficiente para deducir la estructura de la nuestra. Vista desde el exterior, la Galaxia tiene una configuración espiral, común a otras muchas galaxias, como Andrómeda, una de las más próximas. En términos astronómicos, es una galaxia bastante común. El tamaño de la Galaxia es de 120.000 años luz, lo cual significa que la luz emitida por una estrella situada en un extremo de la Galaxia tarda 120.000 años en alcanzar el otro extremo. En la Vía Láctea hay más de 100.000 millones de estrellas que orbitan en torno al centro de la propia Galaxia. El Sol tarda más de 200 millones de años en completar su órbita galáctica, pero las estrellas situadas más al interior tardan la mitad de este tiempo. A lo largo del plano central de la Galaxia existen vastas regiones de polvo y gas llamadas nebulosas. Las nubes de polvo interceptan la luz de las estrellas más distantes situadas tras ellas. El centro de la Galaxia no es visible a causa de las espesas nubes que se interponen entre él y la tierra. La Galaxia está formada por tres partes distintas: un núcleo central un disco con brazos espirales que giran alrededor del núcleo y un halo esférico. El núcleo es un denso cúmulo esférico de estrellas viejas, rodeado por un bulbo central de menor densidad estelar y 12.000 años luz de diámetro. El disco formado por los brazos espirales se extiende por una zona de 50.000 años luz de radio a partir del núcleo. El halo, una esfera de estrellas viejas, muy distantes entre sí, con un diámetro de más de 120.000 años luz, rodea los brazos espirales. Dentro de esta esfera hay cúmulos globulares, formado por estrellas viejas, y una pequeña cantidad de polvo y gas simétricamente distribuidos alrededor del núcleo. En cambio, la población estelar de los brazos espirales consiste, sobre todo, en astros jóvenes formados a partir de las nubes de gas y polvo situadas a lo largo del plano central del disco. En el centro de la Galaxia existe un enorme agujero negro, una región del espacio de gravedad tan elevada que nada puede escapar de ella, ni siquiera la luz. Este agujero negro tiene una masa de dos millones y medio de soles concentrada en una esfera poco mayor que el Sol, aún la sorprendente masa, existen agujeros negros 400 veces más masivos en otras galaxias. LA MÁQUINA SOLAR DATOS Y NÚMEROS Tipo de espectro Radio Volumen

G2 V 6.955 x 1010 cm 1.4122 x 1033cm3

Area de superficie

6.087 x 1022cm2

Masa Densidad

1.989 x 1033g 1.409 g/cm3

Gravedad

2.740 x 104 cm/s2

Velocidad de escape

6.177 x 107cm/s

Periodo Rotación sideral Periodo sinódico Inclinación del ecuador Distancia media a la Tierra Irradiación solar Temperatura efectiva Velocidad relativa a estrellas cercanas Edad

25.38 días 27.2753 días 7 grados y 15 minutos 1.495979 x 1013cm 1.365−1.369 KW/m2 5777 k 19.7 km/s 4.5−4.7 x 109 años

ESTRUCTURA SOLAR

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La estructura interior del Sol sigue siendo un tanto misteriosa. Se cree que la masa opaca del Sol está organizada en estratos alrededor de un núcleo central. Desde el núcleo y hacia el exterior del Sol, estas capas se denominan: zona radiactiva, capa de convección y fotosfera, que es la capa superficial que nosotros observamos. Alrededor del Sol se encuentra la atmósfera, al igual que el aire alrededor de la Tierra. La capa interior de la atmósfera solar se denomina cromosfera, y la capa exterior es la corona. • El núcleo solar. El extremadamente denso núcleo solar, contiene el 50% de la masa total del Sol, pero solo ocupa un 1,5% de su volumen. Las condiciones físicas en el interior del núcleo solar son extremas. La temperatura es de unos 15 millones de grados Kelvin, una temperatura tan extrema que los átomos son separados de sus electrones. De esta manera, el núcleo solar está formado por una mezcla de protones, neutrones, núcleos y electrones libres. La presión del núcleo es 250 billones de veces superior a la de la Tierra en su superficie. La inmensa masa solar no hunde el interior por la atracción gravitacional gracias a la enorme presión exterior generada por el calor del núcleo. La densidad en el núcleo del Sol es extremadamente alta. El núcleo es el horno nuclear que produce la energía que el Sol emite. Si pudiéramos ver el interior del Sol, este seria negro, ya que la energía producida no aparece en la parte visible del espectro. El Sol produce principalmente rayos gamma. Algunos de estos rayos, entran en contacto con otros, perdiendo así energía. Cuando pierden energía, se transforman en rayos x, que siguen siendo invisibles al ojo humano. • La capa radiactiva Los rayos x producidos en el núcleo del Sol van siguiendo su camino hasta la superficie a través de burbujas de temperatura, presión y densidad reducida. La capa radiactiva se extiende desde el núcleo hasta el 70% del camino recorrido hasta la superficie. Esta capa está compuesta de átomos de hidrógeno y helio, además de electrones libres. Algunos de estos electrones libres son capturados por el núcleo de helio (He2+) para formar átomos de helio ionizados (He+). La capa radiactiva se llena de átomos de hidrogeno y helio ionizado. Esta mezcla de gases calientes ionizados i electrones se llama plasma, que suele catalogarse como el cuarto estado de la materia. En las profundidades de la capa, los rayos x chocan con partículas y cambian de dirección de forma aleatoria. A veces, los rayos x se desplazan solo unos cuantos milímetros antes de chocar de nuevo y salir disparados en 3

otra dirección. A pesar de esto, los rayos x siguen su camino hacia la superficie. El tiempo que tardan estos rayos en completar el viaje hasta la superficie se mide en millones de años, este increíble hecho que hace que los rayos X viajen a la velocidad de la luz. Por decirlo en términos más generales, la luz de Sol que nos llega ahora a nosotros, es el resultado de las reacciones nucleares que se produjeron en el núcleo del Sol hace un millón de años. El accidentado camino de los rayos X en la zona radiactiva hacen que estos pierdan energía. Como consecuencia de esto, su longitud de onda se ve gradualmente a través de la capa de convección hasta transformarse en luz visible. • La capa convectiva Finalmente, los fotones llegan a la capa convectiva, a 150 000 km de la superficie del Sol, donde las temperaturas son ligeramente inferiores a un millón de grados Kelvin. Aquí los núcleos son capaces de soportar los electrones y así no dañar los átomos existentes. Con su energía reducida, la luz es absorbida por los átomos gaseosos de la zona convectiva que pueden soportarla lo suficiente como para absorberla y después volverla a radiar. Efectivamente, estos átomos bloquean el viaje de ida de la energía solar absorbiéndola y aumentando enormemente la temperatura de los mismos átomos. La convección actual, como la observable en los líquidos y el aire que se calientan, transporta la energía solar a la fotosfera en bulliciosos ríos de gases calientes. Así que la temperatura de los gases que han absorbido energía en las profundidades de la zona convectiva aumenta, el gas se expande, se hace menos denso que los que le rodean. Estas burbujas de gas caliente, al ser menos densa, flotan hasta la superficie de la zona convectiva como lo haría unos globos de aire caliente en una mañana fría. Al llegar al final de esta capa, las burbujas de gas radian el exceso de energía, así que se enfrían y vuelven a ser más denso, y entonces se hunde otra vez. Como efecto de todo esto se produce un cinturón convectivo de gases calientes ascendidos y gases fríos descendiendo. En la superficie entre la zona convectiva y la fotosfera, el gas es muy turbulento, ascendiendo desde el centro de estructuras denominadas células convectivas (supergránulos), siguiendo a las celdas fronterizas y entonces uniéndose a ellas. Los procesos que se suceden en estas células fronterizas, donde el plasma con campos magnéticos colisionan y transforma la energía magnética en movimiento, son probablemente responsables de las subidas de la temperatura en la corona y de la aceleración de las partículas de vientos solares. Interesante es que, a pesar que la radiación puede tardar en llegar a las profundidades de la zona convectiva un millón de años, esta energía tarda solo unos tres meses en atravesar toda la zona de convección. Toda la energía que es expulsada al espacio por el Sol, se transporta por convección hasta la superficie. • La fotosfera La superficie visible del Sol, llamada fotosfera, no es una superficie sólida. La fotosfera es una fina capa (de unos 500 Km de espesor) de la cual recibimos la gran mayoría de la luz del Sol. Debajo de la fotosfera, el gas es más denso y más caliente y radia más luz. Sin embargo, esta luz no puede escapar del Sol debido a la presencia de estas capas más exteriores de gas. Por encima de la fotosfera, el gas es menos denso y por tanto incapaz de radiar mucha luz. La fotosfera es la capa de la atmósfera del Sol suficientemente densa para emitir cantidad de luz, pero de suficiente baja densidad para permitir que esta luz salga de ella.

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La mayoría de la luz que vemos procede de una región de la fotosfera con una temperatura de unos 6000 ºK. A pesar de que la fotosfera se nos parece como algo consistente, es en realidad un gas de muy baja densidad. La densidad en la parte media de la fotosfera es sólo el 0,1% de la del aire al nivel del mar. Para encontrar gases tan densos como el aire que nosotros respiramos, deberíamos descender hacia las profundidades del Sol alrededor de 1,4 x 106 Km por debajo de la fotosfera. La fotosfera no es uniforme, sino que está cuajada de gran cantidad de celdas brillantes llamadas granulaciones. Cada gránulo tiene aproximadamente 1500 km de diámetro, es decir, más grande que España, y está separado de sus vecinos por una frontera más oscura. Un gránulo dura unos diez minutos antes de que se disipe o se mezcle con algún gránulo vecino. Las mediciones del corrimiento Doppler muestran que los centros de los gránulos están emitiendo gases ligeramente más calientes que los que hay en las fronteras más oscuras. Recientes estudios espectroscópicos de la superficie solar han revelado otro tipo de granulación, los supergránulos, regiones de unos 30000 km de diámetros que incluyen en su interior unos 300 gránulos. • La cromosfera Por encima de la fotosfera hay una capa invisible de gas de unos 10 000 km de espesor. Es unas 1000 veces más tenue que la fotosfera, y por ello solamente podemos verla durante un eclipse total cuando la Luna cubre la brillante fotosfera. Entonces, durante unos pocos segundos, la cromosfera se hace visible como una fina línea de color rosado justo por encima de la fotosfera. La palabra cromosfera deriva de la palabra friega croma que significa color. Los átomos de la cromosfera absorben fotones a medida que estos van abandonando la fotosfera situada debajo de ella. Esto forma las líneas de absorción que vemos cuando miramos a la fotosfera, pero estos mismos átomos emiten fotones en direcciones aleatorias. Cuando la Luna nos oculta la brillante fotosfera, podemos ver la luz más débil emitida por los átomos de la cromosfera. Entonces vemos las líneas de emisión donde antes vimos de absorción. Esto es lo que explica el bello color de la cromosfera: brilla como un inmenso anuncio de neón. A medida que la Luna se mueve y cubre todo excepto la parte más alta de la cromosfera, vemos débiles líneas de átomos altamente ionizados como el calcio, el hierro o el estroncio. Una línea por ejemplo, está producida por átomos de hierro que han perdido 13 electrones, lo que indica que la temperatura debe ser muy alta para producir una ionización tan fuerte. La temperatura en la cromosfera llega a ser de hasta 1 000 000 de ºK a una altura de 10 000 Km, donde comienza la corona. A pesar que la cromosfera no es visible a simple vista excepto en el caso de los eclipses solares, puede fotografiarse con filtros especiales que permiten tan sólo el paso de los fotones fácilmente absorbidos por ciertos átomos e iones. A estas fotografías se les llama espectrogramas. Los espectrogramas de la cromosfera muestran la presencia de las espículas, estructuras en forma de llama de 100 a 1000 km, de diámetro, que pueden alcanzar hasta 10 000 km por encima de la fotosfera y que duran entre 5 y 15 minutos. Estas espículas parecen ser regiones más frías (unos 10 000 ºK), que penetran en la corona mucho más calientes (unos 500 000 ºK). Vistas en el borde del disco solar, estas espículas se mezclan entre ellas y tienen el aspecto de una pradera ardiendo. Los espectrogramas de las espículas situadas cerca del centro del disco solar muestran que crecen en los límites de los supergránulos como si fueran césped alrededor de un árbol. Algunos astrónomos sugieren que las espículas son canales a través de los cuáles fluye la energía desde la zona convectiva hacia la corona. • La corona

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La atmósfera del Sol que se extiende por encima de la cromosfera se llama corona. A pesar de que estas capas más externas del Sol parecen muy separadas de su superficie, en realidad están muy relacionadas con la zona convectiva y con los sucesos que se producen en la cromosfera. La corona es solamente visible a simple vista durante los eclipses totales del Sol cuando la Luna cubre la fotosfera. Entonces la corona brilla con una luz blanquecina no tan brillante como la Luna llena. Las fotografías de eclipses tomadas desde la Tierra nos muestran que la corona puede alcanzar distancias de hasta 10 radios solares, y las fotografías que se han obtenido desde globos a grandes alturas o desde aviones en vuelo pueden mostrarnos una corona que se extiende hasta unos 30 radios solares. Utilizando un tipo especial de telescopio llamado un coronógrafo, los astrónomos pueden ver la corona cuando no se produce un eclipse. Los buenos coronógrafos pueden detectar la corona hasta tan sólo 1,3 radios solares. En la parte más baja de la corona, átomos tales como el oxígeno dos veces ionizado emiten fotones, pero en la parte más alta de la corona, los átomos están fuertemente ionizados. La emisión de estos iones es la clara evidencia de la baja densidad y la alta temperatura. La temperatura en la corona va aumentando a medida que viajamos hacia fuera de ella. En la parte más cercana a la cromosfera, en la región llamada de transición, la temperatura salta 500 000 ºK en sólo 300 Km. en la baja corona, la temperatura es de unos 500 000 ºK, mientras que en su parte más externa pueden alcanzar la friolera de 3 500 000 ºK. La densidad de este gas debe ser muy baja de lo contrario emitiría una gran cantidad de luz. De hecho, la densidad de la alta corona es tan sólo de entre 1 a 10 átomos por centímetro cúbico. La corona se mantiene tan caliente porque las ondas de sonido generadas en la zona de convección se mueven hacia arriba a través de la fotosfera y la cromosfera. Al alcanzar las bajas densidades de la corona, se convierten en ondas de choque (el equivalente astrofísico de la barrera del sonido) y agitan los átomos de gas, aumentando así la temperatura. Los calientes gases de la corona exterior escapan del Sol en forma de viento solar. Contiene gran cantidad de hidrógeno ionizado (protones y electrones), pero también elementos más pesados y un característico campo magnético. Al contener tan sólo unos pocos átomos por centímetro cúbico, sopla hasta sobrepasar la Tierra con una velocidad de 400 000 km/s que interaccionan con el campo magnético terrestre de manera bastante complejas. De esta manera el Sol va perdiendo masa lentamente a medida que el viento solar va soplando hacia el espacio. ACTIVIDAD SOLAR • Manchas solares Una mancha solar es una región más oscura y fría de la superficie solar. El centro de la mancha, llamado sombra, es más oscuro que sus bordes que reciben el nombre de penumbra. Una mancha promedio tiene aproximadamente 2 veces el diámetro de la Tierra y puede durar aproximadamente una semana. Las manchas solares tienden a formar grupos, y un grupo grande puede contener hasta 100 manchas individuales y puede durar hasta dos meses. Algunas veces grandes manchas solares son visibles incluso a simple vista a la salida o a la puesta del Sol cuando su brillo está muy disminuido. Las manchas solares no son difíciles de observar, incluso con pequeños telescopios. Un observador cuidadoso se dará cuenta de que las manchas solares aparecen a menudo por pares y que parecen estar rodeadas por un área más brillante. Este borde brillante es llamada una plage. Técnicamente, estas áreas brillantes se llaman plages sólo cuando se ven en los espectrogramas; sin embargo, 6

hay otras áreas visibles en luz blanca cerca del borde del disco solar. A éstas se les llama fáculas. Tanto las plages como las fáculas son pares destacadas de la cromosfera asociadas a las manchas solares. En el Anexo 2 se puede seguir la evolución de estas manchas así como su clasificación. • El ciclo magnético El ciclo de manchas solares parece estar relacionado con un ciclo magnético en el Sol. La alternancia de los ciclos de las manchas parece estar relacionado con la alternancia de la polaridad. A pesar de que este ciclo magnético no es todavía del todo comprendido, una teoría propuesta en 1961 por el astrónomo del Observatorio de Mount Wilson, Horace W. Babcock explica el ciclo magnético como un progresivo embrollamiento del campo magnético solar. El campo magnético del Sol está como congelado en los gases ionizados y no puede moverse con facilidad. La rotación del Sol tiende a enredar el campo ya que el ecuador gira más rápido que las latitudes más altas. Este movimiento llamado rotación diferencial, arrastra a las partes ecuatoriales del campo magnético solar alrededor del Sol. De esta forma el campo se va enrollando como un hilo en un ovillo. La teoría de Babcock también explica la inversión de campo magnético de un ciclo a otro. Cuando el campo magnético queda severamente enredado, se rompe y se autorreordena en una forma más sencilla y la rotación diferencial comienza nuevamente a enredarlo. Esto es lo que marca el principio de un nuevo ciclo, pero debido a que la forma en que el campo es reordenado, la polaridad está invertida, y comienza un nuevo ciclo cuando el polo magnético norte es reemplazado por el polo magnético sur. El periodo del ciclo magnético total del Sol se repite cada 22 años. Durante 11 años el campo magnético del Sol mantiene su orientación y el Sol atraviesa un ciclo de manchas. Entonces el campo magnético se invierte y el Sol atraviesa por otro ciclo de manchas solares. Por ello el periodo total del ciclo de Babcock en el Sol es de 22 años. • Protuberancias y fulguraciones Las protuberancias son visibles durante la totalidad de un eclipse solar como unos abultamientos de color rojo en el borde del ciclo solar. El color rojo es el mismo que el color que tiene la cromosfera y procede de la emisión en las líneas del hidrógeno. Parece ser que las protuberancias son controladas por los campos magnéticos. La mayoría tienen forma de arco, cuya apariencia nos recuerda a la distribución de limaduras de hierro sobre un imán. Las protuberancias eruptivas son emanaciones que salen despedidas de estos confusos campos magnéticos y que pueden alcanzar alturas de hasta 500 000 Km en unas pocas horas. Las protuberancias quiescentes se desarrollan en forma de airosos arcos sobre grupos de manchas solares y pueden llegar a durar semanas e incluso meses. Las protuberancias son claramente gases ionizados que quedan atrapados en los revueltos campos magnéticos de las regiones activas. Las fulguraciones son mucho más violentas que las protuberancias. Una fulguración es una erupción en la superficie solar que llega a su máximo en unos pocos minutos y que desaparece en una hora e incluso menos. A lo largo de este tiempo, emite grandes cantidades de rayos X, ultravioletas, y radiación visible así como corrientes de protones y electrones de alta energía. Una fulguración puede liberar 1025 joules, el equivalente a 200 000 000 de megatones de TNT. La temperatura en una fulguración puede llegar a los 500 000 ºK, y las observaciones en rayos X sugieren que pueden producirse algunas reacciones nucleares a esas temperaturas. Las fulguraciones solares parecen claramente ligadas a los campos magnéticos. Siempre se producen en regiones cercanas a los grupos de manchas solares y pueden reproducirse una y otra vez en el mismo lugar. Las fulguraciones pueden tener importantes efectos en la Tierra. La radiación puede incrementar la ionización 7

de las capas más altas de la atmósfera terrestre. Ello causa una alteración en la reflexión de las señales de radio. Las fulguraciones pueden eyectar partículas de alta energía a un tercio de la velocidad de la luz, pero la mayoría de las partículas emitidas por estas fulguraciones tienen velocidades más bajas y llegan a la Tierra horas e incluso días más tarde. Tales ráfagas interaccionan con el campo magnético terrestre y generan corrientes eléctricas que pueden excitar a los átomos de las capas más altas de la atmósfera produciendo un fenómeno luminoso que se conoce con el nombre de aurora. • Actividad de la corona También la corona del Sol toma parte en el ciclo de actividad solar. Durante un mínimo de manchas solares, los observadores de los eclipses totales del Sol pueden ver una corona pequeña y aplastada, mientras que en un máximo de manchas solares se observa una gran corona aproximadamente circular. Diferentes estudios muestran que la corona no es el halo uniforme de gas que los primeros astrónomos se habían imaginado. En realidad está compuesta por corrientes que siguen el campo magnético solar. La corona parece uniforme durante algunos eclipses porque vemos que las líneas de corrientes están proyectadas en dirección al Sol. Pero las fotografías obtenidas por un equipo de Los Alamos, muestran corrientes coronales de hasta 12 radios solares. El cambio gradual en las líneas de corrientes puede ser interrumpido por fenómenos transitorios, produciendo perturbaciones que se emiten hasta unos 500 Km por segundo. A pesar de que algunos de estos fenómenos transitorios son tan grandes como el Sol mismo, representa una pequeña masa y están claramente relacionados con los complejos campos magnéticos de las regiones activas. Las líneas de corriente parecen dibujar sus apariencias bulbosas partiendo de los bucles de los campos magnéticos que se extienden hasta unos pocos radios solares, donde las partículas cargadas atrapadas en los campos, son capaces de escapar en largas y finas corrientes. Sin embargo en algunas regiones de la superficie solar, los campos magnéticos no vuelven a caer sobre la superficie, y las corrientes de partículas se alejan del Sol sin ningún impedimento. Estas regiones aparecen en las imágenes de rayos X de la corona como regiones más frías y de más baja densidad llamadas agujeros coronales. A pesar de que hay agujeros coronales permanentes en el polo norte y en el sur, la distribución de agujeros coronales en el resto de la superficie depende del ciclo de actividad solar, una evidencia más de que se trato de un fenómeno magnético. • La constante solar Si la cantidad de energía emitida por el Sol variase aunque fuera en una pequeña cantidad, la vida en la Tierra podría desaparecer. La existencia continuada de nuestra civilización y de nuestra especie depende de la constancia del Sol, pero sabemos muy poco acerca de las variaciones de la energía emitida por el Sol. La producción de energía del Sol puede medirse sumando las cantidades de energía recibidas en cada centímetro cuadrado de la superficie de la tierra durante un minuto. Desde luego será necesaria alguna corrección que dé cuenta de la absorción debida a la atmósfera terrestre, y debemos también contar todas las longitudes de onda desde los rayos X a las ondas de radio. El resultado, que se llama constante solar, representa unas 2 calorías por centímetro cuadrado y por minuto. Un cambio en la constante solar de tan sólo un 1 % podría cambiar la temperatura media de la Tierra en 1 o 2 ºC. Para tener una referencia, basta saber que durante la última glaciación la temperatura media de la Tierra era de unos 5 ºC más fría de lo que es ahora. EL HORNO SOLAR. El Sol emite continuamente luz y calor hacia el espacio, de forma que se enfriaría en tan solo unos pocos miles de años si no pudiera reemplazar a la energía que pierde. De alguna manera debe producir energía. 8

Hasta los años 1930, los astrónomos no supieron cómo degeneraba su energía. Esta energía procede de las mismas reacciones que se producen en la explosión de una bomba de hidrógeno. Se llaman reacciones de fusión pues en ella los átomos se fusionan. En el caso del Sol, estas reacciones fusionan cuatro núcleo de hidrógeno para producir un núcleo de helio. Debido a que un átomo de helio tiene un 0,7% menos de masa que los cuatro átomos de hidrógeno, parece ser que esta masa desaparece en el proceso. Sin embargo, esta masa no desaparece realmente; simplemente cambia de forma. La ecuación E= m0 c2 nos recuerda que masa y energía están relacionadas y que en ciertas ocasiones, la masa puede convertirse en energía o al revés. Por eso los 0,048 x 10−27 Kg no desaparecen sino que simplemente se convierten en energía. Para ver en cuanta energía, podemos utilizar la ecuación de Einstein: E = m0 c2 E = (0,048 x 10−27 kg) (3 x 108 m/sec)2 E = 0,43 x 10 −11 J Debido a que una reacción, produce una energía tan pequeña, el Sol necesita 1038 reacciones por segundo, transformando 5 000 000 de toneladas de masa en energía, lo suficiente para resistir a su propia gravedad. Estas reacciones nucleares solamente pueden producirse cuando los núcleos de dos átomos están suficientemente cerca uno del otro. Sin embargo, debido a que los núcleos atómicos tienen cargas positivas, se repelen uno a otro con una fuerza electrostática llamada la barrera de Coulomb. Para saltar esta barrera, los núcleos atómicos deben colisionar violentamente. Por ello estas reacciones nucleares sólo pueden producirse cerca del centro de las estrellas, donde el gas es caliente y denso. En lugar de esperar a que se produzcan cuatro choques de átomos simultáneamente, un hecho realmente poco probable, el proceso puede producirse paso a paso en una cadena de reacciones: la reacción protón−protón. La reacción protón−protón es una serie de tres reacciones nucleares que consiguen construir un átomo de helio juntando protones. Este proceso es eficiente a temperaturas superiores a los 10 000 000 ºK. Las tres etapas de la reacción se establecen en estas reacciones: 1H + 1H 2H + e+ + ð 2H + 1H 3He + 3He + 3He 4He + 1H + 1H 2 positrones + 2 neutrinos + En la primera etapa, dos núcleos de hidrógeno (2 protones) se combinan para formar un núcleo de hidrógeno pesado, emitiendo una partícula llamada un positrón e+ (1 electrón cargado positivamente) y otra llamada un neutrino ð. En la segunda reacción, el núcleo de hidrógeno pesado absorbe otro protón, que con la emisión de un rayo gamma , se convierte en un núcleo de helio ligero. Finalmente, dos núcleos de helio ligero se combinan para formar un núcleo de helio normal y dos núcleos de hidrógeno. Debido a que la última reacción necesita dos núcleos de 3He, la primera y segunda reacciones deben producirse por dos veces.

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La energía aparece en forma de rayos gamma, positrones y neutrinos. Los rayos gamma calientan el gas y ayuda a mantener la presión. Los positrones producidos en la primera reacción se combinan con electrones libres y ambas partículas se anulan, convirtiendo su masa en rayos gamma. Los neutrinos, sin embargo pueden atravesar sin enterarse una pared de plomo de un año luz de espesor. Por ello los neutrinos no contribuyen a calentar el gas, sino que abandonan la estrella a la velocidad de la luz, llevándose aproximadamente el 2% de la energía producida. ¿Qué mantiene al Sol? El Sol es más de 300 000 veces más masivo que la Tierra, y esta masa produce un campo gravitatorio tremendo que mantiene los gases del Sol unidos en forma de esfera. Debido a tan extraordinariamente fuerte campo gravitatorio, podría parecer que los gases del Sol deberían comprimirse hasta convertirse en una pequeña bola, pero hay una segunda fuerza que equilibra a la gravedad y permite que el Sol no quede aplastado. Los gases de los que está hecho el Sol son muy calientes, y debido a ello tienen una alta presión. Esta presión empuja hacia fuera; por ello si no fuera por la gravedad del Sol estos gases se esparcirían por el espacio. Por ello puede decirse que el Sol es un equilibrio entre dos fuerzas: la gravedad que tiende a aplastarlo y a convertirlo en una esfera pequeña y la presión que trata de hacer que se expanda. El equilibrio gravedad−presión que mantiene el Sol es algo fundamental en la estructura estelar conocido por el nombre de equilibrio hidrostático. Nos dice que, en una estrella estable como es el Sol, el peso de los materiales situados por encima de una determinada capa, deben estar equilibrados por la presión del gas en esta capa. Hidro implica que estamos estudiando un fluido: los gases del Sol. Estático implica que el fluido sea estable, es decir, ni en expansión ni en contracción. La ley del equilibrio hidrostático nos demuestra que el interior del Sol debe estar muy caliente. En las cercanías de la superficie del Sol, hay muy poco peso que empuje el gas hacia abajo, que la presión debe ser baja, y por tanto una baja temperatura. Pero a medida que vamos hacia el interior del Sol, el peso se hace cada vez mayor, y así también la presión, y en consecuencia la temperatura también debe incrementarse. En las proximidades de la superficie del Sol la temperatura es de tan sólo de 5800 ºK, pero en su centro la temperatura es de más de 10 000 000 ºK. HISTÓRIA DEL TIEMPO LOS ORÍGENES En los últimos años, la mayoría de los científicos ha acabado por aceptar que el estado ordenado actual del Universo, con su composición compleja de materia y energía, sus galaxias y cúmulos de estrellas, sus cuerpos planetarios y la vida, no pueden haber existido desde siempre. Hay evidencias fundamentadas de que hace diez o veinte mil millones de años el Universo se encontraba en una fase de caos original estallando en una gran explosión o Big Bang a partir de un estado altamente condensado. Generalmente, los astrónomos están de acuerdo en que el Sol y los planetas se formaron aproximadamente en el mismo tiempo y a partir de una nube o nebulosa de gas y polvo. La forma más precisa de encontrar la edad de un cuerpo celeste es poder traer una muestra a un laboratorio y determinar su edad por un procedimiento de datado radiactivo. Los únicos cuerpos celestes que se pueden datar de esta forma son la Tierra, la Luna y los meteoritos. Las rocas terrestres más viejas que se han descubierto tienen una edad de unos 3,9 mil millones de años. Esto no significa que la tierra se formara en este periodo puesto que la superficie de la Tierra es activa, y la corteza está continuamente destruyéndose y volviéndose a formar. Las condiciones en la Luna son diferentes, ya que la superficie lunar no es reciclada, así que se dataron rocas lunares de las cuales se ha obtenido el resultado que las mas viejas tienen unos 4,48 mil millones de años. Por lo tanto el sistema solar debería tener por lo menos 4,48 mil millones de años. El datado 10

radiactivo de los meteoritos nos da edades de unos 4,6 mil millones de años. Su edad debe estar muy cerca de la edad verdadera del sistema solar. Los astrónomos estiman que la edad del Sol es de unos 5000 millones de años, pero esto no se ha obtenido por un proceso de datado radiactivo ya que no se puede obtener una muestra de material solar. En lugar de ello, los astrónomos estiman la edad del Sol a partir de las edades radiactivas de la Tierra, la Luna y de los meteoritos. Modelos de ordenador del Sol nos dan tan sólo edades aproximadas, que en general coinciden con la edad de la Tierra. A pesar de que la nebulosa solar dio lugar a la aparición de los planetas hace mucho tiempo, dejó tras ella trazas que nos permiten reconstruir su composición física y química. La composición química actual del Sol y los planetas no sólo nos dice la composición de la nebulosa sino que también nos ayuda a comprender que tuvo un origen violento. Además, los movimientos actuales en el sistema solar nos determinan el aspecto original así como el movimiento de la nebulosa. Las estrellas T Tauri nos dan más datos de la naturaleza física de la nebulosa solar. Estas estrellas están rodeadas por nubes de gas a partir del cual recientemente se han formado y que además es rico en polvo. Por lo tanto el Sol podría haber pasado por uno de estos estados cuando estaba rodeado por una nube de gas rica en polvo. La tendencia de los cuerpos del sistema solar a girar sobre sí mismos y alrededor del Sol en la misma dirección nos muestra que la nebulosa solar estaba en rotación. La nube en contracción fue aplastándose a causa del movimiento giratorio hasta formar un disco de gas turbulento en remolino en el centro del cual se formo el Sol. Dicha nube o nebulosa empezó a condensarse a medida que sus partes empezaron a unirse, por efecto de la gravedad, comprimiendo átomos y moléculas hacia su corazón. El centro de la nube se hizo tan denso, que empezó a calentarse hasta que la temperatura de la esfera giratoria paso de los 10 millones de grados. La fusión nuclear empezó en el centro de la estrella, en el que se considera el nacimiento del Sol. LÍMITE DE CHANDRASEKHAR Bohr y Landau Eddington Chandrasekhar Subrahmanyan Chandrasekhar (1910−1995) se traslado en 1928 a Cambridge para estudiar con el astrónomo británico Arthur Eddington, un experto en relatividad general. Durante su viaje desde la India, Chandrasakhar calculó lo grande que podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, una vez que hubiera gastado todo su combustible. La idea era la siguiente: cuando la estrella se reduce en tamaño, las partículas materiales están muy cerca unas de otras, y así, de acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, tienen que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que se alejen unas de otras, lo que tiende a expandir la estrella. Una estrella puede, por lo tanto, mantenerse con un radio constante, debido a un equilibrio entre la atracción de la gravedad y la repulsión, de la misma manera que antes la gravedad era compensada por el calor. Chandrasakhar se dio cuenta, sin embargo, de que existe un límite a la repulsión que el principio de exclusión puede proporcionar. La teoría de la relatividad limita la diferencia máxima entre las velocidades de las partículas materiales de la estrella a la velocidad de la luz. Esto significa que cuando la estrella fuera suficientemente densa, la repulsión debida al principio de exclusión sería menor que la atracción de la gravedad. Chandrasakhar calculó que una estrella fría de más de aproximadamente una vez y media la masa del Sol no sería capaz de soportar su propia gravedad. A esta masa se le conoce como el límite de Chandrasakhar. Todo esto tiene serias implicaciones en el destino último de las estrellas masivas. Si una estrella posee una masa menor que el límite de Chandrasakhar, puede finalmente cesar de contraerse y estabilizarse en un posible estado final, como una estrella enana blanca. 11

Un descubrimiento similar fue realizado, casi al mismo tiempo, por el científico ruso Lev Davidovich Landau (1908−1968). Landau señaló que existía otro posible estado final para una estrella, también con una masa límite de una o dos veces la masa del Sol, pero mucho más pequeña incluso que una enana blanca. Estas estrellas se mantendrían gracias a la repulsión debida al principio de exclusión entre neutrones y protones, en vez de entre electrones. Se les llamó por eso estrella de neutrones. EL DESTINO Todas las estrellas se enfrentan a la catástrofe y a la muerte final. Durante miles de años pueden actuar como fuentes de energía libre, pero gradual e inexorablemente se van apagando y va cesando su actividad. Parece bastante evidente que si las estrellas brillan gracias a la combustión nuclear, acabarán por agotar su combustible. La primera etapa crítica que marca el comienzo del fin para una estrella es cuando sufre, literalmente, su primer ataque de corazón. El estado normal del Sol es la fase de combustión del hidrógeno. Durante este periodo la estrella está en una situación muy estable, convirtiendo hidrógeno en helio a un ritmo constante cerca de su centro. El Sol permanecerá en este estado durante otros cuatro o cinco mil millones de años, hasta que se agote el combustible, el hidrógeno, en su región central. El helio acabado de producir se concentrará en un núcleo que, como es incapaz de producir energía mediante procesos nucleares, empieza a contraerse bajo su propio peso. El núcleo, al contraerse, va aumentando gradualmente de temperatura. Aún hay combustión nuclear, pero en una fina capa alrededor del núcleo. El efecto de estos reajustes internos es que las capas exteriores de la estrella se expansionan, enfriándose durante el proceso. Se produce entonces la curiosa situación de que el núcleo de la estrella se comprime y se vuelve más caliente, mientras que la superficie se expansiona y se enfría. El enfriamiento de la superficie cambia el color del Sol a rojo: la estrella se ha convertido entonces en una gigante roja, como Aldebarán. En las estrellas de masa relativamente baja, como el Sol, estos acontecimientos van acompañados de un incremento considerable de luminosidad y, aunque el Sol se volverá intrínsecamente más frío, radiará mucha más energía. Al final, será tal vez unas 1500 veces más brillante de lo que es ahora. Los estudios de otras estrellas, junto con reconstrucciones matemáticas, indican que el Sol se volverá tan extenso, que llegará a engullir la Tierra en sus capas exteriores. Las primeras etapas de la expansión solar son muy lentas y duran varios cientos de millones de años. Posteriormente el proceso se acelera, hasta que la estrella llega a la estrella llega a la etapa de gigante roja y entra en una fase de evolución rápida y espectacular. La tranquila estabilidad que caracterizaba la historia anterior del Sol habrá dado paso a cambios catastróficos. El origen de estos cambios debe buscarse en el núcleo en contracción del Sol. Al irse añadiendo cada vez más helio al núcleo desde la capa de combustión del hidrógeno, crece el peso del núcleo, y para soportar este peso adicional debe aumentar la presión central. Esto se consigue mediante el proceso de contracción, que eleva la temperatura central: al crecer la temperatura, la presión hace lo mismo. Sin embargo cuando la densidad del núcleo llega a ser unas mil veces la del agua, ocurre un nuevo fenómeno extraño: la materia altamente comprimida del núcleo se vuelve extraordinariamente rígida. La razón de esta súbita rigidez está relacionada con un sutil efecto mecánico cuántico relacionado con las propiedades microscópicas de los electrones del núcleo. En el núcleo de la estrella, la presión de degeneración tiene el efecto de parar la lenta contracción e influir en la estabilidad de la estrella. La materia degenerada, extremadamente rígida, retiene la energía que se va produciendo hasta que se alcanza una temperatura tan enorme que desaparece la presión de degeneración. De esta manera se alcanzan las condiciones para que la gigante roja se convierta en una bomba monstruosa. Mientras la temperatura del núcleo de una gigante roja se mantenga por debajo de los ochenta millones de 12

grados, no se enciende la mecha. Sin embargo, si la temperatura alcanza en su lenta subida este nivel crítico, se inicia una nueva reacción nuclear: la fusión del helio. De la misma manera que el hidrógeno actúa como combustible nuclear al fusionarse para formar helio, el helio puede a su vez fusionarse para formar núcleos más pesados, especialmente carbono, que puede producirse como resultado directo del encuentro simultáneo de tres núcleos de helio. La combustión del helio es menos activa que la del hidrógeno, pero sus efectos son mucho más dramáticos, a causa de la inestabilidad del núcleo de helio degenerado. Tan pronto como empieza la combustión del helio, la temperatura del núcleo sube de golpe, ya que la materia rígida es incapaz de expansionarse lo bastante deprisa para absorber el súbito incremento de energía que se produce. Entonces la elevada temperatura enciende todo el núcleo en el espacio de unos minutos, en una especie de destello estelar. El destello del helio hace aumentar la producción de energía de una estrella unos cien mil millones de veces, lo que sería completamente catastrófico si no ocurriera en un lugar enterrado bajo miles de kilómetros de materia. El peso de las capas superiores de la estrella amortigua la explosión, y en unos segundos la situación vuelve a estar bajo control. Toda la energía se disipa en trabajo sobre el núcleo, dilatándolo a un estado normal en el que ya no hay presión de degeneración. El efecto de este espasmo en el corazón de la estrella cambia por completo su estructura interna y su desarrollo posterior, produciéndose una nueva fase de combustión del helio y del hidrógeno. En el caso del Sol, la luminosidad se estabilizará durante esta nueva fase a unas cien veces su valor actual, y su color cambiará de rojo a azul, indicación de una temperatura superficial varios miles de grados más caliente que la actual. El Sol será entonces una gigante azul. Al completarse cada etapa de combustión, el núcleo de la estrella se contrae aún más para mantener el vital equilibrio entre la presión y el flujo de energía. Cada vez que se acaba la energía de la estrella, debe empezar a contraerse bajo su propia gravedad hasta que la temperatura es lo bastante alta para quemar el combustible que esté disponible. Cuando se empiezan a quemar elementos como el oxígeno, la temperatura se acerca a los mil millones de grados, unas cien veces más caliente que el centro del Sol en su estado actual. Cuando la temperatura sube por encima de los mil millones de grados, aparece una nueva forma importante de inestabilidad. Las condiciones son entonces comparables a la bola de fuego primitiva de un segundo, el final de la era leptónica. En esta etapa la temperatura es tan alta que la energía de radiación es en forma de rayos x. La energía es suficiente para producir pares electrón−positrón a través del proceso de creación de materia, y algunos de los pares se aniquilan de nuevo y producen un par neutrino−antineutrino. El efecto combinado de todos estos procesos es el transporte de grandes cantidades de energía fuera del centro de la estrella. Esta perdida de energía desde el centro acelera los procesos nucleares y provoca la subida de la temperatura interna, mientras que el núcleo de la estrella se contrae cada vez más deprisa para compensar con la gravedad la disipación acelerada de la energía de la estrella. Pero cuanto más elevada es la temperatura, más neutrinos se escapan al espacio. La estrella llega entonces a un estado de gran crisis. Al aumentar la temperatura, se acelera el ritmo de contracción. Mientras los cambios evolutivos después del destello del helio duran millones de años, la estrella ahora modifica apreciablemente su estructura interna en unos pocos meses. Cuando la temperatura es de unos tres mil millones de grados, se suceden una gran cantidad de reacciones nucleares. Se establece una especie de equilibrio termodinámico, en el que se producen todo tipo de núcleos de forma equilibrada. La mayor parte del centro de la estrella se convierte rápidamente en hierro, con algunos elementos muy pesados producidos en pequeñas cantidades por la captura de neutrones descarriados. Las condiciones en el centro de la estrella serán extremas, con una temperatura mil veces más alta que en el centro de una bomba de hidrógeno y una presión billones de veces mayor que en el fondo del océano más profundo de la Tierra. Cuando el núcleo empieza a contraerse cada vez más deprisa, la temperatura no tarda en llegar a los ocho mil millones de grados, con lo que se produce un efecto notable. El hierro no puede resistir esta temperatura tan alta y los núcleos empiezan a romperse bajo el efecto de los rayos gamma, cada vez más activos. En cuestión 13

de minutos, casi todo el hierro se vuelve a desintegrar en helio, con el resultado de que toda la inmensa cantidad de energía generada al producir los elementos pesados debe ser devuelta. Después de esto hay una pérdida de energía devastadora en el núcleo de la estrella. El resultado es catastrófico; el centro de la estrella se colapsa, no gradualmente, en unos años, sino de repente, en pocos segundos. El núcleo que ya era compacto, cae por su propio peso, y las ondas de choque generadas por esta importante implosión son suficientes para crear grandes cantidades de neutrinos a partir de la energía del choque. La densidad del núcleo alcanza ahora un millón de toneladas por centímetro cúbico. Con estas densidades, los neutrinos sólo pueden viajar unos cien metros antes de ser absorbidos. Como consecuencia, una potente marea de neutrinos, extendiéndose desde el núcleos, transporta la energía generada por la implosión a través de las capas exteriores de la estrella, causando su explosión violenta. La energía producida en la explosión hace que la luminosidad del Sol aumente mil millones de veces, haciéndole brillar durante unos días como una galaxia entera. La materia exterior es expulsada violentamente al espacio, formando una nebulosa brillante de gas, conocida por los astrónomos como una supernova. Deberíamos esperar encontrar un residuo del núcleo en el centro de la nebulosa, sin las capas exteriores de la estrella. Este residuo se convierte en una estrella muy contraída con un campo magnético encerrado en ella. La estrella gira rápidamente y, al hacerlo, arrastra consigo el campo magnético a gran velocidad. Cerca de la estrella, y ligada a ella por el campo magnético, hay una nube de plasma. Los electrones del plasma emiten energía radio concentrada en un haz muy estrecho, causando los pulsos radio. Los pulsos por lo tanto, no se originan en la misma estrella, sino en el plasma que la rodea. Estas dinamos cósmicas se conocen en la actualidad con el nombre de púlsares. La gravedad es tan intensa que incluso comprime los átomos individuales transformándolos en neutrones. La estrella es por lo tanto como un núcleo atómico gigante, constituido enteramente por neutrones: una estrella de neutrones. La superficie de esta estrella consiste en una capa de algunos metros de espesor con las propiedades de un metal y tiene congelado en su interior el campo magnético que produce el púlsar. Debajo se encuentra una sólida corteza de cristales de neutrones de aproximadamente un kilómetro y medio de profundidad, un trillón de veces más fuerte que el acero. La mayor parte de la estrella de neutrones, sin embargo, no es sólida, sino que está constituida por una interesante substancia llamada superfluido. Finalmente, el núcleo de la estrella de neutrones puede contener otras partículas subatómicas en un estado que de momento se comprende sólo superficialmente. La estrella de neutrones, al girar y emitir radiación, pierde energía, dando lugar a un efecto de frenado, lo que provoca una reducción continua de la velocidad de rotación. La desaceleración es minúscula, una cuarenta y cuatro millonésima de segundo por año. Se cree en la actualidad que las estrellas de neutrones son estrellas muertas, el estado final natural de las estrellas, que tienen una masa suficiente para alcanzar una temperatura central de varios miles de millones de grados antes de explotar. Dentro de varias decenas de miles de millones de años, muchas de las estrellas que vemos en el cielo se habrán agotado y estallado, dejando un residuo de neutrones como único recuerdo de su existencia. EL CAMINO A SEGUIR

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En este diagrama podemos ver como la temperatura y la luminosidad (cantidad de luz radiada, o el brillo) cambian durante la vida del Sol. Los astrónomos usan estos tipos de diagramas mucho, y los llaman Herzsprung−Russell (diagramas H−R), en honor a los astrónomos que lo inventaron. A En este punto, el Sol empieza la fusión nuclear del núcleo. Esto puede ser llamado el nacimiento del Sol. B Aquí, una mitad del hidrógeno disponible ya ha sido usado. Esta es la situación actual de nuestra estrella. C Todo el hidrógeno del Sol ha sido usado, y la fusión del hidrógeno en la fotosfera alrededor del núcleo empieza. Esto hace que el Sol se hinche: su radio se incrementa alrededor del 40 %, y su luminosidad se dobla. D Un millón y medio de años después la superficie del Sol será 3,3 veces más grande de lo que es ahora, y su temperatura estará alrededor de los 4300 ºC. Si lo viéramos desde la Tierra, el Sol seria como un gran disco naranja. El problema es que la temperatura en la Tierra se habría incrementado en unos 100 ºC debido a este hecho. Así que todos los mares se habrán evaporado al mismo tiempo. Sería bastante problemático que alguien pudiera vivir para ver este espectáculo. Después de 250 millones de años, el Sol crecerá 100 veces más de lo que es ahora, y será 500 veces más luminoso. Desde los mares de lava de la fundida tierra, el Sol ocupará al menos la mitad del cielo. E La temperatura del núcleo del Sol habrá subido tanto que en un estallido, el resto del helio se fundirá en 15

carbón. Después de la explosión, probablemente una tercera parte del envoltorio solar será lanzado al espacio. Que pasará después de esto no está demasiado claro. El Sol se volverá más brillante, y los estratos exteriores serán expulsados en forma de viento solar muy denso. Esto es lo que se llama una nebulosa planetaria, como se observa en la foto inferior. Después de esto, solo quedará una enana blanca, con la mitad de masa del Sol actual, pero con una enorme densidad de dos toneladas por centímetro cúbico (como dos coches comprimidos en un dedal. Esta enana blanca se irá enfriando lentamente. Este es el final del sistema solar: una enana negra, con los restos de los planetas circulando al rededor suyo. Anexo 2 La formación de un grupo de manchas típico, en días, es como sigue:

1. En primer lugar, alcanza la fotosfera un tubo de flujo de campo magnético. Si su densidad excede las 0.1 T comienza a ser visible una pequeña facula en Hðð 2. Al oeste de ella, aparece entonces una pequeña mancha. Mientras, el campo magnético sigue aumentando. 3. Una o varias manchas aparecen en el este de la facula con polaridad contraria a la de la mancha inicial. 4. La mancha del oeste forma una penumbra, con lo que la facula queda bipolarizada. 5−13. La mancha del este forma una penumbra. Aparecen numerosas pequeñas manchas en el centro del grupo. La actividad de flares es máxima. La facula es muy brillante. 14−30. Desaparecen todas las manchas excepto la principal (la del oeste). Disminuye la actividad y el campo magnético es máximo. 30−60. La mancha principal desaparece y la facula se debilita. 60−250. La facula va desapareciendo de modo gradual. Tipos Tipo A. Mancha individual o grupo sin apariencia bipolar. Tipo B. Grupo de manchas distribuido de forma bipolar sin penumbra. Tipo C. Grupo bipolar. La mancha principal con penumbra. Tipo D. Id. pero de longitud menor de 10º. Tipo E. Grupo bipolar grande. Las dos principales están rodeadas por penumbra. Estructura compleja. Manchas pequeñas entre las principales y longitud mayor de 10º. Tipo F. Grupo bipolar muy grande. Estructura compleja de longitud del orden de 15º. Tipo G. Grupo bipolar muy grande, sin manchas intermedias y longitud cercana a 15º. Tipo H. Mancha monopolar con penumbra y diámetro mayor a 2.5º. Tipo I. Mancha monopolar con penumbra y diámetro inferior a 2.5º.

Clasificación de Waldmeier:

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CONCLUSIÓN Escogí este tema porque fue el que me parecía más interesante de todos y con el que más me podía divertir al profundizar sobre él. Así lo pensé, y así ha sucedido. El tema del Sol puede ser muy variado en cuanto a contenidos, hay muchas facetas del Sol sobre las cuales se podría hacer algún trabajo. Yo me he centrado en el aspecto de la estructura interna y externa, su funcionamiento y su proceso vital. De estos tres aspectos, el más sin duda es el del proceso vital. A nadie escapa que la vida en nuestro planeta, la Tierra, está directamente relacionada con los cambios que puedan producirse en el Sol, por eso me incliné por estudiar este aspecto, porque me gusta saber que depara el futuro a mi planeta, y en consecuencia a los habitantes que lo pueblen. Después de realizar el trabajo, me ha quedado claro que, al paso que vamos, nuestra especie no verá esos cambios espeluznantes y bellísimos que acontecerán en el Sol dentro de unos 4500 millones de años y que lo convertirá en una estrella de neutrones o en una enana negra, solo el tiempo lo dirá. Por supuesto, la Tierra y todos los demás planetas y cuerpos celestes que forman nuestro Sistema Solar habrán dicho adiós a su larga vida enteramente dedicada al Sol. También me he dado cuenta que desde el punto de vista astronómico, el Sol no es para nada especial, como el existen miles de millones de estrellas. No así sucede desde el punto de vista humano, desde esta perspectiva, está claro que el Sol es único, es el cuerpo celeste más cercano y por lo tanto del que más información visual podemos obtener. Teniendo en cuenta esta consideración, extraña que mucha información que tenemos actualmente sobre el Sol, la hemos extraído comparándolo con otras estrellas muy lejanas, que se encuentran a años luz de nosotros, tales como las T Tauri, Sirio B o el cúmulo estelar de las Pléyades, recientemente descubiertas. Un gracioso dijo en una ocasión que tendríamos más información sobre el Sol si estuviera mucho más lejos. Quizás tenga razón. La parte que al principio parecía ser más mecánica y por lo tanto más pesada de hacer era la estructura interna y su funcionamiento, pero he de reconocer que no ha sido así, ha sido un tema mucho más interesante de lo que al principio me esperaba. El mecanismo mediante el cual el Sol consigue su energía, las reacciones de fusión de núcleos, denominadas reacciones protón−protón, son algo más complicadas de lo que la gente piensa, ya que no se producen en una sola fase, sino que se produce en tres ya que las probabilidades de que cuatro protones de Hidrógeno se encuentren simultáneamente son muy remotas. En conclusión puedo decir que este trabajo ha sido entretenido a la vez que instructivo aunque no todo ha sido fácil.

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BIBLIOGRAFÍA LIBROS • Fundamentos de Astronomia Michael A. Seeds Ed. Omega • Sol, lunas y planetas Erhard Keppler Ed. Salvat • Agujeros negros Jean−Pierre Luminet Ed. Alianza • Historia del tiempo Stephen Hawking Ed. Crítica • Colección Planeta Terra, volumen El Sistema Solar Ed. Planeta Vídeos • El Sol: Estrella Madre Colección Astronomía de Selecta Visión. Vídeo nº 2. • Supernovas: Vida y muerte de las estrellas Colección Astronomía de Selecta Visión. Vídeo nº 3 • La nostra estrella, el Sol Ed. Tibidabo. Biblioteca Pompeu Fabra. Firma V 523 Vid. • Viaje en torno al Sol Colección El Universo. Vídeo nº 1. Ed Planeta DeAgostini Direcciones de Internet • www.seds.org • www.virtualtourofthesun.com • www.yahoo.com/science • www.genesismission.org • www.nasa.com Los físicos llaman presión de degeneración a la rigidez cuántica debida al principio de exclusión, para distinguirla de la presión térmica ordinaria.

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