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El Sol El Sol: características

• Masa: 1.989*1030 Kg (unas 333.000 veces la terrestre)

• Radio: 6.96*108 m

• Tsup: 5.785 K

• Tnuc: 1.5*107 K

• Clase espectral: tipo G2 V

• X = 0.71, Y = 0.27, Z = 0.02 (Población II)

Situación del Sol en el diagrama HR Estructura del Sol

Núcleo

• Temperatura de 15.000.000 K a 7.000.000 K

• El Sol fusiona cuatro millones de toneladas de Hidrógeno por segundo, aun así a lo largo de sus 10.000 millones de años en la SP sólo perderá el 0,1% de su masa por este concepto.

• Se extiende hasta 0,25 radios solares y contiene el 60% de la masa del Sol!, densidad de 150 g/cm3.

• El 90% de la energía la provoca la cadena protón – protón. El resto el ciclo CNO.

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Zona radiativa

• Temperatura de 7.000.000 K a 2.000.000 K

• Se extiende desde 0,25 R a 0,70 R

• La radiación generada en el núcleo viaja hacia el exterior siendo absorvida y reemitida continuamente por los iones de H y de He del medio, empleando entre 1 y 10 millones de años en cruzar esta capa.

Zona convectiva

• Temperatura de 2.000.000 K a 5.700 K

• Se extiende desde 0,70 R a 1 R. La densidad desciende a 0,2 g/cm3 a 1R.

• La temperatura hace que buena parte de los átomos no estén ionizados, por lo que ya no absorvenfotones (no hay transporte por radiación). El material se calienta en las partes bajas, se vuelve menos denso y fluye hacia arriba. En la parte alta se enfría, libera energía y vuelve a caer… Se forman células convectivas.

Fotosfera• Digamos que es la superficie del Sol, la capa que

vemos (es transparente a la radiación, que puede viajar libremente). Tiene un espesor de 400 km y una densidad tan solo del 1% la de la atmósfera terrestre a nivel del mar.

• En ellas hay estructuras como la granulación(creada por las células convectivas), las manchas, las fáculas...

Las manchas solares son regiones más frías en las que el campo magnético solar inhibe la convección

Grupo solar y Granulación (burbujeo de la convección)

Umbra

Penumbra

Sol (20/03/13)

Fáculas: zonas más brillantes próximas a las manchas

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Cromosfera

• Situada por encima de la fotosfera, de unos 500 km de espesor. En ella la temperatura aumenta hacia fuera. Este aumento está causado posiblemente por el campo magnético del Sol.

• Primera capa de la atmósfera solar. Su nombre se debe al fuerte espectro de emisión del Hidrógeno (rojo).

Corona

• Continuamente pierde masa bajo la forma del viento solar (electrones y protones que a tan alta T son tan energéticos que pueden escapar de la gravedad solar). Se alimenta de la cromosfera.

• Se extiende hasta varios radios solares. Densidad muy baja y temperatura aumenta hasta 1.000.000 K.

Heliosfera

• Región dominada por el viento solar, que se escapa de la corona siguiendo las líneas del campo magnético solar.

• El viento solar normal abandona el Sol a unos 450 km/s. A la distancia de la Tierra la densidad es de unas 10 partículas / cm3. Su comportamiento se ve influido por la actividad solar.

La heliosfera alcanza una distancia de unas 90 UAs, donde se iguala con la presión del MI.

• La rotación del interior del Sol (núcleo y zona radiativa) se modeliza bastante bien como un sólido rígido.

• Las capas exteriores presentan rotación diferencial, posible ya que el Sol es un plasma. En el ecuador emplea 25 días, en los polos emplea 34 días (ojo, períodos sidéreos). El origen de este efecto se encuentra en la convección, que transporta momento angular del interior del Sol a las capas exteriores, haciendo que roten más rápido.

• La rotación diferencial fue descubierta por el aficionado Richard Carrington en los 1850s, por la observación de manchas solares.

• Determinó un período de rotación sidéreo en el ecuador solar de 25’34 días.

• Visto desde la Tierra, el período de rotación en el ecuador solar es de 27’27 días (período de rotación Carrington). Desde el 09/11/1853 se cuentan las rotaciones del Sol en rotaciones Carrington (a 02/04/13 estamos en la 2135).

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Ciclo de once años. Dinamo solar.

• Comienza con algunas parejas de manchas en latitudes de 40º originadas por un mismo tubo magnético.

• Según avanza el ciclo aumenta el nº de manchas y se aproximan al ecuador.

Diagrama de mariposa (Sporer)

• El número de Wolf es un parámetro que podemos estimar y que mide el grado de actividad solar:

W = 10 G + F

Siendo G el número de grupos y F el número total de manchas y poros individuales.

W = (10 *4) + 16 = 56

Clasificación de Zurich

Evolución de un grupo de manchas

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Actividad solar en los últimos 400 añosEl máximo del ciclo actual (el 24) está previsto para este 2013, pero la actividad es anormalmente baja. ¿Ya ha pasado el máximo? ¿habrá un repunte y otro pico de actividad?

Sol en calma Sol activo

• En épocas de máxima actividad solar tienen lugar tormentas solares, originadas por explosiones muy violentas (flares) en las que se libera energía del campo magnético solar.

• En otras estrellas observamos ciclos de variabilidad ligados a la rotación y a la presencia de manchas, también hay estrellas enanas tipo flare.

• En estas tormentas se emite radiación de todas las longitudes de onda, así como materia (viento solar mucho más intenso del habitual).

• El campo magnético terrestre nos protege de las CMEs, aun así al llegar a la Tierra producen fallos en las telecomunicaciones, en los suministros de energía, en los satélites, las auroras boreales….

Artic life

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• Se pueden observar manchas, poros, fáculas, granulación, oscurecimiento del limbo…

Observación del Sol

• Los métodos seguros y económicos para observar el Sol implican la proyección o el empleo de filtros.

• Mediante filtros como Hidrógeno Alfa o de Calciopodemos observar el Sol en ciertas longitudes de onda que revelan estructuras de la cromosfera (principalemente) inapreciables en luz visible.