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Publié le 27/05/2013
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3 COMPOSICIÓN Y ESTRUCTURA
Interior del SolEntre las regiones del Sol están el núcleo, la zona de radiación, la zona de convección y la fotosfera.
Los gases del núcleo son unas150 veces más densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16 millones de grados centígrados.
La energía del Sol se produce enel núcleo mediante la fusión de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio.
En la zona de radiación, la radiación electromagnéticafluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos como el agua.
Esta zona es más fría que el núcleo, con unos 2,5millones de grados centígrados.
En la zona de convección, movimientos de gases sacan fuera la energía del Sol.
La zona deconvección es ligeramente más fría (unos 2 millones de grados centígrados) y 10 veces menos densa que el agua.
La fotosfera esmás fría en unos 5.500 °C y mucho menos densa (una millonésima de la densidad del agua).
La turbulencia de esta región es visibledesde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y pequeñas bolsas de gas llamadas gránulos.© Microsoft Corporation.
Reservados todos los derechos.
La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días.
Esta energíase genera en las profundidades del Sol.
Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%); también contiene helio (27%) y otroselementos más pesados (2%).
Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua.
Bajo estas condiciones, los núcleosde los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la fusión nuclear ( véase Energía nuclear).
El resultado neto de estos procesos es que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía surge en forma de radiaciones gamma.
Una enorme cantidad de núcleos reacciona cadasegundo, generando una energía equivalente a la que se produciría por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo.
La‘combustión’ nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25% del radio solar.
La energía producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación.
Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convecciónque ocupa el último tercio del radio solar, la energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases.
La fotosfera es la superficie superior de la zona de convección.
Sepueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella.
Las células turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y heterogénea.
Este modelo, conocido como granulación solar, lo provoca la turbulencia en losniveles más altos de la zona de convección.
Cada gránulo mide unos 2.000 km de ancho.
Aunque el modelo de granulación siempre está presente, los gránulos individualessolamente duran unos 10 minutos.
También se presenta un modelo de convección mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las profundidades de lazona de convección.
Este modelo de sobregranulación contiene células que duran un día y tienen 30.000 km de ancho como media.
3.1 Manchas solares
Manchas solaresAquí vemos la superficie del Sol en falso color.
Las manchas solares son amarillas, aunque normalmente serían manchas oscuras.Estas manchas suelen medir más de 30.000 km y aparecen en ciclos de 11 años.
La actividad solar, incluido el desarrollo de lasmanchas solares, se asocia con el cambio de los campos magnéticos del Sol.Science Source/Photo Researchers, Inc.
George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes.
Una mancha solar común tiene unadensidad de flujo magnético de 0,25 teslas.
En comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una densidad de flujo de menos de 0,0001 teslas.
Las manchas solaresse suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos.
El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchassolares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII.
Sin embargo, el complejo modelomagnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al dela mancha solar dominante del hemisferio sur.
Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantesde cada hemisferio.
Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años.
Además, las manchas solares se suelen dar en lamisma latitud en cada hemisferio.
Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las manchas solares.
Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades delas manchas solares individuales.
Aunque no se comprenden del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magnético delSol con la zona de convección en las capas exteriores.
Además, estas interacciones se ven afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes.
El Solgira una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos..
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