E L S O L
El Sol es la estrella que mantiene unido el sistema de planetas, satélites, asteroides y cometas del Sistema Solar; y también el que proporciona las condiciones de habitabilidad de nuestro planeta.
Es una estrella de tamaño mediano de clase G de color blancoamarillento, que actualmente se halla en la secuencia principal de su vida, como podemos ver en el Diagrama H-R debajo. Tiene unos 4.800 millones de años de edad; eso significa que está a la mitad de su ciclo vital aproximadamente.
Es una estrella con una masa de Hidrógeno y Helio que utiliza para efectuar las reacciones nucleares que producen la energía que observamos en forma de luz y calor. Se halla situado en uno de los brazos espirales de nuestra galaxia (el brazo de Orión), a unos 26.000 años luz del centro galáctico. Gira en torno a dicho centro galáctico, junto con nosotros mismos, en unos 250 millones de años. Eso quiere decir que estamos aproximadamente en el mismo punto que cuando aparecieron los dinosaurios sobre la Tierra.
Está compuesto de un núcleo interno formado por materia (hidrógeno principalmente) en estado plasmático, a una temperatura entre 15 y 18 millones de grados (y eso no es calor, es otra cosa). Tiene un diámetro de unos 260.000 Km y allí se producen las reacciones nucleares de fusión atómica. En cada segundo unas 600.000 Tm de hidrógeno se transforman en 596.000 Tm de Helio. Las 4.000 Tm sobrantes se convierten en energía que se irradia a la superficie en forma de fotones, los cuales pueden tardar varios cientos de miles de años en salir.
Rodeando el núcleo hay otra capa más fría de radiación, que es la zona en la que los fotones están chocando literalmente con otras partículas, hasta que encuentran el pasillo para emerger.
Más arriba está la Capa de Convección, con una temperatura de unos 600.000ºC en la que el plasma funciona como el agua hirviendo en una olla. En un movimiento circulatorio, la materia aflora a la superficie, se enfría y parte de ella regresa hacia el interior para repetir el ciclo.
Cuando la materia llega a la superficie (fotosfera) puede regresar al interior (como hemos explicado) o tras unos minutos (u horas) salir despedida hacia el espacio. Esta capa es la que podemos ver con telescopios y filtros adecuados de protección como una zona blanca, a veces salpicada de manchas o poros. Aquí la temperatura ha descendido mucho y está a "sólo" 5.800ºC.
Ya en la atmósfera solar (entre 50.000 y 250.000 Km de altura) está la Capa baja atmosférica llamada Cromosfera. Aquí, mediante filtros específicos infrarrojos, podemos observar fenómenos como manchas solares, protuberancias, filamentos, fulguraciones y otros fenómenos. Debido a la radiación desde la superficie la temperatura asciende hasta 200.000ºC.
Finalmente llegamos a la Corona Solar. Aquí los fenómenos electromagnéticos calientan la atmósfera hasta los 2 millones de grados. Es la zona donde finalmente se producen los estallidos de masa coronal y los vientos solares que se irradian por el espacio en forma de luz y calor.
Esos estallidos, en caso de que se produzcan en dirección a la Tierra, pueden producir anomalías en los sistemas eléctricos y electrónicos. Eso ya ocurrió en el año 1859 (el llamando Evento Carrington), aunque no produjo casi ningún efecto ya que los aparatos eléctricos eran muy pocos; básicamente tendidos eléctricos y de telefonía que fueron reparados en poco tiempo. Si algo así ocurre hoy, muchos satélites e infraestructuras quedarían fuera de servicio y tendríamos importantes problemas. Por precaución los sistemas eléctricos y de abastecimiento a la población cuentan con equipos redundantes para hacer frente a esa eventualidad.
ECLIPSES.- Todos los cuerpos celestes pueden ser eclipsados por otros desde el punto de vista del observador, También el Sol puede ser eclipsado por los objetos que orbiten entre la Tierra y el Sol, como Mercurio, Venus o la Luna. Los dos primeros están lo suficientemente cerca del Sol como para producir eclipses muy pequeños que prácticamente no tapan su luz; a esos minieclipses los llamamos tránsitos.
Sin embargo la Luna está muy cerca de nosotros y su disco aparente coincide con el disco solar (muchísimo mayor pero a muchísima mayor distancia). Por ello se pueden producir dos tipos de eclipses; anulares o totales. Los primeros son cuando la luna está en el apogeo (punto a mayor distancia de la tierra y menor distancia del Sol); entonces el disco lunar no tapa completamente al Sol y éste se ve como un "aro" de luz.
Los totales son cuando la Luna está en el Perigeo (punto más cercano a la Tierra y más alejado del Sol) y el disco lunar tapa completamente al solar. A diferencia de los eclipses de Luna, los de Sol sólo duran unos minutos y sólo son observables desde una pequeña franja de la Tierra, debido a la mayor velocidad de paso de la Luna y al mínimo cono de sombra que produce.
En los breves minutos de la fase de totalidad del eclipse podemos observar (a la entrada y salida del mismo) diversos fenómenos que vemos en la siguiente secuencia:
El Collar de perlas de Bayli El Anillo de Diamante
Hay que estar muy atentos porque estos fenómenos duran segundos (y hay que colocarse enseguida gafas de protección para evitar dañar la retina).
Actualmente hay varias sondas estudiando el Sol (como el Soho o la Parker) y está previsto que una nueva sonda se acerque a sólo 6 millones de km de distancia (8 veces más cerca que Mercurio).
En esta imagen vemos una animación de 7 horas de una llamarada solar. La imagen está tomada por el coronógrafo instalado en el Observatorio de Dinámica Solar (SDO) . Es un telescopio solar en órbita geoestacionaria, a una distancia de 36.000 km de la Tierra. El Coronógrafo oculta el disco solar, permitiendo captar la luz de lo que ocurre en la corona, ya que de no hacerlo así, la luminosidad del Sol ocultaría estos fenómenos atmosféricos que ocurren en la atmósfera de la estrella.
Estas llamaradas, denominadas EMC (Eyección de Masa Coronal), se producen cuando explota una columna de gas plasmático formado en las capas bajas de la atmósfera del Sol (cromosfera).
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