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Ultima actualización: 09/03/2012

 

El Sol



El Sol es la estrella más cercana a la Tierra; ubicada en el centro de un sistema planetario, es su miembro dominante. De acuerdo a las dimensiones observadas en otras estrellas, el Sol resulta entre todas ellas un astro de valores promedio de masa, tamaño y temperatura. Destaquemos que la energía que irradia ha permitido el desarrollo de la vida en nuestro planeta.

La masa del Sol es aproximadamente 300.000 veces superior a la masa de la Tierra y su diámetro es unos 109 veces el terrestre. Por su parte, la temperatura superficial del Sol alcanza los 6.000 º C.

Observando el disco solar con algo de detalle, se distingue una apariencia similar a la de granos de arroz separados por un tenue límite oscuro; esta granulación cubre toda la superficie solar. La dimensión de cada gránulo alcanza unos 500 kilómetros y su duración sobre la superficie es efímera: aparecen y desaparecen en minutos. Cada gránulo parece corresponder a una cierta porción de gas caliente que asciende desde el interior del Sol; las regiones oscuras que rodean a los gránulos son la zona donde desciende el gas una vez enfriado.

Sin embargo, en el disco solar observable desde la Tierra, lo más llamativo son las llamadas manchas solares: un fenómeno conocido desde mucho tiempo atrás (inclusive antes de la invención del telescopio) y confirmado por Galileo en sus observaciones de 1610; en condiciones particulares del cielo diurno es posible observarlas a simple vista.

Las manchas continuamente cambian de forma y de tamaño; sus dimensiones son muy variadas: algunas pueden llegar a ser mayores que la misma Tierra. Se trata de regiones oscuras que se destacan de su entorno brillante; presentan una región ennegrecida, la umbra, rodeada por una región más clara, la penumbra. Aparecen en grupos de hasta decenas de miembros, con tamaños muy diferentes entre sí. En ocasiones se han podido contar hasta 100 manchas en un conjunto; sin embargo el mayor número registrado fue en octubre de 1957, cuando se observaron 263 manchas.

Por muchos años, el aspecto oscuro de las manchas sugirió la presencia de agujeros en el Sol, algo que hoy se sabe que es falso. Lo que sucede es que en el interior de la región que ocupa la mancha la temperatura es menor en unos 1.000 ºC que la temperatura de la región circundante; por esta sencilla razón, la zona de una mancha aparece más oscura que el resto luminoso de la superficie solar.

Los astrónomos analizaron detalladamente este fenómeno y han podido comprobar que las manchas solares están asociadas con una actividad magnética muy fuerte. Como generalmente las manchas aparecen de a pares, se verificó que cada una de ellas tiene distinta polaridad: una es norte magnético y la otra sur magnético asemejándose a la estructura de un imán común.

Como se ha mencionado, las manchas solares aparecen y desaparecen; en general duran unos diez días, aunque algunas pueden ser observadas en intervalos mayores. Hacia 1843, el astrónomo S.E. Schwabe, descubrió que el número de manchas solares visible variaba de manera periódica en un intervalo de algo más de 11 años. Notó además que el número de manchas aumenta hasta un valor máximo y luego disminuye hasta un valor mínimo en que puede no haber ninguna.

Se encontró que en los máximos el número de manchas no es siempre el mismo; en algunas circunstancias el número es muy grande, pero en otras puede ser bastante pequeño. Poco después del descubrimiento del ciclo de los 11 años, los científicos dedicados al estudio sistemático del Sol comprobaron que las manchas solares alcanzan su máxima actividad al mismo tiempo que se detectan perturbaciones magnéticas sobre la Tierra.

Esas perturbaciones se aprecian, por ejemplo, por la aparición de las auroras boreales. A simple vista, las auroras semejan "cortinas" de luces multicolores y ondulantes que aparecen en zonas del cielo terrestre, particularmente en ciertas regiones geográficas cercanas a los polos magnéticos de la Tierra.

Las manchas solares cambian de posición sobre el disco visible por efecto de la rotación solar. Justamente, la observación de manchas durante varios días sucesivos ha permitido detectar y medir el giro del Sol sobre sí mismo. Se descubrió entonces que el Sol rota sobre sí mismo con diferente velocidad a distintas distancias de su ecuador; es decir no gira en forma uniforme como la Tierra. La velocidad de rotación solar es mayor en su ecuador y va disminuyendo hacia los polos. Así, en el ecuador del Sol el día dura unos 25 días terrestres; a 45 de latitud solar, es de 28 días, y en sus polos cerca de 35 días.

En ocasiones, a cierta altura sobre la superficie solar, las manchas aparecen rodeadas por áreas más brillantes, de aspecto blanquecino: esas zonas se llaman fáculas y generalmente resultan notables hacia los bordes del Sol.




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