Zona radiactiva
Desde el núcleo hasta aproximadamente 0.7 radios solares, la radiación térmica es el principal medio de transferencia de energía. [77] La temperatura cae de aproximadamente 7 millones a 2 millones de grados Kelvin al aumentar la distancia desde el núcleo. [67] Este gradiente de temperatura es menor que el valor de la tasa de caída adiabática y, por lo tanto, no puede conducir la convección, lo que explica por qué la transferencia de energía a través de esta zona es por radiación en lugar de convección térmica . [67] Los iones de hidrógeno y helio emiten fotones, que viajan solo una breve distancia antes de ser reabsorbidos por otros iones. [77] La densidad cae cien veces (de 20 g / cm 3 a 0.2 g / cm 3 ) de 0.25 radios solares a 0.7 radios, la parte superior de la zona radiativa. [77]
Tacoclina
La zona radiactiva y la zona convectiva están separadas por una capa de transición, la tacoclina . Esta es una región donde el cambio de régimen agudo entre la rotación uniforme de la zona radiactiva y la rotación diferencial de la zona de convección da como resultado una gran cizalladura entre los dos, una condición donde las capas horizontales sucesivas se deslizan una sobre la otra. [78] Actualmente, se presume (ver Dínamo solar ) que una dinamo magnética dentro de esta capa genera el campo magnético del Sol . [67]
Zona convectiva
La zona de convección del Sol se extiende desde 0.7 radios solares (500,000 km) hasta cerca de la superficie. En esta capa, el plasma solar no es lo suficientemente denso ni lo suficientemente caliente como para transferir la energía térmica del interior hacia afuera a través de la radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que se desarrollen corrientes convectivas y muevan la energía del Sol hacia su superficie. El material calentado en la tacoclina recoge el calor y se expande, reduciendo así su densidad y permitiendo que se eleve. Como resultado, un movimiento ordenado de la masa se convierte en células térmicas.que transportan la mayor parte del calor hacia la fotosfera del Sol arriba. Una vez que el material se enfría de manera difusa y radiante justo debajo de la superficie fotosférica, su densidad aumenta y se hunde hasta la base de la zona de convección, donde nuevamente recoge el calor de la parte superior de la zona radiactiva y continúa el ciclo convectivo. En la fotosfera, la temperatura ha bajado a 5,700 K y la densidad a solo 0.2 g / m 3 (aproximadamente 1 / 6,000 la densidad del aire al nivel del mar). [67]
Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol, dándole una apariencia granular llamada granulación solar en la escala más pequeña y supergranulación en escalas más grandes. La convección turbulenta en esta parte externa del interior solar mantiene la acción de la dinamo a "pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. [67] Las columnas térmicas del Sol son células de Bénard y toman la forma de prismas hexagonales. [79]
Fotosfera
La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa debajo de la cual el Sol se vuelve opaco a la luz visible. [80] Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente que se encuentra sobre él y se convierten en radiación solar, luz solar. El cambio en la opacidad es debido a la cantidad decreciente de H - iones , que absorben la luz visible fácilmente. [80] A la inversa, la luz visible que vemos se produce como electrones reaccionan con hidrógeno átomos para producir H - iones. [81] [82] La fotosfera tiene un espesor de decenas a cientos de kilómetros y es ligeramente menos opaca que el aire en la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la parte inferior, una imagen del Sol parece más brillante en el centro que en el borde o la extremidad del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento de la extremidad . [80] El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a 5,777 K , intercalado con líneas de absorción atómica de las capas tenues sobre la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de ~ 10 23 m −3 (aproximadamente el 0,37% del número de partículas por volumen de la atmósfera de la Tierraal nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizada: el grado de ionización es de aproximadamente el 3%, dejando casi todo el hidrógeno en forma atómica. [83]
Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondían a ningún elemento químico conocido en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer planteó la hipótesis de que estas líneas de absorción fueron causadas por un nuevo elemento que denominó helio , después del dios griego del sol Helios . Veinticinco años después, el helio fue aislado en la Tierra. [84]
Atmósfera
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Durante un eclipse solar total , cuando el disco del Sol está cubierto por el de la Luna, se pueden ver partes de la atmósfera circundante del Sol. Se compone de cuatro partes distintas: la cromosfera , la región de transición , la corona y la heliosfera .
La capa más fría del Sol es una región de temperatura mínima que se extiende hasta aproximadamente 500 km sobre la fotosfera, y tiene una temperatura de aproximadamente4100 K . [80] Esta parte del Sol es lo suficientemente fría como para permitir la existencia de moléculas simples como el monóxido de carbono y el agua, que pueden detectarse a través de sus espectros de absorción. [85]
La cromosfera, la región de transición y la corona son mucho más calientes que la superficie del sol. [80] La razón no se entiende bien, pero la evidencia sugiere que las ondas de Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona. [86]
Por encima de la temperatura, la capa mínima es una capa sobre 2.000 km de espesor, dominado por un espectro de líneas de emisión y absorción. [80] Se llama la cromosfera del croma raíz griego , que significa color, porque la cromosfera es visible como un destello de color al principio y al final de los eclipses solares totales . [77] La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, hasta alrededor de20,000 K cerca de la cima. [80] En la parte superior de la cromosfera, el helio se ioniza parcialmente . [87]
Por encima de la cromosfera, en una delgada (aproximadamente 200 km) región de transición , la temperatura se eleva rápidamente de alrededor de 20.000 K en la cromosfera superior a temperaturas coronales más cerca de 1.000.000 K . [88] El aumento de la temperatura se ve facilitado por la ionización total de helio en la región de transición, lo que reduce significativamente el enfriamiento por radiación del plasma. [87] La región de transición no ocurre a una altitud bien definida. Más bien, forma una especie de nimbo alrededor de las características cromosféricas, como espículas y filamentos , y está en constante movimiento caótico. [77]La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde el espacio por instrumentos sensibles a la porción ultravioleta extrema del espectro . [89]
La corona es la siguiente capa del sol. La corona baja, cerca de la superficie del Sol, tiene una densidad de partículas alrededor de 10 15 m −3 a 10 16 m −3 . [87] [f] La temperatura promedio de la corona y el viento solar es de aproximadamente 1,000,000–2,000,000 K; sin embargo, en las regiones más cálidas es de 8,000,000–20,000,000 K. [88] Aunque todavía no existe una teoría completa para explicar la temperatura de la corona, se sabe que al menos parte de su calor proviene de la reconexión magnética . [88] [90] La corona es la atmósfera extendida del Sol, que tiene un volumen mucho más grande que el volumen encerrado por la fotosfera del Sol. Un flujo de plasma hacia afuera desde el Sol hacia el espacio interplanetario es el viento solar . [90]
La heliosfera , la tenue atmósfera más externa del Sol, está llena del plasma del viento solar. Esta capa más externa del Sol está definida para comenzar en la distancia donde el flujo del viento solar se vuelve superalfvénico , es decir, donde el flujo se vuelve más rápido que la velocidad de las ondas de Alfvén , [91] a aproximadamente 20 radios solares (0.1 UA) . La turbulencia y las fuerzas dinámicas en la heliosfera no pueden afectar la forma de la corona solar interna, porque la información solo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja hacia afuera continuamente a través de la heliosfera, [92] [93] formando el campo magnético solar en forma de espiral ,[90] hasta que impacta la heliopausa a más de 50 UA del Sol. En diciembre de 2004, la sonda Voyager 1 atravesó un frente de choque que se cree que forma parte de la heliopausa. [94] A finales de 2012, la Voyager 1 registró un marcado aumento en las colisiones de rayos cósmicos y una fuerte caída en las partículas de menor energía del viento solar, lo que sugirió que la sonda había pasado a través de la heliopausa y había entrado en el medio interestelar . [95]
Fotones y neutrinos
Los fotones de rayos gamma de alta energía liberados inicialmente con reacciones de fusión en el núcleo son absorbidos casi inmediatamente por el plasma solar de la zona radiactiva, generalmente después de viajar solo unos pocos milímetros. La reemisión ocurre en una dirección aleatoria y generalmente con una energía ligeramente más baja. Con esta secuencia de emisiones y absorciones, la radiación tarda mucho en llegar a la superficie del Sol. Las estimaciones del tiempo de viaje de los fotones oscilan entre 10,000 y 170,000 años. [96] En contraste, los neutrinos tardan solo 2,3 segundos, que representan aproximadamente el 2% de la producción total de energía del Sol, para llegar a la superficie. Debido a que el transporte de energía en el Sol es un proceso que involucra fotones en equilibrio termodinámico con la materia, la escala de tiempo del transporte de energía en el Sol es más larga, del orden de 30,000,000 años. Este es el tiempo que le tomaría al Sol volver a un estado estable, si la tasa de generación de energía en su núcleo cambiara repentinamente. [97]
Los neutrinos también son liberados por las reacciones de fusión en el núcleo, pero, a diferencia de los fotones, rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos pueden escapar del Sol de inmediato. Durante muchos años, las mediciones del número de neutrinos producidos en el Sol fueron inferiores a las teorías predichas por un factor de 3. Esta discrepancia se resolvió en 2001 mediante el descubrimiento de los efectos de la oscilación de neutrinos : el Sol emite el número de neutrinos predicho por el teoría , pero detectores de neutrinos faltaban 2 / 3 de ellos porque los neutrinos habían cambiado el sabor en el momento en que se detectaron. [98]
Actividad magnética
Campo magnético
El sol tiene un campo magnético que varía a través de la superficie del sol. Su campo polar es 1–2 gauss (0,0001–0,0002 T ), mientras que el campo es típicamente 3,000 gauss (0,3 T) en las características del Sol llamadas manchas solares y 10–100 gauss (0,001–0,01 T) en prominencias solares . [2]
El campo magnético también varía en tiempo y ubicación. El ciclo solar cuasiperiódico de 11 años es la variación más destacada en la que el número y el tamaño de las manchas solares aumenta y disminuye. [18] [100] [101]
Las manchas solares son visibles como parches oscuros en la fotosfera del Sol , y corresponden a concentraciones de campo magnético donde el transporte convectivo de calor se inhibe desde el interior solar a la superficie. Como resultado, las manchas solares son un poco más frías que la fotosfera circundante y, por lo tanto, parecen oscuras. En un mínimo solar típico , se ven pocas manchas solares y, en ocasiones, no se puede ver ninguna. Los que aparecen están en latitudes solares altas. A medida que el ciclo solar avanza hacia su máximo , las manchas solares tienden a formarse más cerca del ecuador solar, un fenómeno conocido como la ley de Spörer . Las manchas solares más grandes pueden tener decenas de miles de kilómetros de diámetro. [102]
Un ciclo de manchas solares de 11 años es la mitad de un ciclo de dinamo Babcock- Leighton de 22 años , que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre los campos magnéticos solares toroidales y poloidales . Al máximo del ciclo solar , el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su fuerza mínima del ciclo dinamo, pero un toroidal internoEl campo cuadrupolar, generado a través de la rotación diferencial dentro de la tacoclina, está cerca de su fuerza máxima. En este punto del ciclo de la dinamo, una corriente de agua flotante dentro de la zona convectiva fuerza la aparición de un campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, más o menos alineadas de este a oeste y con huellas con polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de los pares de manchas solares alterna cada ciclo solar, un fenómeno conocido como el ciclo de Hale. [103] [104]
Durante la fase de declive del ciclo solar, la energía cambia del campo magnético toroidal interno al campo poloidal externo, y las manchas solares disminuyen en número y tamaño. Como mínimo en el ciclo solar , el campo toroidal es, en consecuencia, con una resistencia mínima, las manchas solares son relativamente raras, y el campo poloidal tiene su máxima resistencia. Con el aumento del siguiente ciclo de manchas solares de 11 años, la rotación diferencial desplaza la energía magnética del campo poloidal al toroidal, pero con una polaridad opuesta al ciclo anterior. El proceso continúa continuamente, y en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde a un cambio, entonces, en la polaridad general del campo magnético a gran escala del Sol. [105] [106]
El campo magnético solar se extiende mucho más allá del Sol mismo. El plasma del viento solar que conduce electricidad transporta el campo magnético del Sol al espacio, formando lo que se llama el campo magnético interplanetario . [90] En una aproximación conocida como magnetohidrodinámica ideal , las partículas de plasma solo se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético. Como resultado, el viento solar que fluye hacia afuera estira el campo magnético interplanetario hacia afuera, forzándolo a una estructura más o menos radial. Para un campo magnético solar dipolar simple, con polaridades hemisféricas opuestas a cada lado del ecuador magnético solar, se forma una delgada capa de corriente en el viento solar. [90]A grandes distancias, la rotación del Sol retuerce el campo magnético dipolar y la hoja de corriente correspondiente en una estructura espiral de Arquímedes llamada la espiral de Parker . [90] El campo magnético interplanetario es mucho más fuerte que el componente dipolar del campo magnético solar. El campo magnético dipolar del Sol de 50–400 μT (en la fotosfera) se reduce con el cubo inverso de la distancia a aproximadamente 0.1 nT a la distancia de la Tierra. Sin embargo, según las observaciones de naves espaciales, el campo interplanetario en la ubicación de la Tierra es de alrededor de 5 nT, aproximadamente cien veces mayor. [107] La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por las corrientes eléctricas en el plasma que rodea al Sol.
Variación en la actividad
El campo magnético del Sol produce muchos efectos que se denominan colectivamente actividad solar . Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal tienden a ocurrir en los grupos de manchas solares. Las corrientes de viento solar de alta velocidad que cambian lentamente se emiten desde agujeros coronales en la superficie fotosférica. Tanto las eyecciones de masa coronal como las corrientes de viento solar de alta velocidad transportan plasma y campo magnético interplanetario hacia el Sistema Solar. [108] Los efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras en latitudes moderadas a altas y la interrupción de las comunicaciones de radio y la energía eléctrica.. Se cree que la actividad solar ha jugado un papel importante en la formación y evolución del Sistema Solar .
Con la modulación del ciclo solar del número de manchas solares viene una modulación correspondiente de las condiciones climáticas espaciales , incluidas las que rodean la Tierra, donde los sistemas tecnológicos pueden verse afectados.
Cambio a largo plazo
Algunos científicos creen que el cambio secular a largo plazo en el número de manchas solares se correlaciona con el cambio a largo plazo en la irradiancia solar, [109] que, a su vez, podría influir en el clima a largo plazo de la Tierra. [110] Por ejemplo, en el siglo XVII, el ciclo solar parecía haberse detenido por completo durante varias décadas; Se observaron pocas manchas solares durante un período conocido como el mínimo de Maunder . Esto coincidió en el tiempo con la era de la Pequeña Edad de Hielo , cuando Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. [111] Se han descubierto mínimos extendidos anteriormente a través del análisis de los anillos de los árboles y parecen haber coincidido con temperaturas globales inferiores a la media. [112]
Una teoría reciente afirma que hay inestabilidades magnéticas en el núcleo del Sol que causan fluctuaciones con períodos de 41,000 o 100,000 años. Estos podrían proporcionar una mejor explicación de las edades de hielo que los ciclos de Milankovitch .
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