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domingo, 22 de enero de 2017

Estructura del Sol y su influencia sobre la Tierra – 1º Parte



A raiz de la noticia publicada el 18 de octubre de 2016 por el diario Ambito Financiero de Argentina [1], respecto a que el presidente de EEUU Barack Obama había emitido una Orden Ejecutiva [2], con fecha 13 de octubre de 2016, a fin de que toda la administración federal de ese país conformara un plan dentro de los siguientes 120 días, para prepararse ante una posible tormenta solar, que podría afectar  al sistema de infraestructura y tecnología, como el Sistema de Posicionamiento Global (GPS), operaciones satelitales y espaciales, comunicaciones, aviación y a la red de energía eléctrica  de dicho país, como también de gran parte del planeta, hemos resuelto estudiar el mecanismo, mediante el cual se podrían producir los fenómenos derivados del Sol y como podrían afectar a la Tierra. Para entender el fenómeno es necesario comenzar estudiando la estructura del Sol y los procesos que se producen en su interior.

Introducción

Fig1. Nuestra Galaxia (la Vía Láctea) y nuestro Sistema Solar
No fue hasta alrededor de 1600, que alguien especuló que el Sol y las estrellas eran objetos del mismo tipo. Ahora sabemos que el Sol es una, de las de alrededor de 100.000.000.000 (10¹¹) de estrellas en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, y que hay probablemente al menos 10¹¹  galaxias en el Universo. El Sol parece ser una estrella de mediana edad de unos 4,5 mil millones de años, con la estrella vecina más cercana (Próxima Centauri) a unos 4 años luz * de distancia. Nuestra propia ubicación en la galaxia está hacia el borde exterior, a unos 30.000 años luz* del centro galáctico, como se muestra en la Fig.1. El sistema solar orbita alrededor del centro de la galaxia con un período de unos 200 millones de años, una cantidad de tiempo que podemos pensar como un año-Sol. En su vida hasta ahora, el Sol ha hecho alrededor de 22 viajes alrededor de la galaxia. Como un ser humano de 22 años de edad, todavía está en la flor de su vida.
* 1 año luz = 9,46 × 10¹² km. Es la distancia que recorrería un fotón en el vacío durante un año juliano (365,25 días de 86.400 seg) a la velocidad de la luz (299.792.458 m/s) a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional  o  magnético. Una frase corta que se usa habitualmente para recordar: “es la distancia que recorre la luz en 1 año”.
Estructura del Sol
El Sol irradia una potencia de salida de 10 elevado a la 26 vatios y se espera que continúe produciendo energía a ese mismo ritmo durante 5 mil millones de años más. Se dice que el Sol tiene un diámetro de 1,4 millones de kilómetros, aproximadamente 109 veces el diámetro de la Tierra, pero esta es una declaración ligeramente engañosa, porque el Sol no tiene una "superficie" verdadera. No hay nada duro, o definido, sobre el disco solar que vemos; en efecto, la materia que compone su superficie aparente es tal,  que la podríamos considerar como vacío aquí en la Tierra. Es más exacto pensar en el límite del Sol como extendiéndose hacia el sistema solar, mucho más allá de la Tierra.
Al estudiar la estructura del Sol, los físicos solares la dividen en cuatro dominios: el interior, las atmósferas superficiales, la corona interior y la corona exterior.Ver Fig.2

Fig.2 – Estructura del Sol

El interior
El dominio interior del Sol incluye el núcleo (core), la capa radioactiva (radiative layer) y la capa convectiva (convective layer). El núcleo es la fuente de energía del Sol, donde tiene lugar la fusión termonuclear. A una temperatura de alrededor de 15.000.000 ºK, la materia está en un estado conocido como plasma (4º estado de la materia), consistente en núcleos atómicos (principalmente protones) y electrones, moviéndose a muy altas velocidades. Bajo estas condiciones, dos protones pueden chocar, superando su repulsión eléctrica (por ser ambos positivos) y resultar ambos cementados por la fuerte fuerza nuclear. Este proceso es conocido como fusión nuclear y da como resultado la formación de elementos químicos más pesados, así como la liberación de energía en forma de fotones de rayos gamma. La energía de salida del núcleo del Sol es tan grande, que brillaría unas 10¹³ veces más que la superficie solar si pudiéramos "verla".
La inmensa energía producida en el núcleo está limitada por la capa radioactiva circundante. Esta capa tiene un efecto aislante, que ayuda a mantener la alta temperatura del núcleo.
Los fotones gamma producidos por fusión en el núcleo son absorbidos y re-emitidos repetidamente por núcleos en la capa radioactiva, con los fotones re-emitidos teniendo energías sucesivamente más bajas y longitudes de onda más largas. En el momento en que los fotones salen del Sol, sus longitudes de onda están principalmente en el rango visible. ¡La energía producida en el núcleo puede tomar hasta 50 millones de años para recorrer su camino a través de la capa radioactiva del Sol! Si los procesos en el núcleo del Sol de repente se detuvieran, la superficie seguiría brillando durante millones de años.
Encima de la capa radioactiva está la capa convectiva, donde la temperatura es más baja y la radiación es menos significativa. La energía es transportada hacia fuera del Sol principalmente por convección. Las regiones en el fondo de esta capa se vuelven flotantes y suben. Al mismo tiempo, el material más frio de arriba baja y se forman gigantes celdas convectivas.
Esta convección está generalizada en todo el Sol, excepto en el núcleo y en  la capa radioactiva, donde la temperatura es demasiado alta. Las partes superiores de las celdas convectivas se pueden ver en la fotosfera como gránulos. La circulación convectiva de plasma (partículas cargadas) genera grandes campos magnéticos que juegan un papel importante en la producción de manchas solares y erupciones de llamas (flares).
Las atmósferas superficiales
Las atmósferas superficiales solares están compuestas por la fotósfera y la cromósfera. La fotósfera es la parte del Sol que vemos con nuestros ojos: produce la mayor parte de la luz visible (blanca). Burbujas de material más caliente suben desde adentro del Sol, dividiendo la superficie de la fotosfera en gránulos brillantes que se expanden y se funden en varios minutos, sólo para ser reemplazados por el próximo afloramiento. La fotosfera es una de las capas más frescas del Sol; su temperatura es de unos 6.000 ºK.
A veces, enormes haces de campo magnético se rompen a través de la fotosfera, perturbando a esta capa con un conjunto de condiciones conocidas como actividad solar. Estos campos magnéticos crean regiones más frías, más oscuras, que vemos como manchas solares. Los primeros observadores de las manchas solares rápidamente observaron que parecen migrar a través del disco del Sol a medida que gira. *
Los períodos de rotación del Sol difieren según su latitud: como se ve desde la Tierra, la región ecuatorial rota con un período de aproximadamente 27 días, mientras que el período de rotación más cercano a los polos es de aproximadamente 32 días.
* El período de rotación del Sol observado desde la Tierra es conocido como el período sinódico. El período sinódico es algo mayor que el período que se observaría desde las estrellas fijas, conocido como el período sideral. Estos períodos se pueden determinar fácilmente observando las manchas solares durante varios días. Ahora se sabe, sin embargo, que estos periodos corresponden a la fotosfera donde residen las manchas solares, y que el periodo de rotación varía en las diferentes capas por encima de la fotosfera. Esta complicada variación del período de rotación en función de la latitud y la profundidad contribuye al cizallamiento y torsión que dan lugar a la actividad solar.
La cromosfera se encuentra justo por encima de la fotosfera, y es ligeramente más fresca en su base. Se llama cromo debido a su color, que sólo se puede ver cuando se elimina la luz mucho más brillante de la fotosfera.
 La cromosfera también se caracteriza por patrones de convección celular, pero estas células son mucho más grandes que los gránulos de la fotosfera. Cerca de los límites de estas células se concentran campos magnéticos que producen chorros verticales de material llamado espículas. Aunque las espículas se consideran pequeñas, son más grandes que la Tierra! Las llamaradas son mucho más grandes y más explosivas. Las regiones activas asociadas con las manchas solares producen fuertes campos magnéticos que se arquean hacia arriba a través de la cromosfera y se convierten en conductos para el material cuando estallan explosiones. La causa y el momento de estas erupciones son de gran interés para los científicos, pero no se comprenden bien.
La actividad solar es muy evidente en la cromosfera, y tiene una amplia gama de escalas de tiempo. Las llamaradas comienzan en segundos y terminan después de minutos u horas. Las regiones activas duran muchas semanas y pueden aparecer muchas veces antes de desaparecer. El número de manchas solares y regiones activas sube y baja en un misterioso ciclo de 11 años. Detrás de todos estos fenómenos y escalas de tiempo, están los campos magnéticos del Sol, derivando su energía de la interacción de los movimientos rotatorios y convectivos del Sol. Los campos magnéticos están siempre cambiando, pero hay un ciclo magnético de 22 años que parece subyacer toda la actividad del Sol. La actividad que podemos observar en la fotosfera y la cromosfera es simplemente un "síntoma" de lo que está sucediendo dentro del Sol. Aunque tenemos muchas pistas, la física detallada de los interiores estelares sigue siendo en gran medida un misterio.
La Corona Interior
La corona interior es el halo delgado, que se extiende por más de un millón de kilómetros hacia el espacio, que se puede ver cuando el disco brillante del Sol es bloqueado por la Luna durante un eclipse total (Figura 3).

Fig.3 - Eclipse solar total del 11 de julio de 1991 visto desde Baja California.
La causa de la alta temperatura de la corona, aproximadamente 2.000.000 K, no es bien entendida. La corona es una fuente grande de rayos X que no penetran en la atmósfera de la Tierra. Con instrumentos en satélites podemos ver la corona en longitudes de onda de rayos X y ver muchos detalles que no aparecen en luz visible. Desde este punto de vista está claro que los arcos magnéticos dominan la estructura de la corona. Las regiones magnéticas grandes y pequeñas brillan intensamente en las longitudes de onda de los rayos X, mientras que las estructuras del campo magnético abierto aparecen como agujeros coronales abiertos. El material coronal está generalmente confinado por estructuras de campo magnético cerrado, ancladas en ambos extremos, pero la estructura de campo abierto de los agujeros coronales permite que la corona escape libremente para formar corrientes rápidas y de baja densidad en el viento solar. Este material viaja hacia afuera y causa alteraciones en el campo magnético de la Tierra. Debido a sus efectos en la Tierra, nos gustaría ser capaces de predecir cuándo y dónde se formarán agujeros coronales, pero aún no podemos hacerlo.
El concepto de una línea de campo abierto es aquel en el que la línea de campo magnético se extiende hasta el exterior antes de retornar a la proximidad del sistema Tierra-Sol y la línea aparece "abierta".
La Corona Exterior
La corona exterior se extiende hasta la Tierra y más allá. Su existencia no es inmediatamente obvia, puesto que no puede verse directamente. Los astrofísicos no se dieron cuenta de su existencia hasta los años cincuenta. Viendo el comportamiento de los cometas, Ludwig Biermann se dio cuenta a principios de los años cincuenta de que la corona solar debía expandirse hacia afuera. En 1958, Eugene Parker concluyó, a partir de modelos teóricos, que las partículas que fluían fuera del Sol eran necesarias para mantener el equilibrio dinámico de la corona. La predicción matemática de Parker, de que las partículas fluían desde el Sol a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, se verificó a principios de la década de 1960, cuando los satélites detectaron un flujo de salida coronal. Este flujo de salida llegó a ser llamado viento solar y su velocidad fue medida con precisión en 1962 por la nave espacial Mariner 2 con destino a Venus. Como predijo Parker, esta velocidad promedió unos 400 km/seg. (1.440.000 Km/h).
En los años que han pasado desde el descubrimiento del viento solar, hemos aprendido mucho más sobre él, y sus efectos en la Tierra. El viento solar fluye radialmente hacia afuera desde el Sol. La rotación solar gira alrededor de la fuente para que las corrientes individuales describan las espirales de Archimedian. La velocidad del viento solar y la densidad, varían según las condiciones del Sol. Esta variación en la intensidad del viento solar, comenzó a tener más sentido después del descubrimiento de los agujeros coronales durante las misiones del Skylab a principios de los años setenta. Usando un telescopio de rayos X, los astronautas del Skylab tomaron muchas imágenes del Sol que mostraban agujeros coronales como regiones grandes y oscuras con líneas de campo magnético abiertas donde la corona fluye hacia afuera. Estas regiones crecen y se encogen, y se mueven alrededor del Sol de maneras que aún no se entienden. Cuando un agujero coronal se enfrenta a la Tierra, el viento solar que llega a la Tierra es más intenso.
La naturaleza del viento solar también se determina por las llamaradas y la actividad de la prominencia en el sol. En épocas de alta actividad, el plasma es arrojado del Sol en grandes erupciones que son energizadas por los campos magnéticos turbulentos en la corona interior. Si la masa expulsada viaja hacia afuera y golpea la Tierra, podemos sentir muchos efectos.

Referencias
[2] http://ow.ly/uJoz308eLsY (Orden ejecutiva de Obama: para ver copie y pegue en su navegador)


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