3.1.2. La zona radiactiva

Rodea al núcleo y tiene un grosor de 300.000 Km. Su denominación proviene del mecanismo de transporte de la energía generada en el núcleo hacia capas más exteriores.

Este transporte es llevado a cabo por los fotones (los fotones "son las partículas que componen las ondas de luz"). Debido a la altas temperaturas y presión en esta zona (aunque menores que en el núcleo), los fotones no pueden recorrer mucha distancia sin colisionar con un átomo (entre uno y dos centímetros).

Este desplazamiento se conoce como proceso de absorción y reemisión. Durante el viaje de un fotón a la superficie solar, este va de colisión en colisión convirtiéndose en un fotón menos energético, y de rayos gamma se pasa a rayos X, de éstos a rayos ultravioleta extremos, de éstos a rayos ultravioleta, hasta que emerge finalmente a la superficie solar como luz visible o infrarrojos. Se estima que los fotones invierten en este viaje unos 10 millones de aæos Esto supone que la energía que solar que recibimos en la Tierra se "fabricó" hace mucho tiempo.

3.1.3. La zona convectiva

Es la zona más externa del interior solar. Tiene un grosor de 200.000 km. La energía procedente de la zona de radiación entra en esta capa de gases más fríos y opacos. Debido a la opacidad de esta zona, la transmisión de la energía por radiación se vuelve ineficiente.

El mecanismo utilizado en esta zona de la estrella es la convección. La opacidad de esta capa se explica por su menor temperatura, que permite que los átomos conserven parte de sus electrones, algo imposible en el núcleo solar debido a su alta temperatura. Estos átomos con electrones capturan más fácilmente a los fotones. La convección es un fenómeno similar al del agua hirviendo.

A medida que el gas caliente se eleva y expande, origina corrientes de convección turbulentas que transportan energía a la superficie impulsada hacia arriba por las células de convección en un movimiento violento y a borbotones acompañado de ondas sonoras. En la superficie, los gases irradian su calor, se enfrían y vuelven a caer al interior, dónde se vuelven a calentar.

Con esto tenemos una capa muy homogénea, ya que la convección mezcla los elementos existentes. ç

3.2. El exterior solar

El exterior solar sí puede ser observado visualmente desde la Tierra. Constituye la atmósfera solar y se encuentra formado por tres zonas: la fotosfera, la cromosfera y la corona.

3.2.1. La fotosfera

Es la superficie visible del Sol. Se trata de una capa gaseosa de unos 500 Km de espesor. Es de ella de dónde parte la mayor parte de la luz solar que recibimos, de ahí su nombre. En realidad por debajo de esta capa también se irradia, pero por tratarse de capas más densas no dejan pasar la luz (son opacas).

Sin embargo, la fotosfera tiene la densidad adecuada como para emitir luz y permitir que la luz escape de ella. La energía que nos llega del Sol es más intensa en el centro que los bordes del disco (fenómeno de ensombrencimiento de los bordes). Esto es así porque la energía de los bordes es emitida por la parte superficial de la fotosfera donde la temperatura es de 4000ºK, mientras que la luz central tiene su origen en las capas bajas de la fotosfera donde la temperatura ronda los 8000ºK.

La mayor a de la luz que recibimos del Sol procede de una zona de la fotosfera que se encuentra a 6000”K Desde el punto de vista óptico, la energía que nos llega es más intensa en el centro que en la periferia del Sol porque cuando miramos los bordes del Sol, la luz nos llega después de haber atravesado oblicuamente la fotosfera, por lo tanto nos llega de la parte superior de esta capa, mientras que, cuando la línea de enfoque es perpendicular ala superficie solar, alcanzamos las capas profundas de la fotosfera.

La superficie de la fotosfera está recubierta por células denominadas gránulos. Los gránulos tiene alrededor de 15000 km. de diámetro, tienen una parte central brillante y están separados unos de otros por zonas más oscuras.

Se cree que los gránulos están producidos por la convección solar, así cada gránulo sería la parte superior de elevadas columnas de gas caliente que ascendería a la superficie (zona brillante central), se enfriaría y volvería a bajar (las zonas oscuras serían columnas de gas frío que inicia su descenso). Existe otra estructura mayor denominada supergránulo.

Cada uno de estos supergránulos contendría alrededor de 300 gránulos Los gránulos tienen una vida de unos 10 minutos y los supergránulos de una media hora. Cuando un gránulo o supergránulo se extingue, en seguida es sustituido por otro.

La cromosfera se encuentra situada por encima de la fotosfera. Es invisible en condiciones normales, pero puede verse durante unos pocos segundos al principio y final de los eclipses solares totales. Se asemeja a un anillo de color rojizo, de ahí su nombre, croma, que en griego significa esfera de color.

En cuanto a las propiedades físicas de la cromosfera, la temperatura en esta es mayor que en la fotosfera, es decir que aumenta a medida que aumenta la distancia al centro del Sol, mientras que la densidad disminuye hacia el exterior. En la cromosfera las capas no son físicamente homogéneas, por lo que en una misma capa de la cromosfera existen zonas frías y calientes mientras que una misma capa de la fotosfera se encuentra siempre a la misma temperatura.

En la cromosfera se pueden encontrar espículas, estructuras similares a llamas que pueden ascender a alturas de 10.000 km por encima de la fotosfera y tienen una vida de entre 5 y 10 minutos. Su temperatura es de unos 10.000ºK. Las espículas oscilan a merced de las corrientes magnéticas como las hierbas lo hacen a merced del viento, por eso algunos observadores comparan la cromosfera con una "pradera caliente".

3.2.3. La corona.

La corona es la parte más exterior de la atmósfera solar. Sólo puede verse durante los eclipses totales porque su brillo es sólo de una millonésima parte del brillo de la fotosfera, se asemeja a un halo blanco perlado. Afortunadamente, el estudio de la cromosfera como de la corona se puede llevar a cabo con instrumentos de medida sin necesidad de tener que esperar a que se produzca un eclipse.

La corona solar puede alcanzar una distancia de 15 diámetros solares El volumen de la corona es incomparablemente superior al del resto del Sol, por el contrario su masa, comparada con el resto, es prácticamente despreciable. De ahí que su densidad no suela sobrepasar de entre 1 a 10 átomos por centímetro cúbico.

La temperatura de la corona cerca de la cromosfera es de 500.000ºK, mientras que en la pare exterior de la corona es de 3.500.000ºK. Se cree que la razón de que la temperatura sea tan alta a esas distancias del núcleo solar es que las ondas de sonido generadas en la zona convectiva se convierten en la corona en ondas de choque que agitan los átomos de gas provocando un fuerte aumento de la temperatura.

Sin embargo, a efectos prácticos, esta temperatura no tiene importancia significativa en el conjunto de la cantidad de calor emitida por el Sol. La corona está sometida a continuas tempestades magnéticas. Esto hace que adquiera una disposición filamentosa. Esta tendencia es más perceptible en fases de mínima actividad solar, mientras que en los máximos adopta una estructura más regular y compacta.

Los elementos que componen la corona escapan del Sol en el llamado viento solar. Este está formado en su mayor pare de hidrógeno ionizado (un sólo protón sin electrones). El viento solar es el responsable de las auroras boreales.

M.ª Rosa Martín - rosa_m@aavbae.net