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La rotación del Sol
(Clara Régulo Rodríguez)

Los sonidos del Sol
(Dr. Teodoro Roca Cortés)


 
 
Gracias a las diversas investigaciones realizadas, hoy se sabe que la composición del Sol, en su zona superficial, es de aproximadamente un 73% de hidrógeno y un 25% de helio. Hay muchos otros elementos químicos, pero constituyen menos del 2%.

A la hora de determinar su estructura, comenzando desde su núcleo hasta el exterior encontramos las siguientes regiones:

Estructura del Sol
Estructura del Sol.

ver Estructura Solar (2,43 Mb)
• El núcleo: con una temperatura aproximada de 15 millones de grados, su energía se deriva de los procesos de fusión nuclear. El resultado de éstos es que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio que radia energía electromagnética (principalmente rayos gamma) en varias longitudes de onda. Una gran cantidad de núcleos reacciona cada segundo, generando una energía equivalente a la que se motivaría por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo.

•La zona radiactiva rodea al núcleo. En ella, la energía liberada en el núcleo en forma de fotones se mueven hasta alcanzar la zona convectiva. En este lugar el gas es tan denso que un fotón tarda cientos de miles de años en atravesarla y poder llegar a la superficie del Sol para salir al espacio.

•La capa siguiente se llama zona convectiva. En ella la energía se transporta por convección (proceso que sucede cuando en un gas existe una diferencia de temperatura haciendo que el gas más caliente suba y el más frío baje) por la mezcla turbulenta de gases. El plasma más caliente asciende desde el interior del Sol y luego cae de nuevo hacia él, tras haber transportado calor hasta la superficie solar.

·• La superficie visible del Sol o fotosfera es la capa donde se forma la radiación que se puede ver. Ésta es la zona que irradia la luz y el calor que hacen posible la vida en la Tierra. La temperatura aquí varía desde los 6000 ºK en la parte más baja hasta 4200 ºK en la parte superior.

En esta zona podemos observar los gránulos solares (manifestaciones de las convecciones) de alrededor de 1000 km cada uno. Además de estos gránulos encontramos aquí las llamadas manchas solares, de un tamaño aproximado de dos veces la Tierra, percibidas por primera vez con telescopio por Galileo Galilei (1564-1642) y que en la actualidad se tiene constancia de que están relacionadas con campos magnéticos.

En cada una de estas manchas, que se ven oscuras debido a que es una parte más fría que la fotosfera, se observan dos zonas diferenciadas: la penumbra (la parte menos oscura con una temperatura de unos 5000 ºK) y la umbra (la parte más oscura con una temperatura de unos 4000 ºK). Una mancha solar tiene una duración de días a 8-9 meses.

•La cromosfera, que se extiende alrededor 10,000 km sobre la fotosfera, está sobre la fotosfera, es una fina región de gas de un color rojizo-anaranjado. Es invisible pero en los eclipses totales se le puede ver por breves instantes, su aspecto depende de la actividad solar y su espesor es de 12000 Km. Es una capa intermedia entre la superficie del Sol y su tenue atmósfera exterior, muy poco densa. Aquí es donde se producen las rayas de Fraunhofer, que se originan cuando parte de la radiación proveniente de la fotosfera es absorbida en la cromosfera.

Los fenómenos relacionados con la cromosfera son: las espículas, flóculos y fulguraciones. Las espículas tienen forma alargada de varios kilómetros, con un espesor de casi 1,000 km se elevan hacia la corona y allí desaparecen. Los flóculos son las áreas brillantes del Sol que están sobre las fáculas (o regiones luminosas que aparecen sobre las granulaciones) fotosfericas. las fulguraciones son erupciones de intensa energía debido a los campos magnéticos solares que afectan a las comunicaciones terrestres y son las causantes de las auroras.

En la cromosfera también se dan las protuberancias, nubes densas y frías con forma y dimensiones muy variadas, situadas perpendicularmente con respecto a la superficie del Sol.

•Por último encontramos la corona que es la parte más extensa de la atmósfera solar, un halo de plasma muy débil que rodea todo el Sol. En ella la temperatura se aproxima a los 2 millones de grados. Todavía no se conoce bien la causa de este calentamiento. Suele cambiar de forma en función de las manchas solares, cuanto más manchas surgen mayores son sus dimensiones.

Durante los eclipses totales se puede observar dicha corona solar como una gran aureola alrededor del sol.
 
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