28 de abril de 2009

Estrellas enanas - Nuestro Sol

Estrellas enanas – Nuestro Sol

Algunas cifras

En el diagrama de Hertzsprung-Russel, en un ámbito de 0,08 hasta 8 veces la masa solar, corresponden a la clase espectral G8 y B3 (el Sol tiene la clase espectral G2) se extienden, las estrellas enanas, a las cuales también pertenece nuestro Sol. Debido a que es la estrella más cercana a nosotros, en representación de ella, como ejemplo, serán descritas la clase de las estrellas enanas.

Nuestro Sol es una estrella de tamaño mediano y orbita el centro de nuestra galaxia a una distancia de 8 [Kpc] (Kiloparsec), a una velocidad de 225 [Km/s]. Para completar su órbita necesita 210 millones de años. La distancia hacia la Tierra es de 149 597 000 [Km], lo que corresponde a una unidad astronómica [UA]. Tiene un diámetro de 1 400 000 [Km] y tiene 333 000 veces la masa de la Tierra (unos 2 x 10^30 [Kg.]).

Debido a que el Sol esta tan cerca de nosotros, es el objeto ideal para el estudio de la configuración y la transformación de energía de las estrellas. A través de estudios del espectro solar conocemos su composición, pero los procesos en su interior lo tenemos que deducir de modelos teóricos y las conocidas leyes físicas, como de los conocimientos de la física nuclear.

Nos asombran algunas otras cifras más. Para que nosotros nos podemos tostar al Sol, este debe transformar gigantescas cantidades de materia. En cada segundo transforma 564 millones de toneladas (!) de Helio en Oxígeno. Esto sólo puede suceder en su centro mediante fusión nuclear, aquí existen temperaturas de 15 millones [K] a una presión de 220 millones [bar]. Bajo estas condiciones, en cada segundo son transformados en energía, 4 millones de toneladas de materia, y esto ya desde 4,5 mil millones de años. Pero no se preocupe, el combustible del Sol alcanza por otros 4,5 mil millones de años más. La Tierra sólo recibe una fracción de la energía solar, pero estos son aún 750 billones de kilowatthoras por año. El consumo total de energía de la humanidad es sólo una 8000ava parte de esta cantidad.

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Rotación

La rotación diferencial es de una importancia decisiva, para muchos fenómenos en el Sol





Nordpol = Polo del Norte
Tage = Días
Äquator = Ecuador
Boden der Konvektionszone = Piso de la zona de convección
Südpol = Polo del Sur

En esta gráfica están representadas las diferentes velocidades de rotación. Con claridad se puede reconocer, que la zona ecuatorial, rota con mucho más velocidad que las regiones polares. Una explicación exacta, para las diferentes velocidades aún no existe, pero se supone que la causa esta en las zonas de convección.- Aquí no sólo se avanza con el transporte de la energía, si no también el velocidad de giro. Esto seguramente se reparte de tal manera, que las zonas ecuatoriales son aceleradas en detrimento de las zonas polares. El Sol gira en la misma dirección, como la Tierra en su circulación alrededor del Sol.

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Estructura

Desde las capas exteriores hasta el centro, el Sol es una esfera de gas. La siguiente tabla muestra una visión sobre la estructura desde el interior hacia afuera
A las temperaturas que existen en la superficie del Sol, y en especial en el interior, toda materia sólo puede existir en forma gaseosa. Mientras más profundo uno penetra en el Sol, tanto menor es la capacidad de los átomos, para atar electrones, son cada vez más ionizados. Un gas como éste, del cual se compone el Sol y (casi) todas las demás estrellas, se llama plasma.





Konvektionszone = Zona de convección
Strahlungszone = Zona de radiación
Kern, zentrale H-Fusion = Núcleo fusión de H central

Un corte transversal por nuestro Sol. Se pueden observar, que las estrellas están constituidas como una cebolla, de varias capas sobrepuestas unas sobre otras. En el pequeño centro (azul), se desarrolla la combustión central del Hidrógeno. La aquí liberada radiación gamma viaja lentamente por la zona de radiación, hacia el exterior. Dentro de esta zona no existen movimientos térmicos (convección) del gas solar. El siguiente transporte de la energía, se produce entonces por el movimiento del calor, en la zona de convección de las capas exteriores. La radiación gamma mientras tanto se ha calentado, y que abandona al Sol como luz visible.

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El interior del Sol

En el interior del Sol, en todas las partes existe un, tal llamado equilibrio hidrostático (debido a que el gas se comporta en forma parecida a un líquido) estable. De otro modo, la esfera gaseosa colapsaría sobre si misma (núcleo) o explotar respectivamente (envoltorio). En el interior, la fusión produce la presión necesaria para compensar la gravedad. La radiación aquí liberada como la enorme presión de gas, causado por las reinantes temperaturas de 15 millones [K], ejercen una presión tal, que es a penas anulada por la gravitación dirigida hacia adentro por lo que la estrella se encuentra en equilibrio. Si la temperatura desciende en el núcleo, causado por fusiones en disminución, entonces la estrella se comprime algo. Con esto nuevamente aumenta la temperatura y la presión, de manera que se pueden desarrollan nuevas fusiones y la estrella recupera su equilibrio hidrostático.

La fusión de Hidrógeno a Helio, comenzó hace aproximadamente unos 4,6 mil millones de años, el momento del nacimiento de nuestro Sol. Hasta hoy se ha convertido, más o menos la mitad del Hidrógeno en el núcleo, de manera que aún restan unos tranquilizantes 4 mil millones de años de vida. Sin embargo, entonces la fusión disminuirá momentáneamente, y por la falta de reposición de energía, se encoge el centro del Sol por la acción de la gravitación, hasta que se produce la ignición del Helio. Ahora debido a la mayor temperatura se expande la envoltura exterior enfriándose. A pesar de esto, la estrella aún tiene una temperatura exterior de algo más de 3000 [K], pero debido a su enorme tamaño, tiene una potencia de radiación mucho más elevada. El Sol se expande a una gigante roja y se tragará los planetas interiores y con mucha probabilidad también la Tierra.

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El transporte de energía se produce mayoritariamente por radiación, y a ser, hasta aproximadamente un ¾ del radio. A partir de ahí, la energía es transportada por convección hacia el exterior (Transporte de energía por gas, como por ejemplo, burbujas de aire en el asfalto caliente). ¿Qué podríamos ver en el interior del Sol? ¡Sorprendentemente nada, ya que allí reina la oscuridad absoluta, ningún rayo de luz ilumina los procesos! Lo que produce el centreo del Sol en radiación, son mayoritariamente quantas de gamma (junto a neutrinos). Recién un poco antes de abandonar la esfera gaseosa, la radiación gamma está lo suficientemente termalizada, que alcanza el largo de onda de la luz visible. Esto funciona así:

Inmediatamente después de su liberación un fotón gamma colisiona con un electrón y es absorbido por este. El electrón con esto gana energía (de movimiento). En seguida el electrón libera al fotón, pero debido a que usa un poco de su energía el largo de onda del fotón se hace un poco más grande. Este sigue su viaje quizás ya como un fotón de rayos X (a la velocidad de la luz) hacia el exterior, donde igualmente colisiona con electrones (y naturalmente también con otras partículas). A causa de estas constantes colisiones, el fotón necesita, para el recorrido desde el interior hasta el borde (280 000 [Km]) unos 26 000 años. Hasta una distancia de 500 000 [Km] desde el centro domina la zona de radiación; en sus sectores exteriores pueden existir núcleos de Helio, que absorben el fotón de rayos X y lo cede a un largo de onda mayor.

Ahora comienza la zona de convección, y los iones que predominan aquí siguen absorbiendo nuestro fotón de rayos X, hasta que finalmente se haya transformado en radiaciones UV e IR. Pero recién en la fotosfera la radiación es convertida en luz visible. Entonces nuestro gamma-quanta necesita desde el núcleo hasta el borde del Sol más de 10 millones de años.

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Aproximadamente el 90 % de la masa total se encuentra comprimida en la mitad interior de la esfera solar, la zona de convección sólo dispones del 2 % de la masa. En cada segundo, en el núcleo del Sol se transforman unos 564 millones de toneladas de Hidrógeno en Helio. Con esto se liberan tantos neutrinos, que cada centímetro cuadrado de la Tierra es bombardeado con 70 mil millones de estas partículas por segundo. Los neutrinos son partículas con muy poca masa, que muy raras veces interactúan con otras partículas, y que se mueven a la velocidad de la luz. Ellos realmente son “inofensivos”, ya que no sentimos, que por cada segundo nos atraviesan miles de millones. Ellos incluso atraviesan la Tierra sin la menos resistencia, como si la materia no existe para ellos.

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Fotosfera

La característica más obvia de la atmósfera estelar es la granulación:




Este aspecto granulado de la superficie solar es causado por la convección arriba descrita. Cada uno de esto gránulos tiene en promedio una extensión de 1000 [Km] y representa a una célula de convección ascendida de gases calientes. Burbujas de gases suben por la zona de convección a una velocidad de 300 [Km/s].

Una célula individual tiene 300 [K] más que su entorno; se enfría después del ascenso a la superficie y después de 10 [min.] ha desaparecido.
La fotosfera misma, sólo tiene un grosor de 400 [Km], de ella proviene la luz visible. La densidad, desde valores extremos en el interior, ha descendido a sólo 10^-7 [g/cm^3]. La temperatura es de casi 6000 [K].

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Manchas solares y campo magnético

Los fenómenos más conocidos del Sol son las manchas solares, que aparecen y desaparecen con una frecuencia de 11 años. Las manchas solares son originadas por el campo magnético del Sol. Una particularidad de una gran esfera gaseosa como el Sol, es su rotación diferencial, esto significa, que el ecuador del sol necesita 25 días para completar una rotación, mientras que las zonas polares necesitan toda una semana más.
Con la gentil autorización de SOHO/LASCO, SOHO/EIT, y SOHO/CDS (ESA & NASA)

Un grupo de manchas solares de Junio 2000. El centro oscuro más frío de la mancha, se la llama umbra y el borde rodeante como penumbra.
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Al comienzo del ciclo de las manchas solares, las líneas del campo magnético recorren un camino recto de polo a polo.

Magnetische Feldlinien = Líneas del campo magnético
Rotationsrichtung = Dirección de rotación

El comienzo del ciclo. Las líneas del campo magnético en el Sol recorren un camino recto y ordenado.


En la cercanía del ecuador son extendidas cada vez más por la rotación diferencial. Incluso enrollados varias veces alrededor del Sol.

Y no suficiente con esto, las líneas de campo son trenzada y entrelazada, por la corriente de convección en la superficie, por lo cual finalmente pierden su estabilidad. Atados completos de líneas de campo se abren paso por la superficie, como tubos de flujo magnéticos de una extensión de 500 [Km] y permiten que emergen las manchas solares.

Al final del ciclo, el campo magnético está en un estado caótico tal, que se derrumba por completo, para que a continuación se reorienta con una polaridad invertida y se reconstruye. El hasta ahora polo norte magnético se transforma en el polo sur, y comienza un nuevo ciclo de 22 años.

Por las turbulencias de las líneas de campo, aumenta la presión en el interior del tubo de flujo, de manera que los gases que se encuentran en su interior, son presionados hacia fuera. Con esto los tubos se hacen más .livianos que su rededor, emergen, atraviesan la superficie y forman así las manchas solares.
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¿El Sol como campana?

Nuestro Sol puede sonar, pero no como una campana, que es golpeada por un badajo, si no, más bien, como golpeada por muchos pequeños granos de arena. Se comporta como una resonancia de un cuerpo vacío que muestra millones de ondas estacionarias. En el Sol se desplazan continuamente ondas sonoras o de presión, que originan una oscilación de la superficie, parecido a un movimiento telúrico en la Tierra. Causados por los procesos interiores, capas de distintas temperaturas o densidades, actúan como paredes de reflexión para estas ondas estacionarias (parecidos al principio de funcionamiento de un tubo de un órgano).

Todos conocemos un modo oscilante: Si se agita una soga tensada, entonces se puede ver un patrón de onda oscilante, que oscila en una dimensión en forma de vaivén. Con una agitación más rápida se pueden superponer patrones con dos o más oscilaciones, a los largo de la soga, aparecen zonas que no se mueven, a estos se les llama nodos.

En dos dimensiones existe la posibilidad de varias ondas estacionarias. El café en nuestra taza, nos muestra complejos modelos de ondas dimensionales, si por ejemplo algo hace vibrar el piso. En el Sol aparecen oscilaciones en tres dimensiones, tienen patrones especiales características con nodos, que se encuentran tanto en la superficie del Sol como también radialmente en su interior.

Helio sismólogos, que se ocupan con estas oscilaciones, se interesan especialmente por los modos – p, que se llaman así, porque actúan en contra de la fuerza de retroceso de la superficie en movimiento del Sol. Ellos tienen una frecuencia de 3,3 [mHz] con un largo de onda de 2 000 hasta 50 000 [Km]. También reciben el nombre de oscilaciones de 5 [min.], porque oscilan con un período de 5 [min.] 20 [s].
Figura Con la gentil autorización de la Universidad de Stanford, SOHO y NASA
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Los modos-p se pueden caracterizar con tres números enteros: l y m representan, por decirlo así, las coordenadas de una cuadrícula en la superficie solar, ya que representan el número total de líneas de nodos que pasan por los polos, n nos dice cuantas veces se repite la rejilla entre la superficie y el centro en el interior
Con la gentil autorización de la Universidad de Stanford, SOHO y NASA

Aquí esta representado el patrón de superficie de un modo con l = 19, m = 19. 19 líneas de nodos pasan por el polo y la misma cantidad por el ecuador Con la gentil autorización de la universidad de Stanford, SOHO y la NASA

En este cuadro se ve un modo con l = 19, m = 15. Allí hay 15 círculos meridionales de nodos y 4 líneas de la dirección Este-Oeste. En ambos cuadros no se considera al factor n, éste nos da la cantidad de nodos, en una línea del centro hacia la superficie, y no influye en el aspecto exterior.
Con la gentil autorización de la Universidad de Stanford, SOHO y NASA

En un corte a través del Sol vemos un modo de oscilación con n = 11, l = 19, m = 15, se dan 11 repeticiones del patrón entre el centro y la superficie.
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Schallresonaz = Resonancia sonora
Con la gentil autorización de la Universidad de Stanford, SOHO y NASA

Las ondas sonoras no salen del Sol en líneas rectas, si no, quedan atrapadas en el envoltorio del Sol. La velocidad del sonido se hace más rápida en dirección al centro, ya que aumenta con el incremento de la temperatura y la densidad del gas. En la superficie solar disminuye la densidad en forma repentina, de manera que, en este límite las ondas son reflectadas de regreso hacia el interior. Este fenómeno también es conocido en la Tierra, y a ser en la forma de una fata morgana, o en la reflexión de las ondas radiales por la ionosfera. De esta manera una onda puede recorrer completamente el Sol y volver a aparecer en el mismo lugar. Con esto puede llegar con la misma resonancia y reforzarse, la onda con esto gana tanta energía, que pone en movimiento la fotosfera.

Ahora es difícil caminar sobre el Sol y medir los sismos mediante un sismógrafo. Los movimientos ondulantes de la superficie son medidos por el efecto Doppler, mediante un Helio espectrógrafo. Las oscilaciones del cuerpo solar son la consecuencia de ondas de presión en el centro del Sol. Son excitados por burbujas de gas caliente en asenso en la zona de convección.

Por estas ondas, el gas de la fotosfera es inducido a ascender y descender lentamente. Arribados al borde exterior de la fotosfera, la onda es reflectada hacia el interior, debido a la repentina variación de la densidad, y de esta manera una onda puede recorrer todo el Sol en un curso zigzagueante. Al mismo tiempo millones de ondas con distintas frecuencias, recorren constantemente el Sol.

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Cromosfera

La cromosfera es una capa que se encuentra sobre la superficie del Sol, en la cual aparcera algunos fenómenos notorios. La cromosfera se puede observar muy bien un poco antes o después de una eclipse solar total, donde se hace visible como un brillante anillo rojo alrededor del disco lunar.
Con la gentil autorización de SOHO/LASCO, SOHO/EIT, y SOHO/CDS (ESA & NASA)

Una vista fascinante del Sol en la luz del Hidrógeno ionizado. Junto a la activa superficie se ven la cromosfera con algunas protuberancias.
Las vistas más espectaculares son verdaderamente las protuberancias, o filamentos, respectivamente.
Con la gentil autorización de NASA

Los filamentos generalmente son inmensos arcos de gas más fríos, los cuales en los límites de diferentes polaridades magnéticas y que con altos campos de fuerzas magnéticas son presionados lejos dentro de la corona. Uno de estos arcos, pueden tener hasta más de 1 millón de [Km] de largo y elevarse a más de 100 000 [Km] hacia arriba. Notable en este cuadro es también la inquieta actividad de la superficie solar.

Delante del disco solar se reconoce sólo como una mancha oscura a un filamento, mientras que en borde se ve como una protuberancia. En el interior del Sol se encuentran encerrados los campos magnéticos en el plasma relativamente denso, pero en la delgada cromosfera asume el dominio de su poder y crea estas formaciones tan impresionante.

Impresionante son también los flares, protuberancias eruptivas.
Con la gentil autorización de SOHO/LASCO, SOHO/EIT, y SOHO/CDS (ESA & NASA)

El campo magnético está sujeto a cambios constantes. Esto a veces puede conducir a, que una protuberancia en reposo formalmente explota, el arco es desgarrado, y el plasma cae de regreso sobre el Sol o escapa en parte con el viento solar. La secuencia, de arriba, muestra como evoluciona en el tiempo un Flar. Aquí también se pudo observar por primera vez, que erupciones de este tipo van acompañados con sismos. Las ondas sísmicas son claramente visibles. Un sismo como este tiene 40 000 veces el poder del sismo que destruyó San Francisco en 1906. En la escala de Richter esto correspondería a una fuerza de 11.3.

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El viento Solar

El Sol, expulsa gas hacia el espacio con una velocidad de hasta de 3 millones de kilómetros por hora. Aquí se trata de plasma con una temperatura de hasta 1 millón [K], que principalmente se compone de electrones, protones y núcleos de Helio. Nosotros distinguimos entre dos tipos de viento solar: El rápido (en inglés, high speed stream), que sale de los hoyos coronales, que con mayor frecuencia aparecen en los polos, con una velocidad de hasta 900 [Km/s], así como los más lentos con una velocidad de 400 [Km/s] (low speed stream), de las demás regiones. Se pueden ver los efectos del viento solar, incluso a simple vista, cuando cada década aparece en el cielo un cometa.

Si un cometa entra en al campo de la órbita de Júpiter, entonces el hielo del núcleo del cometa, es sublimado (el agua no se licua primero, pasa directo del estado sólido a gas) por el viento solar, con lo cual es arrastrado también el polvo. Con este proceso es formado la cola con un largo de hasta varios millones de kilómetros, que siempre está dirigido en dirección opuesta al Sol (prácticamente muestra la dirección del viento solar).

Cada año el Sol, sólo con el viento, arroja hacia el espacio aproximadamente 10^-14 veces la cantidad de su propia masa, lo que no es mayormente trágico, si se piensa en los cambios, que tendrá antes los 10^14 años antes de su final. Algo más arriba ya se mencionó, que el Sol en aproximadamente 4·10^9 años se expandirá a una estrella gigante roja. El Sol habrá perdido entonces apenas 1/100 000 de su masa, por el viento solar. Éste es ahora responsable que nuestro sistema solar esté limpio, con lo que se quiere decir, que aquí ya no existe materia interestelar. El viento solar ejerce cierta presión y con esto simplemente empujó hacia atrás la materia interestelar. Así con el tiempo se formó una burbuja alrededor del Sol. En la cual (junto a los cuerpos del sistema planetario) se encuentra casi sólo materia expulsada por él. A esta burbuja la llamamos Heliosfera.

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La burbuja se extiende hasta una distancia de 100 a 150 unidades astronómicas y con esto llega hasta el cinturón de Kuiper, el lugar de estancia de los cometas de períodos cortos.

En esta gráfica se insinúa el tamaño de la heliosfera a escala logarítmica, desde el ámbito del Sol hasta Alpha Centauro, la estrella más cercana a nosotros después del Sol. Mientras tanto el viento solar ha barrido la materia interestelar. Si estas partículas veloces se encuentran con este medio externamente, son frenadas de golpe y con esto calentadas. A este límite se le llama Termination Shock, y nosotros la encontramos a una distancia de unos 75 hasta 90 [UA]. Este frenado del viento solar, por el medio interestelar, se produce en varias etapas.

Con la gentil autorización de la NASA

· Antes de encontrarse con Termination Shock, las partículas del viento solar, se mueven sin restricción, pero aquí son desacelerados de aproximadamente 350 [Km/s] a 130 [Km/s]. Por el choque, por un lado, se calienta el material, y por otro lado, las partículas (por ejemplo, átomos de Hidrógeno neutros) del medio interestelar son acelerados
· A una distancia de 80 hasta 100 [UA], de tras del Termination Shock nos encontramos con una zona denominada Helioseath. Aquí el viento solar es frenado más aún, las partículas se entremezclan con el medio interestelar formando turbulencias. En dirección al movimiento solar, esta región se extiende aproximadamente por unos 10 [UA]. Mientras que en la dirección contraria puede tener un tamaño de hasta 100 [UA].
· Finalmente la Heliopausa forma el límite definitivo del campo de influencia del viento solar. Aquí llega a detenerse y se mezcla completamente con el medio interestelar. En esta zona el viento solar ya no puede oponer nada al viento de las estrella vecinas.

Por el movimiento de todo el sistema solar, a través de la materia interestelar, constantemente se forma un frente, cuando la Heliosfera con una velocidad supersónica, se encuentra con el gas interestelar. Con esto el gas es comprimido y se calienta, con lo cual se forma una “ola de proa” similar a la de un barco. Debido a su calentamiento, un Bow shock, como este puede ser visto mediante telescopios infrarrojos como el instrumento Spitzer. El Bow shock del sistema solar es, hasta ahora, puramente hipotético, pero podría encontrarse a una distancia de aprox. 230[UA].

Igualmente de hipotético, es también otra zona más, que se encontraría entre la Heilopausa y el Bow shock, el así llamado Hydrogen wall (Muro de Hidrógeno, ver cuadro arriba). En esta región debería encontrarse principalmente gas Hidrógeno calentado.

En la actualidad la Helioesfera es investigada por las dos sondas Voyager. Mientras que Voyager 1 ya alcanzó el Termination Schock en Mayo del 2005, esto lo logró el Voyager 2 a fines de Agosto de 2007. Exista la seguridad, que ambos instrumentos alcanzarán la heliosfera.
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Antes de que el caliente viento solar llegue a la Tierra, choca con el campo magnético que rodea a Tierra. Por la interacción de este campo con el viento solar, se forman el cinturón de Van-Allen. En él, las partículas del viento solar están casi aprisionadas por ataduras magnéticas.

El Sol, junto al constante viento solar, expulsa gigantescas nubes de gas al espacio. Las ionizadas nubes de materia, pueden “torcer” al campo magnético terrenal, por ellas se forman las auroras boreales y son capaces incluso de apagar satélites e incluso centrales eléctricas.
Una erupción de una nube de gas, a una velocidad de 20 hasta 2000[Km/s], dependiendo de la velocidad del viento solar es frenado o arrastrada, puede ser observada en esta animación.
Con la gentil autorización de SOHO/LASCO, SOHO/EIT, y SOHO/CDS (ESA & NASA)

Al impactar el plasma en el campo magnético, en el lado que da al Sol se origina una fuerte ola de proa, mientras que en el lado opuesto las líneas de los campos magnéticos se estiran consideradamente. Con esto el viento solar es desviado alrededor de la Tierra a una velocidad de hasta 700 [Km] y enviados al espacio interestelar.
FIGURA

Este cuadro muestra mejor que muchas palabras la acción del viento solar sobre el campo magnético de la Tierra. El cinturón de van-Allen está representado en color azul.

Con la gentil autorización de SOHO/LASCO, SOHO/EIT, y SOHO/CDS (ESA & NASA)

En realidad, estamos todavía en el exterior de las zonas de la corona, incluso los campos magnéticos de los planetas Júpiter hasta Neptuno son estirados formando cola magnética.

El viento solar no siempre sopla con la misma intensidad, si no depende de la actividad solar. La reacción del viento solar con nuestro campo magnético, también se puede ver a simple vista y, a ser, con las auroras boreales. Debido a esta interacción, relativamente cerca de la tierra son producidas fuertes corrientes eléctricas, que rodean a los polos magnéticos de la Tierra.

Con una erupción de un Flar, su onda de choque va junto con el viento solar y al impactar en nuestro campo magnético, entonces los campos magnéticos cercanos entran en cortocircuito. Las energías aquí liberadas ionizan las moléculas de la atmósfera, esto significa, que electrones individuales son separados por la adición de energía. Cuando regresan a su posición original en el envoltorio de electrones, liberan esta energía en forma de luz visible.

No debemos dejar de mencionar en esta parte, que el Sol es responsable de la mayor estructura en el sistema solar, el llamado Heliospheric current sheet (HCS). Esto es un enorme campo en el sistema solar, que se extiende desde el plano ecuatorial del Sol hasta la heliosfera

Este campo alcanza hasta la órbita de Júpiter, y obtiene su extraña forma, por la influencia del campo magnético que gira junto con el Sol, sobre el plasma del viento solar. El HCS tiene un grosor de aproximadamente 10 000 [Km] y alrededor de éste existe una débil corriente de 10^-10 [A/m^2]. Se compara este campo con el aspecto de una falda. Gira con el Sol una vez cada 27 días, donde los encajes y ruedos de la “falda”, se integran alternadamente con el campo magnético de la Tierra. El campo magnético, creado por las corrientes (conocido también como campo magnético interplanetario), en el HCS, tiene en las cercanías del Sol una fuerza de 5 x 10^-6 [T (Tesla)], en la cercanía de la Tierra aún es de 10^-9 [T]. Si este campo fuese un dipolo magnético, en la cercanía de la Tierra, sería un centenar de veces menor, obviamente estamos en presencia una agrupación de multipolos mayor. La dirección del flujo de la corriente se desenvuelve radialmente hacia el interior y el circuito de la corriente se cierra en las regiones polares del Sol. En total, en todo el campo, la corriente es de 3 mil millones de [A].

Con la gentil autorización de la NASA, Werner Heil
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La Corona

La parte mas externa de la atmósfera del Sol el la corona, por su naturaleza también la capa más delgada, pero no menos activa. Durante el máximo de la manchas, de vez en cuando, se puede observar, entre dos manchas, un rayo de luz, que “flota” por encima de las manchas en el espacio. Estos son los ya arriba mencionados Flares.

Las líneas de los campos magnéticos, totalmente enredadas entre si, que salen de los pares de manchas, llegan hasta la corona. Aquí a veces, estos campos liberan su energía en forma de descargas eléctricas, donde el plasma localmente puede ser calentado hasta 20 millones [K], los electrones no ligados a los átomos son acelerados hasta 100 000 [Kmk/s], y se forman radiaciones en el ámbito de los rayos X, que golpea de regreso a la cromosfera, creando los flares.

El así calentado plasma es acelerado y por lo tanto lleva nuevo material caliente a la corona. Un flar así de grande, puede alcanzar fácilmente el tamaño de la Tierra. Pero también se forman constantemente innumerables pequeños flares, y junto a la constante acción de la energía magnética, presumiblemente son los responsables de la extraña alta temperatura de la corona.



El cuadro de arriba muestra la corona que penetra profundamente en el espacio. Muchos de los procesos de la atmósfera solar, son aún un misterio, sin embargo muchos de estos fenómenos, se puede atribuir a la rotación diferencial, es decir, a las distintas velocidades de rotación del Sol.

El Sol en su totalidad es una esfera de gas ionizado y por su rotación, es creado un campo magnético, similar a un dínamo gigantesco. Si al comienzo del ciclo, las líneas de los campos magnéticos aún están ordenados y se encuentran debajo de la superficie, se tuercen ahora cada vez más y son entrelazadas entre si, salen del Sol alcanzando finalmente la corona.

Y como último una fotografía de una protuberancia solar.
Con la gentil autorización de la NASA

Aún no sabemos mucho sobre estas apariciones, sin embargo, estos enormes arcos de gas enfriado, que parecen estar como congelados en la corona, son realmente impresionantes. Algunas protuberancias pueden permanecer durante semanas en el espacio, otra deja caer su material de nuevo sobre la superficie. También existen protuberancias, que se expanden explosivamente en el espacio empujado en una onda de presión. la corona hacia delante.

Este breve sumario sólo muestra unos pocos de los muchos fenómenos de nuestro Sol. Informaciones más profundas sobre nuestra estrella, aumentaría en demasía, el alcance de estas páginas. Pero a pesar de esta corta descripción, nunca deberíamos de perder de vista, que el Sol no es más que una de las miles de millones de estrellas en el universo, y que se desarrollan muchas otras fantásticas cosas más. ¡Todo esto y nuestra propia existencia, se la debemos única y exclusivamente a la más débil de las fuerzas naturales, la gravedad!

Última revisión: 27 de Marzo de 2009



Traducido del alemán por aagb: Abril de 2009
Con la gentil autorización de Werner Kasper, Mittelweg 1, D- 35117 Münchhausen, Abenteuer

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