El sol: fuente de energía (página 2)

Generalidades

El Sol es una estrella corriente, es una de las 150 mil
millones de estrellas que componen la Vía Láctea y
se encuentra en un brazo periférico girando alrededor de
la galaxia en alrededor en un tiempo de 250
millones de años. Es el objeto mas grande del sistema solar y
contiene el 99.8% de toda la masa del conjunto planetario. Su
distancia media a la Tierra,
llamada Unidad Astronómica (U.A), son 150 millones de
Kilómetros (máxima 152.106.000 millones de Km. y
mínima 143.103.000 millones de Km.) una distancia que
recorre la luz solar en 8
minutos, mientras que la distancia a la Luna es solo 1,3
segundos-luz.  

Como todas las otras estrellas es una masa gaseosa con
una densidad media de
1.4g/cm3  (1.4 veces la del agua), tiene
un diámetro de 1.390.000 Km. con una masa de 1.98930 Kg. y
una temperatura en
su superficie de 5.800 K y en el núcleo de 15.600.000 K,
esto hace que el núcleo a pesar de tener una densidad muy
alta también sea gaseoso por la altísima
temperatura. 

El Sol está compuesto de un 75% de hidrógeno y 25% de Helio, llamado este
elemento así por que se descubrió mediante
espectroscopia sin haberse identificado previamente en la
Tierra. Otros
elementos químicos todos ellos denominados "metales" no
sobrepasan el 0.1%. 

El Sol rota sobre si mismo con un eje norte sur
perpendicular a la tierra con una inclinación solo de 7
grados. Gira en la misma dirección de la Tierra y se le definen un
Ecuador y
meridianos y paralelos para poder ubicar
sus diferentes marcas
superficiales. El Sol tiene una
rotación diferencial, de esta manera sus regiones
ecuatoriales giran mas rápido que las polares (25
días en el Ecuador y 37 días en los
polos).

Como se estudia el
sol

Al principio su estudio fue meramente observacional
deduciéndose su posición y desplazamiento con
respecto a los puntos geográficos de acuerdo a la
época del año y de esta manera se establecieron los
solsticios y los equinoccios, marcas para determinar la
estaciones. Posteriormente la observación directa del Sol utilizando los
recién llegados telescopios como el que uso
Galileo  mostraron que le Sol no era "perfecto" ya
que sobre su superficie se encontraron manchas que viajaban 
sobre ella. La protección usada por Galileo era
mínima, humo o capas de nubes esto, como era de esperarse,
lo llevo a sufrir ceguera en los últimos años de su
vida.

El estudio del espectro electromagnético
de la luz solar ha sido muy útil, este se realiza a
través de la  espectroscopia en la
cual la luz que proviene del sol se divide en sus componentes. De
acuerdo a las características físico
químicas de un elemento el espectro
electromagnético emitido por un cuerpo tendrá
características especiales. El físico Alemán
Joseph von Fraunhofer descubrió unas
líneas oscuras en el espectro de la luz solar que
recibieron su nombre, estas líneas reflejan la presencia
de elementos químicos en el sol que emiten o absorben
determinado rango de longitudes de onda, de esta manera
al comparar las líneas de Fraunhofer con las de los
elementos examinados en la Tierra se determinó la
composición atómica del Sol (63 elementos y 11
moléculas). Con el estudio de estas líneas de
emisión solar y de las características de los
espectros que ahora suman más de 25.000 se ha podido
determinar la temperatura, presión,
densidad y grado de turbulencia de las distintas zonas del
sol.

Mediante las espectrografía y utilizando el
llamado Efecto Zeeman que consiste en el
desdoblamiento de las líneas espectrales por campos
magnéticos, también se ha logrado medir y
cartografiar los campos magnéticos solares. El
astrónomo George Hale desarrolló el
espectroheliógrafo, aparato que
permitió el estudio del Sol en una sola longitud de onda
obteniéndose imágenes
en las longitudes de diferentes elementos
químicos. 

El estudio de la corona requirió por muchos
años ir a la caza de los eclipses solares, hasta
que Bernard Lyot construyó un
coronógrafo, un telescopio con un
aditamento que suplanta a la luna y permite el estudio de la
corona en forma continua. Finalmente, al superarse la atmósfera con naves
espaciales se han diseñado dispositivos de estudio solar
que captan rayos gamma y X entre otros, que son incapaces de
atravesar la ionosfera terrestre.

Posición del
sol en el Universo

Un rayo de luz (que viaja desde el Sol a aproximadamente
300.000 kilómetros por segundo) toma aproximadamente 8
minutos 19 segundos en alcanzar a la Tierra. La luz de los otros
soles, las estrellas, toma mas tiempo para alcanzar a la
Tierra.

La luz de la estrella más cercana, Alfa Centauro,
tarda más de cuatro años en llegar, y la luz del
centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, tarda
muchos miles de años. Debido a que el Sol esta tan cerca,
parece mucho mas grande que las otras estrellas, que son visibles
desde la Tierra como puntos luminosos incluso cuando son vistas a
través de los telescopios mas poderosos.

El Sol es una estrella enana amarilla, un tipo que es
común en la Vía Láctea, y la temperatura de
su superficie es de aproximadamente 5.800 K. El violento
núcleo del Sol. El Sol se ve como una esfera ardiente; de
hecho, es a menudo dibujado como un círculo con llamas que
lo rodean.

Pero el Sol en realidad esta demasiado caliente como
para que una reacción química de tipo
terrestre como la llama se produzca en su superficie.
Además, si el Sol produjera su energía al quemarse
hace ya millones de años que se habría quedado sin
combustible.

Se han formulado varias teorías
para explicar el tremendo rendimiento de la energía del
Sol. Una sostiene que cada uno de los trozos de materia en el
Sol ha estado
ejerciendo atracción gravitatoria sobre todos los
demás causando así el encogimiento del Sol,
haciéndolo mas compacto.

Este proceso,
llamado contracción gravitatoria, ocurre en algunas
estrellas y puede liberar mucha energía. Sin embargo, la
reducción gravitatoria podría producir
energía a lo sumo por 50 millones de años, mientras
la edad del Sol debe ser al menos igual a la de la Tierra, la
cual es de 4.500 millones de años.

La teoría
atómica dio finalmente una explicación. Los
científicos están ahora de acuerdo en que las
reacciones termonucleares son la fuente de la energía
solar. Los cálculos teóricos de Albert
Einstein mostraron que una cantidad pequeña de masa
puede convertirse en una gran cantidad de
energía.

La inmensa cantidad de materia en el Sol podría
proveer combustible para miles de millones de años de
reacciones atómicas. Se cree que el centro del Sol es una
masa sumamente densa de núcleos atómicos y
electrones con una temperatura extremadamente
caliente.

Su temperatura esta calculada en aproximadamente
15.000.000 grados K. Bajo estas condiciones, los núcleos
pueden chocar y fusionarse en nuevos y mas pesados
núcleos. Este es el tipo de reacción termonuclear
llamada reacción de fusión.

Durante tal reacción algo de la masa de los
núcleos se transforma en energía. Dos procesos
específicos, el ciclo del carbono y la
reacción de protón a protón, ocurren
más a menudo.

Intranquilidad en el
sol

El Sol es como un prodigioso horno nuclear. Cada
segundo, 6×1011 kg de hidrógeno (H) se transforman en
helio (He) y 4x 109 kg de materia se transforman en
energía, generando alrededor de 3,8 x 1023 kW. Aunque
durante mucho tiempo se lo consideró una esfera
inmaculada, hace más de 2.000 años que se
observaron manchas en el disco solar, pero fueron atribuidas a la
presencia ya sea de nubes oscuras en nuestra atmósfera o
de planetas entre
el Sol y la Tierra. Con los primeros telescopios, a partir de
1610, Galileo y otros astrónomos pudieron tener una
visión clara de la estructura de
las manchas y confirmar que las mismas estaban sobre la
superficie del Sol. La observación continua también
reveló que eran fenómenos transitorios: pueden
persistir durante varios días o aun varios meses, pero
finalmente se desvanecen. Esta era la primera evidencia de la
actividad solar.

Hace unos 100 años se pudo establecer que el
número de manchas tiene una variación
cíclica, con máximos cada 11 años
aproximadamente, a lo que se llama el ciclo solar. Poco
después del descubrimiento de esta periodicidad de la
actividad solar se observó una fuerte correlación
entre el número de manchas y el número de auroras
-una luminosidad momentánea resultante de la
precipitación de partículas sobre la
atmósfera-, tanto en las zonas boreales como en las
australes. También se descubrió que un aumento en
el número de manchas traía aparejado una mayor
frecuencia en las alteraciones del campo
magnético terrestre (las llamadas tormentas
magnéticas).

El estudio del espectro de la luz emitida por las
manchas mostró que eran regiones con temperaturas menores
que las de la fotosfera circundante. Son zonas con temperaturas
de alrededor de 4.300 K (algo más de 4.000 °C),
todavía más caliente que la llama de acetileno
utilizada para la soldadura de
metales, pero considerablemente más frías que los
6.000 K de la fotosfera. Además, las manchas son regiones
con campos magnéticos muy intensos, tanto como para
impedir el flujo de materia caliente hacia la
superficie.

Pero las manchas no son la única
manifestación de la actividad solar. Por el contrario,
acompañando la aparición de aquéllas existe
una cantidad de fenómenos fuertemente
correlacionados.

Para entender todas las manifestaciones de la actividad
solar y, en particular, los fenómenos transitorios que
afectan el medio ambiente
terrestre, es necesario tener una idea de la importancia de los
campos magnéticos presentes en la superficie del Sol. Si
bien su campo promedio es de aproximadamente 1 gauss (apenas un
poco mayor que el terrestre), aparecen aisladamente extensas
estructuras
magnéticas con campos muy intensos, de hasta varios miles
de gauss, en las manchas y zonas aledañas (regiones
activas). El Sol es, desde el punto de vista de su actividad
magnética, una estrella variable. Las manchas, las
regiones activas, los agujeros coronales (zonas de campo
magnético abierto hacia el espacio interplanetario donde
se origina el "viento solar"), varían en ciclos de 11
años. En la cromosfera, la región de
transición y la corona, tanto la estructura a largo plazo
como la dinámica de la materia están
determinadas por el campo magnético, ya que la baja
densidad de estas capas hace que la presión
magnética predomine sobre la presión del gas.

Producción de
energía

El Sol emite energía en todas las longitudes de
onda, pero no la misma cantidad en todas las longitudes. El 40%
está en la parte visible del espectro y el 50% en
infrarrojo y casi todo el resto en ultravioleta. La
emisión de rayos X y de
ondas de radio es baja y
solo aumenta en casos de eventos solares
explosivos. La energía producida por el Sol es de 386 mil
billones de megawatts. Cada segundo aproximadamente 700.000.000
toneladas de hidrógeno se fusionan y producen 695,000,000
toneladas de Helio y 5,000,000 toneladas de energía en
forma de rayos gamma, los que en su viaje hacia la superficie se
trasforman principalmente en longitudes de onda
visible. 

Fueron los estudios sobre radioactividad y las
conclusiones de Einstein sobre la conversión de materia en
grandes cantidades de energía lo que llevo al
físico ingles Arthur Eddington a proponer que algún
tipo de reacción en el denso núcleo del sol llevaba
a la transformación de materia en energía. Las
diferentes reacciones por medio de las cuales el Sol produce
energía son:

Las Reacciones Protón –
Protón en las cuales un núcleo de
hidrógeno se combinan para formar Helio, tiene cuatro
brazos. El primer brazo llamado PP Y se divide en tres
etapas:

• 1. Dos núcleos de hidrógeno (1H)
  se combinan para formar un isótopo de Hidrogeno
  llamado Deuterio (2H), en este paso uno de los dos protones
  se convierte en un neutrón liberando un
  positrón (e+)  y un neutrino (v):

1H + 1H = 2H + e+ + v

• 2. Un tercer protón (1H) se combina con
  el Deuterio (2H) y producen un isótopo de Helio (3He)
  Cuyo núcleo posee dos protones y un neutrón,
  esta reacción libera energía en forma de rayos
  gamma (g):

1H+ 2H = 3 He + g

• 3. En el último paso dos isótopos
  de Helio (3He) se combinan para formar Helio (4He)  y
  liberando dos protones:

3He+ 3He = 4He + 1H +
1H

En las siguientes ramas de la reacción
protón – protón el núcleo 3He sufre
diferentes cambios, estos producen un 15% de la energía
del sol y durante este brazo llamado PP II se forman
temporalmente Berilio y Litio hasta formar por esta vía
nuevamente Helio liberando energía en forma de rayos gamma
y neutrinos. Otra rama denominada PP III produce solo el 0.02% de
la energía solar e involucra reacciones
similares.

Neutrinos. Durante las reacciones en el
núcleo se producen otros elementos que son
pequeñísimas partículas que pueden atravesar
kilómetros y kilómetros de materia densa sin
siquiera percatarse de su presencia, a estos se les denominan
Neutrinos. El problema que durante muchos años
ocupó a los físicos solares fue que el cálculo
teórico de la cantidad de neutrinos liberados por el Sol
no concordaba con el recuento hecho en grandes receptores de
neutrinos (construcciones subterráneas con grandes y
profundos tanques, en donde en principio se colocaron inmensas
cantidades liquido con un isótopo de Cloro este al
reaccionar con algún neutrino daba lugar a átomos
de argón radiactivos que se contabilizaban). En la
actualidad se sabe que la diferencia radica en que los neutrinos
tienen diferentes características físico –
químicas es decir vienen en "sabores" diferentes (Neutrino
electrón, Neutrino muon y Neutrino tauon), el Sol solo
produce la variedad electrón que a su vez es la
única forma que se detecta por nuestros dispositivos en la
tierra. Se sabe ahora que los neutrinos en su trayecto del Sol a
la Tierra oscilan entre los diferentes tipos y como solo podemos
contabilizar una especie de ellos, el numero de neutrinos
contabilizados siempre será menos a los reales.

Las capas
solares

El Sol no es una esfera de gas homogéneo posee en
su exterior lo que se denomina atmósfera solar la cual se
ha dividido en 3 capas diferentes:

La corona puede observarse con un
instrumento llamado "Coronógrafo".

Los signos de la
actividad solar

8.1. GRÁNULOS Y
SUPERGRÁNULOS:

Sabemos que la energía procedente del interior
del Sol, de la fusión del
Hidrógeno, llega a la fotosfera viajando primero por
radiación,
pero luego, en los últimos 200.000 kms, por
convección, al modo en que viaja el vapor de agua de un
líquido hirviendo. Cuando aparece en la superficie del
sol, en la fotosfera, lo hace al modo de burbujas o celdas,
llamadas gránulos. La fotosfera, pues, no es uniforme, y
se producen gránulos, celdas o burbujas debido a la
convección. Pueden tener 1.500 o 2.000 kms de
diámetro, separados por zonas más oscuras. Duran
pocos minutos y desaparecen o se absorben por otros
gránulos. Un supergránulo es una zona de gran
número de gránulos (pueden presentar hasta 300
gránulos). Los supergránulos pueden durar 24 horas
y tener un diámetro de 30.000 kms.

8.2. MANCHAS Y
FÁCULAS:

Las manchas son zonas de la fotosfera de temperatura
menor que el resto (unos 1.000 K menos). Constan de una zona
interior más oscura llamada umbra y la zona exterior,
llamada penumbra. En ciertos casos la penumbra es apenas
perceptible. Las manchas se producen en la fotosfera del Sol en
los puntos en los que las líneas retorcidas del campo
magnético penetran en la esfera solar, al rechazar dicho
campo magnético a los gases
ionizados que acceden a la superficie en ese punto. Es decir, se
producen cuando el campo magnético que penetra en un
determinado punto rechaza a gases eléctricamente cargados
que acceden a la superficie solar, haciendo que disminuya en el
punto correspondiente la corriente de convección y, por
consiguiente, la temperatura, lo cual origina la oscuridad de la
mancha. Las manchas pueden tener una amplitud de 8.000 kms y
durar hasta dos meses, aunque lo usual es que duren semanas.
Pueden aparecer indistintamente en grupos de manchas o en
manchas individuales. Las manchas tienen un ciclo bien
conocido de unos 11,5 años (que varía
irregularmente un año más o menos), durante el cual
crece su número y vuelve a disminuir, mientras que el
cinturón en donde aparecen paulatinamente, se mueve hacia
el ecuador (aparece un nuevo cinturón al final del ciclo
mientras el viejo va desapareciendo). Se piensa que su magnetismo, a
diferencia del terrestre, se origina bastante cerca de la
superficie, debido a la relación existente entre el
período de rotación no uniforme del Sol (que
aumenta más de 2 días cuando nos movemos hacia los
polos) y la agitación constante del gas caliente cerca de
la superficie.

Las fáculas son zonas más brillantes,
blanquecinas, de la superficie fotosférica. También
las fáculas se originan en los puntos de
penetración de las líneas del campo
magnético distorsionadas cuando los gases que acceden a la
superficie no están eléctricamente cargados, es
decir, no ionizados, ya que se acelera el proceso de
convección y se origina un aumento de temperatura, al
tender a salir más rápidamente la energía
procedente del interior solar. Puede suceder, y es muy frecuente,
que en una corriente convectiva de gases emergentes al exterior
por el punto de tránsito de una línea del campo
magnético, alguna zona del interior esté ionizada,
pero el resto de los gases no. En este caso se produce una mancha
(por donde aparecen los gases ionizados) dentro de una
fácula (la zona exterior, por donde los gases emergentes
no están ionizados). Es decir, es muy usual que aparezcan
las manchas dentro de zonas más brillantes, y no al
revés.

MANCHA SOLAR

MANCHAS Y FACULAS

Las manchas solares constituyen quizás el
fenómeno más observado a todos los niveles por la
facilidad de observación y por considerarse siempre
claramente indicativo de la mayor o menor actividad del Sol. Se
acostumbra a usar, desde el siglo XIX, el llamado
número de WOLF para indicar el nivel de manchas
observados, aunque existe otra forma de medición , desde 1976, llamada
índice INTERSOL.

EL NÚMERO DE WOLF: El Número de
Wolf se obtiene mediante la expresión:

W = k . (10.g + m)

Donde es g el número total de grupos de manchas
observados, m es el número total de manchas, tanto
las que están en los grupos observados como las que
figuran individualmente en el disco fotosférico. El
valor k
es un factor de corrección, distinto para cada observador,
que depende del telescopio empleado, del sistema de
observación que utiliza, etc., al objeto de unificar los
criterios de observación del fenómeno. Esto es, si
un observador "ve" poco, se le asigna un valor de k >1,
si, en cambio "ve"
mucho, se le asigna un valor de k < 1. Existen muy
pocos observadores con un k = 1. El valor de k lo
asigna el centro Sunspot Data Center, de Bruselas. Aunque,
también, cualquier observador puede acabar
deduciéndolo si compara sus observaciones durante un
cierto periodo de tiempo con las publicadas por dicho centro
durante el mismo periodo.

EL ÍNDICE INTERSOL:

En cuanto al Sistema Intersol, podemos decir
que:

1. El índice INTERSOL se define
comoIS = gr + grfp + grf + efp + ef.

2. El significado de los términos es:

IS: Índice
INTER-SOL

gr: número de
grupos.

grfp: número de manchas con
penumbra pertenecientes a grupos. grf: número de
manchas sin penumbra pertenecientes a grupos. efp:
número de manchas con penumbra no pertenecientes a
ningún grupo.
ef: número de manchas sin penumbra no
pertenecientes a ningún grupo.

3. Cada umbra dentro de una penumbra se cuenta como un
grfp. 8.3. ESPÍCULAS:Las espículas
son llamaradas de entre 100 y 1000 kms de diámetro. Pueden
alcanzar 10.000 kms sobre la fotosfera. Duran de 5 a 10 minutos y
pueden alcanzar una temperatura de unos 10.000 K. Se desarrollan
en el interior de la Cromosfera solar.

Las espículas se originan en zonas
específicas generalmente en los límites de
los supergránulos, en donde también tienen lugar
grandes explosiones llamadas ráfagas las
cuales se asocian a un aumento considerable en la cantidad de
rayos X, microondas y
rayos cósmicos emitidos. 

8.4. PROTUBERANCIAS Y
FULGURACIONES:

Las protuberancias están formadas por
partículas altamente ionizadas y se producen en la corona
solar siguiendo las líneas del campo magnético del
Sol, al modo que las limaduras de hierro se
disponen siguiendo las líneas de un imán.Alcanzan
centenares de miles de kilómetros y presentan menor
temperatura que la corona solar, así como mayor densidad.
Se pueden establecer dos tipos: Protuberancias eruptivas:
alcanzan en pocas horas centenares de miles de kilómetros.
Protuberancias estáticas: que pueden durar hasta
tres meses, y que están formadas por materia atrapada en
los campos magnéticos.

Las fulguraciones consisten en una gran
liberación de energía por una fácula o por
un grupo de fáculas. Alcanzan el máximo en 20
minutos y desaparecen en horas. No se observan en el visible (se
necesitan los filtros llamados alfa). Tienen una extraordinaria
violencia
(equivalen a 20.000.000 de megatones) y alcanzan temperaturas de
500.000 K, pudiendo emitir en el espectro de los rayos
X.

8.5. EL FENÓMENO DEL VIENTO
SOLAR:

El Sol, que realiza la fusión del
hidrógeno nuclear generando Helio y expulsando al espacio
luz y calor, emite
en una banda que va desde los rayos X hasta las ondas de radio,
pero, además, realiza una emisión menos tangible:
el viento solar, una corriente continua de
partículas cargadas eléctricamente, que tarda unos
cuatro días en llegar a la Tierra, pero no llega a tocar a
nuestro planeta, pues está protegido por la magnetosfera
terrestre, una gran burbuja que define el campo magnético
terrestre, tendiendo a desviar al viento solar.

La magnetosfera terrestre tiende a desviar las oleadas
de las partículas eléctricas que constituyen el
viento solar al modo que la proa de un barco surca el oleaje. En
realidad, la corriente del viento solar tiende a ser desviada con
entrada por los polos magnéticos terrestres, tanto hacia
el polo norte
como hacia el polo sur, ya que es por esos puntos por donde se
definen las entradas de las líneas magnéticas de la
magnetosfera terrestre. Es en las zonas polares de nuestro
planeta a donde pueden llegar partículas cargadas
eléctricamente procedentes del viento solar,
partículas que al chocar con la atmósfera terrestre
producen los fenómenos conocidos como las auroras.
En el Polo Norte es la Aurora Boreal, y en el Polo Sur es
la Aurora Austral.

FENÓMENOS PRODUCIDOS POR LOS
VIENTOS SOLARES Y QUE SE REFLEJAN EN LA TIERRA

Autor:

Luis E. Peña
Pintado

Profesión: Química

Universidad: UNMSM –
Perú