El documento aborda la estructura y dinámica del Sol, incluyendo su núcleo, zonas radiativa y convectiva, y las diferentes capas de su atmósfera: fotosfera, cromósfera y corona. Se detallan los procesos de fusión nuclear que generan su energía, la naturaleza de las manchas solares y la actividad solar a lo largo del tiempo. Además, se mencionan sondas como Ulysses y Soho que estudian el Sol y el viento solar que emana de él.

1. El Sol

2. Ubicación del Sol en nuestra Galaxia

6. Estructura del Sol Núcleo (creación de energía) Zona radiante (transporte de energía) Zona conectiva (transporte de energía) Fotosfera (irradiación de luz visible) Cromósfera (prominencias solares) Corona (viento solar)

7. Estructura interna: zonas convectivas y radiativas ( Los tamaños no están a escala, son meramente orientativos)

8. Estructura

9. Núcleo El nucleo ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Se trata de la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados.

10. Cadena protón-protón La cadena protón-protón es una de las dos reacciones de fusión que se producen en las estrellas para convertir el hidrógeno en helio, el otro proceso conocido es el ciclo CNO. Las cadenas protón-protón son más importantes en estrellas del tamaño del Sol o menores. El balance global del proceso es el equivalente de unir cuatro protones para formar un núcleo de helio-4. La cadena pp es dominante a temperaturas de 10 a 14 megakelvins (MK).

11. Cadena protón-protón 4 protones (núcleos del elemento mas liviano: hidrogeno) se combinan a un núcleo de helio, liberando dos positrones, que se anulan con dos electrones emitiendo energía en forma de radiación electromagnética (“luz”)

12. Eficiencia de la fusión nuclear: Solo 0,7 % de la masa total del Hidrogeno se trasforma en energía, el resto (99,3%) corresponde a la masa del Helio Solo en un 10% de la masa total de la estrella (en su centro) hay condiciones favorables para la fusión nuclear (temperatura y presión elevada)

13. La ecuación de Einstein Energía eléctrica, creado en un año: En Chile: 48,6 · 10 9 kWh = 1,94 kg En USA: 3,8 · 10 12 kWh = 152 kg En el mundo entero: 15,3 · 10 12 kWh = 612 kg Equivalencia de masa y energía

14. Zona radiativa En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

15. Zona convectiva Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades.

16. Fotósfera Gran parte de la energía que recibimos del Sol es la luz visible (blanca) que emite la fotósfera. La fotósfera es una de las regiones más frías del Sol (6000 K), donde sólo una pequeña parte (0.1%) del gas está ionizado (en estado de plasma). La fotósfera es la parte más densa de la atmósfera solar, pero es muy tenue en comparación con la atmósfera de la Tierra (0.01% de la densidad del aire al nivel del mar). La fotósfera parece aburrida a primera vista: un disco con unos puntos negros. Sin embargo, en estas manchas solares son el sitio de campos magnéticos fuertes. Se piensa que en el campo magnético solar controla la compleja actividad solar. Los Magnetógrafos miden el campo magnético de la fotósfera.

17. Fotósfera La estructura de las granulaciones se debe a las corrientes de convección La luz de esta “ delgada” ( ~ 400 Km.) capa del Sol es la que vemos desde Tierra. Aparentemente la superficie del Sol es lisa y de un brillo uniforme, pero al hacer una ampliación descubrimos que tiene granulaciones.

18. Fotósfera Debido al gran calor proveniente del centro, el interior del Sol por debajo dela fotósfera (zona de convección) burbujea como una olla de agua hirviendo. Las burbújas de materia caliente que sube se ve en la fotósfera como regiones ligeramente brillosas. Las regiones más obscuras ocurren donde el plasma frío se sumerje hacia el interior. Este movimiento constante de convección se llama el patrón de granulación solar.

19. Cromósfera La cromósfera es una capa exterior a la fotósfera visualmente mucho más transparente. Su espesor es de aproximadamente unos 5.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromósfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα , una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotósfera alcanzando alturas de hasta 200.000 km produciendo erupciones solares espectaculares. ¡Mientras que se ven pequeños comparados con el Sol, estos chorros de plasma son realmente mas grande del tamaño de la Tierra!

20. Cromósfera Durante un eclipse total de Sol se aprecia la cromosfera como regiones rojas que rodean al disco solar. Detalles de la cromosfera en un eclipse total de Sol. Con un filtro especial (filtro H  que bloquea el resplandor de la fotosfera) podemos observar la cromosfera sin depender de los eclipses.

21. Corona solar La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera. Estas elevadísimas temperaturas son consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emite gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético.

22. Corona Es una de las capas más calientes del Sol (orden de los millones de grados kelvin). El coronógrafo es un aparato que tapa el disco solar permitiendo ver la Corona sin necesidad de un eclipse.

23. Corona La Corona vista en Rayos X. Note como se forman unos lazos en las zonas más brillantes.

25. Manchas solares Una mancha solar es una región del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada " umbra ", rodeada por una " penumbra " más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera . La umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotósfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotósfera. La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar.

26. Manchas Solares Una mancha solar tiene 2 regiones: Penumbra y Umbra Son de un color oscuro porque son regiones frías de la Fotosfera. Temp. Fotosfera = 6000K Temp. Mancha = 4000K

27. Manchas Solares Las manchas solares son regiones oscuras que aparecen en la fotosfera, cada cierto tiempo hay un máximo de estas manchas. Este máximo de manchas solares ocurren aproximadamente cada 11 años.

28. Con el paso del tiempo (días o semanas) una mancha solar cambia de forma hasta finalmente desaparecer.

29. Manchas Solares Rotación de Manchas Solares

30. Región Activa 9393 vista por el instrumento MDI del SOHO. Es el grupo de manchas solares más grande observado hasta ahora durante el ciclo solar actual. El 30 de marzo de 2001, el área de la mancha solar ocupó un área de más de 13 veces la superficie de la Tierra. Era la fuente de numerosas señales luminosas y coronales.

31. Actividad solar – 1975 - 2005

32. Manchas solares en los últimos 250 años

33. Manchas solares en los últimos 400 años

34. El Minimo de Maunder El mínimo de Maunder es el nombre dado al período de 1645 a 1715 D.C., cuando las manchas solares desaparecieron de la superficie del Sol, tal como observaron los astrónomos de la época. Recibe el nombre del astrónomo solar E.W. Maunder quién descubrió la carencia de manchas solares durante ese período estudiando los archivos de esos años. Durante un período de 30 años dentro del Mínimo Maunder, los astrónomos observaron aproximadamente 50 manchas solares, mientras que lo típico sería observar entre unas 40.000 y 50.000 manchas.

35. Diagrama de Mariposa Todas las manchas solares aparecen en ambos hemisferios en latitudes que van desde los 5º a los 40º. El punto de actividad solar más alta durante un ciclo es conocido como el Máximo Solar , y el punto de actividad más baja es el Mínimo Solar . Al principio de un ciclo, las manchas solares tienden aparecer en las latitudes más altas (unos 40º) y a medida que el ciclo se acerca a el máximo aparecen manchas con mayor frecuencia y cada vez a menos latitud (cerca del ecuador), hasta que se alcanza el máximo. Mientras esto ocurre aparecen las primeras manchas del ciclo siguiente a una latitud de unos 40º.

37. Reconstrucción de 11400 años de manchas solares

38. Rotación diferencial El Sol al ser una esfera gaseosa gira a diferentes latitudes. (Carrigton 1859) La rotación a 75º del ecuador solar es de 33 días. La rotación cerca de los polos puede ser mayor a 35 días.

39. Viento Solar La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo. La composición elemental del viento solar es idéntica a la de la corona del Sol: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas, formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre 200 y 889 km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s. El Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo en forma de viento solar.

40. Esta es una representación artística del viento solar acercándose a la Tierra y su magnetósfera. NASA.

41. Ulysses (sonda) Ulysses es una sonda espacial no tripulada diseñada para estudiar el Sol a todas las latitudes. La sonda, nombrada así por la traducción al latín de "Odisea", fue lanzada el 6 de octubre de 1990 por el transbordador espacial Discovery (misión STS-41) es una misión conjunta entre la NASA y la ESA. La sonda está equipada con instrumentos para caracterizar campos, partículas y polvo, y obtiene la energía de un generador termoeléctrico de radioisótopos

42. Ulysses (sonda)

43. Misión Ulysses Originalmente, el diseño constaba de dos sondas, las dos realizaría el viaje a Júpiter, pero uno se desviaría al polo norte solar y la otra al polo sur solar, así se tendrían controlados simultáneamente ambos polos. Debido a cortes en el presupuesto, se rediseñó una sola sonda, y se renombró como Ulysses, debido a la intrincada ruta que seguiría hasta la región polar solar.

44. La orbita de Ulysses

45. SOHO El Solar and Heliosferic Observatory (SOHO) es una sonda espacial lanzada el 2 de diciembre de 1995 para estudiar el sol, comenzando sus operaciones científicas en mayo de 1996. Es un proyecto conjunto entre la ESA y la NASA. Aunque originalmente se planeó como una misión de sólo dos años, SOHO continúa en funcionamiento tras más de diez años en el espacio. Además actualmente es la fuente principal de datos del sol en tiempo real tan necesarios para la predicción del tiempo espacial.

46. So lar and H eliosferic O bservatory ( SOHO )

47. 2005 December 1 SOHO's Uninterrupted View of the Sun

48. SOHO Los datos de actividad solar del SOHO se usan para predecir las llamaradas solares, que tan perjudiciales pueden resultar para los satélites.