15.1: La estructura y composición del sol

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Explicar en qué se diferencia la composición del Sol de la de la Tierra
• Describir las distintas capas del Sol y sus funciones
• Explicar lo que sucede en las diferentes partes de la atmósfera del Sol

El Sol, como todas las estrellas, es una enorme bola de gas extremadamente caliente, en gran parte ionizado, que brilla bajo su propio poder. Y sí queremos decir enorme. El Sol podría caber 109 Tierras lado a lado a través de su diámetro, y tiene suficiente volumen (ocupa suficiente espacio) para contener alrededor de 1.3 millones de Tierras.

El Sol no tiene una superficie sólida ni continentes como la Tierra, ni tiene un núcleo sólido (Figura\(\PageIndex{1}\)). Sin embargo, sí tiene mucha estructura y se puede discutir como una serie de capas, no muy diferente de una cebolla. En esta sección, describimos los enormes cambios que ocurren en el extenso interior y la atmósfera del Sol, y las erupciones dinámicas y violentas que ocurren diariamente en sus capas externas.

Figura\(\PageIndex{1}\) Tierra y Sol. Aquí, la Tierra se muestra a escala con parte del Sol y un lazo gigante de gas caliente que brota de su superficie. El cuadro muestra todo el Sol, más pequeño.

Algunas de las características básicas del Sol se enumeran en Tabla\(\PageIndex{1}\). Si bien algunos de los términos de esa tabla pueden resultarle desconocidos en este momento, los conocerá a medida que lea más.

Tabla\(\PageIndex{1}\) Características del Sol

Característica	Cómo se encuentra	Valor
Distancia media	Reflejo de radar de planetas	1 AU (149,597,892 km)
Distancia máxima desde la Tierra		1.521 × 10 ^8 km
Distancia mínima de la Tierra		1.471 × 10 ^8 km
Masa	Órbita de la Tierra	333,400 Masas terrestres (1.99 × 10 ^30 kg)
Diámetro angular medio	Medida directa	31'59".3
Diámetro de la fotosfera	Tamaño angular y distancia	109.3 × Diámetro de la Tierra (1.39 × 10 ^6 km)
Densidad media	Masa/volumen	1.41 g/cm ^3 (1400 kg/m ^3)
Aceleración gravitacional en la fotosfera (gravedad superficial)	\(GM/R^2\)	27.9 × Gravedad superficial terrestre = 273 m/s ^2
Constante solar	Instrumento sensible a la radiación en todas las longitudes de onda	1370 W/m ^2
Luminosidad	Constante solar × área de superficie esférica 1 AU en radio	3.8 × 10 ^26 W
Clase espectral	Spectrum	G2V
Temperatura efectiva	Derivado de la luminosidad y el radio del Sol	5800 K
Periodo de rotación en el ecuador	Manchas solares y desplazamiento Doppler en espectros tomados al borde del Sol	24 días 16 horas
Inclinación del ecuador a la eclíptica	Movimientos de manchas solares	7°10'.5

Composición de la Atmósfera del Sol

Comencemos preguntándonos de qué está hecha la atmósfera solar. Como se explica en Radiación y Espectros, podemos usar el espectro de líneas de absorción de una estrella para determinar qué elementos están presentes. Resulta que el Sol contiene los mismos elementos que la Tierra pero no en las mismas proporciones. Alrededor del 73% de la masa del Sol es hidrógeno, y otro 25% es helio. Todos los demás elementos químicos (incluidos los que conocemos y amamos en nuestro propio cuerpo, como el carbono, el oxígeno y el nitrógeno) constituyen solo el 2% de nuestra estrella. Los 10 gases más abundantes en la capa superficial visible del Sol se enumeran en la Tabla\(\PageIndex{2}\). Examine esa tabla y observe que la composición de la capa exterior del Sol es muy diferente a la corteza terrestre, donde vivimos. (En la corteza de nuestro planeta, los tres elementos más abundantes son el oxígeno, el silicio y el aluminio). Aunque no como la de nuestro planeta, la composición del Sol es bastante típica de las estrellas en general.

Tabla\(\PageIndex{2}\) La Abundancia de Elementos en el Sol

Elemento	Porcentaje por número de átomos	Porcentaje Por Masa
Hidrógeno	92.0	73.4
Helio	7.8	25.0
Carbono	0.02	0.20
Nitrógeno	0.008	0.09
Oxígeno	0.06	0.80
Neón	0.01	0.16
Magnesio	0.003	0.06
Silicio	0.004	0.09
Azufre	0.002	0.05
Hierro	0.003	0.14

El hecho de que nuestro Sol y las estrellas tengan todas composiciones similares y estén compuestas principalmente por hidrógeno y helio se mostró por primera vez en una brillante tesis en 1925 de Cecilia Payne-Gaposchkin, la primera mujer en obtener un doctorado en astronomía en Estados Unidos (Figura\(\PageIndex{2}\)). No obstante, la idea de que los gases de luz más simples —hidrógeno y helio— eran los elementos más abundantes en las estrellas fue tan inesperada y tan impactante que asumió que su análisis de los datos debía estar equivocado. En su momento, escribió: “La enorme abundancia derivada de estos elementos en la atmósfera estelar es casi seguro que no es real”. Incluso a los científicos a veces les resulta difícil aceptar nuevas ideas que no concuerden con lo que todo el mundo “sabe” que tiene razón.

Figura\(\PageIndex{2}\) Cecilia Payne-Gaposchkin (1900—1979). Su tesis doctoral de 1925 sentó las bases para comprender la composición del Sol y las estrellas. Sin embargo, al ser mujer, no se le dio un nombramiento formal en Harvard, donde trabajó, hasta 1938 y no fue nombrada profesora hasta 1956.

Antes de la obra de Payne-Gaposchkin, todos asumieron que la composición del Sol y las estrellas sería muy parecida a la de la Tierra. Fueron 3 años después de su tesis que otros estudios demostraron más allá de toda duda que la enorme abundancia de hidrógeno y helio en el Sol es efectivamente real. (Y, como veremos, la composición del Sol y las estrellas es mucho más típica de la composición del universo que la extraña concentración de elementos más pesados que caracteriza a nuestro planeta.)

La mayoría de los elementos que se encuentran en el Sol están en forma de átomos, con un pequeño número de moléculas, todo en forma de gases: el Sol está tan caliente que no importa puede sobrevivir como un líquido o un sólido. De hecho, el Sol está tan caliente que muchos de los átomos en él están ionizados, es decir, despojados de uno o más de sus electrones. Esta eliminación de electrones de sus átomos significa que hay una gran cantidad de electrones libres e iones cargados positivamente en el Sol, lo que lo convierte en un ambiente cargado eléctricamente, bastante diferente del neutro en el que estás leyendo este texto. (Los científicos llaman plasma a un gas ionizado tan caliente).

En el siglo XIX, los científicos observaron una línea espectral a 530.3 nanómetros en la atmósfera exterior del Sol, llamada corona (una capa que discutiremos en un minuto). Esta línea nunca se había visto antes, por lo que se asumió que esta línea era el resultado de un nuevo elemento encontrado en la corona, rápidamente llamado coronio. No fue sino hasta 60 años después que los astrónomos descubrieron que esta emisión se debía de hecho al hierro-hierro altamente ionizado con 13 de sus electrones despojados. Así descubrimos por primera vez que la atmósfera del Sol tenía una temperatura de más de un millón de grados.

Las Capas del Sol bajo la Superficie Visible

La figura\(\PageIndex{3}\) muestra cómo sería el Sol si pudiéramos ver todas las partes del mismo desde el centro hasta su atmósfera exterior; los términos de la figura te resultarán familiares a medida que sigas leyendo.

Figura\(\PageIndex{3}\) Partes del Sol. Esta ilustración muestra las diferentes partes del Sol, desde el núcleo caliente donde se genera la energía a través de regiones donde la energía se transporta hacia afuera, primero por radiación, luego por convección, y luego hacia afuera a través de la atmósfera solar. Las partes de la atmósfera también están etiquetadas como la fotosfera, la cromosfera y la corona. Se muestran algunas características típicas de la atmósfera, como agujeros coronales y prominencias.

Las capas del Sol son diferentes entre sí, y cada una juega un papel en la producción de la energía que el Sol finalmente emite. Comenzaremos con el núcleo y trabajaremos nuestra salida a través de las capas. El núcleo del Sol es extremadamente denso y es la fuente de toda su energía. Dentro del núcleo, se está liberando energía nuclear (de maneras que discutiremos en The Sun: A Nuclear Powerhouse). El núcleo es aproximadamente 20% del tamaño del interior solar y se cree que tiene una temperatura de aproximadamente 15 millones de K, lo que lo convierte en la parte más calurosa del Sol.

Por encima del núcleo hay una región conocida como la zona radiativa, llamada así por el modo primario de transportar energía a través de ella. Esta región comienza en aproximadamente el 25% de la distancia a la superficie solar y se extiende hasta aproximadamente el 70% del camino hasta la superficie. La luz generada en el núcleo es transportada a través de la zona radiativa muy lentamente, ya que la alta densidad de materia en esta región significa que un fotón no puede viajar demasiado lejos sin encontrarse con una partícula, lo que hace que cambie de dirección y pierda algo de energía.

La zona convectiva es la capa más externa del interior solar. Se trata de una capa gruesa de aproximadamente 200,000 kilómetros de profundidad que transporta energía desde el borde de la zona radiativa a la superficie a través de celdas gigantes de convección, similar a una olla de avena hirviendo. El plasma en la parte inferior de la zona convectiva es extremadamente caliente, y burbujea hacia la superficie donde pierde su calor al espacio. Una vez que el plasma se enfría, se hunde de nuevo al fondo de la zona convectiva.

Ahora que hemos dado una rápida visión general de la estructura de todo el Sol, en esta sección, nos embarcaremos en un viaje a través de las capas visibles del Sol, comenzando por la fotoesfera—la superficie visible.

La Fotosfera Solar

El aire de la Tierra es generalmente transparente. Pero en un día de smoggy en muchas ciudades, puede volverse opaco, lo que nos impide ver a través de él más allá de cierto punto. Algo similar sucede en el Sol. Su atmósfera exterior es transparente, lo que nos permite mirar a corta distancia a través de ella. Pero cuando tratamos de mirar a través de la atmósfera más profundamente hacia el Sol, nuestra vista está bloqueada. La fotosfera es la capa donde el Sol se vuelve opaco y marca el límite pasado que no podemos ver (Figura\(\PageIndex{4}\)).

Figura Fotosfera\(\PageIndex{4}\) Solar más Manchas Solares. Esta fotografía muestra la fotoesfera—la superficie visible del Sol. También se muestra una imagen ampliada de un grupo de manchas solares; se muestra el tamaño de la Tierra para su comparación. Las manchas solares aparecen más oscuras porque son más frías que sus alrededores. La temperatura típica en el centro de una mancha solar grande es de aproximadamente 3800 K, mientras que la fotosfera tiene una temperatura de alrededor de 5800 K. (crédito: modificación de obra por NASA/SDO)

Como vimos, la energía que emerge de la fotosfera se generó originalmente en lo profundo del Sol (más sobre esto en The Sun: A Nuclear Powerhouse). Esta energía está en forma de fotones, que se abren paso lentamente hacia la superficie solar. Fuera del Sol, solo podemos observar aquellos fotones que se emiten a la fotosfera solar, donde la densidad de los átomos es suficientemente baja y los fotones finalmente pueden escapar del Sol sin chocar con otro átomo o ion.

Como analogía, imagina que estás asistiendo a un gran rally en el campus y has encontrado un lugar privilegiado cerca del centro de la acción. Tu amiga llega tarde y te llama a tu celular para pedirte que te unas a ella al borde de la multitud. Tú decides que la amistad vale más que un lugar privilegiado, y así trabajas a través de la densa multitud para conocerla. Puedes moverte solo una corta distancia antes de chocar con alguien, cambiar de dirección e intentarlo de nuevo, abriéndote camino lentamente hacia el borde exterior de la multitud. Mientras tanto, tus esfuerzos no son visibles para tu amigo que espera en el borde. Tu amigo no te puede ver hasta que te acercas mucho al borde por todos los cuerpos en el camino. Así también los fotones que se abren paso a través del Sol chocan constantemente con átomos, cambiando de dirección, abriéndose camino lentamente hacia afuera, y haciéndose visibles solo cuando alcanzan la atmósfera del Sol donde la densidad de los átomos es demasiado baja para bloquear su progreso hacia afuera.

Los astrónomos han encontrado que la atmósfera solar cambia de casi perfectamente transparente a casi completamente opaca en una distancia de poco más de 400 kilómetros; es esta región delgada a la que llamamos la fotosfera, palabra que proviene del griego para “esfera de luz”. Cuando los astrónomos hablan del “diámetro” del Sol, se refieren al tamaño de la región rodeada por la fotosfera.

La fotosfera se ve nítida solo desde la distancia. Si estuvieras cayendo al Sol, no sentirías ninguna superficie sino que simplemente sentirías un aumento gradual en la densidad del gas que te rodea. Es mucho lo mismo que caer a través de una nube mientras se hace paracaidismo. Desde muy lejos, la nube parece como si tuviera una superficie afilada, pero no sientes una superficie al caer en ella. (Sin embargo, una gran diferencia entre estos dos escenarios es la temperatura. El Sol está tan caliente que te vaporizarían mucho antes de llegar a la fotosfera. El paracaidismo en la atmósfera terrestre es mucho más seguro.)

Podríamos señalar que la atmósfera del Sol no es una capa muy densa en comparación con el aire en la habitación donde estás leyendo este texto. En un punto típico de la fotosfera, la presión es inferior al 10% de la presión de la Tierra al nivel del mar, y la densidad es de aproximadamente una diezmilésima parte de la densidad atmosférica de la Tierra a nivel del mar.

Las observaciones con telescopios muestran que la fotosfera tiene un aspecto moteado, parecido a granos de arroz derramados sobre un mantel oscuro o una olla de avena hirviendo. Esta estructura de la fotosfera se llama granulación (ver Figura\(\PageIndex{5}\)). Los gránulos, que suelen tener entre 700 y 1000 kilómetros de diámetro (aproximadamente el ancho de Texas), aparecen como áreas brillantes rodeadas de regiones estrechas y oscuras (más frías). La vida útil de un gránulo individual es de solo 5 a 10 minutos. Aún más grandes son los supergránulos, que tienen aproximadamente 35,000 kilómetros de ancho (aproximadamente del tamaño de dos Tierras) y duran aproximadamente 24 horas.

Figura Patrón\(\PageIndex{5}\) de Granulación. Las marcas superficiales de las celdas de convección crean un patrón de granulación en esta dramática imagen (izquierda) tomada de la nave espacial japonesa Hinode. Se puede ver el mismo patrón cuando se calienta la sopa de miso. La imagen derecha muestra una mancha solar de forma irregular y gránulos en la superficie del Sol, vistos con el Telescopio Solar Sueco el 22 de agosto de 2003.

Los movimientos de los gránulos se pueden estudiar examinando los desplazamientos Doppler en los espectros de gases justo por encima de ellos (ver El efecto Doppler). Los gránulos brillantes son columnas de gases más calientes que se elevan a velocidades de 2 a 3 kilómetros por segundo desde debajo de la fotosfera. A medida que este gas ascendente llega a la fotosfera, se extiende, se enfría y se hunde nuevamente en las regiones más oscuras entre los gránulos. Las mediciones muestran que los centros de los gránulos son más calientes que las regiones intergranulares en 50 a 100 K.

Vea la acción de “ebullición” de la granulación en este video time-lapse de 30 segundos del Instituto Sueco de Física Solar.

La Cromosfera

Los gases exteriores del Sol se extienden mucho más allá de la fotosfera (Figura\(\PageIndex{6}\)). Debido a que son transparentes a la radiación más visible y emiten solo una pequeña cantidad de luz, estas capas externas son difíciles de observar. La región de la atmósfera del Sol que se encuentra inmediatamente por encima de la fotosfera se llama la cromosfera. Hasta este siglo, la cromosfera solo era visible cuando la fotosfera fue ocultada por la Luna durante un eclipse solar total (ver el capítulo sobre la Tierra, la Luna y el Cielo). En el siglo XVII, varios observadores describieron lo que les pareció una estrecha “raya” roja o “franja” alrededor del borde de la Luna durante un breve instante después de que la fotosfera del Sol hubiera sido cubierta. El nombre de cromosfera, del griego para “esfera coloreada”, se le dio a esta veta roja.

Figura\(\PageIndex{6}\) La Atmósfera del Sol. Imagen compuesta que muestra los tres componentes de la atmósfera solar: la fotosfera o superficie del Sol tomada con luz ordinaria; la cromosfera, fotografiada a la luz de la línea espectral roja fuerte de hidrógeno (H-alfa); y la corona vista con rayos X.

Las observaciones realizadas durante los eclipses muestran que la cromosfera tiene alrededor de 2000 a 3000 kilómetros de espesor, y su espectro consiste en líneas de emisión brillantes, lo que indica que esta capa está compuesta por gases calientes que emiten luz a longitudes de onda discretas. El color rojizo de la cromosfera surge de una de las líneas de emisión más fuertes en la parte visible de su espectro, la línea roja brillante causada por el hidrógeno, el elemento que, como ya hemos visto, domina la composición del Sol.

En 1868, las observaciones del espectro cromosférico revelaron una línea de emisión amarilla que no correspondía a ningún elemento previamente conocido en la Tierra. Los científicos rápidamente se dieron cuenta de que habían encontrado un nuevo elemento y lo llamaron helio (después de helios, la palabra griega para “Sol”). Tomó hasta 1895 para que el helio fuera descubierto en nuestro planeta. Hoy en día, los estudiantes probablemente estén más familiarizados con él como el gas ligero utilizado para inflar globos, aunque resulta ser el segundo elemento más abundante del universo.

La temperatura de la cromosfera es de unos 10.000 K. Esto quiere decir que la cromosfera está más caliente que la fotosfera, lo que debería parecer sorprendente. En todas las situaciones con las que estamos familiarizados, las temperaturas caen a medida que uno se aleja de la fuente de calor, y la cromosfera está más lejos del centro del Sol que la fotosfera.

La región de transición

El aumento de la temperatura no se detiene con la cromosfera. Por encima de ella se encuentra una región en la atmósfera solar donde la temperatura cambia de 10,000 K (típica de la cromosfera) a casi un millón de grados. La parte más calurosa de la atmósfera solar, que tiene una temperatura de un millón de grados o más, se llama corona. Apropiadamente, la parte del Sol donde ocurre el rápido aumento de temperatura se llama región de transición. Probablemente sólo tiene unas pocas decenas de kilómetros de espesor. La figura\(\PageIndex{7}\) resume cómo la temperatura de la atmósfera solar cambia desde la fotosfera hacia afuera.

Figura\(\PageIndex{7}\) Temperaturas en la Atmósfera Solar. En esta gráfica, la temperatura se muestra aumentando hacia arriba, y la altura por encima de la fotosfera se muestra aumentando hacia la derecha. Obsérvese el aumento muy rápido de la temperatura a lo largo de una distancia muy corta en la región de transición entre la cromosfera y la corona.

En 2013, la NASA lanzó el Espectrógrafo Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) para estudiar la región de transición para comprender mejor cómo y por qué ocurre este fuerte aumento de temperatura. IRIS es la primera misión espacial que es capaz de obtener imágenes de alta resolución espacial de las diferentes características producidas en este amplio rango de temperatura y ver cómo cambian con el tiempo y la ubicación (Figura\(\PageIndex{8}\)).

Figura\(\PageIndex{8}\) Porción de la Región de Transición. Esta imagen muestra una cinta gigante de gas relativamente frío enhebrando a través de la porción inferior de la corona caliente. Esta cinta (el término técnico es filamento) se compone de muchos hilos individuales. Películas de lapso de tiempo de este filamento mostraron que gradualmente se calentaba a medida que se movía a través de la corona. Los científicos estudian eventos como este para tratar de entender qué calienta la cromosfera y la corona a altas temperaturas. Los “bigotes” al borde del Sol son espículas, chorros de gas que disparan material desde la superficie del Sol y desaparecen a los pocos minutos. Esta única imagen da un indicio de lo complicado que es construir un modelo de todas las diferentes estructuras y mecanismos de calentamiento en la atmósfera solar.

Figura\(\PageIndex{3}\) y la gráfica roja en Figura\(\PageIndex{7}\) hacen que el Sol parezca más bien una cebolla, con cáscaras esféricas lisas, cada una con una temperatura diferente. Durante mucho tiempo, los astrónomos sí pensaron en el Sol de esta manera. Sin embargo, ahora sabemos que si bien esta idea de capas —fotosfera, cromosfera, región de transición, corona— describe bastante bien el panorama general, la atmósfera del Sol es realmente más complicada, con regiones calientes y frías entremezcladas. Por ejemplo, ahora se han encontrado nubes de gas monóxido de carbono con temperaturas más frías que los 4000 K a la misma altura por encima de la fotosfera que el gas mucho más caliente de la cromosfera.

La Corona

La parte más externa de la atmósfera del Sol se llama la corona. Al igual que la cromosfera, la corona se observó por primera vez durante los eclipses totales (Figura\(\PageIndex{9}\)). A diferencia de la cromosfera, la corona se conoce desde hace muchos siglos: fue referida por el historiador romano Plutarco y fue discutida con cierto detalle por Kepler.

La corona se extiende millones de kilómetros por encima de la fotosfera y emite aproximadamente la mitad de luz que la luna llena. La razón por la que no vemos esta luz hasta que ocurre un eclipse es la brillantez dominadora de la fotosfera. Así como las brillantes luces de la ciudad hacen que sea difícil ver la tenue luz estelar, también la intensa luz de la fotosfera oculta la tenue luz de la corona. Si bien el mejor momento para ver la corona desde la Tierra es durante un eclipse solar total, se puede observar fácilmente desde naves espaciales orbitando. Sus partes más brillantes ahora pueden ser fotografiadas con un instrumento especial —una coronagrafía— que elimina el resplandor del Sol de la imagen con un disco ocultante (una pieza circular de material sujeta de manera que está justo frente al Sol).

Figura\(\PageIndex{9}\) Coronagraph. Esta imagen del Sol fue tomada el 2 de marzo de 2016. El círculo oscuro más grande en el centro es el disco que bloquea el resplandor del Sol, permitiéndonos ver la corona. El círculo interno más pequeño es donde estaría el Sol si fuera visible en esta imagen.

Los estudios de su espectro muestran que la corona es muy baja en densidad. En el fondo de la corona, solo hay alrededor de 10 ⁹ átomos por centímetro cúbico, en comparación con alrededor de 10 ¹⁶ átomos por centímetro cúbico en la fotosfera superior y 10 ¹⁹ moléculas por centímetro cúbico a nivel del mar en la atmósfera terrestre. La corona se adelgaza muy rápidamente a mayores alturas, donde corresponde a un alto vacío según los estándares de laboratorio de la Tierra. La corona se extiende hasta el espacio —mucho más allá de la Tierra— que aquí en nuestro planeta, técnicamente estamos viviendo en la atmósfera del Sol.

El viento solar

Uno de los descubrimientos más notables sobre la atmósfera del Sol es que produce una corriente de partículas cargadas (principalmente protones y electrones) que llamamos viento solar. ¡Estas partículas fluyen hacia afuera desde el Sol hacia el sistema solar a una velocidad de aproximadamente 400 kilómetros por segundo (casi 1 millón de millas por hora)! El viento solar existe porque los gases en la corona son tan calientes y se mueven tan rápidamente que no pueden ser retenidos por la gravedad solar. (Este viento en realidad fue descubierto por sus efectos sobre las colas cargadas de los cometas; en cierto sentido, podemos ver las colas del cometa soplar en la brisa solar de la manera en que el viento calcetines en un aeropuerto o cortinas en una ventana abierta revolotean en la Tierra.)

Aunque el material del viento solar es muy, muy enrarificado (es decir, densidad extremadamente baja), el Sol tiene una superficie enorme. Los astrónomos estiman que el Sol está perdiendo alrededor de 1 a 2 millones de toneladas de material cada segundo a través de este viento. Aunque esto suena mucho, es tan trivial en comparación con la enorme masa del Sol que se puede descuidar mientras estudiamos el Sol.

¿De dónde en el Sol emerge el viento solar? En fotografías visibles, la corona solar aparece bastante uniforme y lisa. Sin embargo, las imágenes de rayos X y ultravioleta extremo muestran que la corona tiene bucles, penachos y regiones tanto brillantes como oscuras. Grandes regiones oscuras de la corona que son relativamente frías y silenciosas se denominan agujeros coronales (Figura\(\PageIndex{10}\)). En estas regiones, las líneas de campo magnético se extienden lejos en el espacio lejos del Sol, en lugar de volver a la superficie. El viento solar proviene predominantemente de agujeros coronales, donde el gas puede fluir lejos del Sol al espacio sin obstáculos por campos magnéticos. El gas coronal caliente, por otro lado, está presente principalmente donde los campos magnéticos lo han atrapado y concentrado.

Figura Agujero\(\PageIndex{10}\) Coronal. El área oscura visible cerca del polo sur del Sol en esta imagen de nave espacial Solar Dynamics Observer es un agujero coronal.

En la superficie de la Tierra, estamos protegidos hasta cierto punto del viento solar por nuestra atmósfera y el campo magnético de la Tierra (ver la Tierra como Planeta). Sin embargo, las líneas del campo magnético llegan a la Tierra en los polos magnéticos norte y sur. Aquí, las partículas cargadas aceleradas por el viento solar pueden seguir el campo hacia nuestra atmósfera. A medida que las partículas golpean moléculas de aire, hacen que brillen, produciendo hermosas cortinas de luz llamadas las auroras, o la aurora boreal y sureña (Figura\(\PageIndex{11}\)).

Figura\(\PageIndex{11}\) Aurora. El resplandor colorido en el cielo es el resultado de partículas cargadas en un viento solar que interactúa con los campos magnéticos de la Tierra. La impresionante exhibición capturada aquí ocurrió sobre el lago Jokulsarlon en Islandia en 2013.

Este video de la NASA explica y demuestra la naturaleza de las auroras y su relación con el campo magnético de la Tierra.

Conceptos clave y resumen

El Sol, nuestra estrella, tiene varias capas debajo de la superficie visible: el núcleo, la zona radiativa y la zona convectiva. Estas, a su vez, están rodeadas por una serie de capas que conforman la atmósfera solar. En orden de aumentar la distancia desde el centro del Sol, son la fotosfera, con una temperatura que oscila entre 4500 K y aproximadamente 6800 K; la cromosfera, con una temperatura típica de 104 K; la región de transición, una zona que puede tener solo unos pocos kilómetros de espesor, donde la temperatura aumenta rápidamente de 104 K a 106 K; y la corona, con temperaturas de unos pocos millones de K. La superficie del Sol está moteada con corrientes de convección ascendentes vistas como gránulos calientes y brillantes. Las partículas de viento solar fluyen hacia el sistema solar a través de agujeros coronales. Cuando tales partículas llegan a las proximidades de la Tierra, producen auroras, que son más fuertes cerca de los polos magnéticos de la Tierra. El hidrógeno y el helio juntos constituyen 98% de la masa del Sol, cuya composición es mucho más característica del universo en general que la composición de la Tierra.

Glosario

aurora

luz irradiada por átomos e iones en la ionosfera excitada por partículas cargadas del Sol, principalmente vistas en las regiones polares magnéticas

cromosfera

la parte de la atmósfera solar que se encuentra inmediatamente por encima de las capas fotosféricas

corona

(del Sol) la atmósfera exterior (caliente) del Sol

agujero coronal

una región en la atmósfera exterior del Sol que parece más oscura porque allí hay menos gas caliente

granulación

la estructura de grano de arroz de la fotosfera solar; la granulación es producida por corrientes ascendentes de gas que son ligeramente más calientes, y por lo tanto más brillantes, que las regiones circundantes, que fluyen hacia abajo hacia el Sol

fotosfera

la región de la atmósfera solar (o estelar) de la que la radiación continua escapa al espacio

plasma

un gas ionizado caliente

viento solar

un flujo de partículas calientes y cargadas que salen del Sol

región de transición

la región en la atmósfera del Sol donde la temperatura aumenta muy rápidamente desde las temperaturas relativamente bajas que caracterizan a la cromosfera hasta las altas temperaturas de la corona