EL SOL
Figura 1. El
sol. (Fuente: http://www.solarviews.com/span/sun).
El sol es la estrella más próxima a la Tierra y se encuentra a una
distancia promedio de 150 millones de kilómetros. Es la principal fuente
primaria de luz y calor para la
Tierra. Un análisis de su composición en función de su masa
establece que contiene un 71% de Hidrógeno, un 27% Helio, y un 2% de otros
elementos más pesados. Debido a que el Sol es gas y plasma, su rotación cambia
con la latitud: un periodo de 24 días en el ecuador y cerca de 36 días en los
polos (Ver tabla 1). La diferencia en la velocidad rotacional conjuntamente con
el movimiento de los gases altamente ionizados generan sus campos magnéticos
(Ver figura 2).
Figura 2. Campo magnético del
sol. (Fuente: http://www.solarviews.com/span/sun)
El Sol contiene más del 99% de toda la materia
del Sistema Solar y se formó hace 4.500 millones de años. Ejerce una fuerte
atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.
Tabla
1. El Sol en Números
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Masa (kg)
|
1,989x1030
|
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Masa (Tierra = 1)
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332.830
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Radio ecuatorial (km)
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695.000
|
|
Radio ecuatorial (Tierra =
1)
|
108,97
|
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Gravedad en su superficie
(Tierra=1)
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28
|
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Densidad
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1,41
|
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Período Rotacional (días)
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25-36
|
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Energía radiada por su
superficie (kw/m2)
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63.000
|
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Energía emitida por segundo
Ergios
Kilovatios
|
3,827x1033
3,96x1023
|
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Temperatura media en la
superficie
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5.800°K
|
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Edad (miles de millones de
años)
|
4,5
|
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Componentes químicos principales
Hidrógeno
Helio
Oxígeno
Carbono
Nitrógeno
Neón
Hierro
Silicio
Magnesio
Azufre
Otros
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Porcentaje*
92,1%
7,8%
0,061%
0,030%
0,0084%
0,0076%
0,0037%
0,0031%
0,0024%
0,0015%
0,0015%
|
*
Porcentaje en función del número de átomos.
(Elaborada
a partir de: http://www.solarviews.com/span/sun).
·
ESTRUCTURA SOLAR
El Sol se encuentra formado por seis regiones
principales (Figura 3):
-
El
núcleo, contiene un 40% de la
masa del Sol, menos del 2% del volumen total, ocupa un cuarto del radio solar y
genera el 90% de su energía, en un proceso de fusión termonuclear en el cual el
hidrógeno se transforma en helio. El hidrógeno contenido en el núcleo del Sol
se encuentra ionizado como protones, los cuales se fusionan formando núcleos
atómicos de helio, liberando energía en el proceso. Su temperatura se estima en
15 millones de grados Kelvin (°K) y su densidad de 150 gm/cm3.
-
La zona radiativa, circunda al núcleo; contiene un
gas tan denso, que los fotones o radiación electromagnética provenientes del
núcleo duran cientos de miles de años atravesando esta zona para poder llegar a
la superficie del Sol. La energía generada en el núcleo se difunde a través de
la zona radiativa por absorción y emisión atómica. Las temperaturas en esta
región alcanzan los 130.000 °K. Esta zona está localizada una distancia entre 160.000 km y 485.000 km del centro
solar.
-
Zona convectiva, es una región con mucha agitación donde circula el plasma y los gases
ascienden muy calientes, se enfrían y descienden. Esta circulación es el
principal mecanismo de transferencia de energía a la superficie solar. Estos
procesos convectivos son observados en la superficie del Sol como pequeños
gránulos y supergránulos en forma de celdas de 3.000 km de radio.
-
La Fotosfera, es
la superficie visible del Sol; rodea la zona convectiva; posee un espesor de
aproximadamente 300 Km,
es gaseosa y de baja densidad (10-8 g/cm3). Sus gases están fuertemente
ionizados y con la capacidad de absorber y emitir radiación. La mayor parte de
la radiación solar que nos llega proviene de esta capa, su temperatura es
cercana a los 5.800 °K. En
esta zona se observan áreas oscuras llamadas manchas solares las cuales son las
partes más frías de la superficie con temperaturas de 3.800 °K. Su tamaño es similar al de
un planeta; allí se presentan intensos rizos magnéticos.
-
La Cromosfera,
que está justo sobre la fotosfera, es una fina región de gas que se observa con
un color rojizo-anaranjado, de unos 10.000 Km de espesor. Es esencialmente
transparente a la radiación emitida desde la fotosfera.
-
La Corona, es
la tenue atmósfera exterior compuesta de un halo, el cual, sólo se ve durante
los eclipses totales de sol.
Figura
3.
Estructura del sol. (Fuente: Atlas solar. IDEAM, 2004).
·
FLUJOS SOLARES
Para efecto de utilización de la energía solar,
el Sol puede considerarse de manera simplificada como un cuerpo negro a una temperatura de 5.762°K. A esta temperatura el Sol
emite energía que se propaga por el espacio a la velocidad de la luz y
recorriendo la distancia media Sol-Tierra en 8 minutos 18 segundos; esta
notable lentitud del flujo de energía es de gran importancia para la vida en el
planeta Tierra, pues asegura un suministro estable de energía, minimizando
cualquier variación que pudiera ocurrir en el centro solar. La energía solar
que ingresa a la Tierra
representa su principal fuente energética; el Sol proporciona el 99,7% de la
energía usada para todos los procesos naturales.
La energía solar se crea en el interior del
Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones °K, con una presión altísima,
que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro
protones para formar partículas alfa
(núcleos de helio). Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones
juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de
energía. En este proceso, cada segundo, una masa aproximada de 4,4 millones de
toneladas irradia 3,96x1023 kilovatios. Un gramo de materia solar
libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.
La energía transmitida por las ondas
electromagnéticas no fluye en forma continua sino en forma de pequeños paquetes
de energía. A estos conjuntos discretos de energía se les denominan fotones. La
cantidad de energía de los fotones es menor o mayor según la longitud de la
onda electromagnética. La energía de los fotones de las ondas largas, como las
de radio y televisión es muy pequeña. En cambio, la energía de los fotones de
las ondas muy cortas, como los rayos X es grande.
En la parte superior de la atmósfera terrestre,
sobre una superficie perpendicular a la radiación, se presenta una potencia
promedio de 1.367 w/m2, cantidad denominada Constante Solar.
·
CICLO SOLAR
La energía producida por el
Sol no se emite uniformemente a través de su superficie sino que sufre
variaciones, con épocas de emisión máxima y otras de mínima, con un período
aproximado de 11 años. Este período se conoce como el Ciclo Solar.
En
la fotosfera (capa exterior del sol que se ve), se forman las manchas solares
(Ver figura 4), que son regiones de la superficie solar representadas por zonas
oscuras, frías, extremadamente magnetizadas y efímeras (una mancha solar
sólo dura unos pocos días o semanas antes de desaparecer. Tan pronto como una de ellas desaparece, otra
emerge y toma su lugar), cuyo diámetro puede superar los 130.000 Km y con
temperaturas del orden de los 3.800 a 4.000 °K. En las manchas solares las
líneas de los potentes campos magnéticos del sol emergen de la fotosfera y
forman en el exterior extensos bucles magnéticos locales. Estas erupciones se
deben a que la parte ecuatorial de la superficie solar gira más rápido que en
las otras latitudes. Los potentes campos magnéticos presentes en las manchas
inhiben el flujo local de calor procedente de las capas inferiores, de forma
que son unos 1.500 °K más frías (Smoluchowski,
1986) y por tanto más oscuras que el resto de la superficie visible. El número
de manchas solares en el sol no es constante y cambia en el período de 11 años
en promedio (Ver figura 5), estando la actividad solar directamente relacionada
con este ciclo.
Figura 4. Manchas solares. (Fuente: http://www.solarviews.com/span/sun.htm#intro).
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a.) Promedio anual del numero de manchas solares para el
periodo 1749-2005. (Fuente IDEAM)
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b.) Ciclos de manchas solares
pasadas y futuras (pronóstico según la NASA)
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Figura 5.
Numero de manchas solares pasadas y futuras.
Los
extremos del ciclo son el mínimo solar y el máximo solar. El ciclo solar no es
exactamente de 11 años. Su longitud, medida desde el mínimo hasta el máximo,
varía: el más corto puede ser de 9 años, y el más largo de 14. En el máximo, el
Sol se encuentra salpicado con manchas, llamaradas, y arroja miles de millones
de toneladas de nubes y gas electrificado hacia la Tierra. Es un buen
momento para observar las auroras. Fluctuaciones en la potencia eléctrica,
satélites inutilizados, defectos en el funcionamiento de los dispositivos de
los GPS, son ejemplos de lo que puede pasar durante el máximo de actividad
solar.
El
mínimo solar es diferente. Las manchas solares son pocas, a veces, pueden pasar
días o semanas sin una mancha. Las llamaradas solares disminuyen. Cuando
desaparecen las manchas solares, se produce un rompimiento de las líneas
magnéticas que generan el desprendimiento local y explosivo de enormes
cantidades de energía que transporta calor y gases de hidrogeno, eléctricamente
cargados y luminosos.
El
número de manchas solares es el mejor indicador conocido de la actividad solar
y sirve para predecir, con años de anticipación, cuando aparecerán los próximos
picos y valles. El último máximo del ciclo solar fue a finales del 2000 (Ver
figura 6). De este modo y según el Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA, el próximo mínimo solar
aparecerá a finales del 2006. La actividad solar se intensifica rápidamente
después del mínimo solar y de acuerdo a los últimos ciclos, el máximo solar ha
seguido al mínimo solar después de 4 años, por lo que el próximo máximo (ciclo
de manchas solares número 23) se presentará en el 2010.
Figura
6. Predicción
del número de manchas solares según el
Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA
La relación entre el clima y la actividad solar es fuerte y la
variabilidad solar es tomada como la principal y única fuente natural de la
variabilidad del clima de la
Tierra (Charvatova et al, 1995). Se han efectuado relaciones
entre el ciclo de once años de las manchas solares con el clima y parece
existir una respuesta en el comportamiento de algunos parámetros climáticos,
como la cantidad de ozono estratosférico y la temperatura de la Tierra y su atmósfera.
Algunas medidas y modelos indican que el ciclo solar es responsable de la
variación máxima de la temperatura estratosférica, aproximadamente entre 2 y 3 °K en la estratopausa, y de
una variación del orden del 5% del ozono en la alta estratosfera, a 43 km de altitud (Chandra et
al., 1994).
Actualmente el Sol se estudia desde satélites,
como el Observatorio Heliosférico y Solar
(SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta
ahora, no se habían podido estudiar.
Además de la observación con telescopios
convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que
analiza la corona solar; el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar
el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de
radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.
·
DISTANCIA TIERRA - SOL
La Tierra en su movimiento alrededor del sol
describe una órbita elíptica, algo desproporcionada, con uno de sus extremos un
poco más cerca del Sol que el otro y en la cual la distancia promedio Tierra -
Sol es de aproximadamente 149,46 x 106 Km, valor llamado Unidad Astronómica (U.A.).
La excentricidad de la órbita de la
Tierra es del 1,7%.
La orbita de la Tierra se puede describir
en coordenadas polares mediante la siguiente expresión:
UA (1-e2)
R
= ----------------------
(1+
e cosa)
Donde:
R = distancia Tierra-Sol
UA = Unidad
Astronómica
e = excentricidad
de la órbita terrestre (e = 0,01673)
a = posición angular de la Tierra en la órbita, la
cual se obtiene mediante la siguiente expresión:
2p (nd
– 1)
a
= --------------------------
365
nd = número del día del
año
Figura
7.
Movimiento de la tierra alrededor del sol.
(Fuente: Atlas solar. IDEAM, 2004).
En la figura 7, se muestra la posición angular (a)
de la Tierra
en la órbita. Cuando a = 0° la Tierra se encuentra más
cerca del Sol (Perihelio), esto ocurre en enero y la distancia Tierra-Sol es de
R = UA (1-e) = 0,983UA = 147,5 millones de km. En julio, cuando a
= 180°, la Tierra
se encuentra en la posición más alejada del Sol (Afelio), con una distancia
Tierra-Sol de R = UA (1+e) = 1,017UA = 152,6 millones de km.
Un Sol distante significa menos radiación solar para nuestro planeta.
Promediado sobre el globo, la radiación del Sol sobre la Tierra durante el afelio es
aproximadamente un 7% menos intensa de lo que es durante el perihelio.
Cuando se analiza el movimiento de rotación y translación de la Tierra se encuentra que su
eje de rotación, con respecto al plano de translación alrededor del sol, tiene
una inclinación de aproximadamente 23,45°.
Los patrones climáticos de las estaciones se originan principalmente por la
inclinación del eje de rotación. El ángulo formado entre el plano ecuatorial de
la Tierra y la
línea Tierra-Sol se denomina declinación solar (δ), como se aprecia en la
figura 8. El signo de la declinación es positivo (+) cuando el sol incide
perpendicularmente sobre algún lugar en el hemisferio norte, y negativo (-) cuando incide perpendicularmente
sobre algún lugar en el hemisferio sur.
Debido
al movimiento de la Tierra
alrededor del Sol, el valor de este ángulo varía durante el año. Su valor varía
entre -23,45°,
cuando el Sol se encuentra en la parte
