objetivos de aprendizaje
al final de esta sección, usted será capaz de:
- explicar cómo la composición del Sol difiere de la de la tierra
- describir las diversas 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 queremos decir enorme., El Sol podría caber 109 tierras una al lado de la otra 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 o continentes como la tierra, ni tiene un núcleo sólido (Figura 1). Sin embargo, tiene mucha estructura y se puede discutir como una serie de capas, no a diferencia de una cebolla. En esta sección, describimos los enormes cambios que ocurren en el extenso interior y atmósfera del sol, y las erupciones dinámicas y violentas que ocurren diariamente en sus capas externas.,
la Figura 1. La tierra y el sol: aquí, la Tierra se muestra a escala con parte del sol y un bucle gigante de gas caliente en erupción desde su superficie. El recuadro muestra todo el sol, más pequeño. (crédito: modificación del trabajo por SOHO/EIT/ESA)
algunas de las características básicas del Sol se enumeran en la tabla 1. Aunque algunos de los Términos en esa tabla pueden ser desconocidos para usted en este momento, los conocerá a medida que lea más.
| la Tabla 1., Características del Sol | ||
|---|---|---|
| Característica | Cómo Encontrar | Valor |
| Media distancia | Radar reflexión de los planetas | 1 AU (149,597,892 km) |
| Máxima distancia de la Tierra | 1.521 × 108 km | |
| distancia Mínima de la Tierra | 1.471 × 108 km | |
| Masa | Órbita de la Tierra | 333,400 Tierra de las masas (1.99 × 1030 kg) |
| Significa diámetro angular | medida Directa | 3159.,3 |
| Diameter of photosphere | Angular size and distance | 109.3 × Earth diameter (1.39 × 106 km) |
| Mean density | Mass/volume | 1.41 g/cm3
(1400 kg/m3) |
| Gravitational acceleration at photosphere (surface gravity) | GM/R2 | 27.9 × Earth surface gravity = 273 m/s2 |
| Solar constant | Instrument sensitive to radiation at all wavelengths | 1370 W/m2 |
| Luminosity | Solar constant × area of spherical surface 1 AU in radius | 3.,8 × 1026 W |
| clase espectral | Spectrum | G2V |
| temperatura efectiva | derivada de la luminosidad y el radio del Sol | 5800 K |
| período de rotación en el Ecuador | Manchas Solares y desplazamiento Doppler en 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 preguntando de qué está hecha la atmósfera solar. Como se explica en radiación y espectros, podemos usar el espectro de la línea 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 aquellos que conocemos y amamos en nuestros propios cuerpos, 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 1. Examine esa tabla y observe que la composición de la capa exterior del sol es muy diferente de 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 es como el de nuestro planeta, la composición del sol es bastante típica de las estrellas en general.,
| Table 1. The Abundance of Elements in the Sun | ||
|---|---|---|
| Element | Percentage by Number of Atoms | Percentage By Mass |
| Hydrogen | 92.0 | 73.4 |
| Helium | 7.8 | 25.0 |
| Carbon | 0.02 | 0.20 |
| Nitrogen | 0.008 | 0.09 |
| Oxygen | 0.06 | 0.80 |
| Neon | 0.,01 | 0.16 |
| Magnesium | 0.003 | 0.06 |
| Silicon | 0.004 | 0.09 |
| Sulfur | 0.002 | 0.05 |
| Iron | 0.003 | 0.14 |
Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., 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. (crédito: Smithsonian Institution)
El hecho de que nuestro Sol Y Las estrellas tienen composiciones similares y se componen principalmente de hidrógeno y helio se mostró por primera vez en una brillante tesis en 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin, la primera mujer en obtener un doctorado en astronomía en los Estados Unidos (Figura 2)., Sin embargo, la idea de que los gases ligeros más simples—hidrógeno y helio—eran los elementos más abundantes en las estrellas era tan inesperada y tan impactante que asumió que su análisis de los datos debía ser incorrecto. En ese momento, escribió, » la enorme abundancia derivada de estos elementos en la atmósfera estelar es casi seguro que no es real.»Incluso los científicos a veces encuentran difícil aceptar nuevas ideas que no están de acuerdo con lo que todos «saben» que es correcto.
antes del trabajo de Payne-Gaposchkin, todos asumían que la composición del sol y las estrellas sería muy similar a la de la Tierra., Fue 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 de hecho 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, todas en forma de gases: el sol es tan caliente que ninguna materia puede sobrevivir como un líquido o un sólido., De hecho, el sol es 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 entorno cargado eléctricamente, bastante diferente del neutro en el que está leyendo este texto. (Los científicos llaman plasma a un gas ionizado caliente.)
En el siglo xix, los científicos observaron una línea espectral en 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 coronium. No fue hasta 60 años más tarde que los astrónomos descubrieron que esta emisión se debía de hecho al hierro altamente ionizado—hierro con 13 de sus electrones despojados. Así es como descubrimos por primera vez que la atmósfera del Sol tenía una temperatura de más de un millón de grados.,
las capas del sol debajo de la superficie Visible
Figura 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 a través de la atmósfera solar. Las partes de la atmósfera también se denominan fotosfera, cromosfera y corona. Se muestran algunas características típicas en la atmósfera, como agujeros coronales y prominencias., (crédito: modificación del trabajo de NASA/Goddard)
La Figura 3 muestra cómo se vería el sol si pudiéramos ver todas las partes de él desde el centro hasta su atmósfera exterior; los Términos de la figura se volverán familiares a medida que siga leyendo.
Las capas del sol son diferentes entre sí, y cada una juega un papel en la producción de la energía que el sol emite en última instancia. Comenzaremos con el núcleo y trabajaremos para salir 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 el sol: una central Nuclear). El núcleo tiene aproximadamente el 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 caliente del Sol.
Por encima del núcleo hay una región conocida como la zona radiativa, llamada así por el modo primario de transporte de energía a través de ella. Esta región comienza a aproximadamente el 25% de la distancia a la superficie solar y se extiende hasta aproximadamente el 70% del camino a la superficie., La luz generada en el núcleo se transporta 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 encontrar 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. Es 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 células de convección gigantes, similares a una olla de avena hirviendo., El plasma en la parte inferior de la zona convectiva es extremadamente caliente, y burbujea a la superficie donde pierde su calor al espacio. Una vez que el plasma se enfría, se hunde de nuevo a la parte inferior de la zona convectiva.
ahora que hemos dado una visión general rápida de la estructura de todo el sol, en esta sección, nos embarcaremos en un viaje a través de las capas visibles del Sol, comenzando con la fotosfera, la superficie visible.
La Fotosfera Solar
la Figura 4., Fotosfera Solar más manchas solares: esta fotografía muestra la fotosfera – la superficie visible del Sol. También se muestra una imagen ampliada de un grupo de manchas solares; el tamaño de la Tierra se muestra para la comparación. Las manchas solares parecen 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 aproximadamente 5800 K. (crédito: modificación del trabajo de la NASA/SDO)
el aire de la Tierra es generalmente transparente., Pero en un día de smog en muchas ciudades, puede volverse opaco, lo que nos impide ver a través de él más allá de un 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 en el sol, Nuestra Vista se bloquea. La fotosfera es la capa donde el sol se vuelve opaco y marca el límite pasado que no podemos ver (Figura 4).,
Como vimos, la energía que emerge de la fotosfera se generó originalmente en las profundidades 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, imagine que está asistiendo a un gran mitin del campus y ha 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. Usted decide que la amistad vale más que un lugar privilegiado, y por lo que trabajar su camino a través de la densa multitud para conocerla. Puede moverse solo una corta distancia antes de chocar con alguien, cambiar de dirección y volver a intentarlo, abriéndose camino lentamente hacia el borde exterior de la multitud., Mientras tanto, sus esfuerzos no son visibles para su amigo que espera en el borde. Tu amigo no puede verte hasta que estés muy cerca del borde debido a todos los cuerpos en el camino. Así también los fotones que se abren paso a través del Sol chocan constantemente contra los átomos, cambian de dirección, se abren camino lentamente hacia afuera, y se hacen 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 delgada región a la que llamamos fotosfera, una 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 solo sentirías un aumento gradual en la densidad del gas que te rodea., Es lo mismo que caer a través de una nube mientras se hace paracaidismo. Desde lejos, la nube parece tener una superficie afilada, pero no se siente una superficie al caer en ella. (Una gran diferencia entre estos dos escenarios, sin embargo, es la temperatura. El sol está tan caliente que serías vaporizado mucho antes de llegar a la fotosfera. El paracaidismo en la atmósfera de la Tierra es mucho más seguro.)
la Figura 5., Patrón de granulación: las marcas superficiales de las células de convección crean un patrón de granulación en esta dramática imagen (izquierda) tomada de la nave espacial japonesa Hinode. Puedes ver el mismo patrón cuando calientas la sopa de miso. La imagen de la 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., (crédito a la izquierda: modificación del trabajo de Hinode JAXA/NASA/PPARC; crédito a la derecha: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
podemos notar que la atmósfera del sol no es una capa muy densa en comparación con el aire en la habitación donde está leyendo este texto. En un punto típico de la fotosfera, la presión es inferior al 10% de la presión de la Tierra a 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 5) gránulos, que son típicamente de 700 a 1000 kilómetros de diámetro (aproximadamente el ancho de Texas), aparecen como áreas brillantes rodeadas de regiones estrechas, más oscuras (más frías). La vida útil de un gránulo individual es de solo 5 a 10 minutos., Aún más grandes son las supergránulas, que tienen aproximadamente 35,000 kilómetros de diámetro (aproximadamente del tamaño de dos tierras) y duran aproximadamente 24 horas.
los movimientos de los gránulos se pueden estudiar examinando los cambios Doppler en los espectros de los gases justo por encima de ellos (véase 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 de nuevo en las regiones más oscuras entre los gránulos., Las mediciones muestran que los centros de los gránulos son más calientes que las regiones intergranulares de 50 a 100 K.
La Cromosfera
la Figura 6., La atmósfera del Sol: imagen compuesta que muestra los tres componentes de la atmósfera solar: la fotosfera o superficie del Sol tomada en luz ordinaria; la cromosfera, fotografiada a la luz de la fuerte línea espectral roja del hidrógeno (H-alfa); y la corona vista con rayos X. (crédito: modificación del trabajo de la NASA)
los gases exteriores del Sol se extienden mucho más allá de la fotosfera (Figura 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 cromosfera. Hasta este siglo, la cromosfera era visible solo cuando la fotosfera estaba oculta 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 cromosfera, del griego para «esfera de color», se le dio a esta raya roja.,
Las observaciones realizadas durante los eclipses muestran que la cromosfera tiene entre 2000 y 3000 kilómetros de espesor, y su espectro consiste en líneas de emisión brillantes, lo que indica que esta capa está compuesta de gases calientes que emiten luz en 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 (por helios, la palabra griega para «Sol»). Se tardó hasta 1895 en descubrir el helio en nuestro planeta. Hoy en día, los estudiantes están probablemente más familiarizados con él como el gas ligero utilizado para inflar globos, aunque resulta ser el segundo elemento más abundante en el universo.
la temperatura de la cromosfera es de unos 10.000 K., Esto significa que la cromosfera es 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
la Figura 7. Temperaturas en la atmósfera Solar: en este gráfico, la temperatura se muestra aumentando hacia arriba, y la altura sobre la fotosfera se muestra aumentando hacia la derecha., Nótese el rápido aumento de la temperatura en una distancia muy corta en la región de transición entre la cromosfera y la corona.
el aumento de La temperatura no se detiene con la cromosfera. Por encima de ella hay una región en la atmósfera solar donde la temperatura cambia de 10.000 K (típico de la cromosfera) a casi un millón de grados. La parte más caliente de la atmósfera solar, que tiene una temperatura de un millón de grados o más, se llama la corona. Apropiadamente, la parte del Sol donde se produce el rápido aumento de la temperatura se llama la región de Transición., Es probablemente solo unas pocas decenas de kilómetros de espesor. La figura 7 resume cómo cambia la temperatura de la atmósfera solar desde la fotosfera hacia el exterior.
en 2013, la NASA lanzó el espectrógrafo de imágenes de la región de interfaz (IRIS) para estudiar la región de transición para comprender mejor cómo y por qué se produce este fuerte aumento de la 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 temperaturas y ver cómo cambian con el tiempo y la ubicación (Figura 8).,
La Figura 3 y el gráfico rojo de la Figura 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 realmente pensaron en el sol de esta manera. Sin embargo, ahora sabemos que mientras 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 4000 K a la misma altura sobre la fotosfera que el gas mucho más caliente de la cromosfera.
la Figura 8. Una imagen de una porción de la región de transición de la corona, que muestra un filamento, o estructura en forma de cinta formada por muchos hilos individuales
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 9)., A diferencia de la cromosfera, la corona ha sido conocida durante muchos siglos: fue mencionada por el historiador romano Plutarco y discutida en detalle por Kepler.
la Figura 9. Coronógrafo: 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, lo que nos permite ver la corona. El círculo interno más pequeño es donde estaría el sol si fuera visible en esta imagen., (crédito: modificación del trabajo de NASA/SOHO)
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 el brillo abrumador de la fotosfera. Así como las brillantes luces de la ciudad hacen que sea difícil ver la tenue luz de las estrellas, así 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 una nave espacial en órbita., Sus partes más brillantes ahora se pueden fotografiar con un instrumento especial—un coronógrafo—que elimina el resplandor del sol de la imagen con un disco de ocultación (una pieza circular de material que se mantiene justo delante del Sol).
Los estudios de su espectro muestran que la corona es muy baja en densidad. En la parte inferior de la corona, solo hay alrededor de 109 Átomos por centímetro cúbico, en comparación con aproximadamente 1016 Átomos por centímetro cúbico en la fotosfera superior y 1019 moléculas por centímetro cúbico a nivel del mar en la atmósfera de la Tierra., La corona se adelgaza muy rápidamente a mayores alturas, donde corresponde a un alto vacío según los estándares de laboratorio de tierra. La corona se extiende tan lejos en el espacio—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 desde el sol hacia el sistema solar a una velocidad de unos 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 fue descubierto por sus efectos sobre las colas cargadas de los cometas; en cierto sentido, podemos ver las colas de los cometas soplar en la brisa solar de la manera en que los calcetines de viento en un aeropuerto o las cortinas en una ventana abierta revolotean en la Tierra.)
aunque el material del viento solar es muy, muy raro (i. e.,, densidad extremadamente baja), el Sol tiene una superficie enorme. Los astrónomos estiman que el sol está perdiendo alrededor de 10 millones de toneladas de material cada año a través de este viento. Si bien esta cantidad de masa perdida parece grande para los estándares de la Tierra, es completamente insignificante para el sol.
la Figura 10. Agujero Coronal: el área oscura visible cerca del polo sur del sol en esta imagen de la nave espacial Solar Dynamics Observer es un agujero coronal. (crédito: modificación del trabajo de NASA/SDO)
¿de dónde en el sol emerge el viento solar?, En las 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 brillantes y oscuras. Las grandes regiones oscuras de la corona que son relativamente frías y tranquilas se llaman agujeros coronales (Figura 10). En estas regiones, las líneas del campo magnético se extienden hacia 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 desde el sol hacia el 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.
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 un planeta). Sin embargo, las líneas del campo magnético entran en 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, las hacen brillar, produciendo hermosas cortinas de luz llamadas auroras, o luces del Norte y del Sur (Figura 11)
Figura 11. Aurora: el colorido resplandor 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., (crédito: Moyan Brenn)
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. Estos, a su vez, están rodeados por una serie de capas que conforman la atmósfera solar., En orden de distancia creciente 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 surgentes vistas como gránulos calientes y brillantes. Las partículas del viento solar fluyen hacia el sistema solar a través de agujeros coronales., Cuando tales partículas alcanzan la vecindad de la Tierra, producen auroras, que son más fuertes cerca de los polos magnéticos de la Tierra. El hidrógeno y el helio juntos constituyen el 98% de la masa del Sol, cuya composición es mucho más característica del universo en general que la composición de la Tierra.,on es producido 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 cargadas calientes que salen del sol
región de transición: la región en la atmósfera del Sol donde la temperatura se eleva muy rápidamente desde las temperaturas relativamente bajas que caracterizan a la cromosfera a las altas temperaturas de la corona
