Seleccionar página

El Sol es una bola de plasma nuclear tan grande que su propio peso evita que explote. Muy fresco, pero también bastante caliente. Sin embargo, el Sol tiene una estructura interior complicada y variaciones de temperatura sorprendentemente grandes, tanto sobre como debajo de su superficie. Hoy, vamos a ver por qué es esto y cómo lo sabemos.

Una imagen compuesta de Pumpkin Sun creada por la NASA en 2014. De color amarillo dorado, con regiones activas más brillantes para una apariencia particularmente similar a la de Halloween. Créditos de la imagen NASA.

Muchas de las cosas que suceden en la Tierra son, en última instancia, impulsadas por la energía del Sol. Vemos esa energía como la luz del sol, la sentimos caliente en nuestra piel en un día despejado. Impulsa los vientos y alimenta los ciclos de lluvia. Casi toda la vida en la Tierra se alimenta de plantas que capturan la luz solar. Entonces, es muy afortunado para nosotros que el Sol produzca una cantidad monumental de energía. Solo una fracción de su producción llega a nuestro planeta, ya que gran parte se pierde en el tránsito, se refleja o se irradia desde la Tierra hacia el vacío. Aun así, es mucho más de lo que sabemos qué hacer con él, y solo alrededor del 1% es suficiente para mantener vivas a todas las plantas de la Tierra.

La energía nunca se pierde ni se crea, sino que se transforma de un sabor a otro. Aún así, no todos son iguales, y el calor parece ser la línea de base en la que todos los demás eventualmente se degradan. El Sol, por lo tanto, se calienta bastante.

¿Qué tan caliente?

Depende de muchos factores, principalmente de dónde exactamente está tomando la medición. Hay mucha variación aquí.

En primer lugar está el núcleo de los Suns. Aquí es donde realmente tiene lugar la reacción de fusión que impulsa a la estrella. Debido a la gran masa de gas que presiona el núcleo, la presión ambiental aquí es inmensa. Las temperaturas también son extremadamente altas, debido a lo comprimido que se vuelve todo. Esto es ideal, porque se necesitan condiciones tan extremas para que se produzca la fusión. Hasta donde sabemos, las temperaturas en el centro del Sol pueden alcanzar más de 15 millones C (27 millones F), lo cual es mucho.

Créditos de la imagen NASA, editada para mayor claridad.

La siguiente capa de la estrella es su zona radiativa. La energía del núcleo sale hacia esta área, transportada por cuerpos de átomos ionizados sobrecalentados, donde queda atrapada. Pasa hasta 1 millón de años aquí, antes de finalmente lograr escapar de los fuertes campos gravitatorios y electromagnéticos y llegar a la zona convectiva. Esta zona representa la capa superior del núcleo del Sol, y se cree que las temperaturas aquí rondan los 2 millones C (3,5 millones F).

El plasma caliente de esta zona convectiva puede burbujear hacia la superficie del Sol. La siguiente capa que encuentra es la fotosfera, que está a unos 5500 C (10 000 F), significativamente más fría en comparación con la capa anterior. Es aquí donde la radiación producida dentro de la estrella puede ser percibida por primera vez como luz por un observador externo. Una fotosfera (esfera de luz en griego antiguo) se define como la región más profunda de un cuerpo emisor de luz que todavía es transparente a los fotones de ciertas longitudes de onda. En otras palabras, la fotosfera comienza donde el plasma del Sol se vuelve lo suficientemente transparente como para que la luz pueda escapar.

Sin embargo, la fotosfera no es uniforme. Las áreas de intensa actividad electromagnética producen manchas solares, que son más oscuras y frías que su entorno; las temperaturas en el centro de una mancha solar pueden descender a mínimos de 4000 C (7300 F).

La siguiente capa, la cromosfera (esfera de colores en griego antiguo), es un poco más fría, a unos 4320 C (7800 F) en promedio. La luz de esta capa es, por lo tanto, más tenue y, por lo general, no la vemos. Pero, durante un eclipse solar (cuando la luna cubre el sol), esta es la parte realmente elegante que se ve alrededor de su contorno, el borde rojo que rodea al Sol. Este color es emitido por el alto contenido de hidrógeno gaseoso en la cromosfera.

  • Bucles coronales, bandas de gas ionizado atrapadas por los campos magnéticos agitados del Sol, fotografiadas por NASA TRACE. A menudo se asocian con las manchas solares. Créditos de la imagen NASA.
  • Nuestra primera imagen de una mancha solar, tomada el 28 de enero de 2020 por la corrección de frente de onda de los telescopios solares Inouye de NSF. Créditos de imagen NSO / AURA / NSF.

En términos relativos, las temperaturas en la foto y la cromatosfera no son tan altas como una vela, por ejemplo, que se quema a alrededor de 1000 C (1800 F). Sabemos que estas dos capas existen porque sus condiciones relativamente suaves permiten que sobrevivan moléculas simples como el agua y el monóxido de carbono, y hemos detectado sus emisiones espectrales.

Por último, está la corona, la corona de los soles. De forma un tanto inesperada, las temperaturas vuelven a dispararse en esta capa, a pesar de ser la más alejada del núcleo. De hecho, tiene temperaturas medias del mismo orden de magnitud que el núcleo, aunque todavía son más bajas. Estos oscilan entre 1 millón C y 10 millones C (aproximadamente 1,7 17 millones F), según el Observatorio Solar Nacional (NSO). La corona y la cromatosfera se mantienen separadas de esta capa por una zona de transición de átomos de helio altamente ionizados. Esto es menos un límite duro y más un mar de nubes caótico y en constante agitación. La corona podría estar tan caliente debido a las nanollamaradas, pero aún no estaba seguro.

Más allá de la corona se encuentra la atmósfera extendida del Sol, la heliosfera, que es menos una capa per se y más un área de influencia que ejerce el Sol. Si bien las emisiones como los vientos solares o las erupciones pueden enviar partículas cargadas y sobrecalentadas que salen volando de una estrella a su heliosfera, esta es mucho más fría que las capas que hemos discutido anteriormente. El componente principal de la heliosfera es magnético y tiene un papel clave que desempeñar en la formación del escudo solar alrededor de nuestro sistema solar.

¿Cómo sabemos qué tan caliente es?

Compuesto de 3 capas de colores falsos del satélite TRACE, que muestra la corona solar para un Sol moderadamente activo. El rojo indica regiones con altas temperaturas y actividad, azul y verde para áreas más frías. Se pueden ver bucles que conectan las áreas activas. Créditos de la imagen NASA a través de Wikimedia.

Poner un termómetro en el Sol es, comprensiblemente, un poco complicado. Así que tuvimos que confiar en métodos indirectos de medición para decir exactamente qué tan caliente puede llegar a ser.

Si pones una tetera a hervir, podrás sentir el calor proveniente del agua incluso después de sacarla de la estufa. La cantidad que percibirás depende mucho de qué tan cerca mantengas la mano del agua. Este proceso se basa en las propiedades radiativas de la energía electromagnética. Para simplificar, las partículas comienzan a moverse cuando se calientan, y este movimiento genera radiación térmica; las cámaras infrarrojas captan este tipo de radiación, por ejemplo. Nuestros sentidos lo perciben como calor.

Una de las formas más sencillas y también menos precisas de evaluar la temperatura del Sol son nuestros propios sentidos. La luz del sol puede ser muy caliente en un día claro. Teniendo en cuenta que la estrella está a unos 149 millones de kilómetros de distancia, debe estar emitiendo mucha energía térmica para llegar hasta aquí. Aún así, a los investigadores les gustan los números, especialmente los precisos, por lo que desarrollaron varios otros medios para medir la temperatura de las estrellas.

Un enfoque utiliza el vínculo entre el calor y la luz que proviene de un cuerpo porque en la física, a diferencia de la vida, ser más caliente también te hace más brillante automáticamente.

La radiación térmica es un tipo de radiación electromagnética, pero también lo es la luz. En términos muy generales, siempre que la causa sea la temperatura, cuanto más brilla un objeto, más caliente está. Los hierros calentados en una fragua son un buen ejemplo. El tono puede ayudarnos a determinar exactamente esta temperatura. La luz roja es más fría que la luz amarilla, que es más fría que la azul, y así sucesivamente. Una vela de llama amarilla se quema más fría que las llamas azules de tu estufa.

Una serie de fotografías del Sol tomadas aproximadamente al mismo tiempo, que muestran cómo diferentes intervalos de longitud de onda pueden transportar más o menos energía. La primera a la izquierda es luz blanca filtrada (normal). Créditos de imagen NASA / GSFC / Solar Dynamics Observatory.

Ese es el principio de funcionamiento. En la práctica, se vuelve más complicado ya que el Sol no emite un solo tipo (longitud de onda) de luz, sino un cóctel completo de longitudes de onda que se mezclan e interactúan para crear la luz blanca final que percibimos. Usamos un dispositivo llamado espectrógrafo para separar estos colores en longitudes de onda individuales. Funcionan de forma muy parecida a como lo hacen las gotas de lluvia cuando crean un arcoíris.

Una vez que descomponemos la luz solar de esta manera, podemos observar cada color individual (longitud de onda) de luz y determinar qué temperatura está asociada con él. Cada longitud de onda transporta diferentes cantidades de energía, por lo que el paso final es promediar sus temperaturas para determinar el producto final. Piense en ello como determinar el nivel de energía del color más medio observando cada color individual presente en la luz del sol.

La luz del sol también se puede utilizar para determinar la composición química de nuestra estrella. Cada cuerpo estelar emite luz en múltiples longitudes de onda. Pero estos espectros de emisión también muestran brechas muy pequeñas, generalmente bien definidas, intervalos de longitud de onda ajustados donde no se emite luz (o donde la luz se absorbe ). Esto se reduce a cómo los átomos interactúan con la radiación pero, basta con decir que estos espacios son firmas extremadamente confiables de ciertos elementos. Siempre que comprenda el rastro que cada uno de ellos deja en el espectro de emisión, puede determinar la composición de un cuerpo a partir de la luz que emite. A estos trazos los llamamos líneas de Fraunhofer.

  • El espectro de emisión de nuestro Sol, con sus líneas de Fraunhofer en negro, simplificado. Cada línea muestra un pequeño intervalo de longitud de onda que falta en la luz final. Imagen vía Wikimedia.
  • Una versión de alta resolución del espectro de nuestro Sol. Créditos de imagen NASharp, NOAO / NSO/ Kitt Peak FTS / AURA / NSF.

Qué líneas de extinción están presentes, así como qué tan bien definidas están, están influenciadas por la temperatura. Como tal, este paso puede ayudar a determinar tanto la composición como la temperatura de una estrella.

Aún así, dijimos anteriormente que la fotosfera es un límite rígido en lo que respecta a nuestra percepción de la luz que no podemos ver por debajo de este límite. La espectroscopia, entonces, así como otros métodos ópticos, solo puede ayudarnos a determinar las temperaturas hasta esta capa. Al mismo tiempo, incluso si la corona es mucho más caliente, también es significativamente menos brillante que la fotosfera, por lo que su contribución a este tipo de medición es muy pequeña.

¿En cuanto a algo más profundo que la fotosfera? Eso es más teórico. No se ha sacado de nuestras suposiciones, pero sigue siendo una estimación teórica. Las condiciones de temperatura en el interior del Sol se basan en la idea de que se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático. Es decir, que su gravedad (presión hacia adentro) y expansiva (presión hacia afuera) generada por la fusión nuclear en el núcleo se anulan entre sí. Si no lo hicieran, la estrella explotaría o se convertiría en un agujero negro, por lo que es un sólido punto de partida.

Si combina esto con las lecturas químicas de la espectroscopia y las estimaciones de la masa de las estrellas (también calculadas u obtenidas indirectamente), puede determinar qué temperaturas deberían estar en el núcleo para mantener todo estable. También sabemos por nuestros esfuerzos para hacer que la fusión ocurra en la Tierra que se necesitan presiones y temperaturas descomunales para convencer a los átomos de hidrógeno para que se fusionen; el Sol hace eso en una escala monumental, cada segundo.

Todo esto se basa en métodos y teoremas probados y verdaderos con respecto a los procesos naturales, por lo que son confiables, pero siguen siendo solo estimaciones. Si eres el tipo de persona que necesita medidas y cifras exactas, hablar sobre el Sol podría no ser el mejor pasatiempo para ti. Pero, si te hace encontrar una manera de ir allí y realmente poner un termómetro en la cosa para que todos podamos averiguarlo, no me quejaré.

"