El sol: fuente de energía (página 2)

Generalidades

El Sol es una estrella corriente, es una de las 150 mil millones de estrellas que componen la Vía Láctea y se encuentra en un brazo periférico girando alrededor de la galaxia en alrededor en un tiempo de 250 millones de años. Es el objeto mas grande del sistema solar y contiene el 99.8% de toda la masa del conjunto planetario. Su distancia media a la Tierra, llamada Unidad Astronómica (U.A), son 150 millones de Kilómetros (máxima 152.106.000 millones de Km. y mínima 143.103.000 millones de Km.) una distancia que recorre la luz solar en 8 minutos, mientras que la distancia a la Luna es solo 1,3 segundos-luz.  

Como todas las otras estrellas es una masa gaseosa con una densidad media de 1.4g/cm3  (1.4 veces la del agua), tiene un diámetro de 1.390.000 Km. con una masa de 1.98930 Kg. y una temperatura en su superficie de 5.800 K y en el núcleo de 15.600.000 K, esto hace que el núcleo a pesar de tener una densidad muy alta también sea gaseoso por la altísima temperatura. 

El Sol está compuesto de un 75% de hidrógeno y 25% de Helio, llamado este elemento así por que se descubrió mediante espectroscopia sin haberse identificado previamente en la Tierra. Otros elementos químicos todos ellos denominados "metales" no sobrepasan el 0.1%. 

El Sol rota sobre si mismo con un eje norte sur perpendicular a la tierra con una inclinación solo de 7 grados. Gira en la misma dirección de la Tierra y se le definen un Ecuador y meridianos y paralelos para poder ubicar sus diferentes marcas superficiales. El Sol tiene una rotación diferencial, de esta manera sus regiones ecuatoriales giran mas rápido que las polares (25 días en el Ecuador y 37 días en los polos).

Como se estudia el sol

Al principio su estudio fue meramente observacional deduciéndose su posición y desplazamiento con respecto a los puntos geográficos de acuerdo a la época del año y de esta manera se establecieron los solsticios y los equinoccios, marcas para determinar la estaciones. Posteriormente la observación directa del Sol utilizando los recién llegados telescopios como el que uso Galileo  mostraron que le Sol no era "perfecto" ya que sobre su superficie se encontraron manchas que viajaban  sobre ella. La protección usada por Galileo era mínima, humo o capas de nubes esto, como era de esperarse, lo llevo a sufrir ceguera en los últimos años de su vida.

El estudio del espectro electromagnético de la luz solar ha sido muy útil, este se realiza a través de la  espectroscopia en la cual la luz que proviene del sol se divide en sus componentes. De acuerdo a las características físico químicas de un elemento el espectro electromagnético emitido por un cuerpo tendrá características especiales. El físico Alemán Joseph von Fraunhofer descubrió unas líneas oscuras en el espectro de la luz solar que recibieron su nombre, estas líneas reflejan la presencia de elementos químicos en el sol que emiten o absorben determinado rango de longitudes de onda, de esta manera al comparar las líneas de Fraunhofer con las de los elementos examinados en la Tierra se determinó la composición atómica del Sol (63 elementos y 11 moléculas). Con el estudio de estas líneas de emisión solar y de las características de los espectros que ahora suman más de 25.000 se ha podido determinar la temperatura, presión, densidad y grado de turbulencia de las distintas zonas del sol.

Mediante las espectrografía y utilizando el llamado Efecto Zeeman que consiste en el desdoblamiento de las líneas espectrales por campos magnéticos, también se ha logrado medir y cartografiar los campos magnéticos solares. El astrónomo George Hale desarrolló el espectroheliógrafo, aparato que permitió el estudio del Sol en una sola longitud de onda obteniéndose imágenes en las longitudes de diferentes elementos químicos. 

El estudio de la corona requirió por muchos años ir a la caza de los eclipses solares, hasta que Bernard Lyot construyó un coronógrafo, un telescopio con un aditamento que suplanta a la luna y permite el estudio de la corona en forma continua. Finalmente, al superarse la atmósfera con naves espaciales se han diseñado dispositivos de estudio solar que captan rayos gamma y X entre otros, que son incapaces de atravesar la ionosfera terrestre.

Posición del sol en el Universo

Un rayo de luz (que viaja desde el Sol a aproximadamente 300.000 kilómetros por segundo) toma aproximadamente 8 minutos 19 segundos en alcanzar a la Tierra. La luz de los otros soles, las estrellas, toma mas tiempo para alcanzar a la Tierra.

La luz de la estrella más cercana, Alfa Centauro, tarda más de cuatro años en llegar, y la luz del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, tarda muchos miles de años. Debido a que el Sol esta tan cerca, parece mucho mas grande que las otras estrellas, que son visibles desde la Tierra como puntos luminosos incluso cuando son vistas a través de los telescopios mas poderosos.

El Sol es una estrella enana amarilla, un tipo que es común en la Vía Láctea, y la temperatura de su superficie es de aproximadamente 5.800 K. El violento núcleo del Sol. El Sol se ve como una esfera ardiente; de hecho, es a menudo dibujado como un círculo con llamas que lo rodean.

Pero el Sol en realidad esta demasiado caliente como para que una reacción química de tipo terrestre como la llama se produzca en su superficie. Además, si el Sol produjera su energía al quemarse hace ya millones de años que se habría quedado sin combustible.

Se han formulado varias teorías para explicar el tremendo rendimiento de la energía del Sol. Una sostiene que cada uno de los trozos de materia en el Sol ha estado ejerciendo atracción gravitatoria sobre todos los demás causando así el encogimiento del Sol, haciéndolo mas compacto.

Este proceso, llamado contracción gravitatoria, ocurre en algunas estrellas y puede liberar mucha energía. Sin embargo, la reducción gravitatoria podría producir energía a lo sumo por 50 millones de años, mientras la edad del Sol debe ser al menos igual a la de la Tierra, la cual es de 4.500 millones de años.

La teoría atómica dio finalmente una explicación. Los científicos están ahora de acuerdo en que las reacciones termonucleares son la fuente de la energía solar. Los cálculos teóricos de Albert Einstein mostraron que una cantidad pequeña de masa puede convertirse en una gran cantidad de energía.

La inmensa cantidad de materia en el Sol podría proveer combustible para miles de millones de años de reacciones atómicas. Se cree que el centro del Sol es una masa sumamente densa de núcleos atómicos y electrones con una temperatura extremadamente caliente.

Su temperatura esta calculada en aproximadamente 15.000.000 grados K. Bajo estas condiciones, los núcleos pueden chocar y fusionarse en nuevos y mas pesados núcleos. Este es el tipo de reacción termonuclear llamada reacción de fusión.

Durante tal reacción algo de la masa de los núcleos se transforma en energía. Dos procesos específicos, el ciclo del carbono y la reacción de protón a protón, ocurren más a menudo.

Intranquilidad en el sol

El Sol es como un prodigioso horno nuclear. Cada segundo, 6×1011 kg de hidrógeno (H) se transforman en helio (He) y 4x 109 kg de materia se transforman en energía, generando alrededor de 3,8 x 1023 kW. Aunque durante mucho tiempo se lo consideró una esfera inmaculada, hace más de 2.000 años que se observaron manchas en el disco solar, pero fueron atribuidas a la presencia ya sea de nubes oscuras en nuestra atmósfera o de planetas entre el Sol y la Tierra. Con los primeros telescopios, a partir de 1610, Galileo y otros astrónomos pudieron tener una visión clara de la estructura de las manchas y confirmar que las mismas estaban sobre la superficie del Sol. La observación continua también reveló que eran fenómenos transitorios: pueden persistir durante varios días o aun varios meses, pero finalmente se desvanecen. Esta era la primera evidencia de la actividad solar.

Hace unos 100 años se pudo establecer que el número de manchas tiene una variación cíclica, con máximos cada 11 años aproximadamente, a lo que se llama el ciclo solar. Poco después del descubrimiento de esta periodicidad de la actividad solar se observó una fuerte correlación entre el número de manchas y el número de auroras -una luminosidad momentánea resultante de la precipitación de partículas sobre la atmósfera-, tanto en las zonas boreales como en las australes. También se descubrió que un aumento en el número de manchas traía aparejado una mayor frecuencia en las alteraciones del campo magnético terrestre (las llamadas tormentas magnéticas).

El estudio del espectro de la luz emitida por las manchas mostró que eran regiones con temperaturas menores que las de la fotosfera circundante. Son zonas con temperaturas de alrededor de 4.300 K (algo más de 4.000 °C), todavía más caliente que la llama de acetileno utilizada para la soldadura de metales, pero considerablemente más frías que los 6.000 K de la fotosfera. Además, las manchas son regiones con campos magnéticos muy intensos, tanto como para impedir el flujo de materia caliente hacia la superficie.

Pero las manchas no son la única manifestación de la actividad solar. Por el contrario, acompañando la aparición de aquéllas existe una cantidad de fenómenos fuertemente correlacionados.

Para entender todas las manifestaciones de la actividad solar y, en particular, los fenómenos transitorios que afectan el medio ambiente terrestre, es necesario tener una idea de la importancia de los campos magnéticos presentes en la superficie del Sol. Si bien su campo promedio es de aproximadamente 1 gauss (apenas un poco mayor que el terrestre), aparecen aisladamente extensas estructuras magnéticas con campos muy intensos, de hasta varios miles de gauss, en las manchas y zonas aledañas (regiones activas). El Sol es, desde el punto de vista de su actividad magnética, una estrella variable. Las manchas, las regiones activas, los agujeros coronales (zonas de campo magnético abierto hacia el espacio interplanetario donde se origina el "viento solar"), varían en ciclos de 11 años. En la cromosfera, la región de transición y la corona, tanto la estructura a largo plazo como la dinámica de la materia están determinadas por el campo magnético, ya que la baja densidad de estas capas hace que la presión magnética predomine sobre la presión del gas.

Producción de energía

El Sol emite energía en todas las longitudes de onda, pero no la misma cantidad en todas las longitudes. El 40% está en la parte visible del espectro y el 50% en infrarrojo y casi todo el resto en ultravioleta. La emisión de rayos X y de ondas de radio es baja y solo aumenta en casos de eventos solares explosivos. La energía producida por el Sol es de 386 mil billones de megawatts. Cada segundo aproximadamente 700.000.000 toneladas de hidrógeno se fusionan y producen 695,000,000 toneladas de Helio y 5,000,000 toneladas de energía en forma de rayos gamma, los que en su viaje hacia la superficie se trasforman principalmente en longitudes de onda visible. 

Fueron los estudios sobre radioactividad y las conclusiones de Einstein sobre la conversión de materia en grandes cantidades de energía lo que llevo al físico ingles Arthur Eddington a proponer que algún tipo de reacción en el denso núcleo del sol llevaba a la transformación de materia en energía. Las diferentes reacciones por medio de las cuales el Sol produce energía son:

Las Reacciones Protón – Protón en las cuales un núcleo de hidrógeno se combinan para formar Helio, tiene cuatro brazos. El primer brazo llamado PP Y se divide en tres etapas:

• 1. Dos núcleos de hidrógeno (1H) se combinan para formar un isótopo de Hidrogeno llamado Deuterio (2H), en este paso uno de los dos protones se convierte en un neutrón liberando un positrón (e+)  y un neutrino (v):

1H + 1H = 2H + e+ + v

• 2. Un tercer protón (1H) se combina con el Deuterio (2H) y producen un isótopo de Helio (3He) Cuyo núcleo posee dos protones y un neutrón, esta reacción libera energía en forma de rayos gamma (g):

1H+ 2H = 3 He + g

• 3. En el último paso dos isótopos de Helio (3He) se combinan para formar Helio (4He)  y liberando dos protones:

3He+ 3He = 4He + 1H + 1H

En las siguientes ramas de la reacción protón – protón el núcleo 3He sufre diferentes cambios, estos producen un 15% de la energía del sol y durante este brazo llamado PP II se forman temporalmente Berilio y Litio hasta formar por esta vía nuevamente Helio liberando energía en forma de rayos gamma y neutrinos. Otra rama denominada PP III produce solo el 0.02% de la energía solar e involucra reacciones similares.

Neutrinos. Durante las reacciones en el núcleo se producen otros elementos que son pequeñísimas partículas que pueden atravesar kilómetros y kilómetros de materia densa sin siquiera percatarse de su presencia, a estos se les denominan Neutrinos. El problema que durante muchos años ocupó a los físicos solares fue que el cálculo teórico de la cantidad de neutrinos liberados por el Sol no concordaba con el recuento hecho en grandes receptores de neutrinos (construcciones subterráneas con grandes y profundos tanques, en donde en principio se colocaron inmensas cantidades liquido con un isótopo de Cloro este al reaccionar con algún neutrino daba lugar a átomos de argón radiactivos que se contabilizaban). En la actualidad se sabe que la diferencia radica en que los neutrinos tienen diferentes características físico – químicas es decir vienen en "sabores" diferentes (Neutrino electrón, Neutrino muon y Neutrino tauon), el Sol solo produce la variedad electrón que a su vez es la única forma que se detecta por nuestros dispositivos en la tierra. Se sabe ahora que los neutrinos en su trayecto del Sol a la Tierra oscilan entre los diferentes tipos y como solo podemos contabilizar una especie de ellos, el numero de neutrinos contabilizados siempre será menos a los reales.

Las capas solares

El Sol no es una esfera de gas homogéneo posee en su exterior lo que se denomina atmósfera solar la cual se ha dividido en 3 capas diferentes:

La corona puede observarse con un instrumento llamado "Coronógrafo".

Los signos de la actividad solar

8.1. GRÁNULOS Y SUPERGRÁNULOS:

Sabemos que la energía procedente del interior del Sol, de la fusión del Hidrógeno, llega a la fotosfera viajando primero por radiación, pero luego, en los últimos 200.000 kms, por convección, al modo en que viaja el vapor de agua de un líquido hirviendo. Cuando aparece en la superficie del sol, en la fotosfera, lo hace al modo de burbujas o celdas, llamadas gránulos. La fotosfera, pues, no es uniforme, y se producen gránulos, celdas o burbujas debido a la convección. Pueden tener 1.500 o 2.000 kms de diámetro, separados por zonas más oscuras. Duran pocos minutos y desaparecen o se absorben por otros gránulos. Un supergránulo es una zona de gran número de gránulos (pueden presentar hasta 300 gránulos). Los supergránulos pueden durar 24 horas y tener un diámetro de 30.000 kms.

8.2. MANCHAS Y FÁCULAS:

Las manchas son zonas de la fotosfera de temperatura menor que el resto (unos 1.000 K menos). Constan de una zona interior más oscura llamada umbra y la zona exterior, llamada penumbra. En ciertos casos la penumbra es apenas perceptible. Las manchas se producen en la fotosfera del Sol en los puntos en los que las líneas retorcidas del campo magnético penetran en la esfera solar, al rechazar dicho campo magnético a los gases ionizados que acceden a la superficie en ese punto. Es decir, se producen cuando el campo magnético que penetra en un determinado punto rechaza a gases eléctricamente cargados que acceden a la superficie solar, haciendo que disminuya en el punto correspondiente la corriente de convección y, por consiguiente, la temperatura, lo cual origina la oscuridad de la mancha. Las manchas pueden tener una amplitud de 8.000 kms y durar hasta dos meses, aunque lo usual es que duren semanas. Pueden aparecer indistintamente en grupos de manchas o en manchas individuales. Las manchas tienen un ciclo bien conocido de unos 11,5 años (que varía irregularmente un año más o menos), durante el cual crece su número y vuelve a disminuir, mientras que el cinturón en donde aparecen paulatinamente, se mueve hacia el ecuador (aparece un nuevo cinturón al final del ciclo mientras el viejo va desapareciendo). Se piensa que su magnetismo, a diferencia del terrestre, se origina bastante cerca de la superficie, debido a la relación existente entre el período de rotación no uniforme del Sol (que aumenta más de 2 días cuando nos movemos hacia los polos) y la agitación constante del gas caliente cerca de la superficie.

Las fáculas son zonas más brillantes, blanquecinas, de la superficie fotosférica. También las fáculas se originan en los puntos de penetración de las líneas del campo magnético distorsionadas cuando los gases que acceden a la superficie no están eléctricamente cargados, es decir, no ionizados, ya que se acelera el proceso de convección y se origina un aumento de temperatura, al tender a salir más rápidamente la energía procedente del interior solar. Puede suceder, y es muy frecuente, que en una corriente convectiva de gases emergentes al exterior por el punto de tránsito de una línea del campo magnético, alguna zona del interior esté ionizada, pero el resto de los gases no. En este caso se produce una mancha (por donde aparecen los gases ionizados) dentro de una fácula (la zona exterior, por donde los gases emergentes no están ionizados). Es decir, es muy usual que aparezcan las manchas dentro de zonas más brillantes, y no al revés.

MANCHA SOLAR

MANCHAS Y FACULAS

Las manchas solares constituyen quizás el fenómeno más observado a todos los niveles por la facilidad de observación y por considerarse siempre claramente indicativo de la mayor o menor actividad del Sol. Se acostumbra a usar, desde el siglo XIX, el llamado número de WOLF para indicar el nivel de manchas observados, aunque existe otra forma de medición , desde 1976, llamada índice INTERSOL.

EL NÚMERO DE WOLF: El Número de Wolf se obtiene mediante la expresión:

W = k . (10.g + m)

Donde es g el número total de grupos de manchas observados, m es el número total de manchas, tanto las que están en los grupos observados como las que figuran individualmente en el disco fotosférico. El valor k es un factor de corrección, distinto para cada observador, que depende del telescopio empleado, del sistema de observación que utiliza, etc., al objeto de unificar los criterios de observación del fenómeno. Esto es, si un observador "ve" poco, se le asigna un valor de k >1, si, en cambio "ve" mucho, se le asigna un valor de k < 1. Existen muy pocos observadores con un k = 1. El valor de k lo asigna el centro Sunspot Data Center, de Bruselas. Aunque, también, cualquier observador puede acabar deduciéndolo si compara sus observaciones durante un cierto periodo de tiempo con las publicadas por dicho centro durante el mismo periodo.

EL ÍNDICE INTERSOL:

En cuanto al Sistema Intersol, podemos decir que:

1. El índice INTERSOL se define comoIS = gr + grfp + grf + efp + ef.

2. El significado de los términos es:

IS: Índice INTER-SOL

gr: número de grupos.

grfp: número de manchas con penumbra pertenecientes a grupos. grf: número de manchas sin penumbra pertenecientes a grupos. efp: número de manchas con penumbra no pertenecientes a ningún grupo. ef: número de manchas sin penumbra no pertenecientes a ningún grupo.

3. Cada umbra dentro de una penumbra se cuenta como un grfp. 8.3. ESPÍCULAS:Las espículas son llamaradas de entre 100 y 1000 kms de diámetro. Pueden alcanzar 10.000 kms sobre la fotosfera. Duran de 5 a 10 minutos y pueden alcanzar una temperatura de unos 10.000 K. Se desarrollan en el interior de la Cromosfera solar.

Las espículas se originan en zonas específicas generalmente en los límites de los supergránulos, en donde también tienen lugar grandes explosiones llamadas ráfagas las cuales se asocian a un aumento considerable en la cantidad de rayos X, microondas y rayos cósmicos emitidos. 

8.4. PROTUBERANCIAS Y FULGURACIONES:

Las protuberancias están formadas por partículas altamente ionizadas y se producen en la corona solar siguiendo las líneas del campo magnético del Sol, al modo que las limaduras de hierro se disponen siguiendo las líneas de un imán.Alcanzan centenares de miles de kilómetros y presentan menor temperatura que la corona solar, así como mayor densidad. Se pueden establecer dos tipos: Protuberancias eruptivas: alcanzan en pocas horas centenares de miles de kilómetros. Protuberancias estáticas: que pueden durar hasta tres meses, y que están formadas por materia atrapada en los campos magnéticos.

Las fulguraciones consisten en una gran liberación de energía por una fácula o por un grupo de fáculas. Alcanzan el máximo en 20 minutos y desaparecen en horas. No se observan en el visible (se necesitan los filtros llamados alfa). Tienen una extraordinaria violencia (equivalen a 20.000.000 de megatones) y alcanzan temperaturas de 500.000 K, pudiendo emitir en el espectro de los rayos X.

8.5. EL FENÓMENO DEL VIENTO SOLAR:

El Sol, que realiza la fusión del hidrógeno nuclear generando Helio y expulsando al espacio luz y calor, emite en una banda que va desde los rayos X hasta las ondas de radio, pero, además, realiza una emisión menos tangible: el viento solar, una corriente continua de partículas cargadas eléctricamente, que tarda unos cuatro días en llegar a la Tierra, pero no llega a tocar a nuestro planeta, pues está protegido por la magnetosfera terrestre, una gran burbuja que define el campo magnético terrestre, tendiendo a desviar al viento solar.

La magnetosfera terrestre tiende a desviar las oleadas de las partículas eléctricas que constituyen el viento solar al modo que la proa de un barco surca el oleaje. En realidad, la corriente del viento solar tiende a ser desviada con entrada por los polos magnéticos terrestres, tanto hacia el polo norte como hacia el polo sur, ya que es por esos puntos por donde se definen las entradas de las líneas magnéticas de la magnetosfera terrestre. Es en las zonas polares de nuestro planeta a donde pueden llegar partículas cargadas eléctricamente procedentes del viento solar, partículas que al chocar con la atmósfera terrestre producen los fenómenos conocidos como las auroras. En el Polo Norte es la Aurora Boreal, y en el Polo Sur es la Aurora Austral.

FENÓMENOS PRODUCIDOS POR LOS VIENTOS SOLARES Y QUE SE REFLEJAN EN LA TIERRA

Autor:

Luis E. Peña Pintado

Profesión: Química

Universidad: UNMSM – Perú