OBSERVACIÓN DEL SOL
Introducción
Formado hace unos 5.000 millones de años, el Sol es una Datos del Sol
estrella en la mitad de su ciclo evolutivo, de tamaño Diámetro: 1.392.000 km.
mediano y situada a unos 150 millones de kilómetros de la
Volumen: 1.300.000 veces el volumen de la Tierra.
Tierra. A esa distancia, su luz tarda 8 minutos en llegar a
Masa: 332.946 masas terrestres.
nosotros. El Sol contiene más del 99% de toda la materia
del sistema solar. Está compuesto en un 92% de Rotación: 25 días en el ecuador y 34 cerca de los polos.
hidrógeno, un 7,8% de helio y un 1% de otros elementos Distancia media a la Tierra: 149.600.000 km.
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químicos (oxígeno, carbono, nitrógeno, neón, hierro, Densidad: 1.411 kg/m .
Temperatura
en
la
superficie
(fotosfera): 5.500-6.000º C.
silicio, etc.). En el núcleo es donde se produce la fusión
Temperatura
en
la
corona:
5
millones
de grados C.
del hidrógeno, en helio (a unos 15 millones de grados) y,
por tanto, el lugar de donde proviene toda la energía del Temperatura en el núcleo: 15 millones de grados C.
Sol. De hecho, cada segundo genera una energía
equivalente a 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón. El núcleo ocupa el 7% del volumen
solar, sin embargo, concentra el 50% de su masa. Un fotón que sale del núcleo del Sol tarda casi 1 millón de
años en atravesar toda la zona de radiación y convección, hasta llegar a la superficie, y escapar hacia el
espacio. La zona de convección ocupa un cuarto del diámetro solar; en ella, el gas, ya menos caliente, se
‘rompe’ en burbujas más pequeñas, lo que le da al Sol su aspecto granulado, fácilmente visible con telescopio.
Fotosfera, cromosfera y corona
La emisión de luz y otras radiaciones procede de la superficie del
Sol, llamada fotosfera. La fotosfera es la ‘piel’ del Sol, su capa más
externa visible, y la que nosotros vemos desde la Tierra. Tiene un
grosor de solo 400 km, y en ella se puede apreciar la granulación,
un efecto debido al burbujeo y agitación del gas caliente situado a
mayor profundidad y, también, de vez en cuando, manchas
solares, que pueden alcanzar miles de kilómetros y durar meses.
Por encima de la fotosfera se halla la cromosfera. Es de tonalidad
rojiza y tiene unos 10.000 km de grosor. Está siempre muy
agitada, y de ella saltan unas erupciones de gas incandescente de
miles de kilómetros de altura llamadas protuberancias. Luego está
la corona, que se extiende varios millones de kilómetros en el
espacio. Su luz es tenue, apareciendo durante los eclipses como
un halo blancuzco; sin embargo, su temperatura alcanza los 5
millones de grados. Además de radiación, el Sol emite un flujo
continuo de partículas (iones, electrones y protones), que se
mueven en todas las direcciones a velocidades de entre 400 y 700 km/seg: es lo que se conoce como viento
solar. Muchas de estas partículas son atrapadas por el campo magnético de los planetas y, en el caso de la
Tierra, es lo que provoca las auroras boreales.
Estructura del Sol
¿Qué podemos ver en el Sol?
Lo primero que notamos cuando observamos el Sol es que la zona del limbo o borde es más oscura que el
resto del disco solar. En efecto, el centro del Sol es un 33% más brillante que la zona de la periferia, ya que la
atmósfera solar absorbe una mayor cantidad de luz allí donde los rayos, por la oblicuidad, tienen que atravesar
una mayor extensión de atmósfera. También podemos observar:



Los gránulos, unas pequeñas celdillas de forma ovalada irregular producto del movimiento convectivo y de
ebullición, de los gases calientes en la fotosfera. Los gránulos miden aproximadamente entre 700 y 1.000
km, y su vida media no llega a 10 minutos.
Las manchas solares son zonas que, debido a variaciones en el campo magnético del Sol, están a unos
1.400 grados menos caliente que sus alrededores. En realidad son
muy brillantes, pero se ven oscuras por contraste con la zona
circundante. Se componen de umbra (zona más oscura) y penumbra
(zona más clara y filamentosa que rodea a la umbra).
Cerca de las manchas y en las regiones cercanas al limbo, pueden
aparecer las fáculas, zonas muy brillantes con formas retorcidas.
Suelen preceder a grandes emisiones de gases en zonas de
turbulencias y actividad electromagnética. Grandes erupciones envían
chorros de gas a miles de kilómetros de distancia: son las llamadas
protuberancias solares.
Todos estos fenómenos se repiten en ciclos de once años, en los que el
Sol pasa de un mínimo a un máximo de actividad.
Detalle de algunas manchas y
gránulos solares
ATENCIÓN: jamás observar el Sol sin protección adecuada: causaría lesiones oculares graves e incluso la ceguera.
Usar siempre filtros astronómicos adecuados, por ejemplo, filtros Mylar o láminas Baader (no sirven los cristales
ahumados, radiografías, películas veladas, ni ningún otro filtro que no sea especial para la observación solar).
OBSERVACIÓ DEL SOL
Introducció
Format fa uns 5.000 milions d'anys, el Sol és un estel en la
Dades del Sol
meitat del seu cicle evolutiu, de grandària mitjana i situada a
Diàmetre: 1.392.000 km.
uns 150 milions de quilòmetres de la Terra. A aqueixa
distància, la seua llum tarda 8 minuts a arribar a nosaltres. El Volum: 1.300.000 vegades el volum de la Terra.
Sol conté més del 99% de tota la matèria del sistema solar. Massa: 332.946 masses terrestres.
Està compost en un 92% d'hidrogen, un 7,8% d'heli i un 1% Rotació: 25 dies en l’equador i 34 prop dels pols.
d'altres elements químics (oxigen, carboni, nitrogen, neó, Distància mitjana a la Terra: 149.600.000 km.
ferro, silici, etc.). En el nucli és on es produeix la fusió de Densitat: 1411 kg/m3.
l'hidrogen en heli (a uns 15 milions de graus) i, per tant, el Temperatura en la superfície (fotosfera): 5.500-6.000º C.
Temperatura en la corona: 5 milions de graus C.
lloc d'on prové tota l'energia del Sol. De fet, cada segon
genera una energia equivalent a 100.000 milions de bombes Temperatura en el núcli: 15 milions de graus C.
d'hidrogen d'un megató. El nucli ocupa el 7% del volum
solar, no obstant açò, concentra el 50% de la seua massa. Un fotó que ix del nucli del Sol tarda quasi un milió
d'anys a travessar tota la zona de radiació i convecció, fins a arribar a la superfície i escapar cap a l'espai. La
zona de convecció ocupa una cambra del diàmetre solar; en ella el gas, ja menys calent, es ‘trenca’ en
bambolles més xicotetes, la qual cosa li dóna al Sol el seu aspecte granulat, fàcilment visible amb telescopi.
Fotosfera, cromosfera i corona
L'emissió de llum i altres radiacions procedeix de la superfície del
Sol, cridada fotosfera. La fotosfera és la ‘pell’ del Sol, la seua capa
més externa visible, i la que nosaltres veiem des de la Terra. Té un
grossor de només 400 km, i en ella es pot apreciar la granulació, un
efecte a causa del bombolleig i agitació del gas calent situat a
major profunditat, i també, de tant en tant, taques solars, que poden
aconseguir milers de quilòmetres i durar mesos. Per sobre de la
fotosfera es troba la cromosfera. És de tonalitat rogenca i té uns
10.000 km de grossor. Està sempre molt agitada i d'ella salten unes
erupcions de gas incandescent de milers de quilòmetres d'altura
anomenades protuberàncies. Després està la corona, que s'estén
diversos milions de quilòmetres en l'espai. La seua llum és tènue,
apareixent durant els eclipses com un halo blanquinós; no obstant
açò, la seua temperatura arriba als 5 milions de graus. A més de
radiació el Sol emet un flux continu de partícules (ions, electrons i
protons), que es mouen en totes les direccions a velocitats d'entre
400 i 700 km/seg: és el que es coneix com a vent solar. Moltes de
aquestes partícules són atrapades pel camp magnètic dels planetes i, en el cas de la Terra, és el que provoca
les aurores boreals.
Estructura del Sol
Què podem veure en el Sol?
El primer que notem quan observem el Sol és que la zona del limb o vora és més fosca que la resta del disc
solar. En efecte, el centre del Sol és un 33% més brillant que la zona de la perifèria, ja que l'atmosfera solar
absorbeix una major quantitat de llum allí on els rajos, per l'obliqüitat, han de travessar una major extensió
d'atmosfera. També podem observar:
 Els grànuls, unes xicotetes cel.les de forma ovalada irregular producte del moviment convectiu i d'ebullició
dels gasos calents en la fotosfera. Els grànuls mesuren aproximadament entre 700 i 1.000 km, i la seua vida
mitjana no arriba a 10 minuts.
 Les taques solars són zones que a causa de variacions en el camp
magnètic del Sol estan uns 1.400 graus menys calents que els seus
voltants. En realitat són molt brillants, però es veuen fosques per contrast
amb la zona circumdant. Es componen d’ombra (zona més fosca) i
penombra (zona més clara i filamentosa que envolta a l’ombra).
 Prop de les taques i en les regions properes al limb poden aparèixer les
fàcules, zones molt brillants amb formes retorçudes. Solen precedir a
grans emissions de gasos en zones de turbulències i activitat
electromagnètica. Grans erupcions envien dolls de gas a milers de
quilòmetres de distància: són les anomenades protuberàncies solars.
Tots aquests fenòmens es repeteixen en cicles d'onze anys en els quals el
Sol passa d'un mínim a un màxim d'activitat.
Detall d’algunes taques i
grànuls solars
ATENCIÓ: mai observar el Sol sense protecció adequada, causaria lesions oculars greus i fins i tot la ceguesa.
Usar sempre filtres astronòmics adequats, per exemple, filtres Mylar o làmines Baader (no serveixen els cristalls
fumats, radiografies, pel·lícules vetlades, ni cap altre filtre que no siga especial per a l'observació solar).
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