Solo la mitad de la energía que llega del sol a nuestro planeta es absorbida por la superficie terrestre. La otra mitad vuelve a reflejar hacia el espacio.
Bien se sabe que el sol tiene un ciclo de 11 años, desde la quietud hasta el pico de actividad máxima.
Los científicos han seguido durante mucho tiempo el comportamiento del Sol.
Hoy en día la ciencia espacial está muy atenta a la actividad solar, las erupciones solares conocidas como CME (eyección de masa coronal), ya que una tormenta solar se dispara con una gran potencia; las partículas expulsadas de la superficie del sol viajan a una velocidad de de 200 a 700 Km/seg. hacia el espacio
y arriban a distancias de unos 1.500 millones de kilómetros.
Hay que tener muy en cuenta que el Sol representa el 99,9% de masa del sistema solar. Este evento puede disparar grandes cantidades de partículas hacia la Tierra, frenar las órbitas de los satélites, y apagar sistemas
completos de energía.
Las llamaradas solares suelen expulsarse a miles de kilómetros desde
la superficie del sol; éstas pueden tener dimensiones que superan varias veces
el tamaño del planeta tierra.
Solo la mitad de la energía que llega del sol a nuestro planeta es absorbida por la superficie terrestre.
La otra mitad vuelve a reflejar hacia el espacio.
Bien se sabe que el sol tiene un ciclo de 11 años, desde la quietud hasta el pico de actividad máxima
. Los científicos han seguido durante mucho tiempo el comportamiento del Sol.
Hoy en día la ciencia espacial está muy atenta a la actividad solar, las erupciones solares conocidas como CME (eyección de masa coronal), ya que una tormenta solar se dispara con una gran potencia; las partículas expulsadas de la superficie del sol viajan a una velocidad de de 200 a 700 Km/seg. hacia el espacio y arriban a distancias de unos 1.500 millones de kilómetros.
Hay que tener muy en cuenta que el Sol representa el 99,9% de masa del sistema solar.
Este evento puede disparar grandes cantidades de partículas hacia la Tierra, frenar las órbitas de los satélites, y apagar sistemas completos de energía.
Las llamaradas solares suelen expulsarse a miles de kilómetros desde la superficie del sol; éstas pueden tener dimensiones que superan varias veces el tamaño del planeta tierra.
En la imagen de abajo se puede observar un espectacular latigazo en luz ultravioleta y por encima del filamento en erupción se ven los bucles de plasma que rodean una región activa (créditos de la imagen: NASA).
El la fotografía de abajo se puede apreciar el impresionante filamento de Norte a Sur. Sería fantástico verle en el limbo convertido en protuberancia, una calle de plasma solar que se extiende por miles de kilómetros.
Viento Solar
La composición elemental del viento solar en el Sistema Solar es idéntica a la de la corona solar: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas,
formando un plasma muy poco denso.
En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre
200 y 889 km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s.
El Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo
en forma de viento solar.
Al campo magnético, entre otras cosas, le debemos nuestra existencia en este planeta, puesto que nos protege, cual coraza, de las mortíferas partículas energéticas del viento solar que, de otro modo, acabarían casi instantáneamente con cualquier rastro de vida sobre la superficie de la Tierra.
Un ejemplo claro lo podemos observar en la siguiente imagen, donde se muestra como actúa dicho campo ante las emisiones de partículas enviadas por el astro.
Viento Solar
La composición elemental del viento solar en el Sistema Solar es idéntica a la de la corona solar: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas, formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre 200 y 889 km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s.
El Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo
en forma de viento solar.
Al campo magnético, entre otras cosas, le debemos nuestra existencia en este planeta, puesto que nos protege, cual coraza, de las mortíferas partículas energéticas del viento solar que, de otro modo, acabarían casi instantáneamente con cualquier rastro de vida sobre la superficie de la Tierra.
Un ejemplo claro lo podemos observar en la siguiente imagen, donde se muestra como actúa dicho campo ante las emisiones
de partículas enviadas por el astro.
El proceso comienza con campos magnéticos concentrados en las llamada zona conectiva, la capa mas externa del Sol.
Como el campo circula al acercarse al ecuador, se concentra mas.
Además se comprime y retuerce con la rotación de las estrella.
Eventualmente al salir a la fotosfera forman las manchas solares.
Estas investigaciones están relacionadas con una relativamente nueva ciencia, la Heliosismología.
La distancia entre el Sol y el planeta Tierra es de unos 93 millones de millas.
Se estima que las partículas solares que viajan a la mitad de la velocidad de la luz — la cual tarda 8 minutos en viajar desde el Sol a la Tierra — dura alrededor de ¼ de hora en llegar al planeta. Viento solar medio dura alrededor de 4 días.
Manchas solares
Las manchas solares son regiones de la superficie solar con una temperatura más baja que la región circundante y con una fuerte actividad magnética.
En las manchas solares hay dos regiones claramente diferenciadas: la umbra, que es la parte más interior y tiene una temperatura muy baja, unos 4000K, y la penumbra que es la parte más externa y cuya temperatura ronda los 5600K. El Sol tiene una temperatura de unos 6000K.
Los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, pero está bastante claro que las manchas solares están relacionadas con variaciones locales del campo magnético solar que crean depresiones en la superficie del Sol.
El efecto Wilson nos dice que las manchas solares son realmente depresiones delante de la superficie de sol.
Actividad solar y las Auroras Boreales
La actividad solar severa tiene un contraste interesante y muy vistoso ante la interacción del viento solar con el campo geomagnético, la magnetosfera, que envuelve a la Tierra, y con la ionosfera.
Cuando las partículas entran en contacto con este punto dan lugar a luces en forma de banderolas o coloridas olas que enmarcan el mismo cielo sobre las regiones polares, las auroras boreales.
En la siguiente imagen se puede observar una espectacular prolongación auroral, la imagen fue tomada desde la Estación Espacial Internacional.
Desde el espacio es posible observar el fenómeno con detalles realmente sorprendentes, ver con mayor precisión la lonja de luz extenderse por cientos de kilómetros sobre las regiones polares.
Cuando esas partículas chocan con los átomos y moléculas de oxígeno y nitrógeno, los componentes más abundantes del aire, parte de esa energía de colisión excita esos átomos, aumentando su energía, de forma que cuando se desexcitan devuelven esa energía en forma de luz visible de varios colores.
Las auroras boreales, o luces del Norte, no son, como en un principio se creía, la luz del sol reflejada por el hielo del Océano Ártico o reflejada en cristales de hielo en suspensión en el aire, tampoco la altura a la que se encuentran es tan baja como se pensaba.
La causa de la formación de las auroras está en que el Sol emite continuamente, y en todas las direcciones, un flujo de partículas cargadas: electrones y protones, al que se llama plasma.
Las partículas de plasma, "guiadas" por el campo magnético del Sol,
forma el viento solar que viaja a través del espacio a unos 400 km/s, llegando
a la Tierra en 4 ó 5 días y en efecto da lugar a las increíbles luces boreales.
Nuestro astro puede sorprendernos con su severa acción natural,
o bien ofrecernos panoramas como el que resaltamos en este artículo, conocer más sobre la estrella más próxima al planeta Tierra puede resultar altamente importante y darnos un panorama más amplio sobre
el perfil de esta gran máquina de tiempo.
