Los astrónomos han catalogado al Sol como una estrella del tipo G2, la vida en la Tierra depende de él. Es una estrella en edad madura, que se formó hace aproximadamente 4 650 millones de años y fusiona hidrógeno en helio, por esa fusión emite luz. Para acabar con el hidrógeno faltan casi 5.000 millones de años más, pasado ese tiempo se fusionará el helio y su diámetro aumentará para después poco a poco ir “muriendo”.

El Sol está en estado de plasma y gira en torno a su propio eje. El plasma es el estado de la materia que se parece al gaseoso pero cuyos átomos están ionizados.
Como el Sol es un plasma y no un sólido, el giro en torno a su eje no es uniforme, la materia que se encuentra en los polos gira más lentamente que la que se encuentra en el ecuador. A esto se le conoce como rotación diferencial.
El periodo de rotación solar es de 24.47 días en el ecuador y casi de 38 días en los polos, por supuesto que el cambio es paulatino. A la distancia de un punto del Sol hacia ecuador se le llama latitud, el ecuador solar tiene latitud 0° y a medida que te alejas de él, su latitud aumenta pero disminuye la rapidez con que gira la materia que lo compone.

En el siguiente vídeo puedes observar la rotación del Sol, observa las manchas y protuberancias centrales y compáralas contra el movimiento de las manchas cercanas a los polos. Fíjate que en el vídeo el eje de rotación está ligeramente inclinado.
Da clic en la imagen que aparece aquí abajo para acceder al video:

Fusión: Es el proceso por el cual los átomos se unen para formar otro más pesado. Esto origina la liberación o absorción de energía. En el interior de las estrellas la temperatura es tan alta que a la fusión que se produce se les llama termonucleares. En nuestro Sol, la temperatura es de casi 15 millones de grados Kelvin, así que cuatro núcleos de hidrógeno se unen para formar un núcleo de helio, liberando en el proceso fotones. Plasma: El plasma es el 4to. estado de la materia, se parece al estado gaseoso porque no tiene ni forma definida, ni volumen fijo, pero posee características distintas. Sus partículas están cargadas eléctricamente, es decir, están ionizadas. Sus átomos se mueven libremente, pero entre mayor sea la temperatura más rápido se mueven, así que al colisionar desprenden electrones. El plasma es el estado más abundante en el Universo. Como no poseen un equilibrio electromagnético, son buenos conductores eléctricos y responden a las interacciones electromagnéticas de largo alcance. |
El Sol se divide en capas, parecidas a las de una cebolla, en el centro se encuentra el núcleo, donde las temperaturas son tan altas (15 millones de grados Kelvin) que permiten la fusión nuclear, después vienen una zona llamada radiactiva de cerca de 300 000 Km de espesor, aquí la temperatura es diez veces menor y la energía se transmite por radiación de ahí lleva su nombre. La siguiente capa es una zona convectiva, donde la temperatura vuelve a bajar, su espesor es cercano a los 250,000 Km, en ella la materia está en constante movimiento, debido a que en el límite entre la zona de radiación y la convectiva la temperatura es mayor que en el extremo opuesto, esto hace que la materia de mayor temperatura se desplace al exterior y la exterior lo haga hacia el interior, como ocurre al cocer la sopa de pasta, que gira de abajo (temperatura mayor) hacia arriba (temperatura menor) dentro de la olla.

Imagen de Kelvinsong, Wikimedia Commons
A la zona convectiva le sigue la fotosfera que es una capa delgada cercana a los 300 Km, su temperatura es de casi 5 800 K y es visible a nuestro ojo. En la fotosfera aparecen las manchas solares, los gránulos y las fáculas. Debido a las manchas solares sabemos que el Sol gira de forma diferencial; como ya lo habíamos mencionado; en el ecuador tarda 24.47 días y en los polos 38 días. Las manchas solares son pequeñas zonas a temperatura inferior. Los gránulos se deben al movimiento de materia en la zona de convección, pero se observa en la fotosfera como granitos que están rodeadas por las fáculas, zonas brillantes a temperatura mayor que la fotosfera, producidos por el campo magnético.
Posteriormente viene la cromosfera que es parte de la atmósfera solar. Está se divide en cromósfera y corona. Se puede observar en los eclipses totales y aquí se forman las espículas, protuberancias y filamentos.
Las protuberancias son estructuras que se extienden desde la cromosfera hasta la corona, y que pueden observarse en el borde del Sol formando arcos.
La corona es la capa más cercana a nosotros, sin embargo, solo la podemos observar durante un eclipse total, su temperatura es muy alta cercana a 1 millón de K, pero su brillo se ve opacado por la fotosfera. En la corona se emite luz ultravioleta y rayos X. La forma, tamaño e intensidad de la corona dependen de la actividad solar, en el periodo de mínima actividad la corona se concentra en el ecuador, mientras que en la máxima actividad se distribuye uniformemente en todo el Sol. Esto se debe a los cambios de forma en el campo magnético, ya que en el mínimo tendrá la forma de un dipolo eléctrico y en el máximo serán muchos pequeños dipolos en torno a toda la superficie del Sol.
Actividad H5P
¡Anímate a completar la estructura interna del Sol! Ahora participa en la siguiente actividad: