EL SOL
EL SOL
NUESTRA
NUESTRA
ESTRELLA
ESTRELLA
Embedded Files
El Sol
El Sol
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra.
Es una enana amarilla (clase espectral G2V).
Su edad aproximada es de 4.600 millones de años, fusiona hidrógeno en su núcleo y tiene una temperatura superficial media es de unos 5.500º C.
El magnetismo solar
El magnetismo solar
El Sol, como tadas las estrellas, es una gran masa de materia en estado de plasma.
La temperatura es tan alta que muchísimos átomos pierden electrones y el gas queda compuesto por iones positivos y electrones libres.
Se puede decir que el plasma es similar al estado gaseoso pero cargado eléctricamente.
El origen del magnestimo
El origen del magnestimo
La Ley de Biot-Savart establece que las cargas eléctricas en movimiento generan campos magnéticos. En su forma más simple, pero que sirve para entender cómo se generan los campos magnéticos, podemos decir que:
Una partícula con carga "q" y que se mueve con una velocidad "v", genera un campo magnético "B" a su alrededor que, en cada punto del espacio, es perpendicular a la dirección del movimiento y a la posición relativa de la partícula "r":
Si ahora pensamos en el movimiento del plasma en la zona convectiva, las turbulencias y las corrientes de plasma que rotan a diferentes velocidades según la latitud, entenderemos el origen físico de los campos magnéticos solares.
El ciclo del Sol
El ciclo del Sol
Se ha observado que el campo magnético del Sol cambia periódicamente, de manera que nuestra estrella invierte los polos norte y sur cada 11 años aproximadamente.
Y ocurre que según van cambiando los campos magnéticos, la actividad en la superficie solar también varía, pasando de mínimos al comienzo de cada ciclo, a máximos a la mitad del ciclo, y otra vez a mínimos al final.
Esos máximos y mínimos guardan relación con el promedio de manchas solares que aparecen en la fotosfera.
Impacto de la actividad solar en la Tierra
Impacto de la actividad solar en la Tierra
El estudio de los ciclos solares se vuelve mucho más interesante cuando se ve cómo afectan a la Tierra.
En los periodos de máxima actividad, además de aumentar el número de manchas solares, también crecen las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal, lanzando gran cantidad de material muy energético al espacio.
Al topar con la Tierra, el viento solar es desviado hacia los polos por el campo magnético terrestre.
El viento solar puede provocar interferencias en las comunicaciones por radio y, al llegar a la atmósfera, causar auroras ("auroras boreales" en el norte y "auroras australes" en el sur).
Los colores de las auroras dependen del gas con el que interactúa el viento solar.
Color rojo - Oxígeno atómico a más de 240 km de altura.
Color verde - Oxígeno atómico más concentrado, por debajo de 240 km de altura.
Color morado - Nitrógeno molecular a más de 97 km de altura.
Color azul - Nitrógeno molecular más concentrado, por debajo de 97 km de altura.
Las auroras habitualmente se observan cerca de los polos. En algunos casos, si el viento solar es muy potente, pueden observarse en latitudes más bajas, ¡llegando a verse incluso en Cádiz!
En casos muy extremos, las erupciones solares pueden llegar a afectar a las redes eléctricas terrestres, como ocurrió en el Evento Carrington en 1859, cuando una gran llamarada solar provocó el fallo de telégrados en Europa y Norteamérica, y se observaron auroras en zonas tropicales.
Los efectos de aquel evento no fueron peores porque el desarrollo tecnológico basado en la electricidad apenas estaba comenzando.
Si se diera hoy un evento igual, las consecuencias serían desastrosas, dejando satélites y redes eléctricas fuera de servicio, y se tardarían semanas e incluso meses en recuperar la normalidad.
Report abuse