Estructura interna del sol. Estructura de la atmósfera: fotosfera, cromosfera, corona.
Un análisis espectral de los rayos solares mostró que nuestra estrella contiene la mayor cantidad de hidrógeno (73% de la masa de la estrella) y helio (25%). Los elementos restantes (hierro, oxígeno, níquel, nitrógeno, silicio, azufre, carbono, magnesio, neón, cromo, calcio, sodio) representan sólo el 2%. Todas las sustancias descubiertas en el Sol se encuentran en la Tierra y en otros planetas, lo que indica su origen común. La densidad media de la materia del Sol es de 1,4 g/cm3.
Cómo se estudia el Sol
El sol es un “” con muchas capas que tienen diferente composición y densidad, y en ellas tienen lugar diferentes procesos. Observar una estrella en el espectro familiar para el ojo humano es imposible, pero ahora se han creado telescopios, radiotelescopios y otros instrumentos que registran la radiación ultravioleta, infrarroja y de rayos X del Sol. Desde la Tierra, la observación es más eficaz durante un eclipse solar. Durante este breve período, astrónomos de todo el mundo estudian la corona, las prominencias, la cromosfera y diversos fenómenos que ocurren en la única estrella disponible para un estudio tan detallado.
Estructura del sol
La corona es la capa exterior del Sol. Tiene una densidad muy baja, por lo que es visible sólo durante un eclipse. El espesor de la atmósfera exterior es desigual, por lo que de vez en cuando aparecen agujeros. A través de estos agujeros, el viento solar llega al espacio a una velocidad de 300-1200 m/s, un poderoso flujo de energía que en la Tierra provoca auroras boreales y tormentas magnéticas.
La cromosfera es una capa de gases que alcanza un espesor de 16 mil km. En él se produce la convección de gases calientes que, desde la superficie de la capa inferior (fotosfera), vuelven a caer. Son ellos los que “queman” la corona y forman corrientes de viento solar de hasta 150 mil kilómetros de longitud.
La fotosfera es una densa capa opaca de 500 a 1.500 km de espesor, en la que se producen las tormentas de fuego más fuertes, con un diámetro de hasta 1.000 km. La temperatura de los gases de la fotosfera es de 6.000 oC. Absorben energía de la capa subyacente y la liberan en forma de calor y luz. La estructura de la fotosfera se asemeja a los gránulos. Los huecos en la capa se perciben como manchas solares.
La zona convectiva, de entre 125.000 y 200.000 kilómetros de espesor, es la capa solar en la que los gases intercambian constantemente energía con la zona de radiación, se calientan, suben a la fotosfera y, al enfriarse, descienden de nuevo para obtener una nueva porción de energía.
La zona de radiación tiene un espesor de 500 mil kilómetros y una densidad muy alta. Aquí, la sustancia es bombardeada con rayos gamma, que se convierten en rayos ultravioleta (UV) y rayos X (X), menos radiactivos.
La corteza, o núcleo, es la “caldera” solar, donde constantemente se producen reacciones termonucleares protón-protón, gracias a las cuales la estrella recibe energía. Los átomos de hidrógeno se transforman en helio a una temperatura de 14 x 10 °C. Aquí la presión titánica es de un billón de kg por cm cúbico y cada segundo se convierten 4,26 millones de toneladas de hidrógeno en helio.
Prominencias
La superficie del Sol que vemos se conoce como fotosfera. Esta es el área donde la luz del núcleo finalmente llega a la superficie. La fotosfera tiene una temperatura de unos 6000 K y brilla de color blanco.
Justo encima de la fotosfera, la atmósfera se extiende a lo largo de varios cientos de miles de kilómetros. Echemos un vistazo más de cerca a la estructura de la atmósfera del Sol.
La primera capa de la atmósfera tiene una temperatura mínima y se encuentra a unos 500 km por encima de la superficie de la fotosfera, con una temperatura de unos 4000 K. Para una estrella, esto es bastante frío.
Atmósfera
La siguiente capa se conoce como cromosfera. Se encuentra a una distancia de sólo unos 10.000 km de la superficie. En la parte superior de la cromosfera, las temperaturas pueden alcanzar los 20.000 K. La cromosfera es invisible sin un equipo especial que utilice filtros ópticos de banda estrecha. Las protuberancias solares gigantes pueden elevarse en la cromosfera hasta una altura de 150.000 km.
Por encima de la cromosfera hay una capa de transición. Debajo de esta capa, la gravedad es la fuerza dominante. Por encima de la región de transición, la temperatura aumenta rápidamente porque el helio se ioniza por completo.
corona solar
La siguiente capa es la corona y se extiende desde el Sol millones de kilómetros hacia el espacio. La corona se puede ver durante un eclipse total, cuando el disco de la luminaria queda cubierto por la Luna. La temperatura de la corona es unas 200 veces más alta que la de la superficie.
Mientras que la temperatura de la fotosfera es de sólo 6.000 K, cerca de la corona puede alcanzar entre 1 y 3 millones de grados Kelvin. Los científicos aún no saben del todo por qué es tan alto.
Heliosfera
La parte superior de la atmósfera se llama heliosfera. Es una burbuja de espacio llena de viento solar y se extiende hasta unas 20 unidades astronómicas (1 AU es la distancia entre la Tierra y el Sol). En última instancia, la heliosfera pasa gradualmente al medio interestelar.
El Sol, el cuerpo central del Sistema Solar, es una bola de plasma muy caliente. El sol es la estrella más cercana a la tierra. La luz que emite nos llega en 8 1/3 minutos. El Sol tuvo una influencia decisiva en la formación de todos los cuerpos del Sistema Solar y creó las condiciones que llevaron al surgimiento y desarrollo de la vida en la Tierra.
El radio del Sol es 109 veces y el volumen es aproximadamente 1.300.000 veces mayor que el radio y el volumen de la Tierra, respectivamente. La masa del Sol también es grande. Tiene aproximadamente 330.000 veces la masa de la Tierra y casi 750 veces la masa total de los planetas que se mueven a su alrededor.
El Sol probablemente surgió junto con otros cuerpos del Sistema Solar a partir de una nebulosa de gas y polvo. Hace unos 5 mil millones de años. Al principio, la sustancia del Sol se calentó mucho debido a la compresión gravitacional, pero pronto la temperatura y la presión en las profundidades aumentaron tanto que las reacciones nucleares comenzaron a ocurrir espontáneamente. Como resultado de esto, la temperatura en el centro del Sol aumentó considerablemente y la presión en sus profundidades aumentó tanto que logró equilibrar la fuerza de gravedad y detener la compresión gravitacional. Así surgió la estructura moderna del Sol. Esta estructura se mantiene gracias a la lenta conversión de hidrógeno en helio que se produce en sus profundidades. Durante los 5 mil millones de años de existencia del Sol, aproximadamente la mitad del hidrógeno de su región central ya se ha convertido en helio. Como resultado de este proceso se libera la cantidad de energía que el Sol emite al espacio.
La potencia de radiación del Sol es muy alta: equivale a 3,8×10 20 MW. Una pequeña fracción de la energía solar llega a la Tierra, aproximadamente la quinientas milmillonésima parte. Mantiene la atmósfera terrestre en estado gaseoso, calienta constantemente la tierra y los cuerpos de agua, da energía a los vientos y cascadas y asegura la actividad vital de animales y plantas. Parte de la energía solar se almacena en las entrañas de la Tierra en forma de carbón, petróleo y otros minerales.
El sol es un cuerpo esféricamente simétrico en equilibrio. En todas partes, a las mismas distancias del centro de esta pelota, las condiciones físicas son las mismas, pero cambian notablemente a medida que te acercas al centro. La densidad y la presión aumentan rápidamente en la profundidad, donde el gas se comprime más fuertemente por la presión de las capas superiores. En consecuencia, la temperatura también aumenta a medida que se acerca al centro. Dependiendo de los cambios en las condiciones físicas, el Sol se puede dividir en varias capas concéntricas, transformándose gradualmente entre sí.
En el centro del Sol, la temperatura es de 15 millones de grados y la presión supera los cientos de miles de millones de atmósferas. Aquí el gas se comprime hasta una densidad de aproximadamente 1,5 x 10 5 kg/m 3. Casi toda la energía del Sol se genera en una región central con un radio de aproximadamente 1/3 del del Sol. A través de las capas que rodean la parte central, esta energía se transfiere hacia el exterior. En el último tercio del radio hay una zona convectiva. La razón de la mezcla (convección) en las capas exteriores del Sol es la misma que en una tetera hirviendo: la cantidad de energía proveniente del calentador es mucho mayor que la eliminada por la conductividad térmica. Por tanto, la sustancia se ve obligada a moverse y comienza a transferir calor por sí sola.
Las capas del Sol son prácticamente inobservables. Su existencia se conoce mediante cálculos teóricos o mediante datos indirectos. Por encima de la zona convectiva se encuentran las capas del Sol directamente observables, llamadas atmósfera. Se estudian mejor porque sus propiedades se pueden juzgar a partir de observaciones.
La estructura interna del Sol es en capas, o en forma de concha, y se diferencia en esferas o regiones. En el centro esta centro, entonces región de transferencia de energía radial, Más zona convectiva y finalmente atmósfera. Varios investigadores incluyen tres áreas externas: fotosfera, cromosfera y corona. Es cierto que otros astrónomos consideran que la atmósfera solar sólo es la cromosfera y la corona.
Centro- la región central del Sol con presión y temperatura ultra altas, lo que garantiza el flujo de reacciones nucleares. Liberan enormes cantidades de energía electromagnética en rangos de longitud de onda extremadamente cortos.
Región de transferencia de energía del haz. se encuentra por encima del núcleo. Está formado por un gas de temperatura ultraalta prácticamente inmóvil e invisible. La energía generada en el núcleo se transfiere a través de él a las esferas exteriores del Sol mediante el método del rayo, sin gas en movimiento. Este proceso debería imaginarse así. Desde el núcleo hasta la región de transferencia de radiación, la energía ingresa en rangos de onda extremadamente corta (radiación gamma) y sale en rayos X de onda más larga, lo que se asocia con una disminución de la temperatura del gas hacia la zona periférica.
Región convectiva se encuentra encima del anterior. También está formado por gas caliente invisible en estado de mezcla convectiva. Esto se debe a la posición de la región entre dos ambientes que difieren marcadamente en la presión y temperatura que prevalecen en ellos. La transferencia de calor desde el interior solar a la superficie se produce como resultado de levantamientos locales de masas de aire muy calientes y a alta presión hacia la periferia de la estrella, donde la temperatura del gas es más baja y donde el rango de luz de la radiación solar comienza. Se estima que el espesor de la región convectiva es aproximadamente 1/10 del radio solar.
Para familiarizarnos con la estructura interna del Sol, hagamos ahora un viaje imaginario desde el centro de la estrella hasta su superficie. Pero, ¿cómo determinaremos la temperatura y la densidad del globo solar a diferentes profundidades? ¿Cómo podemos saber qué procesos tienen lugar dentro del Sol?
Resulta que la mayoría de los parámetros físicos de las estrellas (¡nuestro Sol también es una estrella!) no se miden, sino que se calculan teóricamente mediante ordenadores. El punto de partida para tales cálculos son sólo algunas características generales de la estrella, por ejemplo su masa, radio, así como las condiciones físicas que prevalecen en su superficie: temperatura, extensión y densidad de la atmósfera, etc. La composición química de una estrella (en particular, del Sol) se determina espectralmente. Y a partir de estos datos, un astrofísico teórico creará un modelo matemático del Sol. Si dicho modelo se corresponde con los resultados de la observación, entonces puede considerarse una aproximación bastante buena a la realidad. Y nosotros, basándonos en ese modelo, intentaremos imaginar todas las profundidades exóticas de la gran estrella.
La parte central del Sol se llama núcleo. La materia dentro del núcleo solar está extremadamente comprimida. Su radio es aproximadamente 1/4 del radio del Sol y su volumen es 1/45 (un poco más del 2%) del volumen total del Sol. Sin embargo, casi la mitad de la masa solar se encuentra concentrada en el núcleo de la estrella. Esto fue posible gracias al altísimo grado de ionización de la materia solar. Las condiciones allí son exactamente las mismas que las necesarias para el funcionamiento de un reactor termonuclear: el Core es una gigantesca central eléctrica controlada donde se genera energía solar.
Moviéndonos desde el centro del Sol hasta aproximadamente 1/4 de su radio, entramos en la llamada zona de transferencia de energía de radiación. Esta región interior del Sol, la más extensa, se puede imaginar como las paredes de una caldera nuclear, a través de las cuales se escapa lentamente la energía solar. Pero cuanto más cerca de la superficie del Sol, menores son la temperatura y la presión. Como resultado, se produce una mezcla vorticial de la sustancia y la transferencia de energía se produce predominantemente por la propia sustancia. Este método de transferencia de energía se llama convección, y la capa subsuperficial del Sol donde ocurre se llama zona convectiva. Los investigadores solares creen que su papel en la física de los procesos solares es excepcionalmente importante. Después de todo, es aquí donde se originan diversos movimientos de materia solar y campos magnéticos.
Finalmente estamos en la superficie visible del Sol. Dado que nuestro Sol es una estrella, una bola de plasma caliente, a diferencia de la Tierra, la Luna, Marte y planetas similares, no puede tener una superficie real, entendida en el pleno sentido de la palabra. Y si hablamos de la superficie del Sol, entonces este concepto es condicional.
La superficie luminosa visible del Sol, ubicada directamente sobre la zona convectiva, se llama fotosfera, que se traduce del griego como "esfera de luz".
La fotosfera es una capa de 300 kilómetros. Aquí es donde nos llega la radiación solar. Y cuando miramos al Sol desde la Tierra, la fotosfera es precisamente la capa que traspasa nuestra visión. La radiación de capas más profundas ya no nos llega y es imposible verlas.
La temperatura en la fotosfera aumenta con la profundidad y se estima en promedio en 5800 K.
La mayor parte de la radiación óptica (visible) del Sol proviene de la fotosfera. Aquí, la densidad media del gas es inferior a 1/1000 de la densidad del aire que respiramos, y la temperatura desciende a 4800 K a medida que nos acercamos al borde exterior de la fotosfera. En tales condiciones, el hidrógeno permanece casi completamente neutro.
Los astrofísicos toman la base de la fotosfera como la superficie de la gran estrella. Consideran que la propia fotosfera es la capa más baja (interior) de la atmósfera solar. Encima hay dos capas más que forman las capas exteriores de la atmósfera solar: la cromosfera y la corona. Y aunque no existen límites definidos entre estas tres capas, conozcamos sus principales características distintivas.
La luz amarilla-blanca de la fotosfera tiene un espectro continuo, es decir, parece una franja continua del arco iris con una transición gradual de colores del rojo al violeta. Pero en las capas inferiores de la cromosfera enrarecida, en la región de la llamada temperatura mínima, donde la temperatura desciende a 4200 K, la luz solar experimenta absorción, por lo que se forman estrechas líneas de absorción en el espectro solar. Se llaman líneas de Fraunhofer, en honor al óptico alemán Joseph Frau y Gopher, quien midió cuidadosamente las longitudes de onda de 754 líneas en 1816.
Hasta la fecha, en el espectro del Sol se han registrado más de 26 mil líneas oscuras de diferente intensidad, que surgen de la absorción de luz por átomos "fríos". Y dado que cada elemento químico tiene su propio conjunto característico de líneas de absorción, esto permite determinar su presencia en las capas exteriores de la atmósfera solar.
La composición química de la atmósfera del Sol es similar a la de la mayoría de las estrellas formadas en los últimos miles de millones de años (llamadas estrellas de segunda generación). En comparación con los antiguos cuerpos celestes (estrellas de la primera generación), contienen decenas de veces más elementos pesados, es decir, elementos más pesados que el helio. Los astrofísicos creen que los elementos pesados aparecieron por primera vez como resultado de reacciones nucleares que ocurrieron durante las explosiones de estrellas, y quizás incluso durante las explosiones de galaxias. Durante la formación del Sol, el medio interestelar ya estaba bastante enriquecido en elementos pesados (el Sol todavía no produce elementos más pesados que el helio). Pero nuestra Tierra y otros planetas se condensaron, aparentemente, a partir de la misma nube de gas y polvo que el Sol. Por tanto, es posible que, mientras estudiamos la composición química de nuestra luz natural, también estemos estudiando la composición de la materia protoplanetaria primaria.
Dado que la temperatura en la atmósfera solar varía con la altitud, los átomos de diferentes elementos químicos crean líneas de absorción en diferentes niveles. Esto permite estudiar las distintas capas atmosféricas de la gran estrella y determinar su extensión.
¡Sobre la fotosfera hay una sílaba más rara! atmósfera del Sol, que se llama cromosfera, que significa "esfera coloreada". Su brillo es muchas veces menor que el brillo de la fotosfera, por lo que la cromosfera es visible sólo durante breves minutos de eclipses solares totales, como un anillo rosa alrededor del disco oscuro de la Luna. El color rojizo de la cromosfera es causado por la radiación de hidrógeno. Este gas tiene la línea espectral más intensa, Ha, en la región roja del espectro, y en la cromosfera hay especialmente mucho hidrógeno.
De los espectros obtenidos durante los eclipses solares se desprende claramente que la línea roja del hidrógeno desaparece a una altitud de aproximadamente 12 mil km sobre la fotosfera, y las líneas de calcio ionizado dejan de ser visibles a una altitud de 14 mil km. Esta altura se considera como el límite superior de la cromosfera. A medida que aumenta la temperatura, la temperatura aumenta hasta alcanzar los 50.000 K en las capas superiores de la cromosfera. Al aumentar la temperatura, aumenta la ionización del hidrógeno y luego del helio.
El aumento de temperatura en la cromosfera es bastante comprensible. Como saben, la densidad de la atmósfera solar disminuye rápidamente con la altura y un medio enrarecido emite menos energía que uno denso. Por tanto, la energía procedente del Sol calienta la cromosfera superior y la corona que se encuentra encima de ella.
Actualmente, los heliofísicos utilizan instrumentos especiales para observar la cromosfera no sólo durante los eclipses solares, sino también en cualquier día despejado. Durante un eclipse solar total, se puede ver la capa más externa de la atmósfera solar, la corona, un delicado brillo plateado nacarado que se extiende alrededor del Sol eclipsado. El brillo total de la corona es aproximadamente una millonésima parte de la luz del Sol o la mitad de la luz de la Luna llena.
La corona solar es un plasma muy enrarecido con una temperatura cercana a los 2 millones de K. La densidad de la materia coronal es cientos de miles de millones de veces menor que la densidad del aire cerca de la superficie de la Tierra. En tales condiciones, los átomos de los elementos químicos no pueden estar en un estado neutral: su velocidad es tan alta que durante las colisiones mutuas pierden casi todos sus electrones y se ionizan repetidamente. Por eso la corona solar está formada principalmente por protones (núcleos atómicos de hidrógeno), núcleos de helio y electrones libres.
La temperatura excepcionalmente alta de la corona hace que su material se convierta en una poderosa fuente de radiación ultravioleta y de rayos X. Para las observaciones en estos rangos del espectro electromagnético, como se sabe, se utilizan telescopios especiales ultravioleta y de rayos X instalados en naves espaciales y estaciones científicas orbitales.
Utilizando métodos de radio (la corona solar emite intensamente ondas de radio decímetros y metros), los rayos coronales se "observan" hasta distancias de 30 radios solares desde el borde del disco solar. A medida que se aleja del Sol, la densidad de la corona disminuye muy lentamente y su capa superior fluye hacia el espacio exterior. Así se forma el viento solar.
Sólo debido a la volatilización de los corpúsculos, la masa del Sol disminuye cada segundo en nada menos que 400 mil toneladas.
El viento solar sopla por todo el espacio de nuestro sistema planetario. Para entonces la velocidad inicial alcanza más de 1000 km/s, pero luego disminuye lentamente. La órbita de la Tierra tiene una velocidad media del viento de unos 400 km/s. Ohm barre a su paso todos los gases emitidos por planetas y cometas, las más pequeñas partículas de polvo meteórico e incluso partículas de rayos cósmicos galácticos de baja energía, llevando toda esta "basura" a las afueras del sistema planetario. En sentido figurado, parecemos estar bañándonos en la corona de una gran estrella...
La estrella más cercana a nosotros es, por supuesto, el Sol. La distancia de la Tierra a ella, según los parámetros cósmicos, es muy pequeña: la luz del sol viaja del Sol a la Tierra en sólo 8 minutos.
El Sol no es una enana amarilla ordinaria, como se pensaba anteriormente. Se trata del cuerpo central del sistema solar, alrededor del cual giran los planetas, con una gran cantidad de elementos pesados. Se trata de una estrella formada tras varias explosiones de supernovas, alrededor de las cuales se formó un sistema planetario. Debido a su ubicación cercana a las condiciones ideales, la vida surgió en el tercer planeta Tierra. El Sol tiene ya cinco mil millones de años. Pero averigüemos por qué brilla. ¿Cuál es la estructura del Sol y cuáles son sus características? ¿Qué le depara el futuro? ¿Qué impacto tiene en la Tierra y sus habitantes? El Sol es una estrella alrededor de la cual giran los 9 planetas del sistema solar, incluido el nuestro. 1 a.u. (unidad astronómica) = 150 millones de kilómetros: la misma es la distancia promedio de la Tierra al Sol. El Sistema Solar incluye nueve planetas principales, alrededor de un centenar de satélites, muchos cometas, decenas de miles de asteroides (planetas menores), meteoroides y gas y polvo interplanetarios. En el centro de todo está nuestro Sol.
El sol brilla desde hace millones de años, como lo confirman las investigaciones biológicas modernas obtenidas a partir de restos de algas azul-verde-azul. Si la temperatura de la superficie del Sol cambiara incluso un 10%, toda la vida en la Tierra moriría. Por lo tanto, es bueno que nuestra estrella irradie uniformemente la energía necesaria para la prosperidad de la humanidad y de otras criaturas de la Tierra. En las religiones y mitos de los pueblos del mundo, el Sol siempre ha ocupado el lugar principal. Para casi todos los pueblos de la antigüedad, el Sol era la deidad más importante: Helios, entre los antiguos griegos, Ra, el dios del sol entre los antiguos egipcios y Yarilo entre los eslavos. El sol traía calor, cosecha, todos lo veneraban, porque sin él no habría vida en la Tierra. El tamaño del Sol es impresionante. Por ejemplo, la masa del Sol es 330.000 veces la masa de la Tierra y su radio es 109 veces mayor. Pero la densidad de nuestra estrella es pequeña: 1,4 veces mayor que la densidad del agua. El propio Galileo Galilei notó el movimiento de las manchas en la superficie, demostrando así que el Sol no se detiene, sino que gira.
Zona convectiva del sol
La zona radiactiva mide aproximadamente 2/3 del diámetro interno del Sol y su radio es de unos 140 mil km. Al alejarse del centro, los fotones pierden su energía bajo la influencia de la colisión. Este fenómeno se llama fenómeno de convección. Esto recuerda al proceso que ocurre en una tetera hirviendo: la energía proveniente del elemento calefactor es mucho mayor que la cantidad que se elimina por conducción. El agua caliente cerca del fuego sube y el agua más fría desciende. Este proceso se llama convención. El significado de convección es que el gas más denso se distribuye por la superficie, se enfría y vuelve a ir al centro. El proceso de mezcla en la zona convectiva del Sol se lleva a cabo de forma continua. Al mirar a través de un telescopio la superficie del Sol, se puede ver su estructura granular: granulaciones. ¡Parece como si estuviera hecho de gránulos! Esto se debe a la convección que se produce debajo de la fotosfera.
Fotosfera del Sol
Una capa delgada (400 km), la fotosfera del Sol, se encuentra directamente detrás de la zona convectiva y representa la "superficie solar real" visible desde la Tierra. Los gránulos de la fotosfera fueron fotografiados por primera vez por el francés Janssen en 1885. El gránulo promedio tiene un tamaño de 1000 km, se mueve a una velocidad de 1 km/s y existe durante aproximadamente 15 minutos. En la parte ecuatorial se pueden observar formaciones oscuras en la fotosfera, que luego se desplazan. Los fuertes campos magnéticos son una característica distintiva de estos puntos. Y el color oscuro se obtiene debido a la temperatura más baja en relación con la fotosfera circundante.
Cromosfera del Sol
La cromosfera solar (esfera coloreada) es una capa densa (10.000 km) de la atmósfera solar que se encuentra directamente detrás de la fotosfera. La cromosfera es bastante problemática de observar debido a su ubicación cercana a la fotosfera. Se ve mejor cuando la Luna cubre la fotosfera, es decir. durante los eclipses solares.
Las protuberancias solares son enormes emisiones de hidrógeno, que se asemejan a largos filamentos luminosos. Las protuberancias se elevan a distancias enormes, alcanzando el diámetro del Sol (1,4 mm km), se mueven a una velocidad de unos 300 km/s y la temperatura alcanza los 10.000 grados.
La corona solar son las capas externas y extendidas de la atmósfera del Sol, que se originan sobre la cromosfera. La longitud de la corona solar es muy larga y alcanza valores de varios diámetros solares. Los científicos aún no han recibido una respuesta clara a la pregunta de dónde termina exactamente.
La composición de la corona solar es un plasma enrarecido y altamente ionizado. Contiene iones pesados, electrones con núcleo de helio y protones. La temperatura de la corona alcanza entre 1 y 2 millones de grados K, en relación con la superficie del Sol.
El viento solar es una salida continua de materia (plasma) desde la capa exterior de la atmósfera solar. Está formado por protones, núcleos atómicos y electrones. La velocidad del viento solar puede variar de 300 km/s a 1.500 km/s, de acuerdo con los procesos que ocurren en el Sol. El viento solar se propaga por todo el sistema solar y, al interactuar con el campo magnético terrestre, provoca diversos fenómenos, uno de los cuales es la aurora boreal.
Características del sol
Masa del Sol: 2∙1030 kg (332.946 masas terrestres)
Diámetro: 1.392.000 kilómetros
Radio: 696.000 km
Densidad media: 1.400 kg/m3
Inclinación del eje: 7,25° (en relación con el plano de la eclíptica)
Temperatura de la superficie: 5.780 K
Temperatura en el centro del Sol: 15 millones de grados
Clase espectral: G2 V
Distancia media de la Tierra: 150 millones de kilómetros
Edad: 5 mil millones de años
Periodo de rotación: 25.380 días
Luminosidad: 3,86∙1026W
Magnitud aparente: 26,75m
Cargando...