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Partes del Sol (continuación)

La corona solar

a corona solar es la atmósfera solar exterior o región que rodea a la cromosfera, y que puede observarse durante los eclipses como una aurora plateada o halo blanco en torno al Sol.

La parte exterior está compuesta de pequeñas partículas reflectantes; la interior contiene átomos extremadamente ionizados; ese campo magnético es el causante de las formas arqueadas y rizadas que presenta. Los gases enrarecidos de que se compone están sometidos a temperaturas de entre medio millón hasta un millón de grados.

Durante un eclipse pueden ser observados los rizos magnéticos que se manifiestan en la corona, consistentes en regiones aisladas que en ocasiones erupcionan y forman protuberancias, arrojando al espacio materia solar. Externamente, la corona se extiende hasta límites indefinidos.

Corona solar

A mediados del siglo XX se constató que la corona posee temperaturas muy superiores a las de la fotosfera. Mientras que la fotosfera alcaza una media de 6.000 K y la cromosfera de unos 30.000 K, la corona llega a una temperatura de 1.000.000 K. No obstante, en la corona se manifiestan densidades diferentes según las temperaturas alcanzadas; menos densidad cuanto más cálidas y alejadas de la cromosfera.

En este mapa de densidad de la corona solar se pueden observar desde zonas azules (las más densas y frías), hasta blanquecinas (las menos densas y calientes)

El viento solar

El viento solar es un flujo o corriente de partículas (principalmente protones y electrones) que se originan en la fotosfera, lo suficientemente aceleradas por las elevadas temperaturas de la corona solar como para escapar a su campo gravitatorio. Durante un periodo solar de calma relativa, a una distancia del Sol igual a la que se halla la Tierra, el viento solar posee una densidad media de unos 5 protones por cada centímetro cúbico, y su velocidad se engloba entre los 350 y 700 Km. por segundo.

Recreación del viento solar

Desde el campo magnético terrestre se puede detectar el viento solar. Suele ser el causante de que se produzcan en la Tierra determinados fenómenos o tempestades magnéticas, tales como las auroras australes o boreales, al conseguir una erupción de partículas magnéticas solares saturar o traspasar el escudo o magnetoesfera terrestre. La desviación en la cola de los cometas es otro de los efectos provocados por el viento solar.

Teoría sobre la evolución solar

Se estima que la evolución del Sol será la que se espera de cualquier otra estrella normal, puesto que no deja de ser una estrella típica y representativa de muchas otras estrellas conocidas. Cuando el hidrógeno que alberga el Sol se haya consumido en su totalidad, comenzarán a producirse nuevas reacciones nucleares para consumir el helio y átomos más pesados que contiene. El Sol aumentará entonces su tamaño y luminosidad al cambiar también su composición, convirtiéndose en una estrella gigante roja. Después, cuando el combustible se haya agotado totalmente, se transformará en una enana blanca y se apagará, quedando su diámetro reducido a 100 veces menos del que tiene en la actualidad.

La vida total del Sol contando desde su nacimiento se estima en 100.000 millones de años, y se calcula que se apagará definitivamente dentro de unos 10.000 millones de años.

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