Una vez comienza la fusión en el núcleo, la estrella se estabiliza y decimos que ha entrado en la Secuencia Principal. Esta etapa es la más larga y es lo que consideramos la vida propiamente dicha de una estrella. Se termina cuando se agota el hidrógeno en el núcleo.
En esta etapa la fuerza de la gravedad, que pretende seguir comprimiendo el plasma, se ve contrarrestada por la presión del gas caliente que empuja hacia afuera. Este equilibrio se da en cualquier punto de la estrella: la estrella se encuentra en equilibrio hidrostático.
Estar en equilibrio hidrostático es lo que da la forma esférica a una estrella
El Sol se encuentra en esta etapa de su vida, pero su cercanía nos ha permitido observar que, si bien el equilibrio entre gravedad y presión se mantiene en general, a escala de pequeños minutos existen pequeñas desviaciones de tal equilibrio, lo que provoca una perturbación y, por tanto, una onda. Sería lo equivalente a las ondas sísmicas en la Tierra, si bien éstas tienen otro origen.
Estas oscilaciones del plasma se propagan por el interior del Sol, sufriendo cambios de dirección en las delimitaciones entre capas, de igual manera que las ondas sísmicas se propagan por el interior de La Tierra, refractándose y reflejándose en la interfase entre la corteza y el manto y entre éste y el núcleo.
A escala de pocos minutos, el equilibrio se rompe dando lugar a una perturbación y una onda
En el Sol tenemos dos modos de vibración:
- Modos p: son ondas de presión, es decir, de sonido; debido a las variaciones de presión.
- Modos g: son ondas debido a la fuerza recuperadora de empuje.
Los modos p son ondas estacionarias confinadas entre la superficie solar y otras superficies más internas, a diferentes profundidades. Los modos g resuenan por debajo de la zona convectiva y son mucho más difíciles de medir. En 1977 Isaak, Van der Raay y Brookes, desde los observatorios solares del Teide (Canarias) y del Pic du Midi (pirineo francés), midieron una oscilación que duró 5 minutos y que fue la confirmación de la existencia de sismología solar, o helisismografía.
Para visualizarlo, podemos imaginar un tablero de ajedrez dibujado sobre la superficie solar donde todas las casillas blancas sobresalen de la superficie todas la vez mientras las negras se hunden, alternándose. Evidentemente esta deformación es pequeña en relación al radio del Sol, por lo que no es detectable a simple vista.
La heliosismografía nos da mucha información sobre la estructura interna del Sol
El estudio de estas ondas ha dado como fruto el descubrimiento de la Tacoclina, una región de transición que se caracteriza porque en ella la energía producida en el núcleo pasa de transportarse al exterior de forma radiativa a hacerlo de forma convectiva. Además, la esfera por debajo de esta zona rota en bloque, como una pelota o un sólido rígido; sin embargo, a partir de esta zona la rotación pasa a ser diferencial. Es decir, en el Sol las capas por encima de la tacoclina rotan de manera que en los polos da una vuelta sobre sí mismo en 29 días mientras que en el ecuador lo hace en 25 días.
A partir de la tacoclina el Sol rota sobre sí mismo más rápido en el ecuador que en los polos.
Esta rotación diferencial junto con el campo magnético serán la clave para entender fenómenos como las manchas solares, agujeros coronales, las fulguraciones o las emisiones coronales de masa. Eventos todos ellos entendidos como Actividad solar, que tienen importantes efecto en nuestro planeta. Pero eso lo dejamos para otro episodio.
Comentarios