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LA ASOMBROSA ESTRUCTURA DEL SOL
 Las estadísticas del Sol agrandan la imaginación. Los tamaños, las distancias y las temperaturas se encuentran más allá de nuestra experiencia.
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El diámetro del Sol es de aproximadamente 1,390,000 km. El diámetro promedio de la Tierra es de 12,740 km. Cerca de 109 Tierras podrían ser colocadas al lado del diámetro del Sol.
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El volumen del Sol, que es de 1.406 x 1018 km3, es inimaginable. Aproximadamente 1,300,000 Tierras podrían caber dentro del Sol.
- Su masa es de 1.989 x 1030 kg, equivalente a la masa de cerca de 300, 000 Tierras.
La estructura del Sol está separada en varias regiones: la región interior, la fotosfera, la cromosfera, la región de transición, la corona y el viento solar.
Para una vista más cercana al Sol + Enlace al sitio de Internet para mayor información.
 El interior: El núcleo y la capa radiactiva
El núcleo ocupa el primer 25% de la distancia desde el centro.
- La temperatura en el núcleo es enorme. Las temperaturas oscilan entre 15,000,000°C (27,000,000°F) en el centro y 7,000,000°C (12,600,000°F) en el borde exterior del núcleo. Esto es calientísimo. La temperatura del metal que está suficientemente caliente para tener un brillo blanco es de solamente 6000° C.
- La densidad cambia dramáticamente. En el centro la densidad es ocho veces la densidad del oro (160g/cm3). En el borde exterior del núcleo la densidad se acerca a la densidad del oro (20g/cm3).
A estas temperaturas y presiones el hidrógeno se fusiona en helio y los elementos se encuentran en estado de plasma. (Para información sobre la animación FLASH de este proceso, visitar + sitio de web http://www.kingsu.ab.ca/ y encontrar el ciclo protón-protón).
La zona radioactiva se encuentra rodeando al núcleo.
- La radiación que escapa del núcleo es en su mayoría rayos X. La salida de la energía del Sol es cerca de 4 x 1026 vatios de energía. Para darnos una idea de la cantidad de la energía, podemos compararla con el total de la demanda de energía en EEUU en el 2001 que fue calculada en 6.7 x 105 vatios.
- De acuerdo a la ecuación de Einstein, E=mc2, esta cantidad de energía es igual a 4.4 billones de kilogramos de materia que se convierte en energía cada segundo. En la Tierra tal cantidad de materia pesaría cerca de un millón de toneladas.
- A pesar de que viaja a la velocidad de la luz, a esta radiación le toma cerca de un millón de años poder salir de la capa radiactiva debido a las colisiones entre la luz y la materia dentro de la capa radiactiva.
Entre la zona radiactiva y la zona de convección hay una capa de interfase. Ahora se cree que hay una dinamo magnética en la capa que genera el campo magnético del Sol. (Ver también por qué ocurren las manchas del Son y las CMEs)
En los últimos 200,000 Km. (124,000millas) hacia la fotosfera, la fuerza de convección lleva la energía a la zona de convección.
- La temperatura desciende de 2,000,000°C (3,600,000°F) a 5,700°C (10,000°F).
- La densidad disminuye de 0.2 g/cm3 a 0.0000002 g/cm3.
- El plasma caliente sube y el plasma más frío se hunde, creando "ciclones" con la rotación del Sol.
 La fotosfera
En cuanto estas burbujas emergentes de plasma caliente alcanzan la superficie de la fotosfera, se crean manchas brillantes de gránulos.
Las manchas brillantes son gránulos solares y las manchas grandes y oscuras son manchas solares.
Estos gránulos y manchas solares son características de la fotosfera que es una capa delgada de solamente 100 Km. (62 millas) de grosor. Estamos más familiarizados con esta capa porque es la superficie visible del Sol y produce la mayoría de la luz blanca que vemos.
La cromosfera
Arriba de la fotosfera está la cromosfera. La temperatura se eleva de cerca de 6000°C (10,800°F) a cerca de 20,000°C (36,000°F).A esta temperatura el hidrógeno emite una luz rojiza. Las llamaradas solares y las erupciones son comunes en esta región.
La región de transición
Entre la cromosfera y la corona hay una capa delgada e irregular que está mal comprendida. TRACE (Explorador Coronal y Regional de Transición) examina esta capa, llamada región de transición. Dentro de esta región la temperatura se eleva rápidamente de 20,000°C a 1,000,000°C. Los científicos estudian esta región para mejorar su entendimiento de los procesos que causan que la temperatura aumente.
La corona
Sobre la cromosfera se encuentra la corona. La temperatura de la corona es de aproximadamente 1,000,000°C (1,800,000°F). El hidrógeno y otros elementos se ionizan y catapultan al espacio como un torrente continuo de plasma conocido como el viento solar.
La imagen de abajo captura una amplia protuberancia cuando hace erupción desde el Sol. Las protuberancias son arcos enormes de gas inyectado dentro de la corona. Pueden alcanzar 200,000 o 300,000 Km dentro de la corona. Las protuberancias pueden ser bastante estables y durar por días. Cuando hacen erupción pueden contribuir energía adicional al viento solar. El Observatorio Heliosferico y Solar (SOHO) tomó la imagen que se encuentra abajo usando el telescopio extremo de imágenes ultravioletas (EIT, siglas en inglés). Este instrumento "mira" el Sol en cuatro diferentes longitudes de onda de luz. Las cuatro longitudes de onda están en la región ultravioleta del espectro electromagnético. Las cuatro longitudes de onda en unidades ángstrom (10-8cm) son 304Å, 284Å, 195Å y 171Å. La imagen de abajo muestra el Sol a 304Å. La emisión en esta longitud de onda muestra la cromosfera superior a una temperatura de cerca de  60,000ºC. Las áreas más calientes aparecen en blanco, mientras que las áreas en rojo oscuro indican temperaturas más frescas.
(Foto: Observatorio Heliosferico y Solar (SOHO). SOHO es un proyecto de cooperación internacional entre ESA y la NASA.)
Algunas veces las erupciones son muy grandes y se les denomina eyecciónes de masa coronal (CME). SOHO capturó estas imágenes de una CME. El disco central del Sol está cubierto para proteger el instrumento de la intensa radiación del Sol y permitir que el instrumento detecte la corona menos  intensa y las CME. El círculo blanco muestra el tamaño del Sol. (Foto: Consorcio SOHO/LASCO.)
La brillante región blanca que viene del disco central hacia la derecha es una eyección de masa coronal. Las dos líneas blancas más pequeñas que vienen de la parte baja de la derecha son cometas que rozan el Sol que fueron rápidamente aniquilados por el calor del Sol. Haga click en el enlace debajo de la imagen de arriba para ver una película corta de la CME y sus cometas.
El viento solar y las más energéticas eyecciones de masa coronal son extremadamente importantes para la Tierra y para nuestra vida y sociedad. Es hora de aprender más sobre el viento solar y las CME y porqué ocurren las manchas de Sol y las CME.
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