Asteroides y sus características

El asteroide

Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide que gira alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno. La mayoría orbita entre Marte y Júpiter en la región del sistema solar conocida como cinturón de asteroides, otros se acumulan en los puntos de Lagrange de Júpiter y la mayor parte del resto cruza las órbitas de los planetas.

Características

Los asteroides son cuerpos menores, rocosos y que orbitan alrededor del Sol a distancias inferiores a la de Neptuno. La mayoría está situada entre las órbitas de Marte y Júpiter. Tienen tamaños reducidos y formas irregulares, salvo algunos de mayor tamaño como Palas, Vesta o Higía que tienen formas ligeramente redondeadas.

Se originaron a partir de la colisión de cuerpos mayores que no llegaron a conformar un planeta por la influencia gravitatoria de Júpiter.

Formas, tamaños y distribución de masas

El tamaño de los asteroides varía entre los 1000 km del más grande hasta rocas de apenas una decena de metros. Los tres más grandes son similares a planetas en miniatura: Son más o menos esféricos, su interior está parcialmente diferenciado y se cree que son protoplanetas. Sin embargo, la gran mayoría son mucho más pequeños, de forma irregular y, o bien son restos supervivientes de los primitivos planetésimos, o bien fragmentos de cuerpos más grandes producidos tras colisiones catastróficas.

Clasificación por composición

Los asteroides de tipo C constituyen la mayor parte (cerca del 75%) de los conocidos. Están sobre todo localizados en las regiones más externas del cinturón de asteroides. De las distintas familias de asteroides, éstos son los menos luminosos, ya que su albedo está comprendido entre 0,03 y 0,09. Su composición química es razonablemente similar a la del Sistema Solar y carecen de hidrógeno, helio y otros elementos volátiles.

Los asteroides de tipo S constituyen la mayor parte de los asteroides restantes (cerca del 17%), pueblan la región más externa del cinturón y son relativamente más brillantes que los de tipo C, con un albedo que varia entre 0,10 y 0,22. Químicamente están formados por minerales ferrosos mezclados con silicatos de magnesio.

Los asteroides de tipo M, por último, incluyen todos los tipos restantes. Se encuentran en la región más central del cinturón y están compuestos, básicamente, de minerales ferrosos. Su luminosidad es comparable a la de los asteroides de tipo S

Clasificación por orbita 

Asteroides del cinturón principal

Situados entre Marte y Júpiter, a 300 millones de kilómetros del Sol se divide en otras  familias que se denominan así por el asteroide más importante de su grupo.

• Hungarias (Hungaria)
• Focaceas (Focea)
• Koronis (Koronis)
• Eos (Eos)
• Floras (Florax)
• Themis (Themis)
• Cibeles (Cibeles)
• Hildas (Hilda)

Asteroides troyanos

Los asteroides troyanos se encuentran situados sobre todo en los puntos Lagrange de Júpiter. Se han descubierto cientos de asteroides aunque su número podría ser superior al millar, pero curiosamente se encuentra más en el punto L4 precediendo en la órbita al planeta que en el L5 siguiéndole en su órbita.

También Marte posee su propio troyano, Eureka, que se encuentra en su punto L5.

Asteroides Cercanos a la Tierra

También conocidos como NEA , se trata de asteroides cuyas órbitas se aproximan a la Tierra. Existen tres tipos importantes, según el nombre del asteroide principal del grupo.

Atones (Atón). Poseen órbitas más pequeñas que las de la Tierra y no cruzan su órbita.
Apolos (Apolo). Cruzan la órbita terrestre.
Amores (Amor). Cruzan la órbita de Marte y su propia órbita conriene por completo la de la Tierra.

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Asteroides centauros

Pertenecen a la zona exterior del sistema solar en órbitas entre Júpiter y los objetos transneptunianos

Asteroides binarios

Algunos asteroides son capaces de rotar muy rápido debido al efecto de la luz solar sobre su forma irregular. Se ha comprobado que ese veloz giro puede provocar su división, mediante un proceso que se denomina fisión de rotación, formando dos nuevos asteroides del viejo, que comienzan orbitando entre sí y siendo uno cinco veces más grande que el otro.

Son los llamados asteroides binarios. Muchos pares de asteroides han sido formados por fisión de rotación y han sido detectados en el sistema solar.

Cometas y sus cualidades

Los cometas son cuerpos celestes constituidos por hielo, polvo y rocas que orbitan alrededor del Sol siguiendo diferentes trayectorias elípticas, parabólicas o hiperbólicas.
Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. 

A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma o cabellera. Esta coma está formada por gas y polvo. A medida que el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola característica.

 La cola está formada por polvo y el gas de la coma ionizado.

Núcleo del cometa.

Por regla general, los núcleos de los cometas son conglomerados de piedra y polvo que se mantienen unidos por el hielo de agua. Su tamaño puede oscilar entre 1 y 100 kilómetros.

Según los últimos estudios realizados con la ayuda de sondas espaciales se ha determinado que el núcleo de los cometas se encuentra compuesto básicamente por agregados de polvo congelado, gases y compuestos en estado de congelamiento.

Después del impacto del proyectil enviado por la nave espacial Deep Impact (2005) contra el núcleo del cometa Tempel 1, se logró medir grandes desprendimientos de polvo y en menor cuantía, vapor de agua. La compactación del núcleo es bastante fuerte y el polvo en su superficie es más similar al talco que a la arena de playa. 

Entre los compuestos que más abundan en el núcleo de los cometas se encuentran el Amoníaco, Metano, Monóxido de Carbono, Dicianógeno y Agua

Por esta composición, rica en compuestos de naturaleza orgánica, muchos científicos le han asignado a los cometas la responsabilidad de ser los causantes de la propagación de la vida en el Universo.

Coma.

Cuando se encuentran lejos del Sol, los cometas son conglomerados inactivos. Al acercarse a unas 5 Unidades Astronómicas del Sol, la radiación solar sublima (hace pasar de estado sólido a gaseoso) los materiales volátiles del núcleo cometario.

Es en ese instante cuando se forma la Coma o envoltura gaseosa que rodea al núcleo cometario. Dependiendo del tamaño de núcleo y de la cantidad de compuestos que se subliman, la coma puede alcanzar entre los 10.000 y 100.000 kilómetros de tamaño.  

Los componentes volátiles del núcleo, al interactuar con el viento solar, forman la cola del cometa.

La cola de los cometas. La misma puede tener dos formas: una recta, de color azul, que se proyecta desde el núcleo en dirección contraria a la posición del Sol, conocida como Cola de Gases y una curvada, de color amarillo, constituida por partículas sólidas despedidas del núcleo por efecto de los jets o erupciones, que se conoce como Cola de Polvo.

Las colas de los cometas y los asteroides La cola de un cometa también lo origina el Sol. El primer astrónomo que se dio cuenta de la importancia del Sol en el desarrollo de este fenómeno fue Pedro Apiano, quien constató que la cola de los cometas siempre se desplegaban en dirección opuesta al Sol. Orientación de las colas de los cometas.- Con frecuencia se observan en un mismo cometa dos colas diferentes: una cola de polvo y otra denominada cola iónica. Las colas de polvo son colas curvadas, están formadas por partículas de polvo arrancadas de la coma por la presión de la radiación solar y las alejan de la coma. Las colas iónicas son colas rectilíneas (o de muy débil curvatura) causadas por la radiación solar que ioniza las moléculas de la coma adquiriendo carga eléctrica, y los campos magnéticos del viento solar arrastran lejos de la coma dichas moléculas formando así la cola iónica. Los asteroides.-  Los asteroides constituyen un conjunto numeroso y heterogéneo de pequeños astros, también denominados planetas menores, de forma irregular, que describen órbitas alrededor del Sol, la mayoría de las cuales quedan comprendidas entre las órbitas de Marte y Júpiter en el denominado Cinturón principal. Un asteroide es un pequeño cuerpo rocoso que gira alrededor del Sol a 1000 km. Los cometas pueden describir tres tipos de órbitas: 1) Elípticas:  Los cometas cuyas órbitas son elípticas tienen carácter de periódico moviéndose alrededor del Sol, el cual ocupa uno de sus focos. Por regla general, sus excentricidades son grandes. Algunos cometas tienen períodos orbitales relativamente cortos como es el caso del cometa P/Encke, con un periodo de 3'3 años mientras que otros tienen centenares de años. Como los cometas tienen unas masas muy pequeñas, sus influencias gravitatorias sobre los planetas son casi nulas. Por el contrario, debido a las perturbaciones gravitatorias del Sol y de algunos planetas gigantes, concretamente Júpiter y Saturno, es muy frecuente que el periodo orbital del cometa se altere, experimentando cambios, a veces espectaculares. Una de las alteraciones son las capturas de cometas por los planetas, cuyo afelio puede situarse mucho más allá de Plutón (cometas no periódicos) transformándolos en cometas de periodo más corto del que tenían, cuyo afelio se encuentra dentro del Sistema Solar. Estas capturas originan las familias de cometas como la de Júpiter, compuesta por más de 60 miembros cuyo afelio se localiza cerca de la órbita de Júpiter. También hay familias de Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. 2) Hiperbólicas. 3) Parabólicas. Los cometas cuyas órbitas son hiperbólicas o parabólicas no son periódicos puesto que sus curvas no son cerradas. Luego, aparecen una sola vez surgiendo de las profundidades del espacio, se acercan al Sol y se alejan del mismo desapareciendo para siempre. Las órbitas de los cometas tienen muy distintas inclinaciones sobre el plano de la Eclíptica. Algunas de ellas tienen una inclinación mayor de 90º por lo que los cometas que las poseen se mueven en sentido retrógrado, como por ejemplo el cometa Halley.

El vertiginoso baile de una estrella y un agujero negro

El telescopio espacial XMM-Newton de la ESA ha ayudado a identificar un sistema formado por una estrella y por un agujero negro que se orbitan mutuamente a gran velocidad. La estrella completa una órbita cada 2.4 horas, casi una hora menos que el anterior récord registrado.

El agujero negro de este sistema, conocido como MAXI J1659-152, es tres veces más masivo que el Sol, mientras que la enana roja que le acompaña tiene una masa equivalente al 20% de la de nuestra estrella. Estos dos cuerpos se encuentran separados por un millón de kilómetros. 

El dúo fue descubierto el 25 de septiembre de 2010 por el telescopio espacial Swift de la NASA, y al principio se pensó que se trataba de un brote de rayos gamma. Ese mismo día, el telescopio japonés MAXI, situado en la Estación Espacial Internacional, detectó una intensa fuente de rayos X en ese mismo lugar. 

Al realizar más observaciones desde tierra y con la ayuda de otros telescopios espaciales, entre los que destaca XMM-Newton, se pudo determinar que los rayos X procedían de un agujero negro que se estaba alimentando de la materia arrancada de su diminuta compañera. 

Al observar el sistema con XMM-Newton durante un intervalo de 14.5 horas, se detectó que la emisión de rayos X disminuía bruscamente de forma periódica, lo que podría indicar que el borde irregular del disco de acreción se cruzaba con la línea de visión del telescopio europeo a medida que rotaba el sistema. 

La frecuencia de este fenómeno permitió determinar que la estrella presenta un periodo orbital de 2.4 horas, estableciendo un nuevo récord para los sistemas binarios de rayos X. El anterior récord estaba en manos de Swift J1753.5-0127, con un periodo de 3.2 horas. 

La estrella y el agujero negro giran en torno al centro de masas del conjunto. Como la estrella es mucho más ligera, está más alejada de este punto y tiene que recorrer su órbita a la disparatada velocidad de dos millones de kilómetros por hora – lo que la convierte en la estrella más rápida jamás detectada en un sistema binario de rayos X. El agujero negro, sin embargo, recorre su órbita a ‘tan sólo’ 150.000 km/h. 

“La estrella compañera gira en torno al centro de masas del sistema a una velocidad vertiginosa, casi 20 veces más rápido que la Tierra alrededor del Sol. ¡No me quiero imaginar lo que sería subirse a este tiovivo espacial!”, explica Erik Kuulkers, del Centro Europeo de Astronomía Espacial de la ESA en España, y autor principal del artículo que presenta estos resultados. 

El equipo de Kuulkers también descubrió que este sistema se encuentra por encima del plano galáctico, fuera del disco principal de nuestra galaxia. Esta inusual característica sólo se había detectado en otros dos sistemas binarios, Swift J1753.5-0127 entre ellos. 

“Esta alta latitud galáctica unida al corto periodo orbital podrían definir una nueva clase de sistemas binarios, sistemas que fueron expulsados del plano galáctico durante la explosiva formación de su agujero negro”, aclara Kuulkers. 

En el caso de MAXI J1659-152, la rápida reacción del equipo de XMM-Newton fue clave para determinar el periodo orbital del sistema. 

“Las observaciones comenzaron a la hora del té, y apenas cinco horas más tarde recibimos una solicitud para empezar a tomar medidas, que se prolongaron hasta la hora del desayuno del día siguiente. Si no fuese por esta rápida reacción, no hubiera sido posible detectar a la estrella más rápida que conocemos en un sistema binario con un agujero negro”, concluye Norbert Schartel, científico del proyecto XMM-Newton para la ESA.

Satelite natural

Se denomina satélite natural a cualquier cuerpo celeste que orbita alrededor de un planeta. Generalmente el satélite es más pequeño y acompaña al planeta en su traslación alrededor de la estrella que orbita. El término satélite natural se contrapone al de satélite artificial, siendo este último, un objeto que gira en torno a la Tierra, la Luna o algunos planetas y que ha sido fabricado por el hombre.

En el caso de la Luna, que tiene una masa aproximada a 1/81 de la masa de la Tierra, podría considerarse como un sistema de dos planetas que orbitan juntos (sistema binario de planetas). Tal es el caso de Plutón y su satélite Caronte. Si dos objetos poseen masas similares, se suele hablar de sistema binario en lugar de un objeto primario y un satélite. El criterio habitual para considerar un objeto como satélite es que el centro de masas del sistema formado por los dos objetos esté dentro del objeto primario. El punto más elevado de la órbita del satélite se conoce como apoápside.

En el Sistema Solar, los nombres de los satélites son personajes de la mitología, excepto los de Urano que son personajes de diferentes obras de William Shakespeare.

Por extensión se llama lunas a los satélites de otros planetas. Se dice «los cuatro satélites de Júpiter», pero también, «las cuatro lunas de Júpiter». También por extensión se llama satélite natural o luna a cualquier cuerpo natural que gira alrededor de un cuerpo celeste, aunque no sea un planeta, como es el caso del satélite asteroidal Dactyl girando alrededor del asteroide (243) Ida etc.

Satelite artificial

Satélite artificial Swift.

Un satélite artificial es un artilugio enviado en un vehículo de lanzamiento el cual mantiene una órbita alrededor de cuerpos del espacio como estrellas o planetas. Los satélites artificiales pueden orbitar alrededor de asteroides y planetas. Tras su vida útil, los satélites artificiales pueden quedar orbitando como basura espacial o también podría desintegrarse si reingresan a la atmósfera (cosa que ocurre solamente si su órbita es de poca altura).

Bessel y las distancias a las estrellas en ingles

It established the uniform system to calculate the positions of the stars that still one uses nowadays. It was born on July 22, 1784 in Minden, Westphalia (now Germany). 

From young woman and during his work in Bremen it began to be interested for the geography and navigation, considering the problem of the location of the ships in the sea. These questions led it to studying astronomy, mathematics and to beginning to realize observations to determine the geographical length. In 1804 Bessel he wrote a work on the calculation of the orbit of the comet Halley and he it sent to Heinrich Olbers, who in this moment was the person most expert in comets. 

This work impressed Olbers, who published and recommended it to Bessel to turn intoprofession alastronomer.

 

In 1806 it began to be employed at the observatory Lilienthal, near Bremen. In this site he acquired great experience in the planetary observation, specially of Saturn, his rings and satellites. In 1809 it turned into the director of the New Observatory Königsberg of Prussia and teacher of astronomy. Before it had got the doctorate in astronomy of the university of Göttingen for Gauss's recommendation. While Königsberg's observatory was finishing his construction, he continued his work and there was granted him the prize Lalande Of the institute of France for his investigations on refraction.

 Bessel undertook the work of determining the position and the movement of more than 50. 000 stars, which took it to the determination of the parallax of the star 61 Cygni, the first one of the history, and he calculated his distance in 10, 3 years - lights.

 Position of the stars Bessel designed a system of reference of the position of the stars and planets, dedujo the mistakes given by the atmospheric refraction of the light, the precesión of the land and other effects. In 1830 he calculated the average and apparent position of 38 stars for a period of 100 years. In 1841 it announced that Syrian tape-worm a major companion, which was confirmed ten years afterwards, on there having calculated the Syrian's orbit B. This star was observed in 1862 by Alvan Graham Clark. 

Bessel also indicated the irregularities in the movement of Uranus, which opened the doors for the discovery of Neptune. In 1817 it introduced Bessel's functions or cylindrical functions, which it used in the gravitational mechanics, but that are applied in other fields as the spread of electromagnetic waves and of heat. Bessel's functions appear as coefficients in the series of expansion of the indirect disturbance of a planet caused by the movement of the sun.

Una nueva astronomía ha nacido hoy

La celebración del centenario de la gran obra de Einstein parece no tener fin. Como colofón a la fiesta, la colaboración LIGO acaba de anunciar una detección directa de ondas gravitacionales. Es la última de las predicciones clásicas de la teoría general de la relatividad, que proporciona nuestra descripción más fundamental de la naturaleza del espacio y el tiempo.

Hace cien años, Einstein interpretó el fenómeno de la gravitación, la más evidente de las fuerzas de la naturaleza, como el resultado de la deformación del tejido del espacio y el tiempo. En esta visión, el espacio y el tiempo no son escenarios pasivos del movimiento de la materia, sino que se ven afectados por la cantidad y tipo de energía que contiene. En un sentido metafórico, podemos decir que el espacio tiene propiedades elásticas. Cuando hay mucha energía concentrada en una pequeña región, el espacio colapsa sin remedio en el interior de una región que desde fuera se ve como un agujero negro. Por el contrario, si el propio vacío tiene energía (la famosa “energía oscura”), el espacio responde dilatándose como un bizcocho, justamente lo que vemos en nuestro universo a las distancias más grandes que hemos podido medir.

Pero esta elasticidad dinámica del espacio sugiere que una fuente de energía que varía violentamente en el tiempo debería producir ondas de curvatura, perturbaciones que se propagarían comoolas en la superficie del agua: las ondas gravitacionales. ¿Cuál es el problema entonces? ¿Por qué no las hemos visto antes? La razón es la extrema debilidad de la fuerza gravitacional. Cada vez que damos un salto le ganamos la partida a todo el planeta Tierra, que tira de nosotros hacia abajo. Así que producir ondas gravitacionales requiere energías descomunales, y detectarlas precisa tecnología extraordinariamente fina.

Cuando hay mucha energía concentrada en una pequeña región, el espacio colapsa sin remedio en el interior de una región que desde fuera se ve como un agujero negro"

Lo que LIGO afirma haber detectado es una colisión de dos agujeros negros con una masa de treinta soles cada uno, con un tamaño de poco más de un centenar de kilómetros, orbitando casi a la velocidad de la luz en una espiral de colisión espectacular que resulta en un agujero negro más grande. El chorro final de ondas gravitacionales tiene una energía equivalente a la masa de tres soles,concentrada en unos milisegundos, más kilovatios que todas las estrellas juntas. La deformación del espacio-tiempo nos llegó el 14 de septiembre después de un viaje de 1.300 millones de años, y la amplitud de la onda en la escala del detector LIGO es de una milésima del tamaño de un protón. Es sorprendente que la naturaleza produzca semejantes extremos, pero más aun lo es que la especie humana haya sido capaz de alcanzar este conocimiento mediante una empresa histórica de más de dos milenios de pensamiento racional.

Para ser justos, hay que decir que pocos físicos dudaban de la existencia de las ondas gravitacionales. En realidad, ya se habían “visto” de manera indirecta hace más de dos décadas, cuando Hulse y Taylor recibieron el premio Nobel de física en 1993, precisamente por el descubrimiento de estrellas de neutrones binarias, una de las cuales emite pulsos electromagnéticos, regulares como un faro interestelar. Esto les permitió calcular con mucha precisión la pérdida paulatina de energía, que concordaba perfectamente con la que correspondería a la emisión de ondas gravitacionales.

Para ser justos, hay que decir que pocos físicos dudaban de la existencia de las ondas gravitacionales. En realidad, ya se habían 'visto' de manera indirecta hace más de dos décadas"

El verdadero hito histórico del descubrimiento de LIGO es la apertura de una nueva ventana para estudiar el universo. Toda una nueva astronomía ha nacido hoy, que seguramente transformará nuestra visión del cosmos durante las próximas décadas. Ya no podemos dudar de la existencia de los agujeros negros, podremos estudiar con detalle fenómenos violentos como las colisiones de estrellas de neutrones, agujeros negros, supernovas, estallidos de rayos gamma y, cuando el detector se pueda construir en el espacio (el proyecto LISA), tal vez podamos detectar las colisiones de los monstruosos agujeros negros que se alojan en los centros de las galaxias. A la larga, puede que el mismo Big Bang se vea en una nueva perspectiva, si somos capaces de “oírlo” en ondas gravitacionales. Mientras tanto, solo podemos alegrarnos de vivir en una época en la que la especie humana sigue explorando la naturaleza con la misma emoción que los navegantes que se adentraban en un océano desconocido.

La energía del Sol

El interior del sol es una especie de bomba termonuclear de fusión de materia, principalmente átomos de hidrógeno  bajo una enorme presión y  temperatura y controlada en escala gigante, por su enorme cantidad de partículas interactuando a gran energía, se genera un campo electromagnético que ayuda a sostenerlo de manera extremadamente prolongada.



Existen en él millones de partículas en rotación constante, colisionando, fusionándose y fisionándose constantemente, principalmente utilizando iones de hidrógeno para convertirlas en iones de helio de forma encadenada.
Se pueden identificar diferentes capas que varían en densidad, temperatura, presión y comportamiento en el sol: el núcleo termonuclear, la zona radiativa, la zona de convección, la fotósfera, la cromósfera y la corona solar. El plasma es transparente a su propia radiación.
El núcleo termonuclear tiene una forma esférica pues actúa la gravedad en sus partículas comprimiéndolas hacia el centro, con un radio de 170 mil km. representa el 10% de la masa del sol y el 25% de su radio. Se encuentra a 530 mil kilómetros de profundidad. La parte más central del núcleo ya es 60% helio, y aunque aquí se genera el 99% de la energía que emite el sol , ninguno de los productos de la fusión en el centro ha salido a la fotósfera.
Cada partícula en el núcleo tiene su propia rotación. Al sumarse las cargas emitidas de todas las partículas que son emitidas como en un campo electromagnético gigante producto de la rotación principalmente en el centro, buscarán ser retroalimentadas por los polos, pero estando tan juntas, se sumarán unas a otras hasta generar un enorme campo electromagnético alrededor del núcleo de plasma.

En la “zona radiativa” se puede incluir el núcleo por lo que en conjunto se le atribuye un radio de 580 mil km, representando el 80% del radio del sol. Sin contar el núcleo esta capa tendría 410 mil km de grosor.

Existe gran compresión, es un poco menos denso (de 20 tons/m3 a 200 kg/m3), pero la presión y la energía proveniente del núcleo genera vibraciones de átomos energizados que emanan longitudes de onda electromagnética muy corta que sirve como transporte de fonones de calor hacia la superficie.

Esta capa está altamente ionizada (hidrógeno y helio), se alimenta de la radiación electromagnética proveniente del núcleo que permite que fluya transportando fonones de calor hacia capas superiores, manteniendo el comportamiento de fuerte emisión en el centro y dirección hacia los polos.

Se mantienen altas temperaturas  y las presiones siguen siendo altas por lo que la materia sigue en estado de plasma con un comportamiento de rotación uniforme (presumiblemente más lento que el núcleo).

Existe una franja llamada tachoclina entre la zona radiativa (comportamiento plasma) hacia la zona de convección (comportamiento de gas) que se encuentra a 150 mil km de profundidad con un grosor de 30 mil km que es donde la presión y la densidad es mucho menor.

La masa en esta capa se comporta más como un gas o un líquido, y debido a la existencia de un campo electromagnético en el núcleo donde se concentra la mayor emisión de partículas y energía, aparece una protuberancia en el ecuador, lo que genera una turbulencia en el centro, provocando una rotación diferencial en el centro que gira más rápido que los polos.

Ocurre un movimiento caótico de convección de los fonones de energía de calor, en donde las partículas de mayor vibración se elevan hasta las partes más altas donde emiten sus partículas y fotones de alta energía hacia la superficie, perdiendo energía y regresando con dirección a la parte inferior para ser nuevamente energizadas por la radiación electromagnética, generando una fuerte frotación de partículas que se traducen en  vibraciones de calor.

Más arriba se encuentra una capa de “convección” de 150 mil km de grosor que se extiende hasta los 500 km de profundidad justo debajo de la fotósfera, donde la presión se reduce repentinamente y por tanto la temperatura desciende desde su parte baja a 2 millones de °C hasta 6000°C.

La materia sigue estando en forma de plasma (en su gran mayoría iones de hidrógeno), pero comienza a tener un comportamiento similar al de un océano. Ocurre un proceso de convección donde se generan columnas con giro de gran cantidad de calor que transportan los materiales calientes a la fotósfera del sol y otros que regresan los átomos ionizados menos energizados para ser energizados nuevamente.

Estos giros emiten radiación electromagnética perpendicular a la superficie en toda la superficie del sol que se suma a la macro-emisión electromagnética del sol con un comportamiento diferente de fotones ultra energéticos.

La “fotósfera” es la capa más delgada del sol (entre 100 y 500 km de profundidad) y es la que en realidad vemos con una densidad de entre 0.2 y hasta 0.0002 kg/m3. Tiene una temperatura promedio entre 6000°C y 4500°C en la superficie.  Es transparente a fotones de ciertas ondas y emite un espectro de radiación continuo.  Es totalmente gaseosa, pues prácticamente no hay presión y no se puede aterrizar en ella. Tiene celdas de convección de hasta 1000 kilómetros de díametro con una vida de 8 minutos.

Las manchas solares se encuentran en esta capa y son 1000°K a 1500°K más frias que el resto de la fotósfera. Las regiones internas más oscuras (umbra) son más frías (4,000°K) rodeados de regiones más claras (penumbra) de 5,600°K.

El campo magnético del sol establece la dirección de las columnas de plasma, machas solares y otras interacciones en el sol que generan fricciones y calor. Habrá manchas solares donde el campo magnéico esté en su máximo

Cada mancha solar tiene su propio polo magnético. Si se reduce la emisión de manchas solares, la Tierra se enfriará, pues decrece la emisión solar, por el contrario aumentará su temperatura si la emisión de manchas solares aumenta y la Tierra se calentará.