Las capas del sol

• Núcleo o corazón: Con un radio de unos 150.000 km. En esta zona se concentra casi el 40% de la masa solar, y la densidad es máxima (160 g/cm^3 de media). Según las hipótesis, la presión alcanza los 3·10^11 kPa y la temperatura los 1,5·10^7 K. Aquí pueden desencadenarse espontáneamente las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio: en este horno nuclear ya se ha «consumido» el 40% del hidrógeno original (que formaba casi el 75% de la masa del núcleo).
• Zona radiactiva: Que se extiende hasta los 450.000 km desde el centro del Sol, es decir, un grosor de unos 300.000 km. Se caracteriza por valores (siempre «teóricos») de densidad y presión mucho mas bajos que los del núcleo: unas 10 veces menos. La temperatura desciende a 4·10^6 K. Aquí la energía se transmite a través del plasma sólo por radiación, en una concatenación de absorciones y reemisiones: las reacciones nucleares la liberan en forma de fotones γ; la radiación es absorbida y reemitida miles de veces antes de «emerger» a las capas superiores transformada en rayos γ, X, ultravioletas, visibles e infrarrojos (calor).
• Región convectiva: Que se extiende por unos 250.000 km más. Una vez más descienden los valores de densidad, presión y temperatura: la densidad llega a 6·10^-3 g/cm^3, la presión a 10 Pa (unas 10^4 veces la presión atmosférica) y la temperatura a 6·10^5 K. En esta zona, la energía también se transmite por el plasma a través de corrientes convectivas a alta velocidad que «mezclan» continuamente la materia solar. Para explicar algunos fenómenos superficiales, se considera que en esta zona se desarrollan las convectivas gigantes profundas, que van perdiendo intensidad a medida que se acercan a la capa sucesiva.
• La fotosfera: Significa literalmente «esfera de la luz» y es la parte visible. Tiene un grosor de apenas 400 km, una densidad media aproximada de apenas 8·10^8 g/cm^3, una presión media de solo 10^12 Pa y una temperatura cercana a los 6.000 K. Esta es la «superficie solar» a la que nos referimos al hablar de «diámetro solar».Tras un lapso de tiempo larguísimo, que puede llegar a los 10 millones de años desde la producción del núcleo, la radiación mana, evidentemente modificada por el largo recorrido seguido. La fotosfera es el lugar en el que se manifiestan los fenómenos solares más conocidos y estudiados: las manchas y la granulación.
• La cromosfera o «esfera de color»: (aparece rojiza durante los eclipses) es una capa de plasma de unos 10.000 km por encima de la fotosfera y considerada la parte baja de la atmósfera solar. Presenta una densidad media de 10^12 g/cm^3 y una temperatura que aumenta proporcionalmente con la altura y alcanza los 0,5·10^6 K. Aquí se producen otros muchos fenómenos solares, como las espículas, las fáculas, los flóculos y las fulguraciones.
• La fotosfera: Se extiende más allá de la cromosfera y se dispersa en el espacio en forma de viento solar. Se considera la alta atmósfera solar y se caracteriza por una temperatura en rápido crecimiento: en pocos miles de kilómetros alcanza los 5·10^6 K. Sólo puede observarse desde Tierra (incluso a simple vista) durante los eclipses totales y permanece diferente del fondo hasta una altura de unos 2·10^6 km. En la corona se producen los fenómenos solares más imponentes, como las protuberancias, que alcanzan a veces dimensiones comparables a las del mismo Sol.

Lluvia de estrellas

Las lluvias de estrellas (estrellas fugaces), término impropio ya que no se trata de estrellas desprendidas de la bóveda celeste. Es más correcto llamar a este fenómeno meteoro. Se produce cuando partículas sólidas provenientes del espacio relacionadas siempre con los restos que dejan los cometas al acercarse al sol, más grandes que un átomo pero mucho más pequeñas que los asteroides y que se queman en la atmósfera terrestre y se los denominan meteoroides (cuerpo menor del Sistema Solar), que entran en la atmósfera y se consumen antes de caer al suelo.
Algunos logran sobrevivir al paso por la atmósfera terrestre y si llegan a la superficie de la Tierra, se les denomina meteoritos (meteoroide que alcanza la superficie de un planeta debido a que no se desintegra por completo en su atmósfera).
La lluvia de "estrellas" ocurre cuando la órbita de la Tierra cruza por los restos de partículas dejadas al paso de la órbita de un cometa. En ciertas épocas del año, estas estrellas fugaces parecen aumentar en número y salir de una región especifica del cielo llamada radiante, y asociada a una constelación de la cual se le da el nombre y a esto le llamamos lluvia de "estrellas" (Perséidas, Oriónidas, Leónidas, Gemínidas, etc.)