Tema Heliofísica; El estudio del Sol

Tamaño y volumen

El radio del Sol es de 696.000 km. (o 109 veces elde la tierra), como puede calcularse a partir de sudistancia y del tamaño de su disco, que resulta fácil demedir (el radio angular en e! perihelio, a 147.1 millones dekm. de distancia, es de 16'17,82" y en el afelio, a 152.1millones de km. de distancia, de 15' 45.67").

La radiación del Sol

Para calcular la radiación total del Sol se determinaprimero, con diversos instrumentos de medida, cuánta radiación incide perpendicularmentesobre 1 m2 de la superficie terrestre. Al nivel del mar son aproximadamente 0,7 kW/m2 yfuera de la atmósfera terrestre casi 1,3 kW/m2. Este valor que se denomina constante solarha sido medido directamente fuera de la atmósfera con ayuda de los satélites lanzados enestos últimos años. La constante solar es un valor importante para calcular la temperaturasuperficial efectiva del Sol.

La radiación solar total que incide sobre la sección transversal de la Tierra es de 1,71014 kW y la radiación total que emite el Sol es de 3.8 1022 kW. Conocida la superficie solarse puede calcular finalmente que la emisión de energía en 1 m2 de esa superficie equivale a63.500 kW. La magnitud aparente total del Sol es de -26. 86 en la región visual. Latemperatura superficial efectiva del Sol se puede deducir de los valores numéricosanteriores con ayuda de la ley de radiación de STEFAN-BOLTZMAN y resulta ser de5.785°K

En términos generales se puede decir que el Sol, al menos en sus capas exteriores,consiste en un 75 por 100 de hidrógeno, un 23 por 100 de helio y sólo un 2 por 100 deelementos más pesados.

Al observar visual o fotográficamente el disco solar se nota un ensombrecimiento delos bordes, que es más marcado en las longitudes de onda cortas que en las largas. Laexplicación es que la luz que proviene de los bordes procede de capas menos profundas y,por tanto, menos calientes.

Para el centro del Sol resulta una temperatura de aprox. 15 millones de °K, unapresión de aprox. 221.000 millones de bar y una densidad de aprox. 134 g/ cm3. Encondiciones físicas tan extremas son imposibles las combinaciones moleculares, y losátomos están en su mayoría ionizados. El núcleo central de! Sol es también la región dondese produce la energía. Dado que esta producción consiste en la transformación dehidrógeno en helio y la materia solar no se entremezcla continuamente, la proporción dehidrógeno en el núcleo es menor - y la de helio mayor - que en las capas exteriores. Secalcula que en el centro del Sol hay un 49 por 100 de hidrógeno, un 49 por 100 de helio yun 2 por 100 de los restantes elementos.

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El transporte de energía

Del núcleo hacia fuera, el transporte se produce casi en su totalidad por radiación. Laintensidad de la corriente de radiación depende de la así llamada opacidad de la materiasolar, que depende a su vez de la densidad, la temperatura y la composición química, esdecir, en esencia, de la proporción entre hidrógeno y helio.

El transporte de energía por conducción térmica no se da en absoluto en el interiorsolar. La convección (transporte de energía por corrientes gaseosas) desempeña por elcontrario, cierto papel. La zona de convección sólo abarca desde poco más abajo de lasuperficie solar hasta unos 130.000 km. de profundidad, en ella reina un fortísimo gradientede temperatura y la radiación, por sí sola, no puede llevar a cabo el necesario transporte deenergía. La zona convectiva se diferencia básicamente de las zonas de radiación másprofundas en que el hidrógeno está todavía en estadoneutro, mientras que debajo está ionizado. El hidrógenoneutro de las capas externas absorbe mucho másintensamente la radiación que viene de abajo. Elestancamiento de energía que por fuerza tendría queproducirse de este modo lo evita precisamente laconvección.

La zona de convección se extiende hasta lafotosfera del Sol. La fotosfera es la capa que vemos asimple vista o con un anteojo normal. Su espesor es desolo 400 km. Dentro de la fotosfera, la temperaturaaumenta hacia dentro desde 4.300°K hasta 9000°K.

La fotosfera presenta una granulación que es difícil

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de observar desde la Tierra, debido a la inestabilidad atmosférica. Los granos brillantes(antes llamados granos de arroz) son como bolas de gas entre 100° y 200° más calientesque su entorno; debido a su mayor temperatura son más ligeros, ascienden con velocidadesde aprox. 1 km./ s, se enfrían al subir y vuelven a descender. Las corrientes verticales de lagranulación representan el limite superior de l.a capa convectiva. Los gránulos songeneralmente redondos o poligonales, tienen un diámetro de unos 200 -1.800km. y una vidade unos 8-9 minutos solamente. Las fotografías tomadas a intervalos de pocos minutossobre una misma zona de la superficie .solar muestran claramente esta rápidatransformación. La granulación se observa en toda la superficie solar y el número degránulos parece ser algo mayor durante las épocas de gran actividad de las manchassolares, cuya observación sistemática puede servir para determinar la rotación del Sol.

Otros detalles

Cuando la atmósfera está muy serena, con un buen instrumento (refractor de 12 cm oreflector de 15-20 cm) es posible advertir que la superficie solar está formada por multitudde «puntitos» brillantes. Se trata de la granulación fotosférica, compuesta por «granos dearroz» de apenas 3 minutos de vida media y de entre 500 y 600 km. de diámetro.

Hasta hoy no ha sido posible hallar unarelación entre la granulación y el período de 11años de las manchas.

Tan fáciles de observar como las manchasson las fáculas, llamadas por Galileo «plazoletasclaras». Se trata precisamente de regiones másclaras que el resto de la fotosfera solar, quedestacan cerca del borde del disco, donde la menorluminosidad de la superficie fotosférica permiteobservarlas mejor. Los aficionados con másposibilidades económicas o más afortunadospueden seguir la evolución de las protuberancias con un filtro o con un coronógrafo,dispositivo de! que actualmente existen versiones accesibles a los no profesionales. Elmismo filtro H-alfa permite observar la cromosfera, que hace asumir al disco solar elaspecto de una cáscara de naranja, y los filamentos, protuberancias observadas enproyección sobre el disco y no sobre los bordes. A esta particular longitud de onda delhidrógeno destacan las fulguraciones, que a veces son tan intensas que se distinguentambién en luz total.

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Los filtros

A diferencia de los otros astros, en condiciones habituales, la observación directa delSol exige siempre el uso de un filtro. El filtro puede ser una especie de vidrio de soldadorque se antepone al objetivo o bien un disco que se enrosca al ocular. Sin embargo, la mejorelección es un cristal semirreflectante que se coloca delante del objetivo del telescopio. Deesta forma, el exceso de radiación se refleja fuera del telescopio y no calienta al propio filtro(como sucede con un cristal ahumado). Ei mayor problema lo constituye el precio: los filtrosque se anteponen al objetivo son los más caros entre los utilizados para la observacióndirecta del Sol con luz total.

El Sol rota extraordinariamentedespacio, razón por la cual no se ha podidodeterminar hasta ahora con absolutaseguridad ningún achatamiento en los polos.Como el sentido de la revolución terrestrealrededor del Sol coincide con el de la rotaciónde éste, la rotación solar vista desde la Tierraaparece retardada. La rotación sinódica delSol (rotación aparente desde la Tierra) es de27,275 días, mientras que el periodo derotación sidéreo real es sólo de 25,380 días.La rotación es más lenta en latitudessuperiores. Los valores anteriores se refieren a16° de latitud Norte y Sur. Justo en el ecuador

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es de 25,03 días (sidéreos), y de más de 30 días en la región de los polos de rotación. Lavelocidad de rotación ecuatorial es de unos 2 km./s. El ecuador solar está inclinado 7°15'respecto al plano orbital-terrestre.

Las manchas solares

Aparecen por lo general en grupos enteros; otras; veces, las menos, surgen aisladas.Las manchas mayores se pueden dividir en un núcleo más oscuro (umbra) y una coronaalgo más clara (penumbra). El hecho de que parezcan negras, es sólo efecto del contrastecon las zonas circundantes de la superficie solar. La intensidad de radiación en la penumbraes igual al 80 por 100 de la intensidad de la fotosfera y del 32 por 100 en la umbra. Latemperatura de ésta es de unos 4.300 °K, la de la penumbra de 5.500 °K.

Los grupos de manchas tienen por término medio una vida de 6 días. Los grupospequeños o manchas aisladas, (poros), perduran a veces no más de algunas horas, losgrupos grandes llegan hasta varios meses, de manera que, por efecto de la rotación solar,vuelven una y otra vez a la cara que mira hacia la Tierra, permanecen allí visibles durante13 ó 14 días y vuelven a ocultarse durante ese mismo tiempo en la cara opuesta.

La evolución de un grupo de manchassolares es tan característica que puedeutilizarse para establecer una clasificación delas manchas. Ahora bien, no tiene por quédarse la secuencia A-J completa. La mayoríade los grupos sólo llegan hasta A,.B, C o D.para luego desaparecer. Sólo un 2 por 100 detodos los grupos recién formados alcanzan elestadio F, en el cual llegan a una longitud demás de 100.000 km. En esa etapa sonvisibles muchas veces a simple vista conayuda de cristales ennegrecidos.

Como medida de la actividad de lasmanchas solares se utiliza el número relativode manchas R (o número de Wolf):

R=k(10 G+F),

donde k es un factor de corrección quedepende de! tamaño del instrumento, lacalidad atmosférica etc. G es el número degrupos de manchas y F el número total demanchas contenidas en los grupos. Unamancha aislada cuenta también como ungrupo, de manera que después de O elnúmero R más bajo es 11.

'-; f ,--»-.••', ._- .

Determinando los números relativos R durante periodos prolongados de tiempo esposible calcular valores medios mensuales y anuales. De esta manera se ha podidocomprobar que existe por término medio un periodo de 11,07 años (ciclo undecanual)aunque en casos concretos la longitud del ciclo puede oscilar entre unos 7 y unos 15 años.

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La altura de los máximos también es variable. El máximo de 1816 alcanzó sólo un númerorelativo de 48.7, mientras que el de 1957 (el más alto de los registrados hasta ahora) llegóhasta 201,3. En época de mínimo el Sol está a menudo libre de manchas durante días osemanas enteros, mientras que en los máximos no es raro contar hasta 10 ó 20 grupos demanchas con numerosas manchas aisladas. El paso del mínimo al máximo es tanto másrápido cuanto más alto sea el máximo. El ascenso y el descenso sólo son aproximadamenteiguales en máximos muy bajos.

El máximo solar que tuvo lugar a finales de 1979 tuvo de media anual de los númerosrelativos de 156.3 es decir fue un máximo moderado. El último mínimo de larga duraciónocurrió en 1976. Las manchas no surgen en cualquier parte de la esfera solar; a amboslados del ecuador existen más bien dos zonas de manchas que van desplazándose demanera regular a lo largo de cada período. Poco antes de un mínimo aparecen dos zonas,aproximadamente en los 35° de latitud Norte y Sur que van acercándose al ecuador en eltranscurso de los años siguientes. En el momento del máximo, estas zonas se hallan portérmino medio en los 17t'-180 de latitud siguen moviéndose en dirección al ecuador ydesaparecen aproximadamente en el siguiente mínimo a unos 5° de latitud. Pero antes deque se apaguen estas viejas zonas de actividad vuelven a aparecer en latitudes superioresnuevas zonas (Ley de Sporer)

Fáculas solares

Las fáculas surgen en las proximidades de las manchas. Con un anteojo normal sereconocen relativamente bien cerca del borde del Sol, donde aparecen como formacionesbrillantes. Pero muchas veces se observan también fáculas sin manchas, lo cual se debe,en esencia, a la mayor perdurabilidad de aquéllas. Investigaciones más precisasdemuestran que las fáculas consisten en multitud de gránulos brillantes, pero de vida algomás larga que la de los de la verdadera granulación de la fotosfera. La diferencia detemperatura entre las fáculas y la capa superior no perturbada de la fotosfera es de+2.250K. Las zonas de fáculas coinciden más o menos con las zonas de manchas. Aunquetambién existen fáculas polares, sólo alcanzan un tamaño de 1.800 a 3.000 km. Y aparecensólo como puntos brillantes.

Los campos magnéticos de las manchas solares

Los estudios espectroscópicos de las manchas solares muestran un claro efectoZEEMAN y revelan, por tanto, la existencia de intensos campos magnéticos. Mientras que elcampo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 50 T, hay grupos de manchassolares que muestran intensidades de hasta 500.000 T. La intensidad del campo H en elcentro de una mancha depende de la superficie de ést, según la fórmula siguiente:

H = 0,37 S/(S + 66) Tesla

S es la superficie de las manchas solares en millonésimas del hemisferio solar.

Los grupos de ,manchas solares, que por lo general se extienden a lo largo de losparalelos, ostentan en el extremo oriental y en el occidental polos magnéticos opuestos.Pero así como en todos los grupos de manchas del hemisferio boreal del Sol la manchaprincipal "de cabeza", (es decir, la que va delante en la dirección de rotación del Sol hacia elOeste), es siempre un polo magnético sur, en el hemisferio austral ocurre lo contrario: lamancha occidental es allí un polo magnético norte. Al cabo de un ciclo undecanual es alrevés: las zonas de manchas que nacen en altas latitudes del hemisferio boreal tienen su

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polo norte magnético en el extremo occidental, mientras que en el hemisferio austral lotienen en el oriental. Es decir, las polaridades se han invertido. Sólo al cabo de 2x11=22años vuelven a ser iguales las condiciones magnéticas, de manera que el período de lasmanchas solares es, en realidad, igual a 22 años.

Hoy día sabemos que al fenómeno primario son los campos magnéticos que surgenlocalmente en determinados lugares de la superficie solar. Los campos magnéticos están yaallí antes de que se haga visible una mancha. Parece ser que el campo magnético frena laconvección, es decir, el ascenso de bolas calientes de gas hacia la superficie. Ello explicaríael enfriamiento que aparece en las manchas.

Vistas así. las manchas solares serían paradójicamente las regiones "tranquilas" deiSol, rodeadas de una fotosfera que hierve violentamente por efecto de la convección. Pordesgracia sin embargo, no existe ninguna teoría satisfactoria sobre el origen de los propioscampos magnéticos, los periodos de 22 años, la migración de las zonas, etc. Por lo demásel campo magnético general del Sol es sorprendentemente débil, hasta el punto de quehasta hace pocos años era todavía dudoso que existiera siquiera. Las investigaciones másrecientes parecen confirmar su presencia. La intensidad del campo es sólo de 1 gaussaproximadamente y al parecer es variable,

La cromosfera del Sol

Por encima de la fotosfera del Sol se encuentra la cromosfera en donde la densidadde la materia disminuye rápidamente con la altitud. Su nombre proviene de que en loseclipses totales aparece como una capa rojiza y luminosa. El espesor de la cromosfera esde sólo 8.000 km. aprox. En su parte superior, en la transición a la corona, vuelve aaumentar rápidamente la temperatura.

Los instrumentos para investigar la cromosfera se llaman espectrohelioscopios (parala observación visual directa) y espectroheliógrafos (para observación fotográfica) con loscuales se puede investigar el Sol.

En los espectroheliogramas obtenidos aparece el Sol fuertemente "fragmentado"; lagranulación se extiende hasta la cromosfera (flocculi). Las fáculas aparecen con más nitidezque en las fotografías de la fotosfera, mientras que las manchas se desdibujan un poco. Entomo a ellas se observan en cambio estructuras en forma de torbellino, sobre todo en lasfotografías de H-alfa. En zonas especialmente activas, es decir en las proximidades degrandes grupos de manchas. se hacen visibles a veces explosiones de radiación de lasfáculas normales, llamadas erupciones cromosféricas o simplemente «flares», que es ladenominación inglesa. Las erupciones suelen durar pocos minutos, en casos raros algunashoras, y se observan con el espectrohelioscopio o con un filtro H-alfa de LYOT. La mayoríade las veces se trata sólo de explosiones luminosas y quizá también de enormes descargaseléctricas. Expulsión de materia sólo se da en las erupciones de mayor tamaño. La alturaque alcanzan es de 10.000 a 20.000 km., aunque algunas llegan a los 50.000 km.

Si se observa la cromosfera durante un eclipse de Sol total, se ven numerosas puntasaisladas (espiculas) que hacen aparecer el festón coloreado y luminoso de la cromosferacomo una pradera en llamas. La velocidad con que ascienden las espiculas es de 20 a 50km./s, su diámetro es de unos 1.000 km. solamente y su altura de unos 10.000 km. Lasespiculas parecen ser una prolongación de la granulación fotosféríca.

El espectro de la cromosfera sólo puede estudiarse durante los eclipses totales de

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Sol, cuando desaparece el espectro de la fotosfera. Debido a su fugaz existencia sedenomina; espectro relámpago. Es un espectro de emisión,

Las protuberancias

Durante los eclipses totales de Sol se ven también, asimple vista, formaciones y arcos luminosos en forma delenguas que sobresalen claramente por encima de lacromosfera: son las protuberancias. Con espectrohelioscopios yfiltros H-alfa pueden observarse también cuando no hay eclipse.Otro método consiste en utilizar un simple anteojo deprotuberancias en el que un diafragma cónico tapa el disco solary un filtro rojo selecciona la región espectral que rodea a la rayadel hidrógeno H.

Algo más cómodo es el coronógrafo, que además de las protuberancias permiteestudiar también la corona solar. Este dispositivo reduce aproximadamente por un factor de1/100.000 los fenómenos parásitos debidos a la difusión instrumental y permite observarbien los fenómenos de débil luminosidad que se producen encima del disco solar.

Con este instrumento se pueden estudiar las protuberancias incluso al nivel del mar;no así la corona, que exige subir a unos 1.500 m. de altitud, donde la luz difundida por laatmósfera es menor.

En resumen, la observación continuada de la actividad de las protuberancias noplantea hoy ya ningún problema, y se ha llegado a filmar en cámara lenta películasimpresionantes de sus movimientos.

Atendiendo al aspecto, frecuencia y evolución se distinguen los siguientes tipos deprotuberancias:

1. Protuberancias quiescentes. Suelen aparecer fuera de los verdaderos centros deactividad y tienen una vida extraordinariamente larga (hasta unos 10 meses). En su mayoríason largos filamentos o puentes

2. Protuberancia ascendentes y protuberancias activas Con corrientes descendentesestadios especiales en la evolución de. las protuberancias quiescentes

3. Protuberancias de manchas en la forma de nudos, arcos y una lluvia que sale de lacorona y que se dirige hacia abajo.

4; Surges (eyecciones) y flares (erupciones o fulguraciones) en combinación con lasmanchas solares. La velocidad de ascensión de las protuberancias puede llegar hasta los700 km/s, máso menos. No es raro observar aceleraciones repentinas durante un ascenso.Las alturas máximas observadas hasta ahora en protuberancias son de 1-2 millones de km.sobre la superficie solar

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En un espectroheliograma, las protuberancias que aparecen dentro del disco solar (noen el borde) se ven como formaciones oscuras y filamentosas. Aunque en este caso se lasllama filamentos, el fenómeno es el mismo. El espectro de las protuberancias coincidebásicamente con el de la cromosfera. El factor responsable dei movimiento de lasprotuberancias son, en esencia, los campos magnéticos locales.

La corona

La corona, la envoltura más externa del Sol, tiene escasa luminosidad y resultainobservable en el cielo diurno. No así durante eclipses totales o con ayuda de uncoronógrafo.

La forma de la corona depende estrechamente del ciclo solar. Durante un máximotiene aproximadamente simetría esférica, mientras que en el mínimo muestra un fuerteachatamiento, con largos haces de rayos paralelos en el ecuador solar y cortos flecosradiales en los polos. Parece ser que los rayos polares tienen que ver con el campomagnético general; que en las épocas de mínimo se hace notar con mayor nitidez.

Durante un eclipse, la corona resultavisible hasta una distancia de 17 millones dekm. del borde solar, aunque naturalmente conun brillo cada vez menor. En época normal(no de eclipse), el coronógrafo sólo permitever la corona interior. La temperaturacoronaria es de 12 millones de °K.

Es probable que esta altísimatemperatura tenga su origen en la zona deconvección o en la granulación cuyosimpulsos se propagan en forma de ondas dechoque con velocidades supersónicas hastala corona y provocan allí, en el gas enrarecido, el calentamiento observado.

La radiación corpuscular del Sol.

El Sol no sólo emite radiación en forma de ondas sino también una fina corriente departículas cargadas eléctricamente que recibe el nombre de viento solar o radiación delplasma solar. Se trata principalmente de protones y electrones con velocidades de 1.000 a2.000 km./s y energías de hasta 30.000 electronvoltios. El plasma fluye preferentemente delas llamadas regiones R del Sol, que, hasta ahora, no se han podido identificar con ningúnotro objeto. Las erupciones, por su parte, emiten una radiación corpuscular más intensa.

Finalmente, las erupciones muy potentes emiten una radiación cósmica consistenteen partículas (sobre todo protones) de altísima energía (1.000-10.000 millones de eV) quese mueven con velocidades próximas a la de la luz.

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