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Comprendiendo el Sol

En el siguiente artículo se describe la estructura interna y externa del Sol, haciéndose un análisis de los procesos más importantes que ocurren en cada región. También se analizan las perturbaciones características de la superficie solar.

Introducción.

A medida que la Astrofísica fue desarrollándose, se descubrió que el Sol es una estrella con características similares a las muchas otras observadas en el firmamento. De esta manera, se comprendió el gran interés que adquieren las investigaciones en Física solar relacionadas con el estudio del Universo y su evolución.

Su importancia en el marco de la Astronomía radica en que, al ser la estrella más cercana, nos brinda mucha información a través de la observación de fenómenos que no son observables en otras estrellas, como la estructura de la superficie, las manchas, etc. El Sol es la única estrella cuya superficie puede verse.

Otro motivo de estudio del Sol es la gran influencia que él ejerce sobre nuestro planeta por ser la fuente principal de energía. Su presencia es vital para el desarrollo de la vida y cualquier cambio que se produzca en él afecta a la Tierra en diferentes maneras. Las interacciones entre el Sol y la Tierra se manifiestan con variaciones en el campo magnético terrestre debido al viento solar, perturbaciones en la atmósfera producidas por efecto de radiación solar, cambio en la concentración de Ozono por radiación ultravioleta solar, etc.

El Sol es una estrella típica de secuencia principal. Consiste en un cuerpo fluido que contiene el 99% de la masa del sistema solar. Su masa tiene un valor intermedio entre los valores extremos de las estrellas. Permanece en una situación estable manteniendo su tamaño debido al balance entre la presión de radiación y la fuerza de gravedad. Cada capa está en equilibrio hidrostático. Además irradia al espacio la misma cantidad de energía que produce en el núcleo, es decir, mantiene la condición de equilibrio térmico.

Estructura solar.

El Sol puede dividirse en dos regiones marcadas: una región interna y una externa.

En la región interna se producen fenómenos que no podemos observar pero que influyen en los procesos que ocurren en la zona externa y que son los que podemos medir. Esta se divide en tres capas adyacentes con características diferentes determinadas por la temperatura de las mismas. La parte más interna es el núcleo, que es el responsable de la producción de la energía solar, luego una zona radiativa, donde la radiación sufre distintos procesos que hacen disminuir su energía, y una zona convectiva, en la que la temperatura es menor que en las anteriores y los fenómenos más importantes se deben a movimientos de masas de gases calientes.

La región externa también está constituida por tres capas adyacentes por encima de la región interna y se la considera como la atmósfera solar. La primera capa se denomina fotosfera, formada por un gran número de gránulos brillantes y estructuras supergranulares que dan evidencia de los movimientos de la zona de convección. Por encima de ella se ubica la cromosfera, que es una capa menos densa, de unos miles de kilómetros de espesor y cuya temperatura aumenta con la altura. Luego se extiende la corona, que es una capa aún más rarificada, abarca una distancia de varios radios solares y tiene una temperatura muy elevada.

Estructura interna.

Núcleo.

El núcleo se extiende hasta 0,25 R (radio solar). En esta región es donde se produce el 99% de la energía y la misma es debida a procesos de fusión termonuclear. En este proceso el hidrógeno se transforma en helio y se emite energía en forma de radiación gamma.

El proceso principal de producción de energía se denomina cadena protón-protón, característico de estrellas poco masivas. Los pasos de este proceso son los siguientes:

Desde que el sol se formó menos de un 0,1% de su masa se convirtió en energía y el 5% del Hidrógeno en Helio.

Zona radiativa.

A medida que la radiación alcanza la superficie del Sol, ésta es absorbida, dispersada y emitida por los átomos. Parte de la energía se disipa debido a estas interacciones y los rayos gamma se transforman en radiación de mayor longitud de onda, como los rayos X, radiación ultravioleta, etc. Esto se produce en una región que se extiende desde unos 0,25 R hasta 0,86 R.

Zona convectiva.

Más allá de 0,86 R, en la zona convectiva, la menor temperatura permite que los electrones sean capturados por átomos de H para formar iones negativos de hidrógeno y también de otros elementos más pesados. Estos iones son muy eficaces para absorber fotones y aumentan de manera considerable la opacidad de la región, evitando de ese modo la propagación de la radiación en altas frecuencias.

En la zona convectiva, grandes masas de gas caliente son transportadas hacia la fotosfera por medio de corrientes turbulentas.

Estructura externa.

Fotosfera.

La fotosfera es la capa desde la que se emite la mayor parte de la luz visible del Sol. Por esa razón es que representa lo que usualmente se conoce como superficie solar. Esto es consecuencia de los procesos de absorción y emisión que se producen en capas inferiores a ella, ya que la radiación original de los procesos nucleares es mucho más energética. Su espesor es de unos 300 a 500 km y su densidad aumenta hacia el centro, incrementando de esa manera la opacidad. La temperatura en su límite inferior es de unos 8000 K y en el superior de unos 4500 K.

Es apreciable el hecho de que el disco solar sea más brillante en su centro que en los bordes (oscurecimiento hacia el limbo). Cuando miramos hacia el centro del disco solar, la radiación observada proviene de capas internas de la fotosfera y a medida que nos acercamos al limbo, la penetración de las capas va disminuyendo (Figura 3). Por lo tanto, en los extremos sólo pueden verse las capas más altas y más frías, por eso se ven más oscuras. Esto ocurre en el visible.

En capas más externas hay una inversión de la temperatura y ésta aumenta con la altura. En estas regiones se produce radiación en frecuencias de rayos X, ultravioleta y radio. Al observar el sol en estas frecuencias, hay un abrillantamiento hacia el limbo.

La fotosfera provee evidencia de una zona de convección turbulenta bajo la superficie visible (ver figura 1). Por encima de la zona radiativa hay corrientes convectivas que transportan burbujas de gases calientes hacia la fotosfera. Al alcanzar la superficie, esta agitación térmica produce una estructura granular uniforme.

La fotosfera está compuesta por una masa de gránulos brillantes en movimiento cuyo tiempo de vida es de 5 a 15 minutos mientras irradian energía, se enfrían y vuelven a la zona convectiva subyacente. El tamaño típico de los mismos es de unos 700 a 1000 km y su velocidad de ascenso está entre 0,5 y 2 km/s, pasando luego a desparramarse por la superficie a una velocidad horizontal de 0,25 km/s. El gas más frío desciende por los espacios intergranulares.

A una escala mayor hay estructuras supergranulares con extensiones de 30 000 km y que contienen cientos de gránulos individuales. Su tiempo de vida es de 12 a 24 horas.

En los bordes de estas formaciones el campo magnético solar es más intenso, y dando lugar al entramado cromosférico que ocurre en la capa siguiente de la fotosfera.

Los fenómenos que manifiestan actividad de manera más marcada son las manchas solares. Asociadas a ellas están las fáculas, que son zonas luminosas más brillantes que el promedio y que aparecen en la vecindad de las manchas antes de que éstas se formen y se mantienen varias semanas después de su desaparición.

Cromosfera.

Por encima de la fotosfera existe una capa de 500 a unos pocos miles de kilómetros de espesor, en la que se produce una inversión de la temperatura desde 4500 K a 6000 K y se denomina cromosfera. Está compuesta por gases ionizados.

En las zonas más externas de ella hay una región de transición de unos miles de km hasta llegar a la corona. La temperatura alcanza un valor de K en la porción más exterior de esta región.

El espectro visible de la cromosfera está compuesto por un continuo muy débil y un gran número de líneas de emisión brillantes superpuestas a él. Es débil porque el gas cromosférico es muy transparente a la mayoría de las longitudes de onda del visible, y al ser poco absorbente, es también poco emisor.

Durante un eclipse total de Sol la cromosfera se puede observar por unos segundos en los extremos de la fase total mientras la fotosfera está completamente oculta. En el momento del eclipse total se observan unas 3500 líneas de emisión bien identificadas de H, He y algunos metales. Una de las líneas de emisión cromosféricas más importantes es la línea H de la serie de Balmer del Hidrógeno (6563 \AA). En un espectro solar normal, ésta corresponde a una línea de absorción intensa, pero si se toma una imagen en esa longitud de onda estamos obteniendo una imagen de la cromosfera.

La porción superior de la cromosfera se caracteriza por tener una estructura muy variable a escala local y a gran escala. Usando luz monocromática se ve que está formada por un gran número de salientes denominadas espículas, de unos 1000 km de espesor. Éstas tienen movimientos ascendentes y descendentes desde 6000 a 10 000 km a una velocidad de 30 km/s en períodos de 10 minutos, y siguen las direcciones de los campos magnéticos locales. Su temperatura oscila entre los 10 000 y 20 000 K.

Hay teorías que sostienen que la energía almacenada en el campo magnético local es la responsable del lanzamiento hacia arriba de la materia que conforman las espículas.

La cromosfera muestra una estructura a gran escala llamada entramado cromosférico. Las unidades que lo constituyen coinciden en posición con los supergránulos de la fotosfera y sus bordes están determinados por el campo magnético más intenso situado en el perímetro de las células supergranulares (1000 a 2000 G). Es decir que el comportamiento del plasma de baja densidad de la cromosfera está gobernado por el campo magnético subyacente.

Observándolo en luz monocromática, el entramado toma la forma de una estructura con una emisión brillante. Esto se ve a una altura mayor a los 10 000 km, más arriba las espículas se disipan, disolviendo la estructura.

En las regiones polares se ponen de manifiesto casquetes más oscuros que coinciden con los agujeros coronales. En esas regiones se encuentran macroespículas, que contienen materia cromosférica a una temperatura de 50 000 K y llegan a alturas de más de 40 000 km, con un tiempo de vida medio de 40 a 50 minutos.

También se ven en luz monocromática unos filamentos de gas de corta duración (10 a 20 minutos), con movimientos horizontales, llamados fibrillas. Tienen una longitud de 10000 km y un espesor de 1000 a 2000 km. Su estructura se rige por la influencia del campo magnético local.

La cromosfera presenta variados fenómenos, como fulguraciones, protuberancias, filamentos y playas, que se describirán más adelante, porque están relacionadas con la actividad solar.

Corona.

La corona es la atmósfera exterior del Sol. A pesar de su elevada temperatura, su emisión es muy pobre debido a la baja densidad que presenta. El brillo va disminuyendo a mayores distancias respecto de la superficie. Su tamaño es de unos cuantos radios solares.

Durante un eclipse total de Sol puede observársela, y se muestra como un tenue halo que rodea al disco solar.

La forma de la corona varía de manera notable, dependiendo de la actividad solar (cuya descripción se verá más adelante): si la actividad presenta un mínimo, su forma es simétrica alrededor del disco, y si pasa por un máximo, la asimetría que muestra es pronunciada.

Para hacer este tipo de estudio se utiliza un dispositivo llamado coronógrafo, en el que se oculta la región del disco produciendo un eclipse artificial.

A fines del siglo XIX se descubrió un elemento en la corona que todavía no se había encontrado en La Tierra: el helio. Además se encontró una serie de elementos altamente ionizados observando ciertas líneas de emisión que provenían de la corona (por ej., Fe XIV). Este fenómeno nos da un indicio de la alta temperatura que tiene esa región externa de la atmósfera (alrededor de K). Para mantener estas temperaturas se necesita una fuente continua de energía. Las primeras explicaciones tentativas respecto a este fenómeno afirmaban que la energía provenía de ondas de choque acústicas o magnetohidrodinámicas generadas en la superficie solar por la convección. Las nuevas hipótesis apuntan al calentamiento por corrientes eléctricas inducidas debidas a la variación de los campos magnéticos.

A causa de su altísima temperatura, el gas coronal es un intenso emisor de rayos X, y observando en esas longitudes de onda, se pueden ver las concentraciones y estructura de la corona en todo el disco solar.

Usando esta característica se pueden apreciar en ella tres tipos principales de regiones:

• Regiones activas y puntos coronales brillantes, que emiten fuertemente en rayos X y están asociadas a bucles cerrados de campos magnéticos.

• Regiones no perturbada, de menor intensidad en rayos X y con un campo magnético débil, que a gran escala parece ser cerrado.

• Agujeros coronales, que delinean regiones de campo magnético débil cuyas líneas de fuerza no se curvan uniendo zonas de polaridad opuesta (están abiertas).

Los agujeros coronales se muestran como manchas oscuras en las imágenes de rayos X y ultravioletas y pueden cubrir una gran porción del disco visible. Están presentes en los casquetes polares y de ellos emergen las plumas polares, que tienen su origen en los puntos brillantes.

Hay una fuerte tendencia actual a pensar que el campo magnético constituye el elemento básico de la corona, y que sin él ésta no existiría, ya que este campo afecta a todas las estructuras coronales.

Encima de las regiones activas de la fotosfera se encuentran largas extensiones de la corona que pueden tener forma de abanico, que son extensiones situadas por encima de las protuberancias, y en forma de rayos, que son más angostas. Estas estructuras siguen la geometría del campo magnético local.

Las mayores extensiones coronales ocurren por encima de las manchas solares, y se observó que llegan a distancias muy grandes (hasta 20 R).

Otras estructuras observadas en la corona son los transitorios coronales, que tienen forma de gigantescos bucles de materia lanzados hacia el espacio interplanetario. Estos se desencadenan por fulguraciones con eyección de masa o por protuberancias eruptivas y viajan a velocidades entre 200 y 900 km/s. Los transitorios coronales son los procesos impulsivos a mayor escala observados hasta ahora.

El gas presente en la corona es poco denso y no almacena mucha cantidad de energía a pesar de su alta temperatura. Éste está siendo arrojado periódicamente hacia el espacio y lleva consigo un importante flujo de partículas, que se conoce como viento solar. El gas perdido de esta manera se reemplaza por una nueva masa gaseosa proveniente de la cromosfera.

Actividad Solar.

A continuación se describen de modo más detallado las manifestaciones de actividad solar que se destacan, como ser las manchas solares, fulguraciones, protuberancias, filamentos, playas, y viento solar.

Manchas Solares.

Las manchas solares son la mejor evidencia de actividad en el Sol. Consisten en una región central oscura llamada umbra, y una zona más clara denominada penumbra. La penumbra tiene un diámetro promedio de 2,5 veces el de la umbra, y su área total constituye el 80% de la mancha. La penumbra tiene una estructura de filamentos claros y oscuros con disposición radial desde la umbra. Ambas se muestran más oscuras que la fotosfera porque su temperatura es menor a la de ella: unos 4000 K para la umbra, 5600 K para la penumbra y 6000 K para la fotosfera, aproximadamente.

Se percibe un constante movimiento de gas que fluye desde la umbra y a través de la penumbra en forma radial, se eleva, y luego vuelve siguiendo una curva hacia la umbra.

La forma de las manchas puede abarcar desde pequeños poros de 1000 km de diámetro, hasta complejas estructuras que pueden extenderse hasta unos 100 000 km.

Debido a que las manchas tienen grandes campos magnéticos, éstas aparecen generalmente de a pares con polaridad opuesta, o en grupos, más que de manera individual. Para las dobles, se distinguen las (preceeding) y las f (following). Las manchas y tienen polaridades opuestas, al igual que las que se encuentran separadas por el ecuador. Las regiones de polaridad opuesta están separadas por una línea neutra, donde la componente vertical del campo tiene valor cero, y es allí donde se encuentran los filamentos oscuros absorbentes.

El campo magnético vertical en la umbra es de unos 2000 a 4000 G, es decir, 10 000 veces más intenso que el campo geomagnético.

Las partículas cargadas que componen la materia solar tienden a moverse a lo largo de las líneas de campo magnético, ya que en ellas no experimentan resistencia. La elevada conductividad eléctrica, debido a la gran ionización, provoca que la materia y el campo magnético del Sol estén acoplados, por eso se dice que el campo está "congelado" en la materia. Este es un resultado muy importante, ya que nos muestra que, si la energía del campo es dominante, el flujo de materia sigue la forma del campo magnético local, y si la energía cinética de la materia es mayor que la magnética, las líneas de campo se deformarán siguiendo el movimiento de la materia.

El número de manchas visibles en el disco solar varían periódicamente: en el máximo de actividad solar llegan a verse más de 100, y en el mínimo pueden pasar varias semanas sin que se vea ninguna. Durante los últimos 50 años el período promedio entre máximos ha sido de 10,4 años.

Fulguraciones.

Son descargas espontáneas y violentas de energía que ocurren en las vecindades de las regiones activas. Alcanzan su brillo máximo en apenas unos minutos y demoran hasta 10 minutos en bajar la luminosidad.

Emiten partículas atómicas y radiación en todo el rango del espectro electromagnético, pero se las observa normalmente en luz monocromática (por ejemplo H y K del calcio).

En H una fulguración se ve inicialmente como algunos puntos brillantes y compactos dentro de una playa y la región de emisión más intensa se extiende rápidamente desde 1000 km hasta 10 000 km. La emisión H se produce en una fina línea en la región de transición entre la cromosfera y la corona, a partir de los 5000 km sobre la fotosfera.

El número de fulguraciones que ocurren está muy relacionado con el ciclo solar (y con el número de manchas solares). En un máximo se encuentran 6 fulguraciones al día y en un mínimo pueden pasar varios días sin percibir ninguna.

Se acepta que la fuente primaria de energía es la energía magnética almacenada. El estudio de las fulguraciones es de máximo interés debido a la emisión de rayos X, ultravioletas y partículas que tienen influencia directa sobre la Tierra. Una comprensión del mecanismo de las fulguraciones proporcionarían claves importantes para la búsqueda de energía a partir de la fusión termonuclear controlada por confinamiento magnético en la Tierra como búsqueda de una fuente eficaz de energía.

Protuberancias.

Son fenómenos que se observan en el limbo del Sol como nubes flameantes en la alta cromosfera y en la corona inferior. Son nubes de materia a temperatura inferior y densidad más alta que la de su alrededor (10 000 a 30 000 K: cien veces menor que la temperatura coronal y la densidad 100 veces la de la corona).

En longitudes de onda como ultravioleta o rayos X, se ven como manchas oscuras porque la emisión de la materia coronal es mucho mayor.

Los filamentos son del mismo tipo que las protuberancias, y se los distingue por la manera en que se los ve: absorción o emisión.

Las protuberancias se distinguen entre quiescentes y activas.

• Protuberancias quiescentes.

  Consisten en uno de los fenómenos solares más estables y de mayor duración. Son capaces de mantener su forma general y su estructura durante períodos desde unos meses hasta un año sin destruirse y a veces lo hacen con una erupción violenta y se dispersan en el espacio.

  Tienen una longitud de 200 000 km, una altura de 40 000 km y un espesor que va desde los 5000 a los 8000 km. Su forma es de hojas largas, finas y verticales.

  Tienen lugar a lo largo de la línea neutra que separa regiones de polaridad opuesta en un grupo de manchas solares. A lo largo de ellas las líneas de campo son paralelas a la superficie solar.

  Los filamentos de las regiones activas están muy relacionados con este tipo de protuberancias ya que se forman en los mismos tipos de lugares y también duran mucho tiempo. Sin embargo, su flujo de materia tiene dirección longitudinal, y en las protuberancias predomina el flujo vertical.

• Protuberancias activas.

  Su tamaño es de 60 000 km aproximadamente. Están relacionadas con grupos de manchas solares y tienen forma de arcos o bucles.

  En la zona inferior de la corona se encuentran condensaciones coronales en forma de arco, que siguen la forma de bucles o arcos cerrados del campo magnético entre regiones de polaridad opuesta dentro de las regiones activas, o arcos mayores que conectan zonas de polaridad opuestas más separadas. El plasma en esa región se mueve a lo largo de las líneas de fuerza, y su densidad es de 5 a 10 veces la densidad media de la corona.

  Las protuberancias de arco conectan regiones de polaridad opuesta cruzando la línea neutra, a diferencia de las anteriores. Su existencia depende de que el flujo de materia hacia la cromosfera y de energía magnética no se agoten.

Filamentos.

Son tubos y bucles de materia relativamente concentrada a temperaturas cromosféricas por encima de los grupos de manchas y pueden llegar a más de 100 000 km de longitud. Se forman a lo largo de la línea neutra que divide la polaridad opuesta entre dos grupos de manchas.

Sobre el fondo brillante del disco solar, absorben la luz, y vistos en el limbo son unas 100 veces más brillantes que el fondo de la corona y se ven en emisión, entonces se conocen como protuberancias.

Puede crecer unos 10 000 km a lo largo de una rotación solar y llegar a estirarse hasta 1 000 000 km.

Después de desaparecer las manchas los filamentos se corren hacia los polos y sobreviven más tiempo que las mismas.

Playas.

Son áreas de brillo más intenso visibles en varias líneas monocromáticas y se destacan sobre el fondo de la cromos\-fe\-ra. Su posición coincide aproximadamente con la de las fáculas fotosféricas, por eso se las llama fáculas cromosféricas.

Se cree que su brillo se debe al incremento del flujo de energía en la atmósfera solar que es transportada por la acción del campo magnético concentrado. También se supone que la fuente principal de calentamiento de la atmósfera solar es la deposición de energía por medios mecánicos, por eso el proceso que se encarga de aumentar la temperatura de las playas es el entramado cromosférico.

Los campos magnéticos en las playas son de 100 a 200 G, y eso permite el incremento de deposición de energía en ellas y en la corona encima de ellas, al contrario de lo que ocurre con las umbras de las manchas.

Viento solar.

Está constituido por un número casi igual de protones y de electrones junto con una pequeña cantidad de iones y núcleos, entre los que se encuentran las partículas alfa. Estos provienen de materia que abandona la corona y es reemplazada desde la cromosfera.

El viento solar tiene velocidades que van desde 200 a 900 km/s y las partículas tardan 4 ó 5 días en alcanzar la Tierra.

La densidad de partículas a una distancia media entre el Sol y la Tierra es de . La densidad de viento solar que se mide cerca de La Tierra es de 5 a 10 partículas/, con una velocidad de 500 km/s aproximadamente. Cerca de la Tierra la temperatura del plasma que compone al viento es de K.La mayor parte del viento solar fluye a partir de los agujeros coronales.

Bibliografía

1. Abbetti, G. (1962), El Sol, EUDEBA, Buenos Aires.

2. Engelbrektson, S. (1994), Astronomy, Wm.C.Brown Publisher.

3. Karttunen, H.; P.Kroeger; H.Oja; M.Poutanen & K.J.Donner (Eds) (1994) Fundamental Astronomy, Springer Verlag, Berlin.

4. Nicolson, I. (1986), El Sol, Hermann Blume Progensa, Madrid.