Curso Básico de Astronomía
AREA DE ASTRONOMIA

DIF-FUS Universidad de sonora

FISICA SOLAR. 

Las estrellas son el mayor atractivo para cualquier persona en una noche despejada. Curiosamente, poco impacta la estrella más brillante del cielo que nos da el día y el calor para la vida. El Sol es una estrella. Pero no solo es factor fundamental para la vida en este planeta: también es la única estrella que podemos estudiar en detalle con nuestros recursos de observación y, a su vez, el conocimiento acumulado sobre ella permite hacer modelos aplicables al resto de las estrellas.

¡¡¡¡¡POR NINGÚN MOTIVO INTENTE EL OBSERVAR EL SOL DIRECTAMENTE CON SUS OJOS O CON ALGÚN INSTRUMENTO ÓPTICO SIN LA PROTECCIÓN ADECUADA. EN CASO DE HACERLO, OCASIONARÁ UN SEVERO DAÑO A LA RETINA DE SUS OJOS QUE SE MANIFESTARÁ A CORTO, MEDIANO O LARGO PLAZO DEPENDIENDO DE LA EXPOSICIÓN Y SU ORGANISMO!!!!!

Historia

Aunque registros históricos marcan que el Sol siempre fue sujeto de observación, principalmente en su movimiento para determinar las estaciones e incluso en señalamientos de haber visto manchas solares, es realmente hasta 1610 cuando podríamos decir que inicia el estudio de esta estrella al utilizar Galileo Galilei su telescopio, registrar la presencia de manchas solares y darles seguimiento. Ciertamente no se puede aseverar que haya sido el primero pero si al menos se tienen los elementos para marcarlo como un inicio al que rápidamente se sumaron otros observadores.

Es importante recalcar ante esto que la observación y estudio de nuestro Sol esta por cumplir apenas 400 años en el 2010. Si consideramos que el Sol tiene una edad promedio de cinco mil millones de años, hemos visto y aprendido de una muy pequeña fracción de su vida.

Las primeras observaciones del Sol fueron sobre la capa opaca llamada Fotosfera. Es visible como un disco blanco que se oscurece del centro hacia el borde llamado limbo. Sobre este disco la característica más notable son las manchas solares, cuya posición cambia de día a día y permitió así el determinar la rotación del Sol.

Estas observaciones se lograban por el método hasta ahora más seguro que es la proyección. Utilizando binoculares o telescopios y solamente verificando que no haya partes de plastico en los oculares que se vean afectadas por la concentración de calor, la intensidad de la luz recibida del Sol es suficiente para lograr la proyección de la imagen sobre una superficie blanca que puede ser una hoja de papel o una cartulina.

Así los primeros observadores estudiaban las posiciones, movimientos y cambios de las manchas solares claramente conformadas en grupos. En esa época la herramienta para grabar tal información era el bosquejo o dibujo de lo que se observaba. Existen cientos de dibujos que se han ido rescatando en el tiempo y que indican el cómo este tipo de observación fue más frecuente y contínua con el paso de los años.

Al surgir la herramienta de la fotografía, precisamente el Sol fue el primer objeto celeste del cual se obtuvo una imagen. No obstante, el recurso del dibujo aún no ha desaparecido y se continua no solo por astrónomos no profesionales, sino también por aquellos que lo son. Es posible encontrar un bosquejo diario en las páginas del Observatorio de Monte Wilson en California, Estados Unidos.

Un elemento crítico para el estudio del Sol fue la espectroscopía aplicada principalmente por el americano George Ellery Hale quien en el observatorio antes mencionado, logró identificar muchos de los elementos químicos existentes en nuestra estrella.

Posterior al espectrógrafo vendría el invento del espectroheliógrafo que permite la observación de la atmósfera solar en una línea espectral específica. Luego vendría la invención del filtro Lyot para observar el Sol en la línea Alpha de la serie de Balmer del Hidrógeno. Otros filtros posteriormente de banda angosta permitirían la observación de otras capas solares.

El recurso de las cámaras electrónicas CCD en la década de 1980 rebundaría ante todo en lograr imágenes de muy alta resolución que pueden ser posteriormente procesadas para alcanzar detalles inferiores en la superficie solar a los 700 km.

Con el inicio de la exploración espacial, una nueva ventana se abrió para poder observar el Sol en el ultravioleta y los rayos X. Los primeros ensayos formales los iniciaron una serie de satelites llamados OSO (Orbiting Solar Observatory). Un gran esfuerzo vendría con las misiones tripuladas del Skylab, dotado de una batería de telescopios para la observación en el ultravioleta y los rayos X que dieron sorprendentes descubrimientos entre 1973 y 1974.

Exceptuando el trabajo del satélite SMM (Solar Maximum Mission), el estudio del Sol desde el espacio vino a fortalecerse en la década de 1990 primero con el Yohkoh, japonés, lanzado en 1991; luego con el SOHO en 1995 y finalmente con el TRACE en 1998. Los tres observatorios espaciales permiten un fino monitoreo de la actividad solar.

El funcionamiento del Sol.

No ha sido facil el determinar como funcionan las estrellas. En el pasado se penso que era por combustión y posteriormente por contracción. Sin embargo, cualquiera de estas dos formas no garantizaría el monto de energía que produce el Sol y mucho menos su tiempo de vida.

Fue en 1928 cuando se sugirió que la energía del Sol podría ser el resultado de la fusión nuclear de elementos ligeros transformándose en otros más pesados. A partir de ahí, se estima que en el núcleo del Sol, con una temperatura próxima a los 15 millones de grados Kelvin, 564 millones de toneladas de Hidrógeno se transforman en 560 millones de toneladas de Helio y las 4 millones restantes se convierten en energía. Esto se da en base a la reacción de fusión nuclear conocida como protón-protón.

A este ritmo y de acuerdo a las abundancias, se estima que el Sol tiene una edad próxima a los 5 mil millones de años y le quedaría otro tanto. Por otra parte, la energía producida en el centro del Sol viaja lentamente hacia el exterior en un penoso traslado de tal forma que un fotón producido por la reacción, puede estarse liberando al espacio un millón de años después de generado.

Las capas solares.

El Sol, con un diámetro de 1,392,530 km (109 veces superior al de la Tierra), se divide en varias capas.

Las capas internas son estimadas en base a modelos estelares, siendo el núcleo donde ocurre la fusión nuclear, la zona de radiación, donde se traslada la energía liberada por la fusión y finalmente la capa de convección, donde el material, plasma, esta circulando y creando intensos campos magnéticos que posteriormente se reflejan como la actividad solar en las capas superiores.

Las capas externas que están al alcance de la observación son la Fotosfera (esfera de luz), de la cual recibimos directamente la energía visible y puede ser vista directamente con la protección adecuada o con instrumentos como binoculares y telescopios. La fotosfera se encuerntra a una temperatura promedio de 6500 K y observando su estructura fina se ve que esta constituida por los llamados granulos, efecto final de la convección que ocurre en la capa inferior. Los granulos tienen un diámetro promedio de 1000 km y una vida cercana a los cinco minutos. La fotosfera es mucho más brillante hacia el centro el disco solar, oscureciéndose hacia el limbo por efecto del nivel de penetración que tenemos desde nuestra perspectiva observacional.

A diferencia de otros cuerpos, el Sol no rota como un sólido, siendo el período de rotación menor en el ecuador que en las cercanías de los polos. Así, mientras un punto sobre el ecuador completa una rotación completa en 25 días, en los polos ocurre en cerca de 34. A esto se le llama rotación diferencial. Recientemente se ha calculado que hacia el interior del Sol si hay una rotación semejante a la de un sólido.

Por un efecto acústico, la fotosfera se cimbra como una campana. Esto es estudiado por la Heliosismología.

La siguiente capa es la cromósfera (esfera de color), descubierta en las observaciones de eclipses totales de Sol como un borde de notable color rojo. La cromosfera es la "atmósfera" que envuelve a la fotosfera y su temperatura oscila en promedio de 3500 a 35,000 K. Su estructura fina esta constituida por espículas que semejan "pasto" o pequeñas "llamas". Las espículas estan sobre toda la cromosfera y su cambio fundamental es el nivel de inclinación. Si estan inclinadas en ángulos típicos de 60 grados, se encuentran en un campo magnético cerrado y esto es fácilmente visible en las regiones circundantes a las manchas solares. Si las espículas se ven verticales, se encuentran en un campo magnético abierto, como es bien visible en las regiones polares.

La última capa solar es la Corona. También descubierta durante los eclipses totales de Sol cuando es fácilmente visible y por ello fue el recurso fundamental para estudiarla durante décadas, orignalmente se pensó que era un efecto en la atmósfera de la Tierra y posteriormente se determinó que era parte de la atmósfera solar.

Un millón de veces menos brillante que el brillo de fondo del cielo, la corona aparece en un eclipse solar cuando el disco es completamente ocultado por la Luna. De apariencia notablemente blanca, la corona varía en su estructura de eclipse a eclipse dependiendo de la actividad solar.

A principios del siglo pasado se inventó un telescopio que podía producir un eclipse artificial, llamado coronógrafo. Aunque no mostrando en su plenitud la corona, este instrumento permitió durante décadas el estudio de la región interna, más brillante, de la corona solar. Actualmente la corona es fácilmente estudiada con el recurso de los satélites solares.

La corona planeta una grán incógnita que muy posiblemente esta a punto de resolverse: su alta temperatura. Todos podemos suponer que si estamos próximos a un calentador, en la medida que nos alejemos de él sentiremos menos calor. Esto se pensaba en el caso del Sol. Sin embargo, cuando pasamos de la cromosfera a la corona solar ante una frontrera llamada la zona de transición, nos encontramos con que la temperatura se eleva al rango de un millón de grados y, en las regiones activas, hasta los 5 millones de grados Kelvin. Estas altas temperaturas permiten que la corona sea plenamente observada en las regiones ultravioleta y de rayos X del espectro electromagnético.

Las finas observaciones de los observatorios espaciales están revelando actualmente el mecanismo de transporte de calor hacia la corona en base a la actividad magnética que ocurre en la fotosfera y cromosfera.

¿Hasta dónde se extiende la corona solar? Es muy difícil de determinar, pero el efecto fundamental de la corona, que es un flujo contínuo de partículas hacia el medio interplanetario conocido como Viento Solar, va más allá de la órbita de Plutón, en lo que se llama la heliósfera que sería posiblemente el límite externo de la atmósfera solar hacia el medio interestelar.

La actividad solar.

Quizá podríamos decir que el Sol es un "ente magnético" y por ello se encuentra en constante actividad. Se describen a continuación los principales efectos conocidos de la misma.

Manchas solares.

Es el primer, más evidente y más fácil tipo de actividad solar de observar.

Las manchas son regiones visibles en el disco solar que aparecen más oscuras que éste. Eso se debe a que, por efecto de la convección que viene bajo la fotosfera, se producen intensos campos magnéticos que provocan una disminución en el movimiento de la granulación. Este frenado provoca a su vez una disminución en la temperatura y por ello, en contraste, vemos esa región más oscura. La mancha, finalmente, es la región de flujo de un intenso campo magnético que puede ser representado como un conjunto de tubos de flujo magnético.

Cualquier mancha aparece primero como una región oscurecida muy pequeña entre la granulación fotosférica al cual se le llama poro. Dependiendo del flujo magnético, este poro evolucionará y perdurará o decaerá rápidamente. Cuando se observa a alta resolución es posible ver en transcurso de horas la aparición y desaparición de poros que no llegan a alcanzar la categoría de manchas.

De haber evolución, el poro crecerá en área y será más facilmente visible para convertirse en una umbra, que es una región notablemente oscura sobre el disco. Su temperatura es en promedio de 4200 K (compare con la fotosfera que es de 6050 K). Si la umbra continúa creciendo se formará una región filamentosa a su alrededor con una temperatura un poco mayor (5200 K) la cual se llama penumbra. Habiendo surgido en una región de predominancia magnética (norte-sur, tipicamente llamadas positiva o negativa), es posible que se forme una segunda mancha en contraparte en la región de polaridad opuesta. Así, el par de manchas tienen una estructura bipolar. Si esto no ocurre se dice que es unipolar, aunque la bipolaridad es complementada por un sector brillante de calcio ionizado que se distingue como una fácula.

Si continua el crecimiento de las manchas, pueden aparecer otras mas pequeñas alrededor o entre las manchas lìderes. Las manchas líderes son denominadas precedente, la que va adelante en el sentido de la rotación y subsecuente la que la sigue.

El ya denominado grupo de manchas, alcanzará su madurez mientras tiene cambios constantes, aparecen y desaparecen manchas, rotan y se expande. Luego vendrá el decaimiento con la desaparición primero de las manchas pequeñas, fragmentación y desaparición de umbras de las manchas mayores hasta que finalmente desaparezca. Un grupo de manchas tiene un promedio de vida de 12 días, aunque puede ser tan corto como horas y tan largo como tres meses.

Las manchas pueden aparecer subitamente sobre el disco solar o aparecer por el limbo Este del Sol. De acuerdo a su latitud será el tiempo de visibilidad del grupo si sobrevive, moviéndose en promedio 13 grados de longitud por día.

Fáculas.

Las fáculas son regiones de calcio ionizado que se alcanzan a percibir en la fotósfera, principalmente en las cercanías del limbo solar. Generalmente estan rodeando las regiones de manchas solares aunque también estan presentes en sectores donde no hay manchas. También en las regiones polares son visibles pequeñas fáculas conocidas como fáculas polares.

Regiones activas.

La sumatoria de efectos visibles en la cromósfera e incluso en la corona solar sobre las regiones de manchas solares, son llamadas regiones activas. Su apariencia varía dependiendo de la región espectral en que se observa.

Por ejemplo, en la típica línea Alfa de la serie de Balmer del Hidrógeno, profusamente utilizada para darle seguimiento a la actividad solar, una región activa son las manchas solares, la estructura de las espículas por el campo magnético, los filamentos visibles como líneas oscuras sobre la línea neutra de dos sectores de polaridad diferente, la playa cromosférica que es la región brillante que circunda en grán área a las manchas y las ráfagas que son eventos altamente energéticos de reconección magnética.

Filamentos-Prominencias.

Grandes masas de hidrógeno son comunmente visibles levantándose sobre la cromósfera solar. Cuando se observan sobre el disco, son notables como líneas oscuras de corta extensión cuando estan en las regiones activas o de gran longitud en muchos casos serpenteando principalmente en las regiones polares del Sol. En estos casos se les llama filamentos.

Cuando un filamento es visible levantado sobre el limbo solar, se le denomina prominencia, en cuyo caso también es mucho menor brillante que el disco.