Tema Heliofísica; El estudio del Sol

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1 Tema Heliofísica; El estudio del Sol Tamaño y volumen El radio del Sol es de km. (o 109 veces el de la tierra), como puede calcularse a partir de su distancia y del tamaño de su disco, que resulta fácil de medir (el radio angular en e! perihelio, a millones de km. de distancia, es de 16'17,82" y en el afelio, a millones de km. de distancia, de 15' 45.67"). La radiación del Sol Para calcular la radiación total del Sol se determina primero, con diversos instrumentos de medida, cuánta radiación incide perpendicularmente sobre 1 m2 de la superficie terrestre. Al nivel del mar son aproximadamente 0,7 kw/m2 y fuera de la atmósfera terrestre casi 1,3 kw/m2. Este valor que se denomina constante solar ha sido medido directamente fuera de la atmósfera con ayuda de los satélites lanzados en estos últimos años. La constante solar es un valor importante para calcular la temperatura superficial efectiva del Sol. La radiación solar total que incide sobre la sección transversal de la Tierra es de 1, kw y la radiación total que emite el Sol es de kw. Conocida la superficie solar se puede calcular finalmente que la emisión de energía en 1 m 2 de esa superficie equivale a kw. La magnitud aparente total del Sol es de en la región visual. La temperatura superficial efectiva del Sol se puede deducir de los valores numéricos anteriores con ayuda de la ley de radiación de STEFAN-BOLTZMAN y resulta ser de 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 de elementos más pesados. Al observar visual o fotográficamente el disco solar se nota un ensombrecimiento de los bordes, que es más marcado en las longitudes de onda cortas que en las largas. La explicación 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, una presión de aprox millones de bar y una densidad de aprox. 134 g/ cm 3. En condiciones físicas tan extremas son imposibles las combinaciones moleculares, y los átomos están en su mayoría ionizados. El núcleo central de! Sol es también la región donde se produce la energía. Dado que esta producción consiste en la transformación de hidrógeno en helio y la materia solar no se entremezcla continuamente, la proporción de hidrógeno en el núcleo es menor - y la de helio mayor - que en las capas exteriores. Se calcula que en el centro del Sol hay un 49 por 100 de hidrógeno, un 49 por 100 de helio y un 2 por 100 de los restantes elementos. 1 de 9

2 El transporte de energía Del núcleo hacia fuera, el transporte se produce casi en su totalidad por radiación. La intensidad de la corriente de radiación depende de la así llamada opacidad de la materia solar, que depende a su vez de la densidad, la temperatura y la composición química, es decir, en esencia, de la proporción entre hidrógeno y helio. El transporte de energía por conducción térmica no se da en absoluto en el interior solar. La convección (transporte de energía por corrientes gaseosas) desempeña por el contrario, cierto papel. La zona de convección sólo abarca desde poco más abajo de la superficie solar hasta unos km. de profundidad, en ella reina un fortísimo gradiente de temperatura y la radiación, por sí sola, no puede llevar a cabo el necesario transporte de energía. La zona convectiva se diferencia básicamente de las zonas de radiación más profundas en que el hidrógeno está todavía en estado neutro, mientras que debajo está ionizado. El hidrógeno neutro de las capas externas absorbe mucho más intensamente la radiación que viene de abajo. El estancamiento de energía que por fuerza tendría que producirse de este modo lo evita precisamente la convección. La zona de convección se extiende hasta la fotosfera del Sol. La fotosfera es la capa que vemos a simple vista o con un anteojo normal. Su espesor es de solo 400 km. Dentro de la fotosfera, la temperatura aumenta hacia dentro desde K hasta 9000 K. La fotosfera presenta una granulación que es difícil 2 de 9

3 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 calientes que su entorno; debido a su mayor temperatura son más ligeros, ascienden con velocidades de aprox. 1 km./ s, se enfrían al subir y vuelven a descender. Las corrientes verticales de la granulación representan el limite superior de l.a capa convectiva. Los gránulos son generalmente redondos o poligonales, tienen un diámetro de unos km. y una vida de unos 8-9 minutos solamente. Las fotografías tomadas a intervalos de pocos minutos sobre una misma zona de la superficie.solar muestran claramente esta rápida transformación. La granulación se observa en toda la superficie solar y el número de gránulos parece ser algo mayor durante las épocas de gran actividad de las manchas solares, 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 o reflector de cm) es posible advertir que la superficie solar está formada por multitud de «puntitos» brillantes. Se trata de la granulación fotosférica, compuesta por «granos de arroz» de apenas 3 minutos de vida media y de entre 500 y 600 km. de diámetro. Hasta hoy no ha sido posible hallar una relación entre la granulación y el período de 11 años de las manchas. Tan fáciles de observar como las manchas son las fáculas, llamadas por Galileo «plazoletas claras». Se trata precisamente de regiones más claras que el resto de la fotosfera solar, que destacan cerca del borde del disco, donde la menor luminosidad de la superficie fotosférica permite observarlas mejor. Los aficionados con más posibilidades económicas o más afortunados pueden seguir la evolución de las protuberancias con un filtro o con un coronógrafo, dispositivo de! que actualmente existen versiones accesibles a los no profesionales. El mismo filtro H-alfa permite observar la cromosfera, que hace asumir al disco solar el aspecto de una cáscara de naranja, y los filamentos, protuberancias observadas en proyección sobre el disco y no sobre los bordes. A esta particular longitud de onda del hidrógeno destacan las fulguraciones, que a veces son tan intensas que se distinguen también en luz total. 3 de 9

4 Los filtros A diferencia de los otros astros, en condiciones habituales, la observación directa del Sol exige siempre el uso de un filtro. El filtro puede ser una especie de vidrio de soldador que se antepone al objetivo o bien un disco que se enrosca al ocular. Sin embargo, la mejor elección es un cristal semirreflectante que se coloca delante del objetivo del telescopio. De esta 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 filtros que se anteponen al objetivo son los más caros entre los utilizados para la observación directa del Sol con luz total. El Sol rota extraordinariamente despacio, razón por la cual no se ha podido determinar hasta ahora con absoluta seguridad ningún achatamiento en los polos. Como el sentido de la revolución terrestre alrededor del Sol coincide con el de la rotación de éste, la rotación solar vista desde la Tierra aparece retardada. La rotación sinódica del Sol (rotación aparente desde la Tierra) es de 27,275 días, mientras que el periodo de rotación sidéreo real es sólo de 25,380 días. La rotación es más lenta en latitudes superiores. Los valores anteriores se refieren a 16 de latitud Norte y Sur. Justo en el ecuador 4 de 9

5 es de 25,03 días (sidéreos), y de más de 30 días en la región de los polos de rotación. La velocidad 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 corona algo más clara (penumbra). El hecho de que parezcan negras, es sólo efecto del contraste con las zonas circundantes de la superficie solar. La intensidad de radiación en la penumbra es igual al 80 por 100 de la intensidad de la fotosfera y del 32 por 100 en la umbra. La temperatura de ésta es de unos K, la de la penumbra de K. Los grupos de manchas tienen por término medio una vida de 6 días. Los grupos pequeños o manchas aisladas, (poros), perduran a veces no más de algunas horas, los grupos 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 durante 13 ó 14 días y vuelven a ocultarse durante ese mismo tiempo en la cara opuesta. La evolución de un grupo de manchas solares es tan característica que puede utilizarse para establecer una clasificación de las manchas. Ahora bien, no tiene por qué darse la secuencia A-J completa. La mayoría de los grupos sólo llegan hasta A,.B, C o D. para luego desaparecer. Sólo un 2 por 100 de todos los grupos recién formados alcanzan el estadio F, en el cual llegan a una longitud de más de km. En esa etapa son visibles muchas veces a simple vista con ayuda de cristales ennegrecidos. Como medida de la actividad de las manchas solares se utiliza el número relativo de manchas R (o número de Wolf): R=k(10 G+F), donde k es un factor de corrección que depende de! tamaño del instrumento, la calidad atmosférica etc. G es el número de grupos de manchas y F el número total de manchas contenidas en los grupos. Una mancha aislada cuenta también como un grupo, de manera que después de O el número R más bajo es 11. '-; f,--»-. ',._-. Determinando los números relativos R durante periodos prolongados de tiempo es posible calcular valores medios mensuales y anuales. De esta manera se ha podido comprobar 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. 5 de 9

6 La altura de los máximos también es variable. El máximo de 1816 alcanzó sólo un número relativo de 48.7, mientras que el de 1957 (el más alto de los registrados hasta ahora) llegó hasta 201,3. En época de mínimo el Sol está a menudo libre de manchas durante días o semanas enteros, mientras que en los máximos no es raro contar hasta 10 ó 20 grupos de manchas con numerosas manchas aisladas. El paso del mínimo al máximo es tanto más rápido cuanto más alto sea el máximo. El ascenso y el descenso sólo son aproximadamente iguales en máximos muy bajos. El máximo solar que tuvo lugar a finales de 1979 tuvo de media anual de los números relativos de es decir fue un máximo moderado. El último mínimo de larga duración ocurrió en Las manchas no surgen en cualquier parte de la esfera solar; a ambos lados del ecuador existen más bien dos zonas de manchas que van desplazándose de manera 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 el transcurso de los años siguientes. En el momento del máximo, estas zonas se hallan por término medio en los 17t'-180 de latitud siguen moviéndose en dirección al ecuador y desaparecen aproximadamente en el siguiente mínimo a unos 5 de latitud. Pero antes de que se apaguen estas viejas zonas de actividad vuelven a aparecer en latitudes superiores nuevas zonas (Ley de Sporer) Fáculas solares Las fáculas surgen en las proximidades de las manchas. Con un anteojo normal se reconocen relativamente bien cerca del borde del Sol, donde aparecen como formaciones brillantes. Pero muchas veces se observan también fáculas sin manchas, lo cual se debe, en esencia, a la mayor perdurabilidad de aquéllas. Investigaciones más precisas demuestran que las fáculas consisten en multitud de gránulos brillantes, pero de vida algo más larga que la de los de la verdadera granulación de la fotosfera. La diferencia de temperatura entre las fáculas y la capa superior no perturbada de la fotosfera es de K. Las zonas de fáculas coinciden más o menos con las zonas de manchas. Aunque también existen fáculas polares, sólo alcanzan un tamaño de a km. Y aparecen sólo como puntos brillantes. Los campos magnéticos de las manchas solares Los estudios espectroscópicos de las manchas solares muestran un claro efecto ZEEMAN y revelan, por tanto, la existencia de intensos campos magnéticos. Mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 50 T, hay grupos de manchas solares que muestran intensidades de hasta T. La intensidad del campo H en el centro 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 los paralelos, 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 mancha principal "de cabeza", (es decir, la que va delante en la dirección de rotación del Sol hacia el Oeste), es siempre un polo magnético sur, en el hemisferio austral ocurre lo contrario: la mancha occidental es allí un polo magnético norte. Al cabo de un ciclo undecanual es al revés: las zonas de manchas que nacen en altas latitudes del hemisferio boreal tienen su 6 de 9

7 polo norte magnético en el extremo occidental, mientras que en el hemisferio austral lo tienen en el oriental. Es decir, las polaridades se han invertido. Sólo al cabo de 2x11=22 años vuelven a ser iguales las condiciones magnéticas, de manera que el período de las manchas solares es, en realidad, igual a 22 años. Hoy día sabemos que al fenómeno primario son los campos magnéticos que surgen localmente en determinados lugares de la superficie solar. Los campos magnéticos están ya allí antes de que se haga visible una mancha. Parece ser que el campo magnético frena la convección, es decir, el ascenso de bolas calientes de gas hacia la superficie. Ello explicaría el enfriamiento que aparece en las manchas. Vistas así. las manchas solares serían paradójicamente las regiones "tranquilas" dei Sol, rodeadas de una fotosfera que hierve violentamente por efecto de la convección. Por desgracia sin embargo, no existe ninguna teoría satisfactoria sobre el origen de los propios campos magnéticos, los periodos de 22 años, la migración de las zonas, etc. Por lo demás el campo magnético general del Sol es sorprendentemente débil, hasta el punto de que hasta hace pocos años era todavía dudoso que existiera siquiera. Las investigaciones más recientes parecen confirmar su presencia. La intensidad del campo es sólo de 1 gauss aproximadamente y al parecer es variable, La cromosfera del Sol Por encima de la fotosfera del Sol se encuentra la cromosfera en donde la densidad de la materia disminuye rápidamente con la altitud. Su nombre proviene de que en los eclipses totales aparece como una capa rojiza y luminosa. El espesor de la cromosfera es de sólo km. aprox. En su parte superior, en la transición a la corona, vuelve a aumentar rápidamente la temperatura. Los instrumentos para investigar la cromosfera se llaman espectrohelioscopios (para la observación visual directa) y espectroheliógrafos (para observación fotográfica) con los cuales se puede investigar el Sol. En los espectroheliogramas obtenidos aparece el Sol fuertemente "fragmentado"; la granulación se extiende hasta la cromosfera (flocculi). Las fáculas aparecen con más nitidez que en las fotografías de la fotosfera, mientras que las manchas se desdibujan un poco. En tomo a ellas se observan en cambio estructuras en forma de torbellino, sobre todo en las fotografías de H-alfa. En zonas especialmente activas, es decir en las proximidades de grandes grupos de manchas. se hacen visibles a veces explosiones de radiación de las fáculas normales, llamadas erupciones cromosféricas o simplemente «flares», que es la denominación inglesa. Las erupciones suelen durar pocos minutos, en casos raros algunas horas, y se observan con el espectrohelioscopio o con un filtro H-alfa de LYOT. La mayoría de las veces se trata sólo de explosiones luminosas y quizá también de enormes descargas eléctricas. Expulsión de materia sólo se da en las erupciones de mayor tamaño. La altura que alcanzan es de a km., aunque algunas llegan a los km. Si se observa la cromosfera durante un eclipse de Sol total, se ven numerosas puntas aisladas (espiculas) que hacen aparecer el festón coloreado y luminoso de la cromosfera como una pradera en llamas. La velocidad con que ascienden las espiculas es de 20 a 50 km./s, su diámetro es de unos km. solamente y su altura de unos km. Las espiculas parecen ser una prolongación de la granulación fotosféríca. El espectro de la cromosfera sólo puede estudiarse durante los eclipses totales de 7 de 9

8 Sol, cuando desaparece el espectro de la fotosfera. Debido a su fugaz existencia se denomina; espectro relámpago. Es un espectro de emisión, Las protuberancias Durante los eclipses totales de Sol se ven también, a simple vista, formaciones y arcos luminosos en forma de lenguas que sobresalen claramente por encima de la cromosfera: son las protuberancias. Con espectrohelioscopios y filtros H-alfa pueden observarse también cuando no hay eclipse. Otro método consiste en utilizar un simple anteojo de protuberancias en el que un diafragma cónico tapa el disco solar y un filtro rojo selecciona la región espectral que rodea a la raya del hidrógeno H. Algo más cómodo es el coronógrafo, que además de las protuberancias permite estudiar también la corona solar. Este dispositivo reduce aproximadamente por un factor de 1/ los fenómenos parásitos debidos a la difusión instrumental y permite observar bien 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 m. de altitud, donde la luz difundida por la atmósfera es menor. En resumen, la observación continuada de la actividad de las protuberancias no plantea hoy ya ningún problema, y se ha llegado a filmar en cámara lenta películas impresionantes de sus movimientos. Atendiendo al aspecto, frecuencia y evolución se distinguen los siguientes tipos de protuberancias: 1. Protuberancias quiescentes. Suelen aparecer fuera de los verdaderos centros de actividad y tienen una vida extraordinariamente larga (hasta unos 10 meses). En su mayoría son largos filamentos o puentes 2. Protuberancia ascendentes y protuberancias activas Con corrientes descendentes estadios especiales en la evolución de. las protuberancias quiescentes 3. Protuberancias de manchas en la forma de nudos, arcos y una lluvia que sale de la corona y que se dirige hacia abajo. 4; Surges (eyecciones) y flares (erupciones o fulguraciones) en combinación con las manchas solares. La velocidad de ascensión de las protuberancias puede llegar hasta los 700 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 8 de 9

9 En un espectroheliograma, las protuberancias que aparecen dentro del disco solar (no en el borde) se ven como formaciones oscuras y filamentosas. Aunque en este caso se las llama filamentos, el fenómeno es el mismo. El espectro de las protuberancias coincide básicamente con el de la cromosfera. El factor responsable dei movimiento de las protuberancias son, en esencia, los campos magnéticos locales. La corona La corona, la envoltura más externa del Sol, tiene escasa luminosidad y resulta inobservable en el cielo diurno. No así durante eclipses totales o con ayuda de un coronógrafo. La forma de la corona depende estrechamente del ciclo solar. Durante un máximo tiene aproximadamente simetría esférica, mientras que en el mínimo muestra un fuerte achatamiento, con largos haces de rayos paralelos en el ecuador solar y cortos flecos radiales en los polos. Parece ser que los rayos polares tienen que ver con el campo magnético general; que en las épocas de mínimo se hace notar con mayor nitidez. Durante un eclipse, la corona resulta visible hasta una distancia de 17 millones de km. del borde solar, aunque naturalmente con un brillo cada vez menor. En época normal (no de eclipse), el coronógrafo sólo permite ver la corona interior. La temperatura coronaria es de 12 millones de K. Es probable que esta altísima temperatura tenga su origen en la zona de convección o en la granulación cuyos impulsos se propagan en forma de ondas de choque con velocidades supersónicas hasta la 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 de partículas cargadas eléctricamente que recibe el nombre de viento solar o radiación del plasma solar. Se trata principalmente de protones y electrones con velocidades de a km./s y energías de hasta electronvoltios. El plasma fluye preferentemente de las llamadas regiones R del Sol, que, hasta ahora, no se han podido identificar con ningún otro objeto. Las erupciones, por su parte, emiten una radiación corpuscular más intensa. Finalmente, las erupciones muy potentes emiten una radiación cósmica consistente en partículas (sobre todo protones) de altísima energía ( millones de ev) que se mueven con velocidades próximas a la de la luz. 9 de 9

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