Comprendiendo el Sol
María Fernanda Nieva y Olga I.
Pintado | Departamento de Física, Universidad Nacional de Tucumán
(Argentina)
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:
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.
.
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. 
