EL SOL: LA ATMÓSFERA SOLAR

1. FOTOSFERA (ESFERA DE LUZ)

Constituye la superficie visible y aparente del sol. La etimología de fotosfera es griega y significa literalmente "esfera de luz". Seguro que todos en alguna ocasión hemos podido observar a través de las nubes el disco aparente del sol y nos ha sorprendido lo perfectamente definido y circular que aparece. Eso que vimos es esencialmente la fotosfera. En realidad su límite es más bien difuso pero dada la distancia a la que observamos el sol ese límite difuso es demasiado pequeño para que podamos apreciarlo.

Dentro del conjunto de la atmósfera solar, la fotosfera es la región más interna y podemos observarla porque es relativamente transparente a la radiación. Su tamaño se estima en unos 500-1000 km. Además de los diversos fenómenos que trataremos más adelante en otro post, tenemos el denominado oscurecimiento del limbo que consiste en la pérdida aparente de brillo o luminosidad que puede observarse en la fotosfera a medida que nos vamos acercando al margen del sol. Este efecto se debe a la profundidad de la que procede la radiación que observamos. En el centro del sol esta profundidad es máxima y por ello podemos observar una región más caliente y brillante. Por el contrario a medida que nos desplazamos hacia el borde o limbo solar esa profundidad es cada vez menor de manera que observamos capas gradualmente más altas y frías y por tanto menos brillantes y más enrojecidas. 



Fotosfera solar. Se observan varios grupos de manchas solares y el efecto de oscurecimiento del limbo.


Debido a esto en el centro del disco solar podemos observar la base de la fotosfera, que no es otra cosa que el techo de la zona convectiva (ya hablaremos de esta zona convectiva más adelante en otro post). 
Se estima que la fotosfera tiene una temperatura media de unos 5500 ºC. Para aterrizar un poco este valor, considera que esta temperatura es entre 3 y 4 veces más alta que la de las lavas más calientes de nuestro planeta. Por otro lado la densidad de la fotosfera se estima en torno a  10-9 g/cm3 (compárese con la densidad atmosférica terrestre a nivel del mar, 10-3 g/cm3).  Como puedes ver la superficie aparente del sol es increíblemente enrarecida, aproximadamente un millón de veces más tenue que el aire que respiras.



Fotosfera en radiación visible observada por el Solar Dynamics Observatory (SDO) en un momento del 20 de noviembre de 2018. NASA


2. CROMOSFERA (ESFERA DE COLOR)

La etimología de cromosfera también es griega y significa literalmente "esfera de color". Esta  denominación se debe a su característica emisión roja (debida a la línea H alfa de la serie de Balmer del hidrógeno) que presentan sus capas bajas y que resulta perfectamente observable durante un eclipse solar total. De hecho la observación de la cromosfera marca el principio y el final de la fase de totalidad. Cuando, tras el comienzo del eclipse, la luna cubre finalmente el disco solar la cromosfera es visible en uno de sus márgenes durante unos 20 segundos. Esto marca el comienzo de la totalidad. Cuando tras unos minutos la fase de totalidad se acerca su final la luna apenas si cubre ya el otro limbo solar y como resultado la cromosfera vuelve a ser visible en él durante otros 20 segundos. Transcurridos estos la fotosfera vuelve a hacerse visible con un enorme destello y la fase de totalidad se da por concluida. Pero, si durante un eclipse esta capa puede observarse brillando ¿por qué no es visible a simple vista cuando el sol brilla con normalidad en el cielo? La respuesta es que la fotosfera es una 1000 veces más luminosa que la cromosfera de manera que la deslumbra completamente. Algo similar ocurre con la corona.



Cromosfera solar. La imagen es una composición que suma las dos observaciones de la cromosfera que pueden realizarse durante un eclipse solar total.


Lejos de ser homogénea, la cromosfera tiene una estructura muy compleja de la que forman parte importante las denominadas espículas. Aunque hablaremos de ellas más adelante diremos aquí que se trata de grandes columnas de plasma de 1000 km de diámetro y 10000 km de altura que atraviesan verticalmente la cromosfera hasta alcanzar la corona solar (la capa de la atmósfera solar que queda por encima de la cromosfera).  Esta distribución tan inhomogénea de la materia hace muy difícil caracterizar esta región en términos de densidad y temperatura. Lo único que parece estar bien definido es su altura, de unos 10000 km. 


Espículas en el limbo solar observadas por el espectrógrafo IRIS. NASA

Pero para hacernos una idea aproximada de los valores de densidad y temperatura en los que nos encontramos podemos considerar un modelo de cromosfera formado por capas homogéneas sucesivas (un modelo de capas de cebolla). En un esquema así la densidad es similar a la de la fotosfera en su zona más interna y va reduciéndose a medida que ganamos altura hasta hacerse 1000 veces menor (10-12 g/cm3). Por su parte la temperatura cromosférica va subiendo desde unos 4000 ºC en su zona inferior hasta unos 30000 ºC en su zona más exterior.  Este comportamiento de la temperatura es extremadamente chocante. Pongamos un ejemplo sencillo para ilustrarlo. Imagina que estas frente a una gran hoguera. Es obvio que a medida que te acercas a ella notas como la temperatura va subiendo y lo contrario ocurre cuando te alejas. En la cromosfera (y especialmente en la corona) ocurre todo lo contrario. A medida que nos vamos elevando a través de ella (y alejándonos de la fotosfera) la temperatura crece. Este comportamiento tan sorprendente es uno de los misterios pendientes de resolver en el sol. En concreto, cuales son los mecanismos físicos que hacen que esto sea así.  


Cromosfera/región de transición observada en el ultravioleta (50000 ºC) por el Solar Dynamics Observatory(SDO) en un momento del 20 de noviembre de 2018. NASA


3. ZONA DE TRANSICIÓN

Con unos cientos de kilómetros de tamaño en esta capa la densidad continúa descendiendo a la par que la temperatura sigue subiendo para pasar de los 30000 ºC de la cromosfera superior a los 106 ºC típicos de la corona. Es relativamente poco lo que se conoce de esta región dado que su observación es muy complicada pero con certeza su estructura es tan heterogénea como la de la cromosfera. En cualquier caso resulta ser una zona de la atmósfera solar particularmente interesante para estudiar el mecanismo/-s que calientan la corona.


Región de transición/corona observada en el ultravioleta extremo (600000 ºC) por el Solar Dynamics Observatory(SDO) en un momento del 20 de noviembre de 2018. NASA


4. CORONA

Al contrario de lo que sucede con la fotosfera y la cromosfera la etimología de corona es latina y vendría a significar guirnalda. Tal y como sucedía con la cromosfera la corona tiene una estructura muy compleja pero en términos generales podemos decir que en ella las temperaturas se encuentran  entre 106 ºC y 3*10ºC. Fíjate hasta qué punto ha subido la temperatura a medida que nos alejamos de la fotosfera. De unos 5500 ºC hemos pasado a millones de ºC. Como ya mencionamos al hablar de la cromosfera aún se está investigando sobre los mecanismos físicos responsables de este comportamiento tan sorprendente. Por su parte la densidad más alta se encuentra en torno a los       10-16 g/cm3 y se va reduciendo a medida que nos alejamos del sol. La corona no tiene realmente un límite bien definido,  puesto que se ve afectada por el viento solar, un flujo de partículas cargadas muy energéticas (esencialmente electrones, protones y núcleos de helio) que la diluyen hasta los confines mismos del sistema solar (la heliopausa).

La corona puede observarse a simple vista durante los eclipses de sol totales. Se requiere que tanto la fotosfera como la cromosfera estén completamente cubiertas puesto que en caso contrario la deslumbrarían y harían imposible su observación. Al fin y al cabo en luz visible la fotosfera es 10veces más brillante, mientras que la cromosfera es 1000 veces más brillante.


Corona solar observada durante dos eclipses solares totales . A la izquierda en un mínimo de actividad solar y a la derecha en un máximo.


Sin embargo, la corona es mucho más brillante que la fotosfera y que la cromosfera en ciertas longitudes de onda no visibles. En concreto las correspondientes al ultravioleta extremo (UVE) y los rayos X. Y es que la corona emite una intensa radiación continua en este rango provocada por la aceleración de electrones. Como ocurría con la fotosfera y la cromosfera la corona también es muy compleja e inhomogénea. Ello hace que su emisión no sea uniforme sino que se concentre en determinadas regiones en las que el campo magnético es más intenso (normalmente sobre grupos de manchas solares, aunque no necesariamente). Por otra parte allí donde estos campos son menos intensos y más abiertos la emisión en ultravioleta extremo (UVE) y rayos X es mucho menor y se habla de agujeros coronales porque aparecen como grandes regiones oscuras en las imágenes. En estos agujeros coronales, de hecho,  el plasma escapa fácilmente al medio interplanetario y alimenta al viento solar.



Corona solar observada en el ultravioleta extremo/ rayos X (106 ºC) por el Solar Dynamics Observatory(SDO) en un momento del 20 de noviembre de 2018. NASA

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