Manchas Solares

Por:Orlando Troncoso

Una mancha solar típica consiste en una región central oscura (la umbra), rodeada por una penumbra mas clara. La umbra y la penumbra parecen oscuras por contraste con la fotosfera más brillante, porque están mas frías que la temperatura media fotosférica.

Las manchas solares varían de tamaño entre poros diminutos del tamaño aprox. de gránulos individuales ( 1.000km. aprox.), que parecen como puntos oscuros dentro de la penumbra y estructuras complejas de varias decenas de miles de km. de diámetro, estas normalmente aparecen en parejas o grupos, siendo relativamente poco frecuente las manchas aisladas. Las observaciones magnetográficas ponen de manifiesto claramente que las manchas solares son la sede de intensos campos magnéticos y que una mancha solar típica consiste en dos manchas de polaridad magnética opuesta, una norte y otra sur. La primera mancha de la pareja, en términos de la dirección de la rotación solar, se llama mancha “delantera” o mancha p (preceeding), mientras que la otra se conoce como “trasera” o mancha f (following). Con poquísimas excepciones todas las manchas delanteras de grupos bipolares en un hemisferio tienen la misma polaridad magnética, mientras que todas las manchas delanteras del otro hemisferio tienen la polaridad opuesta; de forma similar las manchas traseras de ambos lados del ecuador tienen polaridades opuestas,(ver Fig.1)

Fig. 1

El campo magnético vertical en la umbra de una mancha es normalmente del orden de 2.000 a  4.000 G, unas 10.000 veces mas intenso que el campo en la superficie de la Tierra, que varia entre unos 0.3 G en el ecuador y un máximo de unos 0.7 G en el polo. La disposición de las líneas de campo magnéticas entre manchas de polaridad opuesta en un grupo bipolar se pone de manifiesto fácilmente en los espectroheliogramas tomados, por ejemplo en las rayas H o K del calcio ionizado.

La materia solar esta altamente ionizada y los iones y electrones tienen carga eléctrica. Una partícula cargada se puede mover a lo largo de una línea de fuerza magnética sin experimentar resistencia alguna, pero si intenta cruzar la línea, se induce un campo magneticosecundario. La fuerza resultante se opone al movimiento de la partícula. Por lo tanto el flujo de materia ionizada tiende a ocurrir a lo largo de las líneas de fuerza del campo magnético local. La elevada conductividad eléctrica de la materia solar, resultado de su alto nivel de ionizacion, asegura que la materia y el campo magnético del Sol están fuertemente acoplados, se dice se dice que el campo esta “congelado” en la materia. Esto implica que donde la energía del campo dominante, el flujo de materia estará gobernado por la configuración del campo magnético local, pero donde la energía cinética de la materia sea mayor que la energía magnética del campo, las líneas de campo serán distorsionadas y seguirán el movimiento de la materia. El magnetismo solar es, de hecho el factor de control de una amplia variedad de fenómenos solares. A continuación diagrama de las propiedades magnéticas de grupos de manchas, (ver Fig. 2)

Fig. 2

Los grupos de manchas solares se dividen según sus propiedades magnéticas en tres clases principales, tal como sigue:

  Alfa     : grupos unipolares, manchas aisladas o grupos de manchas con la  misma polaridad magnética.  

Beta     : grupos bipolares, en los que las manchas p y f son de polaridad  magnética opuesta.

Las regiones de polaridad opuesta en un grupo están separadas por una “línea neutra”, donde la componente vertical del campo magnético es cero. Cerca de las líneas neutras se encuentran frecuentemente filamentos oscuros absorbentes de materia (que son protuberancias vistas sobre el fondo del disco) y también ocurren cerca las violentas explosiones de energía magnética que producen las fulguraciones.

Clasificación de las Manchas Solares.

Se han propuesto varios sistemas para la clasificación de las manchas solares, uno de ellos es la “Clasificación de manchas de Zurich”, en la que se dividen las manchas solares en nueve clases, designadas con la letras A,B,C,D,E,F,G,H y I, (ver Fig. 3). Esencialmente el sistema se basa en las etapas evolutivas por las que pasan los grupos de manchas, aunque no todas las manchas siguen la secuencia completa. Las manchas, que empiezan como una pequeña agrupación ( tipo A) o como un grupo bipolar ( B ), crecen rápidamente y en un periodo de 8 a 10 días alcanza su área máxima ( F ) después de pasar por los estadios intermedios ( C, D y E ). Luego disminuyen más lentamente y el grupo pasa la mayor parte de su vida en la etapa final de la clasificación  ( G a I ). Sin embargo, un grupo de tamaño moderado puede seguir una secuencia abreviada de desarrollo, mientras que un grupo muy pequeño puede que no se desarrolle más allá de la primera etapa. La actividad asociada, como las fulguraciones, tiende a alcanzar un máximo bastante temprano en la evolución del grupo,  típicamente durante las etapas D, E y F. El tiempo de vida total  de un grupo grande puede ser hasta de varias semanas; el promedio es de menos de dos semanas.

Fig. 3

Manchas Solares y Rotación del Sol.

El Sol  gira alrededor de su eje pero, a diferencia de un cuerpo sólido, partes distintas de la superficie rotan con periodos de tiempo distintos. El periodo medio de rotación del Sol ( o por lo menos, de su superficie ) es de 25.380 días. Sin embargo, desde la Tierra parece girar más lentamente, porque la Tierra se mueve alrededor del Sol en la misma dirección que el Sol gira alrededor de su eje; el periodo medio de rotación aparente (conocido como “periodo sinódico”) es de 27.275 días.

El primer método utilizado para deducir el periodo de rotación solar fue el movimiento de las manchas solares sobre el disco del Sol. Las observaciones realizadas en días sucesivos revelan que las manchas solares cambian de posición sobre el disco visible, desplazándose continuamente de Este a Oeste (visto en el cielo, desde el limbo oriental del Sol hasta el occidental) al ser transportadas por la rotación solar. Los caminos aparentes seguidos por las manchas solares sobre el disco varían a lo largo del año a causa de la inclinación del ecuador solar respecto de la eclíptica de unos 7º a 25º.

La posición de las manchas solares sobre la fotosfera se especifica dando su latitud ylongitud heliograficas. Son coordenadas esencialmente similares a la latitud y longitud sobre la Tierra. La latitud heliografica se mide hacia el Norte o hacia el Sur desde el ecuador solar (toma valores de 0º a +- 90º), mientras que la longitud heliografica se mide a lo largo o paralelamente al ecuador solar desde un meridiano de referencia (un circulo imaginario perpendicular al ecuador y que pasa por los polos del Sol). Este meridiano se define como el que cruzo el centro del disco visible el 1º de enero de  1854 a las 12h 00m T.U. y se supone que ha girado desde entonces con un periodo uniforme de 25,38 días. El sistema fue propuesto por Richard Carrington y no esta relacionado con ninguna característica especifica del disco solar,  a diferencia de la longitud terrestre, que se mide con referencia al meridiano que pasa por Greenwich. Al contrario, la longitud heliografica esta basada en un meridiano imaginario que gira alrededor del centro del Sol al ritmo que Carrington  asigno a la rotación media del Sol.

Alrededor de los días 6 de Junio y 6 de Diciembre de cada año el ecuador heliografito se ve de lado desde la Tierra y las manchas solares siguen trayectorias rectas sobre el disco. Los demás días del año las manchas solares siguen trayectorias ligeramente curvadas que dependen de que polo del Sol este inclinado hacia la Tierra. Alrededor del 7 de Marzo el polo Sur heliografito esta inclinado al máximo hacia la Tierra y el ecuador solar pasa a 7º,25 al Norte del centro del disco visible; alrededor del 8 de Septiembre el polo Norte esta inclinado al máximo hacia la Tierra  y el ecuador solar pasa a 7º,25 al Sur del centro. El ángulo entre el eje Norte-Sur del Sol y la verdadera dirección Norte-Sur del cielo varia a lo largo del año a causa de la inclinación del eje solar y de la inclinación de la eclíptica respecto al ecuador celeste.

Además, el movimiento de las manchas solares a distintas latitudes heliograficas pone de manifiesto la “rotación diferencial” del Sol; la fotosfera gira a velocidades distintas según la latitud, con unos periodos de rotación  que van desde unos 25 días en el ecuador hasta unos 27 días a latitudes de mas o menos 30º, a latitudes mas altas se encuentran periodos aun mas largos. Puesto que para latitudes mas altas de 40º raramente se encuentran manchas solares, los periodos de rotación de las regiones de latitud alta son más difíciles de determinar.

Sin embargo, puede deducirse también la velocidad de rotación de la fotosfera a partir del efecto Doppler de las longitudes de onda de las rayas espectrales que se originan en los limbos que se acercan o alejan a latitudes distintas. La luz del limbo que se acerca estará corrida hacia el azul, mientras que la luz del limbo que se aleja lo estará hacia el rojo. Midiendo el corrimiento Doppler de esta forma se ha visto que el periodo de rotación varía desde 26 días en el ecuador hasta 37 días en los polos. Parece que las manchas solares giran más deprisa que el fondo fotosferico general en un 4 o 5%. Estos periodos de rotación son sidéreos, periodos de rotación verdaderos respecto al fondo de estrellas. Puesto que la Tierra gira alrededor del Sol en la misma dirección que el Sol alrededor de su eje, las velocidades de rotación aparentes son más lentas; los periodos aparentes o sinódicos van desde 28 días en el ecuador hasta 41 días en los polos.

El Efecto Wilson.

Cuando una mancha solar atraviesa el disco del Sol y se acerca al limbo, es posible ver la mancha casi de lado. Muchas veces se ve la umbra desplazada hacia el centro del disco, de forma que da la impresión de que una mancha solar es una depresión en forma de plato, siendo la longitud aparente del centro de una mancha típica de unos 800km. Esto se conoce como efecto Wilson, en honor al astrónomo escocés A. Wilson, que lo noto por primera vez en 1769. Sin embargo, como el gas de la umbra es menos denso que la fotosfera que lo rodea, es mas transparente y es posible ver hasta una profundidad mayor; por lo tanto, la depresión aparente de la umbra es probablemente una ilusión, puesto que en la umbra es posible ver la materia solar hasta una mayor profundidad.

El Ciclo de las Manchas Solares.

El de manchas solares visibles en el disco solar varía de forma periódica. Este fenómeno fue descubierto por Heinrich Schwabe, que público su análisis de 17 años de datos observacionales en 1843. En el máximo del ciclo solar puede haber mas de 100 manchas en el disco, pero en el mínimo hay muy pocas y pueden pasar varias semanas sin que se vea ninguna.

El anuncio inicial de Schwabe fue de un ciclo de manchas solares de unos 10 años, pero un análisis posterior de R. Wolf proporciono un valor mas preciso de 11 años, que es el adoptado convencionalmente hoy en día. Sin embargo, durante los últimos 50 años el periodo medio entre máximos sucesivos ha sido de unos 10,4 años. El ciclo de “11 años” se pone de manifiesto claramente en una grafica del número de manchas solares, que muestra también una cierta evidencia de una modulación a más largo plazo de la altura del máximo durante un periodo de unos 80 años aprox. En 1843 E.W. Maunder del Royal Greenwich Observatory concluyo a partir de su estudio de registros solares antiguos que durante un periodo de 70 años aprox. desde 1645 hasta 1717 la actividad de las manchas solares había virtualmente desaparecido. Investigaciones recientes han confirmado ampliamente estas conclusiones y han mostrado también que en el pasado parecen haber ocurrido periodos similares de inactividad. Durante el “Mínimo de Maunder” de 1645 a 1715 la aparición de una mancha solar era considerado como un acontecimiento notable. Las manchas solares fueron estudiadas por vez primera mediante telescopios alrededor de 1610, pero el ciclo de 11 años no fue descubierto hasta 1843: si el ciclo se hubiera comportado de forma tan regular como ahora, parece probable que hubiera sido descubierto antes de la época de Schwabe.

Otra característica del ciclo de manchas solares es el cambio cíclico de latitud media a la que aparecen las manchas. Al principio de un nuevo ciclo, las manchas tienden  a aparecer en latitudes entre 30º y 40º al Norte y al Sur del ecuador, pero al avanzar el ciclo aparecen a latitudes cada vez mas bajas. En el máximo, las manchas tienden a estar localizadas en zonas alrededor de mas o menos 15º y en el mínimo la latitud media de las manchas solares esta entre 5º y 7º; mientras las ultimas manchas del ciclo están apareciendo a bajas latitudes, las primeras manchas del nuevo ciclo están empezando a emerger a latitudes altas una vez mas. La progresión de las regiones de actividad de manchas hacia el ecuador durante cada ciclo se conoce como “ley de Sporer” y se representa gráficamente en el llamado “diagrama de mariposa”. En los grupos de manchas solares la mancha delantera esta situada normalmente a una latitud ligeramente mas baja que la trasera y mientras cerca del ecuador la línea que une las dos manchas principales de un grupo puede estar inclinada respecto al ecuador solo 1º, a latitudes mas altas la inclinación puede llegar a ser de 20º.

La Medida de la Actividad de Manchas Solares.

El nivel de la actividad de manchas solares se indica mediante el numero relativo de manchas solares de Zurich(o de Wolf), R que sedefine arbitrariamente como R=k(f+10G), donde f es el numero total de manchas, G es el numero de grupos y k es un factor que depende de la idiosincrasia del observador y de su telescopio.

Inversión de Polaridad.

Con muy pocas excepciones, si todas las manchas p del hemisferio Norte tienen, por ejemplo, polaridad magnética Norte, todas las manchas p  del hemisferio Sur tendrán polaridad Sur. Al final de cada ciclo de 11 años se invierte la distribución de las polaridades de las manchas. Continuando con el ejemplo anterior, todas las nuevas parejas de manchas que aparecen alrededor de la latitud de 30º N tendrían polos magnéticos Sur asociados con sus manchas p, mientras que las manchas p de los correspondientes grupos nuevos en el hemisferio Sur tendrían una polaridad magnética Norte. A causa de la inversión de polaridad al final de cada ciclo de 11 años, transcurren 22 años antes que el Sol vuelva completamente a la misma configuración global.

Asociado con este fenómeno, esta la inversión del débil “campo polar”. A pesar de que el Sol no tiene un campo dipolar global como el de la Tierra, tiene en cambio un campo constituido por un gran numero de elementos de flujo localizados distribuidos por las capas superiores del Sol. Sin embargo hay grandes áreas con una polaridad neta en las regiones polares, con la polaridad del polo Norte heliografico opuesto (en general) a la del polo Sur heliografico. Estimaciones recientes del campo polar neto lo sitúan alrededor de los 5 o 6 G en el mínimo solar. La polaridad magnética de los polos tiende a invertirse aproximadamente un año después del máximo de manchas solares, es decir, a mitad del ciclo, porque el incremento de actividad hasta el máximo tiende a ser mas rápido que el descenso hacia el mínimo (el incremento dura un promedio de 4,6 años, comparado con 6,7 años para el descenso). El cambio en los polos opuestos no ocurre en general simultáneamente y en ocasiones una polaridad puede cambiar hasta un año o dos antes que la otra. Por ejemplo, el polo Sur magnético se convirtió en polo Norte magnético en 1957, pero el polo Norte magnético no se convirtió en Sur hasta finales de 1958, por lo tanto, durante un tiempo el Sol puede tener dos polos magnéticos Norte o Sur.

Teoría de las Manchas Solares.

Ha habido muchas teorías sobre la naturaleza de las manchas solares, desde la sugerencia de que eran planetas al pasar delante del Sol, hasta la idea de que eran tormentas solares análogas a los ciclones de la Tierra. Resultaba particularmente fascinante la sugerencia avanzada  a principios del siglo XIX por sir William Herschel de que las manchas solares eran agujeros en las capas externas extremadamente luminosas del Sol a través de las cuales era posible ver la superficie sólida sobre la que, creía, existían con toda seguridad criaturas vivientes.

El Modelo de Leighton-Babcock.

Por el momento no ha y ninguna teoría completamente satisfactoria de las manchas solares. Sin embargo, hay un modelo cualitativo general que tiene muchas características atractivas y que se considera en general que proporciona una explicación correcta de la mayoría de los aspectos y comportamientos de las manchas solares; este modelo fue propuesto en 1961 por H.W. Babcock y desarrollado posteriormente, sobre todo por R. Leighton.

Puede imaginarse que un débil campo magnético llena las capas exteriores del Sol, posiblemente hasta la base de la zona convectiva, unos 200.000km debajo de la fotosfera, se puede representar inicialmente este campo mediante líneas de fuerza según los meridianos, de Norte a Sur.

La alta conductividad de la materia solar asegura que estas líneas de campo estarán congeladas en la materia. A causa de la rotación diferencial del Sol, las líneas de campo se estiraran y arrollaran alrededor del globo solar, como tiras de goma elásticas. Al irse estirando las líneas se concentran cada vez mas, amplificando la intensidad del campo superficial; en efecto, la rotación diferencial del Sol “da cuerda” al débil campo inicial hasta intensidades mucho mas altas.

Estudios recientes muestran que las líneas de campo magnéticas se concentran en tubos estrechos de “flujo” magnético. (El flujo mide el campo total que atraviesa un área perpendicular a la dirección del campo; puede ser considerado como el número de líneas de campo que atraviesan perpendicularmente un área dada). Los tubos de flujo tienen unos cuantos centenares de kilómetros de radio y en su interior la intensidad del campo alcanza valores entre cientos de gauss y unos 2.000 G.

Burbujas calientes de gas en ascensión se llevaran el flujo magnético con ellas, distorsionando las líneas de campo. Estos efectos de conveccion provocan el retorcimiento de los tubos de flujo, amplificando aun más el campo magnético que contienen. La mezcla y compresión de haces de tubos de flujo produce intensidades de campo tan elevadas como 2.000 o 4.000 G. Al crecer la intensidad del campo, la presión magnética en la mezcla de tubos se hace suficiente para que floten hasta la superficie. En el lugar donde el haz de tubos de flujo retorcidos atraviesa la fotosfera, el campo se extiende para formar un grupo de manchas solares. Los tubos de flujo individuales que penetran en la superficie corresponden muy probablemente las especulas.

El arrollamiento del campo hace que este proceso ocurra primero a una latitud  de unos más o menos 40º, donde el movimiento de cizalladura entre zonas adyacentes de gas es mayor. Al emerger las manchas en estas latitudes relativamente altas, el campo a latitudes mas bajas se refuerza y las zonas en que tienen lugar estas erupciones magnéticas migran de forma progresiva hacia el ecuador. Esto esta de acuerdo con el comportamiento observado en los grupos de manchas. Puesto que las líneas de campo están inclinadas hacia el ecuador, la mancha delantera de una pareja debería estar a una latitud ligeramente mas baja que la trasera, lo que, de nuevo, concuerda cualitativamente con la observación.

Al extenderse y declinar una región magnética bipolar, el flujo magnético es alejado y dispersado por la formación y destrucción de células supergranulares y por la rotación diferencial. Puesto que la mancha f esta mas cerca del polo en cada caso, su polaridad tiende preferentemente a ser transportada hacia la región polar del hemisferio donde esta localizada, consiguiéndose una intensidad suficiente para invertir la polaridad allí existente alrededor del momento del máximo de manchas solares.

Se cree que al cambiar la polaridad de una región polar, empieza a cambiar la pendiente de las líneas de campo locales; al crecer la intensidad del nuevo campo polar (resultado de la difusión continua de la polaridad de las manchas f) la zona de inversión de pendiente de desplaza hacia el ecuador. Cuando la pendiente de las líneas de campo cambia de abajo (en la dirección de la rotación solar) a arriba, el efecto de la rotación diferencial es de desenrollar las líneas de campo, en lugar de arrollarlas. Disminuyen las concentraciones de campo requeridas para la producción de grupos de manchas solares y baja la actividad. Finalmente se alcanza un estado en que las líneas de fuerza van de nuevo de Norte a Sur y vuelve a empezar el proceso de arrollamiento. Puesto que el campo tiene la dirección opuesta, la polaridad de las manchas p y f se invierte, comparada con la del ciclo anterior. Cuando la inversión empieza a producir manchas a latitudes altas, el campo residual del viejo ciclo aun da lugar a algunas manchas con la vieja polaridad cerca del ecuador.

De esta forma se cree que el Sol intensifica y  relaja su campo magnético de una manera periódica. La energía magnética acumulada durante un ciclo es liberada bajo varias formas de actividad solar, siendo la mas violenta las fulguraciones solares. A pesar que este modelo tiene mucho de cierto, estamos aun lejos de comprender por completo la actividad solar y su comportamiento cíclico. Una cuestión clave sin respuesta es ¿Dónde se origina el campo magnético?

La explicación mas popular es el “modelo de dinamo”, según el que la circulación de corrientes eléctricas (de iones y electrones) en la zona convectiva es la responsable de la generación del campo. Una carga eléctrica en movimiento genera un campo magnético: con las potentes fuerzas convectivas que mueven la materia solar altamente conductora, se pueden generar y mantener campos importantes. Se cree que un proceso similar en el núcleo metálico caliente y líquido de la Tierra es el responsable del mantenimiento del campo magnético terrestre.

Según E. N. Parker, el campo magnético debe generarse en la parte inferior de la zona convectiva (unos 200.000 km. Debajo de la fotosfera), donde no puede ser mas intenso de unos 100G o de lo contrario se elevaría hasta la superficie y se escaparía demasiado rápidamente para estar de acuerdo con el ciclo solar.

Por otra parte,  el campo magnético no puede ser mucho menor de 100G si tiene que mantenerse el flujo magnético observado durante un ciclo. Sin embargo, sigue habiendo dificultades para dar cuenta de la concentración del campo en varios tubos de flujo y de la forma en que se comprimen haces de tubos de flujo para producir las intensidades de campo observadas en la umbra de las manchas solares, a pesar de su  tendencia natural a repelerse entre si.

Para conseguir este resultado tienen que entrar en juego potentes fuerzas convectivas. Además, no hay ninguna explicación teórica convincente del periodo observado de 22 años que tiene el ciclo de manchas solares.

¿Por qué las Manchas Solares son Frías y Oscuras?

Se creía que el intenso campo magnético localizado en la umbra reducía el flujo de materia caliente hacia esa región de la fotosfera; por consiguiente se transportaba menos energía radiante hacia la fotosfera en esa área que a su alrededor. Se ha sugerido, sin embargo, que esta teoría del oscurecimiento de las manchas solares no es nada satisfactoria ya que conduciría a la acumulación de calor debajo de la mancha.

Un punto de vista alternativo sugiere que, en realidad, el intenso campo magnético incrementa el flujo de calor, pero convierte el 75% u 80%, de esta energía en “ondas hidromagneticas”, que se propagan a través de la capa  fotosferica sin disipar una cantidad de energía significativa; la energía de las ondas contribuye en cambio al calentamiento de la atmósfera solar a gran altura encima del grupo de manchas solares.

Radiación Solar.

El análisis del espectro del Sol puede revelar una gran cantidad de información acerca del Sol y de sus propiedades físicas. Investigando el espectro, por ejemplo, es posible deducir información acerca de las condiciones a distintas alturas sobre la base de la fotosfera; a una longitud de onda dada es posible “ver” el interior de la atmósfera solar solo hasta el nivel en que se vuelve opaca a esa radiación particular. Ahora la mayor parte de la radiación recibida a una longitud de onda dada se origina en el nivel en que la atmósfera solar se vuelve opaca a esa longitud de onda (el nivel de emisión). Por debajo de ese nivel, la radiación es absorbida con demasiada eficacia para alcanzar  la Tierra, mientras que por encima de ese nivel la atmósfera solar es transparente, absorbiendo y emitiendo muy poco. Para la longitud de onda central de una raya de absorción muy oscura la atmósfera solar es extremadamente opaca y por lo tanto cualquier radiación recibida debe originarse desde un nivel relativamente alto; hacia las alas la absorción es menor y la radiación se origina en un nivel mas bajo. La radiación continua procede de la baja fotosfera, por lo menos en la parte visible del espectro. La radiación ultravioleta se recibe fundamentalmente de la cromosfera, ya que la fotosfera resulta demasiado opaca. Para las longitudes de ondas de radio mas cortas (en el rango milimétrico y centimetrico) la radiación se recibe de justo encima de la fotosfera, pero a longitudes de onda mas largas la atmósfera solar se vuelve opaca a niveles mas altos; a longitudes de onda métrica la radiación procede de la baja corona.

Emisión Radio del Sol.

Aunque la curva del cuerpo negro para un cuerpo con una temperatura de unos 6.000 K, prolongada hacia la región radio, sugeriría que el Sol tendría que ser un emisor radio muy débil, las observaciones muestran que, de hecho, la emisión radio del Sol es una magnitud altamente variable que a determinadas longitudes de onda puede crecer en factores tan grandes como 10.000. La emisión radio del Sol esta constituida por tres componentes principales:

1.-La emisióndel Sol sin perturbar es la emisión global de fondo del Sol,  excluyendo las fuentes discretas (localizadas) y tiene la forma de  radiación “térmica” (de cuerpo negro) emitida por partículasmoviéndose al azar en un gas caliente. La“temperatura de brillo”aparente de esta radiación varia entre unos 6.000 K a longitudes deonda milimétricas a mas de 10ª K a longitudes de onda métricas, debiéndose la diferencia de temperatura a la diferencia de niveles de la atmósfera. (La temperatura de brillo asociada a la radiación de una longitud de onda dada es la temperatura que tendría un cuerpo negro del mismo tamaño que el Sol para emitir la cantidad medida de  radiación a esa longitud de onda).

2.-La componente de variación lenta (componente S), es también radiacióntérmica, pero es emitida desde regiones localizadas de la atmósfera solar, siendo la cantidad total de radiación emitida por todo el Sol rara vez mayor que el nivel del “Sol sin perturbar”, pero es localmente intensa y depende del nivel de actividad solar. Es mas importante en el   rango de longitudes de onda “decimetricas”, entre unos 10cm y 50 cm.  (frecuencia de unos 3 Ghz a 600Mhz).

3.-  Destellos radio, que pueden tener lugar sobre todo el espectro radio conescalas de tiempo desde menos de 1 segundo hasta varias horas. La potencia emitida puede superar la del Sol sin perturbar por factores de mil o 10.000 y la radiación es básicamente de naturaleza no térmica; es emitida por electrones que, en lugar de moverse al azar como en un gas caliente, tienen movimientos dirigidos bajo la influencia, por ejemplo, de un campo magnético. Un tipo importante de proceso no térmico es la      “radiación sincrotrón”; los electrones que se mueven a una fracción importantede la velocidad de la luz son forzados a describir espirales alrededor de las líneas de fuerza magnéticas y como consecuencia, emiten radiación en un estrecho cono alrededor de la dirección en que  se están moviendo. La radiación radio del Sol esta polarizada, debido normalmente al papel del campo magnético.

A pesar de lo espectacular de estos sucesos, la contribución global de los destellos radio a la emisión total radio durante un periodo largo es bastante pequeña.

Radiación Infrarroja.

Para longitudes de onda entre unos 750 nm hasta justo menos de 1 mm la radiación observada se origina en la fotosfera y baja cromosfera y sigue muy aproximadamente la curva de cuerpo negro para un cuerpo con una temperatura de 6.000 K  a 4.000 K.

Radiación Ultravioleta.

En el ultravioleta cercano (alrededor de los 300nm) la radiación se origina, igual que la luz visible, en la fotosfera, pero para longitudes de onda cada vez mas cortas la fuente del continuo ultravioleta se corre hacia la cromosfera. Para longitudes de onda mas cortas que unos 140nm la materia es suficientemente opaca a la radiación de los niveles más bajos que es posible ver rayas de emisión de la misma cromosfera. Por lo tanto, por debajo de esta longitud de onda el espectro cambia de un continuo brillante con rayas de absorción oscuras a un continuo débil con rayas de emisión brillantes. El estudio del Sol a las longitudes de onda de las rayas de emisión ultravioletas permite investigar capas cada vez más altas de la cromosfera y de la región de transición. Una raya particularmente brillante es la raya del hidrogeno Lyman alfa (L alfa, la primera raya de la serie de Lyman) a 121,6 nm. Que emite mas energía que todo el espectro solar entre 0 y 120 nm; esta radiación ejerce efectos importantes sobre la atmósfera de la Tierra y otros fenómenos del sistema solar.

Radiación en el ultravioleta extremo y de rayos X blandos.

La radiación en el intervalote 1 nm a 120 nm tiene también efectos importantes sobre la Tierra. Se origina en la cromosfera, la región de transición y la corona, y a las longitudes de onda de 1 a 2 nm puede sufrir variaciones de intensidad siguiendo el ciclo de actividad solar en un factor mayor que 100. Los rayos X blandos son emitidos por concentraciones de gas caliente y denso en la corona (con una temperatura por encima de los 10º K) y su estudio permite conocer la estructura detallada de la corona a través y más allá del disco solar.

Los rayos X duros (longitudes de onda de menos de 0,1 nm) se originan fundamentalmente en las fulguraciones solares y la intensidad de su emisión fluctúa ampliamente en factores tan grandes como 10.000, según el nivel de actividad solar. Estas explosiones tienen efectos significativos sobre la atmósfera terrestre.

Podemos ver que nuestra estrella llamada Sol tiene una estructura bastante compleja y entendiendo el mecanismo de cómo funciona podemos extrapolar este conocimiento hacia el resto de las estrellas que nos rodean, esto significa, comprender el nacimiento, desarrollo y muerte de estos objetos en el contexto de nuestro Universo, así también la radioastronomía solar ofrece grandes posibilidades de investigación incluyendo los destellos solares y las tormentas de ruido que caen dentro de este campo, esto significa que los aficionados pueden ser un gran aporte a las observaciones profesionales dependiendo de la rigurosidad con  que estos realicen el trabajo.

Orlando Troncoso

Departamento de Radioastronomía