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EL SOL Y LAS ESTRELLAS

La cromosfera, la corona y el viento solar

 

La cromosfera, la corona y el viento solar


La cromosfera

Al dejar la fotosfera, penetramos en una capa muy tenue llamada cromosfera. Esta capa tiene un grosor de algunos millares de kilómetros y la temperatura remonta de 4000 a 10.000 grados. A causa de su densidad muy baja, una millonésima de la de la fotosfera, esta capa es casi transparente y, así pues, invisible en pleno día. Es, sin embargo, observable durante los eclipses de Sol y aparece entonces como un anillo rojizo muy fino que rodea el disco lunar.

Un medio relativamente simple de estudiar la cromosfera sin esperar un eclipse es observar el Sol en una longitud de onda correspondiente a una línea de hidrógeno llamada H alfa. En esta longitud de onda, los átomos de hidrógeno de la cromosfera absorben la luz de la fotosfera y la reemiten hacia el exterior. Al observar así el Sol, la fotosfera es, pues, invisible y aparece solamente la cromosfera.

Este tipo de observación mostró que la cromosfera dista mucho de ser uniforme. Su frontera exterior está coronada de una multitud de picos verticales, llamados espículas, que viven por término medio durante una decena de minutos. Se trata de chorros de gas expulsados de la cromosfera a una veintena de kilómetros por segundo y que penetran la región exterior varios millares de kilómetros.

La corona solar

Al seguir alejándose del Sol alcanzamos el límite externo de la cromosfera, a algunos millares de kilómetros de la superficie. Tras este límite, la temperatura se pone repentinamente a aumentar de manera vertiginosa para alcanzar muy rápidamente algunos centenares de millares de grados: entramos en la corona solar.

Esta región se extiende sobre millones de kilómetros y es muy variable. Es aún menos densa que la anterior, del orden de la diezmillonésima parte de la densidad de la fotosfera. Su temperatura es extrema alcanzado algunos millones de grados.

 

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La corona solar revelada en el momento del eclipse del Sol de marzo de 2006 en Turquía. Crédito: L. Laveder
 

Las protuberancias

Uno de los fenómenos más espectaculares al nivel de la corona es la formación de protuberancias. Se trata de gigantescas columnas de gas menos caliente pero más denso que el de la corona, que nacen cerca de la superficie y pueden extenderse sobre cientos de miles de kilómetros.

Algunas protuberancias, calificadas de quiescentes, toman una forma de arco y pueden subsistir durante varios meses. Otras, calificadas de eruptivas, son más bien verticales y evolucionan rápidamente en algunos minutos.

Las protuberancias son observables o más allá del disco solar, en forma de largas llamas brillantes, o sobre el disco, donde aparecen muy oscuras por contraste con el fondo brillante, y se las llama entonces también filamentos.

Las erupciones solares

A veces, la corona es agitada por fenómenos aún más violentos llamados erupciones solares. En algunos minutos, pequeñas regiones de la corona interna ven su temperatura subir hasta cinco millones de grados y permanecer a este nivel durante cerca de una hora. En este tiempo bastante corto, estas regiones muy localizadas pueden liberar una fracción significativa de la energía que emite todo el Sol.

Además, las erupciones están muy a menudo acompañadas por eyecciones de masa coronal. Miles de millones de toneladas de materia son entonces proyectadas hacia el medio interplanetario a velocidades de varias centenas de kilómetros por segundo.

Las observaciones en rayos X

Otros detalles sobre los procesos implicados en la corona nos han sido aportados por observaciones en rayos X. En efecto, como el gas coronal se encuentra a una temperatura de varios millones de grados, es en este campo de longitud de onda que emite más radiación.

Tales observaciones pueden hacerse sólo desde el espacio. Varios instrumentos espaciales han sido lanzados, pues, para llevarlos a cabo, en particular con la estación americana Skylab a mediados de 1970, el satélite SMM en los años 80 y la sonda europea SOHO en 1995.

 

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Una protuberancia enorme observada por la sonda SOHO en 2002. Crédito: SOHO / EIT (ESA / Nasa)

 

Las observaciones en rayos X mostraron que el reparto de gas en la corona es muy homogéneo. Identificaron dos tipos particulares de regiones. Primero, las regiones activas, zonas muy brillantes en rayos X que están sometidas a un campo magnético intenso y están probablemente vinculadas a las manchas solares de la fotosfera. Luego, los agujeros coronales, regiones poco luminosas en rayos X en las cuales la densidad y temperatura del gas son más bajas que la media . Es por estos agujeros coronales que la inmensa mayoría de las partículas energéticas transitan antes de dejar el Sol.

El viento solar

Como la temperatura es extremadamente elevada en la corona, la velocidad de agitación de las partículas es tan grande que pueden escaparse a la atracción del Sol. Incluso en período de calma relativa, una gran cantidad de electrones, protones y otras partículas energéticas  —alrededor de dos millones de toneladas de materia por segundo—  se escapa del Sol y se pierde en el medio interplanetario.

A medida que se aleja de nuestra estrella, la corona se asemeja cada vez menos a una atmósfera y se transforma en un flujo continuo de partículas llamado viento solar. Como la densidad y la presión del gas disminuyen con la distancia al Sol, las partículas ganan poco a poco en velocidad hasta sobrepasar ampliamente la del sonido. Al nivel de la Tierra, su velocidad es aproximadamente de 500 kilómetros por segundo, con una densidad de una decena de partículas por centímetro cúbico.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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