REGIONES DE LA ATMÓSFERA SOLAR
La única atmósfera de una estrella que conocemos en detalle es la del Sol.truecm ACA VA UNA FIGURA 1-2
- Fotósfera: el transporte de energía es radiativo.
Se construyen modelos teóricos que cumplen:
- Interior:
la materia es opaca.
Hay flujo de Calor.
Además conductividad radiativa.
- Cromósfera: Se produce disipación no radiativa
-
- Región de Transición: es delgada y transparente, con flujo conductivo debido al gradiente de temperatura.
- Corona: donde nace el viento Solar - es transparente en el Sol a longitudes de onda ópticas.
donde h = es la entalpía o flujo térmico
La superficie del sol es llamada Fotosfera (esfera de luz), pese a su aspecto compacto no es sólida sino que es gaseosa. Constituye la zona limítrofe entre la densa y opaca masa gaseosa de las regiones centrales del sol y el material más delgado y transparente del exterior [10], su temperatura media es de 5.800 K, en ella podemos encontrar las manchas solares (regiones frías de solo 3.800 K) ellas se ven oscuras en relación con el resto de superficie y pueden llegar a medir sobre unos 50.000 km de diámetro, y son producidas por interacciones con los campos electromagnéticos solares. [6] La fotosfera tiene un aspecto granuloso, producto de las corrientes de gas caliente que suben a la superficie y retornan a la zona conectiva. La parte superior de estas columnas forma unos penachos, conocidos como gránulos de cientos de kilómetros de diámetro cuya vida media es de sólo 10 minutos, por lo que se puede constatar que la superficie del sol es muy variante en el tiempo. [10]
En la fotosfera solar se detecta una región brillante y caliente, visible en luz blanca y observada mejor cerca del limbo solar frente al fondo oscuro de éste. Son las llamadas fáculas (Destellos solares). Las fáculas aparecen frecuentemente poco después de la formación de un grupo de manchas solares, y permanecen visibles durante varios días o semanas después de que hayan desaparecido las manchas solares. Aunque todos estos fenómenos ya serán explicados posteriormente en mayor detalle. [10] En la atmósfera se encuentran más de 60 elementos que encontrados también en la tierra, como el hierro y el calcio. [2] La mayor parte de la absorción de las lineas del espectro se produce aquí. [2]
Una región conocida como cromosfera (esfera coloreada) de color más rojizo y compuesta básicamente por hidrógeno gaseoso [10] que es transparente y de una densidad baja, [25] permanece sobre la fotosfera. La región más luminosa sobre la cromosfera es llamada corona, y se extiende millones de kilómetros en el espacio. [6] Los gases de la cromosfera no están distribuidos de manera uniforme como ocurre con las atmósferas de los planetas sino que se encuentran distribuidas en torno a las manchas solares. Donde se forman unas densas nubes de gas denominadas fáculas. En otros lugares los gases se concentran formando unas llamaradas tenues y luminosas llamadas espiculas (chorros gaseosos semejantes a estrechas lenguas llameantes que alcanzan 10.000km por encima de la fotosfera durante periodos de como máximo 5 minutos).
Estas espículas rodean enormes burbujas de gas, las llamadas supergranulos que pueden alcanzar los 30.000 km de diámetro; estas burbujas aparecen se expanden y vuelven a hundirse como los gránulos aunque su vida es más larga llegando a las 12 horas. Al igual que hemos comentado para la Fotosfera, trataremos más detalladamente todos estos fenómenos en apartados posteriores. [10] En esta capa esta compuesta por materiales como hidrogeno, helio, y calcio. [2]
Es la parte más exterior de la atmósfera se extiende varios radios solares desde el disco solar, [16] está caracterizada por tener baja densidad. [25] Todos los detalles estructurales de la corona están relacionados con el campo magnético. [16] Aunque la Corona sólo es visible durante los eclipses. [6] En los años 1940 se descubrió que la Corona es una zona mucho más caliente que la fotosfera con una temperatura aproximada de 1.000.000 K, pero esto no es demasiado lógico ya que según cabe esperar la temperatura del Sol disminuye de forma progresiva desde el núcleo, aquí el gradiente de temperatura se invierte; en la cromosfera la temperatura aumenta gradualmente, e incluso es mayor en las manchas solares, los astrónomos han asociado este fenómeno al campo magnético ya que allí donde es más intenso, y la temperatura es mas alta; [4b] para mantener esta temperatura es necesaria una inyección de energía directamente sobre ella, el mecanismo por el cual esta energía se transmite en la Corona no es muy conocido aunque varias teorías han sido propuestas. [16]
Existen dos teorías fundamentales en torno al calentamiento de la Corona. Durante años se insistió en el calentamiento por ondas. Se comenzó con las ondas de sonido. Pero a finales de los años setenta se
estableció que las ondas de sonido emergentes de la fotosfera se disipan en la cromosfera, sin poder suministrar energía a la corona. Las sospechas recayeron entonces sobre las ondas magnéticas, quizá
puramente magnetohidrodinámicas (MHD); en estas ondas de Alfvén, que así se denominan, las lineas de campo oscilan, pero no la presión.
Parece, sin embargo, que comparten propiedades de las ondas de sonido y de las ondas de Alfvén.
La tesis MHD combina las dos teorías (hidrodinámica y electromagnetismo) . Para cruzar un bucle típico de una región activa una onda de Alfvén necesita unos cinco segundos, tarda menos una onda MHD rápida, mientras que una onda lenta emplea medio minuto o más. Las ondas MHD se generan en virtud de las perturbaciones conectivas de la fotosfera: llegan a la corona transportadas por los campos magnéticos. Depositan su energía en el plasma1 si éste tiene resistividad o viscosidad suficientes.
Después de recientes investigaciones comienza a ganar terreno la segunda teoría. Atribuye el calentamiento coronal a sucesos similares a las fulguraciones, más pequeños. También se detectan chorros de rayos X y ultravioletas, que representan columnas de materia coronal, expulsados desde la región inferior a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. Las microfulguraciones de rayos X resultan de interés por alcanzar temperaturas de megaKelvin necesarias para calentar la Corona. La energía total de las nanofulguraciones podría alcanzar los 3 1018watt.
Tanto las nanofulguraciones como las ondas pueden ser las causantes del calentamiento de la corona. [4b]
El campo electromagnético puede atrapar material más frío cercano a la superficie solar pero este material no puede permanecer estable por más de unos cuantos días. Este fenómeno puede ser visto durante los eclipses como pequeñas regiones, que son llamadas prominencias, la mayor parte de las veces estas subsisten pero ocasionalmente se producen erupciones llenando el espacio de material solar. [16]
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 campos magnéticos unen zonas muy alejadas, estos campos pueden barrer el gas hacia fuera. Los
polos son el caso extremo de las lineas de campo, los análisis del viento solar demuestran que los agujeros coronales del ecuador están asociados con el flujo del viento solar, y las tormentas geomagnéticas están asociadas con el retorno de estos agujeros. Son más intensos en la última etapa del ciclo de manchas solares. [29] Los agujeros coronales se muestran como manchas oscuras en las imágenes de rayos X y ultravioleta y pueden cubrir una gran porción del disco visible. Están presentes en los casquetes polares. [15]
El campo magnético del Sol es muy intenso. La magnetosfera (Heliosfera) se extiende hasta Plutón. [6]
Las manchas solares son pequeñas áreas que aparecen más oscuras que el resto de la superficie (fotosfera) su color oscuro característico es debido a la diferencia de temperatura respecto al resto de la fotosfera siendo de unos 4.000 ºC. [10] Poseen una parte más oscura, umbra o sombra, el núcleo, y otra más clara,
penumbra; con una diferencia de temperatura de +1.300 K con respecto a la umbra. Forman depresiones [27] y pueden incluso tener un tamaño mucho mayor al de nuestro planeta. [10] En la umbra existe un flujo hacia el exterior de gas revelado por el cambio de las lineas espectrales de la penumbra. Cuando las manchas están cerca del borde del disco solar, este fenómeno es conocido como efecto Evershed. [2] Si no tienen penumbra a las estructuras se las denomina como poros, pores. Estas manchas son debidas al hecho de que las líneas de campo magnético quedan modificadas por la mayor velocidad de rotación de los gases en el ecuador (en los polos la velocidad de rotación es menor), esto provoca que al cabo de un tiempo, estas lineas de fuerza del campo magnético se alarguen y se deformen en la superficie del astro. Se van retorciendo sobre sí mismas cada vez más hasta que la presión magnética provoca su erupción, y en la base se forman las manchas solares. [10] Estas lineas de campo magnético en las manchas solares fueron descubiertas en 1908 por George Ellery Hale. [16] En la formación de las manchas solares también interviene
otro factor por el cual no podemos realizar una aproximación 100% segura de dónde pueden aparecer las manchas solares:
el movimiento desordenado del plasma. El plasma magnetizado de las regiones externas (cromosfera), concretamente de la umbra de mas manchas solares, se está moviendo continuamente hacia las regiones más internas con una velocidad aproximada de 1 km por segundo. En el seno de este flujo continuo de materia que se está hundiendo surgen repentinamente, y cada tres minutos, componentes adicionales de plasma que se mueven hacia la superficie estelar con velocidades de hasta 10 km/s.
Según los investigadores esto podría ser debido a las ondas generadas en el interior de las manchas que luego se propagan dando lugar a la formación de choques en las regiones más externas, o bien porque verdaderas eyecciones periódicas de masa que salen disparadas hacia la superficie desde las regiones interiores (fotosfera) de las manchas solares. [24]
La intensidad de campo magnético en las manchas es de 0.25 tesla, para tener una idea de la intensidad de este campo podemos compararlo con el campo magnético terrestre que es de 10-4 tesla. [16] Este campo magnético es tan intenso que inhibe la convección. [27] Normalmente estas manchas suelen aparecer en parejas, [16] , se distinguen las p (preceeding) y las f (following), [15] las dos manchas tienen campos magnéticos en direcciones opuestas una hacia el centro del sol y la otra hacia fuera. [16] 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. [15]
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante en el hemisferio sur. Cuando comienza el nuevo ciclo solar de once años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético dura 22 años. [17] El ciclo de 11 años fue descubierto por Schwabe en 1843 después de 20 años de observación sistemática.
Cuando un nuevo ciclo comienza aparecen pequeñas manchas en latitudes de 30º o superiores en ambos hemisferios. Las manchas se hacen mayores, incrementándose su número moviéndose gradualmente hacia el ecuador, más o menos sobre medio ciclo durante la máxima actividad las manchas son más numerosas en la latitud de 15º. Cuando el ciclo se acaba existen muy pocas manchas y estas se encuentran sobre 5º de latitud, [2] este cambio sobre la posición de las manchas solares en el ciclo también se conoce como Ley de
Spoerer [15] los ciclos suelen ser muy irregulares. [2] 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. [15] Hoy día podemos aproximar la rotación del sol a partir de la observación de este fenómeno. [5]
Los destellos solares (o flares) son descargas súbitas y violentas de energía (Ha) que ocurren en la vecindad de regiones activas en la superficie del sol. [17] Son la actividad más espectacular asociada con las manchas solares. Los flares están categorizados por su área en tres clases, la tercera es la mayor; también existe una clase de subflares para brillos menores, son flares marginales. [29] Emiten partículas atómicas y radiación en todo el rango del espectro electromagnético, desde rayos gamma y rayos X duros (longitudes de onda de menos de 10-10m) hasta longitudes de onda radio de varios kilómetros [17] también sabemos que el brillo de los rayos-X de un destello supera en muchas veces los rayos-X del resto del Sol. [18] El primer destello de luz blanca fue observado el 1 de septiembre de 1859 por los astrónomos ingleses Carrington y Hodgson, en forma de media luna en las proximidades de un gran grupo de manchas solares, aunque es poco frecuente que se puedan observar en luz blanca sobre el fondo brillante de la fotosfera. Ellos advirtieron que estas brillantes masas se movían rápidamente (a velocidades superiores a los 100 km/s) sobre las manchas, sin alterar su forma. Poco después de producirse este fenómeno, los instrumentos magnéticos dejaron de funcionar en un buen número de estaciones, indicando tormentas magnéticas extremadamente fuertes, y el servicio telegráfico interrumpió sus operaciones. Aquel día y al día siguiente, se pudieron observar en casi toda Europa y América auroras boreales espectaculares. [17] Hasta ahora el mayor destello de la historia que ha sido observado ocurrió el 26 de marzo de 2001 en la región AR 9393 (denominación de la NOAA2 ), el Sol entró en un incremento de la actividad de las manchas una agrupación muy grande visible a simple vista de unos 7.200x106 km2, en dicha área se observaron un total de 7 destellos siendo tres de ellos de clase X, el más grande de ellos fue clasificado como X20 estaba asociado con una CME y halo de alta velocidad este destello fue el responsable de la observación de protones de alta energía de hasta 10MeV y densidades 10.000 veces superiores a los niveles de fondo causando el fenómeno de capa polar de absorción malo para las comunicaciones.[17]
Los destellos solares, ocurren cuando la energía magnética acumulada en la atmósfera solar cercana a una mancha es repentinamente liberada en un estallido equivalente a 10x106 erupciones volcánicas. Las fulguraciones más potentes ocurren varias veces al año mientras que las más débiles son relativamente comunes, pudiendo suceder a razón de una docena por día durante los periodos de mayor actividad solar. [17]
Según unas investigaciones realizadas en 2003 el flare index (FI) (indice de destellos solares) es un buen parámetro para explicar los cambios de la Heliosfera en el tiempo, FI está muy bien correlado (cc=0.83) con el número de las manchas del Sol. [19] En un grupo activo de manchas solares se producirán pequeños flares con la dimensión de una gran mancha solar. Una o dos veces se produce un flare grande en un grupo de manchas solares cubriendo toda la región. Aunque debemos tener en cuenta que las flares no sólo se producen asociadas a manchas solares, existe una clase denominada spotless flares que esta asociada con la erupción de filamentos, especialmente aquellos asociados a campos magnéticos de mayor intensidad. [29]
Erupciones Solares; cuando un destello solar es suficientemente intenso tenemos una erupción solar. La eyección de masa coronal (CME, por sus siglas en inglés), es una erupción de una enorme nube de plasma que proviene de la atmósfera exterior del Sol, la Corona. Se piensa que los mismos procesos que suministran la energía necesaria a la corona para mantener su temperatura son los que originan las CME. Se cree que unos rizos magnéticos más largos y altos que el sol impiden a los nuevos y pequeños campos emerger desde la superficie. También sujetan al caliente plasma transportado por aquellos campos. Esta red de rizos magnéticos frena al plasma y los campos magnéticos que tratan de subir a la Corona. Esto causa una enorme acumulación de energía. Eventualmente, algunos de los rizos magnéticos entretejidos emergen y se cancelan mutuamente, haciendo un agujero en la red magnética y permitiendo a una CME escapar a gran velocidad, pudiendo alcanzar velocidades del orden de 400 km/s. Una CME típica suele acarrear más de 10.000 millones de toneladas de plasma hacia el Sistema Solar. Horas después de salir hacia el espacio una CME crece hasta tener unas dimensiones habitualmente mayores a las del Sol, del orden de 50x106 km de ancho. A medida que avanza en el viento solar, puede crear una onda de choque que acelera las partículas hasta niveles peligrosos de energía y velocidad. Detrás de la onda de choque la CME viajará a través de nuestro sistema Solar bombardeando planetas, asteroides y otros objetos con radiación y plasma.
Investigaciones recientes indican que la eyección de una CME de rápido desplazamiento sobrepasan y devoran a CME más lentas creando de este modo un solo frente. [17]
El sol emite una baja densidad de partículas cargadas (ionizadas), principalmente electrones y protones, en todas las direcciones, [6] junto con una pequeña cantidad de iones y núcleos, entre los que se encuentran las partículas alfa. Estos provienen de materia que abandona la corona y es reemplazada desde la cromosfera. [15] este viento sale por los agujeros de la Corona, el gas en esas zonas es más frío y menos denso teniendo de esa manera una radiación menor estas emisiones suelen ocurrir cada 27 días [16], esta emisión es conocida como viento solar y se propaga por nuestro sistema solar a una velocidad media de 450 km/s, [6] (200-900 km/s) [15], datos efectuados por la sonda Ulysses muestran que la velocidad del viento solar sobre las regiones polares se aproxima a 750 km/s, en estas regiones también se observa una composición ligeramente diferente. [6] además los magnetometros han medido un intensidad de campo de 10-5 gauss. [2] Esta intensidad es variable y depende de la actividad de las manchas solares. [10] Los efectos de estas partículas sobre la tierra van desde interferencias sobre las comunicaciones por radio hasta la creación de las auroras boreales. [6] A partir del viento solar es posible calcular la posición media de la magnetopausa y, por tanto el tamaño de la magnetosfera terrestre [17] Además este viento solar tiene también efectos sobre cometas es la responsable de que se forme la cola de los cometas estas colas van en dirección contraria a la emisión del viento solar, también se sabe que este viento tiene efectos sobre las sondas espaciales. [6][10]
En la tierra, el campo magnético terrestre captura estas partículas, algunas de ellas, las de mayor carga eléctrica, son arrastradas a través de la atmósfera en ella actúan con unos determinados gases que se encuentran a unos 100 km de altitud y provocan una emisión de luz visible desde el suelo, las llamadas auroras boreales o australes dependiendo si son en el polo norte o sur terrestre, que son más intensas cuando se producen fulguraciones muy intensas en los periodos de máxima actividad solar. [10] [32]
SOHO. ESA, Interacción del viento solar con la Tierra El viento solar alcanza los confines del Sistema Solar e incluso va más allá. [32] Estas partículas provenientes del Sol resultan indistinguibles del medio interestelar hasta una distancia del sol de 50 u.a. [2] Sondas como SOHO se han encargado de detectar el viento solar y de esta manera estar preparados para tener posibles problemas con las comunicaciones en el planeta. El instrumento llamado Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) sigue la pista de estos procesos. [5] Su densidad disminuye con la inversa al cuadrado de la distancia.
La fulguración consiste en la liberación repentina y violenta, de hasta 1025 joule, de energía en una región activa del sol. [4b] Alcanzan su brillo máximo en apenas unos minutos y demoran hasta 10 minutos en bajar la luminosidad. [15] Se origina, al parecer, en virtud la reconexión de las líneas de campo magnético, donde las líneas dirigidas en sentidos contrarios se cancelan entre sí, convirtiendo energía magnética en calor. Este proceso requiere que las líneas de fuerza puedan difundirse por el interior del plasma.
Emiten partículas atómicas y radiación en todo el rango del espectro electromagnético (rayos X y radiación ultravioleta), pero se las observa normalmente en luz monocromática (por ejemplo Ha y K del calcio). En Ha 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 Ha 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, [15] varias fulguraciones por hora en la superficie solar, [4b] y en un mínimo pueden pasar varios días sin percibir ninguna. [15] Estas ocurren tanto en zonas activas como en las zonas tranquilas aunque estas debido a la pequeña energía que desprenden se denominan microfulguraciones de 1017joule. [4b]
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. [15]
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.
Protuberancias quiescentes.
Consisten en uno de los fenómenos solares más estables y de mayor duración. Son capaces de mantener su forma general y su estructura durante períodos desde unos meses hasta un año sin destruirse; a veces lo hacen con una erupción violenta y se dispersan en el espacio.
Tienen una longitud de 200 000 km, una altura de 40 000 km y poseen un espesor que va desde los 5000 a los 8000 km. Su forma es de hojas largas, finas y verticales.
Tienen lugar a lo largo de la línea neutra que separa regiones de polaridad opuesta en un grupo de manchas solares. A lo largo de ellas las líneas de campo son paralelas a la superficie solar.
Los filamentos de las regiones activas están muy relacionados con este tipo de protuberancias ya que se forman en los mismos tipos de lugares y también duran mucho tiempo. Sin embargo, su flujo de materia tiene dirección longitudinal, y en las protuberancias predomina el flujo vertical.
Protuberancias activas.
Su tamaño es de 60.000 km aproximadamente. Están relacionadas con grupos de manchas solares y tienen forma de arcos o bucles. En la zona inferior de la corona se encuentran condensaciones coronales en
forma de arco, que siguen la forma de bucles o arcos cerrados del campo magnético entre regiones de polaridad opuesta dentro de las regiones activas, o arcos mayores que conectan zonas de polaridad opuestas más separadas. El plasma en esa región se mueve a lo largo de las líneas de fuerza, y su densidad es de 5 a 10 veces la densidad media de la corona.
Las protuberancias de arco conectan regiones de polaridad opuesta cruzando la línea neutra, a diferencia de las anteriores. Su existencia depende de que el flujo de materia hacia la cromosfera y de energía magnética no se agoten.
Protuberancias Eruptivas.
La eyección de materia hacia el exterior supera los 100 km/s Estas protuberancias se pueden observar mediante el cronógrafo un aparato que permite simular eclipses.
Son tubos y bucles de materia relativamente concentrada a temperaturas cromosféricas por encima de los grupos de manchas y pueden llegar a más de 100 000 km de longitud. Se forman a lo largo de la línea neutra que divide la polaridad opuesta entre dos grupos de manchas. Sobre el fondo brillante del disco solar, absorben la luz, y vistos en el limbo son unas 100 veces más brillantes que el fondo de la corona y se ven en emisión, entonces se conocen como protuberancias. Pueden crecer unos 10 000 km a lo largo de una rotación solar y llegar a estirarse hasta 1 000 000 km.
Después de desaparecer las manchas los filamentos se corren hacia los polos y sobreviven más tiempo que las mismas.
Son áreas de brillo más intenso visibles en varias líneas monocromáticas y se destacan sobre el fondo de la cromosfera. Su posición coincide aproximadamente con la de las fáculas fotosféricas, por eso se las llama fáculas cromosféricas. [15] Se forman con las manchas solares y desaparecen con ellas. [27]
Se cree que su brillo se debe al incremento del flujo de energía en la atmósfera solar que es transportada por la acción del campo magnético concentrado. También se supone que la fuente principal de calentamiento de la atmósfera solar es la deposición de energía por medios mecánicos, por eso el proceso que se encarga de aumentar la temperatura de las playas es el entramado cromosférico.
Los campos magnéticos en las playas son de 100 a 200 G, y eso permite el incremento de deposición de energía en ellas y en la corona encima de ellas, al contrario de lo que ocurre con las umbras de las manchas. [15]
A excepción de las manchas solares, la fotosfera es bastante uniforme. La única estructura diferenciada que podemos observar es la granulación, se trata de una distribución irregular con la forma de almendra brillante con caminos oscuros en medio. Estos granos suelen ser bastante pequeños, del orden de 1.000 km diámetro, con una vida media aproximada de 8 minutos. En cuanto a los caminos, estos tienen unos 200 km de un lado a otro. La granulación es la evidencia de la existencia de la actividad existente bajo la superficie de convección. Estos granos son muy calientes, aquí se elevan columnas que llevan energía hacia fuera del interior solar. Las veredas oscuras en cambio son material más frío.
Además de la granulación, la cual puede ser vista en fotos de banda ancha de la superficie, nos confirma la existencia de otra escala mayor de convección, este fenómeno es el llamado supergranulación, este fenómeno puede ser visto en imágenes doppler de la superficie. Las celdas de supergranulación son 40 veces mayores que las de granulación, aunque su vida media es de uno o dos días. Los movimientos de la supergranulación juegan un papel importante en la estructura de la atmósfera solar. El flujo saliente de material en cada celda se suele concentrar en campos magnéticos cerca de el borde de las celdas. En la red resultante de la cromosfera vemos fuertes campos magnéticos distribuidos entorno a las celdas, resultando intensificada la actividad en esos puntos.
En la fotosfera solar se detecta una región brillante y caliente, visible en luz blanca y observada mejor cerca del limbo solar frente al fondo oscuro de éste. Son las llamadas fáculas (Destellos solares). Las fáculas aparecen frecuentemente poco después de la formación de un grupo de manchas solares, y permanecen visibles durante varios días o semanas después de que hayan desaparecido las manchas solares. Aunque todos estos fenómenos ya serán explicados posteriormente en mayor detalle. [10] En la atmósfera se encuentran más de 60 elementos que encontrados también en la tierra, como el hierro y el calcio. [2] La mayor parte de la absorción de las lineas del espectro se produce aquí. [2]
B. Cromosfera
Una región conocida como cromosfera (esfera coloreada) de color más rojizo y compuesta básicamente por hidrógeno gaseoso [10] que es transparente y de una densidad baja, [25] permanece sobre la fotosfera. La región más luminosa sobre la cromosfera es llamada corona, y se extiende millones de kilómetros en el espacio. [6] Los gases de la cromosfera no están distribuidos de manera uniforme como ocurre con las atmósferas de los planetas sino que se encuentran distribuidas en torno a las manchas solares. Donde se forman unas densas nubes de gas denominadas fáculas. En otros lugares los gases se concentran formando unas llamaradas tenues y luminosas llamadas espiculas (chorros gaseosos semejantes a estrechas lenguas llameantes que alcanzan 10.000km por encima de la fotosfera durante periodos de como máximo 5 minutos).
Estas espículas rodean enormes burbujas de gas, las llamadas supergranulos que pueden alcanzar los 30.000 km de diámetro; estas burbujas aparecen se expanden y vuelven a hundirse como los gránulos aunque su vida es más larga llegando a las 12 horas. Al igual que hemos comentado para la Fotosfera, trataremos más detalladamente todos estos fenómenos en apartados posteriores. [10] En esta capa esta compuesta por materiales como hidrogeno, helio, y calcio. [2]
C. Corona
Es la parte más exterior de la atmósfera se extiende varios radios solares desde el disco solar, [16] está caracterizada por tener baja densidad. [25] Todos los detalles estructurales de la corona están relacionados con el campo magnético. [16] Aunque la Corona sólo es visible durante los eclipses. [6] En los años 1940 se descubrió que la Corona es una zona mucho más caliente que la fotosfera con una temperatura aproximada de 1.000.000 K, pero esto no es demasiado lógico ya que según cabe esperar la temperatura del Sol disminuye de forma progresiva desde el núcleo, aquí el gradiente de temperatura se invierte; en la cromosfera la temperatura aumenta gradualmente, e incluso es mayor en las manchas solares, los astrónomos han asociado este fenómeno al campo magnético ya que allí donde es más intenso, y la temperatura es mas alta; [4b] para mantener esta temperatura es necesaria una inyección de energía directamente sobre ella, el mecanismo por el cual esta energía se transmite en la Corona no es muy conocido aunque varias teorías han sido propuestas. [16]
Existen dos teorías fundamentales en torno al calentamiento de la Corona. Durante años se insistió en el calentamiento por ondas. Se comenzó con las ondas de sonido. Pero a finales de los años setenta se
estableció que las ondas de sonido emergentes de la fotosfera se disipan en la cromosfera, sin poder suministrar energía a la corona. Las sospechas recayeron entonces sobre las ondas magnéticas, quizá
puramente magnetohidrodinámicas (MHD); en estas ondas de Alfvén, que así se denominan, las lineas de campo oscilan, pero no la presión.
Parece, sin embargo, que comparten propiedades de las ondas de sonido y de las ondas de Alfvén.
La tesis MHD combina las dos teorías (hidrodinámica y electromagnetismo) . Para cruzar un bucle típico de una región activa una onda de Alfvén necesita unos cinco segundos, tarda menos una onda MHD rápida, mientras que una onda lenta emplea medio minuto o más. Las ondas MHD se generan en virtud de las perturbaciones conectivas de la fotosfera: llegan a la corona transportadas por los campos magnéticos. Depositan su energía en el plasma1 si éste tiene resistividad o viscosidad suficientes.
Después de recientes investigaciones comienza a ganar terreno la segunda teoría. Atribuye el calentamiento coronal a sucesos similares a las fulguraciones, más pequeños. También se detectan chorros de rayos X y ultravioletas, que representan columnas de materia coronal, expulsados desde la región inferior a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. Las microfulguraciones de rayos X resultan de interés por alcanzar temperaturas de megaKelvin necesarias para calentar la Corona. La energía total de las nanofulguraciones podría alcanzar los 3 1018watt.
Tanto las nanofulguraciones como las ondas pueden ser las causantes del calentamiento de la corona. [4b]
El campo electromagnético puede atrapar material más frío cercano a la superficie solar pero este material no puede permanecer estable por más de unos cuantos días. Este fenómeno puede ser visto durante los eclipses como pequeñas regiones, que son llamadas prominencias, la mayor parte de las veces estas subsisten pero ocasionalmente se producen erupciones llenando el espacio de material solar. [16]
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:
- Regiones activas y puntos coronales brillantes, que emiten fuertemente en rayos X y están asociadas a bucles cerrados de campos magnéticos.
- Regiones no perturbada, de menor intensidad en rayos X y con un campo magnético débil, que a gran escala parece ser cerrado.
- Agujeros coronales, que delinean regiones de campo magnético débil cuyas líneas de fuerza no se curvan uniendo zonas de polaridad opuesta (están abiertas). [15]
Los campos magnéticos unen zonas muy alejadas, estos campos pueden barrer el gas hacia fuera. Los
polos son el caso extremo de las lineas de campo, los análisis del viento solar demuestran que los agujeros coronales del ecuador están asociados con el flujo del viento solar, y las tormentas geomagnéticas están asociadas con el retorno de estos agujeros. Son más intensos en la última etapa del ciclo de manchas solares. [29] Los agujeros coronales se muestran como manchas oscuras en las imágenes de rayos X y ultravioleta y pueden cubrir una gran porción del disco visible. Están presentes en los casquetes polares. [15]
El campo magnético del Sol es muy intenso. La magnetosfera (Heliosfera) se extiende hasta Plutón. [6]
D. Actividad Solar
D.1 Manchas Solares
En un principio los astrónomos chinos ya observaron a ojo desnudo este fenómeno, [16] en occidente fue Theophrastus de Atenas, discípulo de Aristóteles el primero a quien se le atribuye el haberse dado cuenta de las manchas solares [17], pero fue con Galileo y su telescopio cuando se pudo observar este fenómeno con mayor detalle, primero pensó que podía tratarse de pequeños planetoides que orbitasen alrededor del sol, pero luego al darse cuenta que iban cambiando de forma en cada uno de los ciclos solares y que salían nuevo y desaparecían los viejos dedujo que serian otra clase de fenómeno. [10] Contrariamente a las ideas de la época, apoyadas por Aristóteles y aceptadas por la iglesia católica como dogmas de fe, de que los objetos celestes, incluido el Sol, eran objetos perfectos y sin mancha, se demostró que el Sol no era un objeto tan perfecto. [24b]D.1 Manchas Solares
Las manchas solares son pequeñas áreas que aparecen más oscuras que el resto de la superficie (fotosfera) su color oscuro característico es debido a la diferencia de temperatura respecto al resto de la fotosfera siendo de unos 4.000 ºC. [10] Poseen una parte más oscura, umbra o sombra, el núcleo, y otra más clara,
penumbra; con una diferencia de temperatura de +1.300 K con respecto a la umbra. Forman depresiones [27] y pueden incluso tener un tamaño mucho mayor al de nuestro planeta. [10] En la umbra existe un flujo hacia el exterior de gas revelado por el cambio de las lineas espectrales de la penumbra. Cuando las manchas están cerca del borde del disco solar, este fenómeno es conocido como efecto Evershed. [2] Si no tienen penumbra a las estructuras se las denomina como poros, pores. Estas manchas son debidas al hecho de que las líneas de campo magnético quedan modificadas por la mayor velocidad de rotación de los gases en el ecuador (en los polos la velocidad de rotación es menor), esto provoca que al cabo de un tiempo, estas lineas de fuerza del campo magnético se alarguen y se deformen en la superficie del astro. Se van retorciendo sobre sí mismas cada vez más hasta que la presión magnética provoca su erupción, y en la base se forman las manchas solares. [10] Estas lineas de campo magnético en las manchas solares fueron descubiertas en 1908 por George Ellery Hale. [16] En la formación de las manchas solares también interviene
otro factor por el cual no podemos realizar una aproximación 100% segura de dónde pueden aparecer las manchas solares:
el movimiento desordenado del plasma. El plasma magnetizado de las regiones externas (cromosfera), concretamente de la umbra de mas manchas solares, se está moviendo continuamente hacia las regiones más internas con una velocidad aproximada de 1 km por segundo. En el seno de este flujo continuo de materia que se está hundiendo surgen repentinamente, y cada tres minutos, componentes adicionales de plasma que se mueven hacia la superficie estelar con velocidades de hasta 10 km/s.
Según los investigadores esto podría ser debido a las ondas generadas en el interior de las manchas que luego se propagan dando lugar a la formación de choques en las regiones más externas, o bien porque verdaderas eyecciones periódicas de masa que salen disparadas hacia la superficie desde las regiones interiores (fotosfera) de las manchas solares. [24]
La intensidad de campo magnético en las manchas es de 0.25 tesla, para tener una idea de la intensidad de este campo podemos compararlo con el campo magnético terrestre que es de 10-4 tesla. [16] Este campo magnético es tan intenso que inhibe la convección. [27] Normalmente estas manchas suelen aparecer en parejas, [16] , se distinguen las p (preceeding) y las f (following), [15] las dos manchas tienen campos magnéticos en direcciones opuestas una hacia el centro del sol y la otra hacia fuera. [16] 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. [15]
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante en el hemisferio sur. Cuando comienza el nuevo ciclo solar de once años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético dura 22 años. [17] El ciclo de 11 años fue descubierto por Schwabe en 1843 después de 20 años de observación sistemática.
Cuando un nuevo ciclo comienza aparecen pequeñas manchas en latitudes de 30º o superiores en ambos hemisferios. Las manchas se hacen mayores, incrementándose su número moviéndose gradualmente hacia el ecuador, más o menos sobre medio ciclo durante la máxima actividad las manchas son más numerosas en la latitud de 15º. Cuando el ciclo se acaba existen muy pocas manchas y estas se encuentran sobre 5º de latitud, [2] este cambio sobre la posición de las manchas solares en el ciclo también se conoce como Ley de
Spoerer [15] los ciclos suelen ser muy irregulares. [2] 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. [15] Hoy día podemos aproximar la rotación del sol a partir de la observación de este fenómeno. [5]
D.2 Fáculas
Son manchas blancas que normalmente alcanzan dimensiones de varios miles de kilómetros, suelen aparecer sobre la superficie fotosférica del Sol cerca de las manchas solares. Se piensa que las fáculas corresponden a regiones en las que se manifiestan elevados campos magnéticos y que poseen temperaturas más elevadas que las de la fotosfera. El mayor brillo de las fáculas podría ser debido por tanto a su temperatura más alta. Las fáculas pueden verse fácilmente con un telescopio común de aficionado, observando, el disco solar con el método de la proyección, haciendo salir el cono de luz fuera del ocular y recogiendo la imagen en una pequeña pantalla. Estos fenómenos se evidencian mejor sobre el borde del Sol. El primero en estudiar las fáculas y darles este nombre, fue Galileo alrededor de 1610.[21]
D.3 Destellos Solares.
Los destellos solares (o flares) son descargas súbitas y violentas de energía (Ha) que ocurren en la vecindad de regiones activas en la superficie del sol. [17] Son la actividad más espectacular asociada con las manchas solares. Los flares están categorizados por su área en tres clases, la tercera es la mayor; también existe una clase de subflares para brillos menores, son flares marginales. [29] Emiten partículas atómicas y radiación en todo el rango del espectro electromagnético, desde rayos gamma y rayos X duros (longitudes de onda de menos de 10-10m) hasta longitudes de onda radio de varios kilómetros [17] también sabemos que el brillo de los rayos-X de un destello supera en muchas veces los rayos-X del resto del Sol. [18] El primer destello de luz blanca fue observado el 1 de septiembre de 1859 por los astrónomos ingleses Carrington y Hodgson, en forma de media luna en las proximidades de un gran grupo de manchas solares, aunque es poco frecuente que se puedan observar en luz blanca sobre el fondo brillante de la fotosfera. Ellos advirtieron que estas brillantes masas se movían rápidamente (a velocidades superiores a los 100 km/s) sobre las manchas, sin alterar su forma. Poco después de producirse este fenómeno, los instrumentos magnéticos dejaron de funcionar en un buen número de estaciones, indicando tormentas magnéticas extremadamente fuertes, y el servicio telegráfico interrumpió sus operaciones. Aquel día y al día siguiente, se pudieron observar en casi toda Europa y América auroras boreales espectaculares. [17] Hasta ahora el mayor destello de la historia que ha sido observado ocurrió el 26 de marzo de 2001 en la región AR 9393 (denominación de la NOAA2 ), el Sol entró en un incremento de la actividad de las manchas una agrupación muy grande visible a simple vista de unos 7.200x106 km2, en dicha área se observaron un total de 7 destellos siendo tres de ellos de clase X, el más grande de ellos fue clasificado como X20 estaba asociado con una CME y halo de alta velocidad este destello fue el responsable de la observación de protones de alta energía de hasta 10MeV y densidades 10.000 veces superiores a los niveles de fondo causando el fenómeno de capa polar de absorción malo para las comunicaciones.[17]
Los destellos solares, ocurren cuando la energía magnética acumulada en la atmósfera solar cercana a una mancha es repentinamente liberada en un estallido equivalente a 10x106 erupciones volcánicas. Las fulguraciones más potentes ocurren varias veces al año mientras que las más débiles son relativamente comunes, pudiendo suceder a razón de una docena por día durante los periodos de mayor actividad solar. [17]
Según unas investigaciones realizadas en 2003 el flare index (FI) (indice de destellos solares) es un buen parámetro para explicar los cambios de la Heliosfera en el tiempo, FI está muy bien correlado (cc=0.83) con el número de las manchas del Sol. [19] En un grupo activo de manchas solares se producirán pequeños flares con la dimensión de una gran mancha solar. Una o dos veces se produce un flare grande en un grupo de manchas solares cubriendo toda la región. Aunque debemos tener en cuenta que las flares no sólo se producen asociadas a manchas solares, existe una clase denominada spotless flares que esta asociada con la erupción de filamentos, especialmente aquellos asociados a campos magnéticos de mayor intensidad. [29]
Erupciones Solares; cuando un destello solar es suficientemente intenso tenemos una erupción solar. La eyección de masa coronal (CME, por sus siglas en inglés), es una erupción de una enorme nube de plasma que proviene de la atmósfera exterior del Sol, la Corona. Se piensa que los mismos procesos que suministran la energía necesaria a la corona para mantener su temperatura son los que originan las CME. Se cree que unos rizos magnéticos más largos y altos que el sol impiden a los nuevos y pequeños campos emerger desde la superficie. También sujetan al caliente plasma transportado por aquellos campos. Esta red de rizos magnéticos frena al plasma y los campos magnéticos que tratan de subir a la Corona. Esto causa una enorme acumulación de energía. Eventualmente, algunos de los rizos magnéticos entretejidos emergen y se cancelan mutuamente, haciendo un agujero en la red magnética y permitiendo a una CME escapar a gran velocidad, pudiendo alcanzar velocidades del orden de 400 km/s. Una CME típica suele acarrear más de 10.000 millones de toneladas de plasma hacia el Sistema Solar. Horas después de salir hacia el espacio una CME crece hasta tener unas dimensiones habitualmente mayores a las del Sol, del orden de 50x106 km de ancho. A medida que avanza en el viento solar, puede crear una onda de choque que acelera las partículas hasta niveles peligrosos de energía y velocidad. Detrás de la onda de choque la CME viajará a través de nuestro sistema Solar bombardeando planetas, asteroides y otros objetos con radiación y plasma.
Investigaciones recientes indican que la eyección de una CME de rápido desplazamiento sobrepasan y devoran a CME más lentas creando de este modo un solo frente. [17]
D.4 Viento Solar.
El sol emite una baja densidad de partículas cargadas (ionizadas), principalmente electrones y protones, en todas las direcciones, [6] junto con una pequeña cantidad de iones y núcleos, entre los que se encuentran las partículas alfa. Estos provienen de materia que abandona la corona y es reemplazada desde la cromosfera. [15] este viento sale por los agujeros de la Corona, el gas en esas zonas es más frío y menos denso teniendo de esa manera una radiación menor estas emisiones suelen ocurrir cada 27 días [16], esta emisión es conocida como viento solar y se propaga por nuestro sistema solar a una velocidad media de 450 km/s, [6] (200-900 km/s) [15], datos efectuados por la sonda Ulysses muestran que la velocidad del viento solar sobre las regiones polares se aproxima a 750 km/s, en estas regiones también se observa una composición ligeramente diferente. [6] además los magnetometros han medido un intensidad de campo de 10-5 gauss. [2] Esta intensidad es variable y depende de la actividad de las manchas solares. [10] Los efectos de estas partículas sobre la tierra van desde interferencias sobre las comunicaciones por radio hasta la creación de las auroras boreales. [6] A partir del viento solar es posible calcular la posición media de la magnetopausa y, por tanto el tamaño de la magnetosfera terrestre [17] Además este viento solar tiene también efectos sobre cometas es la responsable de que se forme la cola de los cometas estas colas van en dirección contraria a la emisión del viento solar, también se sabe que este viento tiene efectos sobre las sondas espaciales. [6][10]
En la tierra, el campo magnético terrestre captura estas partículas, algunas de ellas, las de mayor carga eléctrica, son arrastradas a través de la atmósfera en ella actúan con unos determinados gases que se encuentran a unos 100 km de altitud y provocan una emisión de luz visible desde el suelo, las llamadas auroras boreales o australes dependiendo si son en el polo norte o sur terrestre, que son más intensas cuando se producen fulguraciones muy intensas en los periodos de máxima actividad solar. [10] [32]
SOHO. ESA, Interacción del viento solar con la Tierra El viento solar alcanza los confines del Sistema Solar e incluso va más allá. [32] Estas partículas provenientes del Sol resultan indistinguibles del medio interestelar hasta una distancia del sol de 50 u.a. [2] Sondas como SOHO se han encargado de detectar el viento solar y de esta manera estar preparados para tener posibles problemas con las comunicaciones en el planeta. El instrumento llamado Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) sigue la pista de estos procesos. [5] Su densidad disminuye con la inversa al cuadrado de la distancia.
D.5. Fulguraciones
La fulguración consiste en la liberación repentina y violenta, de hasta 1025 joule, de energía en una región activa del sol. [4b] Alcanzan su brillo máximo en apenas unos minutos y demoran hasta 10 minutos en bajar la luminosidad. [15] Se origina, al parecer, en virtud la reconexión de las líneas de campo magnético, donde las líneas dirigidas en sentidos contrarios se cancelan entre sí, convirtiendo energía magnética en calor. Este proceso requiere que las líneas de fuerza puedan difundirse por el interior del plasma.
Emiten partículas atómicas y radiación en todo el rango del espectro electromagnético (rayos X y radiación ultravioleta), pero se las observa normalmente en luz monocromática (por ejemplo Ha y K del calcio). En Ha 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 Ha 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, [15] varias fulguraciones por hora en la superficie solar, [4b] y en un mínimo pueden pasar varios días sin percibir ninguna. [15] Estas ocurren tanto en zonas activas como en las zonas tranquilas aunque estas debido a la pequeña energía que desprenden se denominan microfulguraciones de 1017joule. [4b]
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. [15]
D.6. 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.
Protuberancias quiescentes.
Consisten en uno de los fenómenos solares más estables y de mayor duración. Son capaces de mantener su forma general y su estructura durante períodos desde unos meses hasta un año sin destruirse; a veces lo hacen con una erupción violenta y se dispersan en el espacio.
Tienen una longitud de 200 000 km, una altura de 40 000 km y poseen un espesor que va desde los 5000 a los 8000 km. Su forma es de hojas largas, finas y verticales.
Tienen lugar a lo largo de la línea neutra que separa regiones de polaridad opuesta en un grupo de manchas solares. A lo largo de ellas las líneas de campo son paralelas a la superficie solar.
Los filamentos de las regiones activas están muy relacionados con este tipo de protuberancias ya que se forman en los mismos tipos de lugares y también duran mucho tiempo. Sin embargo, su flujo de materia tiene dirección longitudinal, y en las protuberancias predomina el flujo vertical.
Protuberancias activas.
Su tamaño es de 60.000 km aproximadamente. Están relacionadas con grupos de manchas solares y tienen forma de arcos o bucles. En la zona inferior de la corona se encuentran condensaciones coronales en
forma de arco, que siguen la forma de bucles o arcos cerrados del campo magnético entre regiones de polaridad opuesta dentro de las regiones activas, o arcos mayores que conectan zonas de polaridad opuestas más separadas. El plasma en esa región se mueve a lo largo de las líneas de fuerza, y su densidad es de 5 a 10 veces la densidad media de la corona.
Las protuberancias de arco conectan regiones de polaridad opuesta cruzando la línea neutra, a diferencia de las anteriores. Su existencia depende de que el flujo de materia hacia la cromosfera y de energía magnética no se agoten.
Protuberancias Eruptivas.
La eyección de materia hacia el exterior supera los 100 km/s Estas protuberancias se pueden observar mediante el cronógrafo un aparato que permite simular eclipses.
D.7. Filamentos
Son tubos y bucles de materia relativamente concentrada a temperaturas cromosféricas por encima de los grupos de manchas y pueden llegar a más de 100 000 km de longitud. Se forman a lo largo de la línea neutra que divide la polaridad opuesta entre dos grupos de manchas. Sobre el fondo brillante del disco solar, absorben la luz, y vistos en el limbo son unas 100 veces más brillantes que el fondo de la corona y se ven en emisión, entonces se conocen como protuberancias. Pueden crecer unos 10 000 km a lo largo de una rotación solar y llegar a estirarse hasta 1 000 000 km.
Después de desaparecer las manchas los filamentos se corren hacia los polos y sobreviven más tiempo que las mismas.
D.8. Playas
Son áreas de brillo más intenso visibles en varias líneas monocromáticas y se destacan sobre el fondo de la cromosfera. Su posición coincide aproximadamente con la de las fáculas fotosféricas, por eso se las llama fáculas cromosféricas. [15] Se forman con las manchas solares y desaparecen con ellas. [27]
Se cree que su brillo se debe al incremento del flujo de energía en la atmósfera solar que es transportada por la acción del campo magnético concentrado. También se supone que la fuente principal de calentamiento de la atmósfera solar es la deposición de energía por medios mecánicos, por eso el proceso que se encarga de aumentar la temperatura de las playas es el entramado cromosférico.
Los campos magnéticos en las playas son de 100 a 200 G, y eso permite el incremento de deposición de energía en ellas y en la corona encima de ellas, al contrario de lo que ocurre con las umbras de las manchas. [15]
D.9. Granulación
A excepción de las manchas solares, la fotosfera es bastante uniforme. La única estructura diferenciada que podemos observar es la granulación, se trata de una distribución irregular con la forma de almendra brillante con caminos oscuros en medio. Estos granos suelen ser bastante pequeños, del orden de 1.000 km diámetro, con una vida media aproximada de 8 minutos. En cuanto a los caminos, estos tienen unos 200 km de un lado a otro. La granulación es la evidencia de la existencia de la actividad existente bajo la superficie de convección. Estos granos son muy calientes, aquí se elevan columnas que llevan energía hacia fuera del interior solar. Las veredas oscuras en cambio son material más frío.
D.10. Supergranulación
Además de la granulación, la cual puede ser vista en fotos de banda ancha de la superficie, nos confirma la existencia de otra escala mayor de convección, este fenómeno es el llamado supergranulación, este fenómeno puede ser visto en imágenes doppler de la superficie. Las celdas de supergranulación son 40 veces mayores que las de granulación, aunque su vida media es de uno o dos días. Los movimientos de la supergranulación juegan un papel importante en la estructura de la atmósfera solar. El flujo saliente de material en cada celda se suele concentrar en campos magnéticos cerca de el borde de las celdas. En la red resultante de la cromosfera vemos fuertes campos magnéticos distribuidos entorno a las celdas, resultando intensificada la actividad en esos puntos.
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