La Fotosfera
La luz solar proviene esencialmente de la fotosfera, cuya estructura, observada con instrumentos sencillos, aparece formada de gránulos brillantes, distribuidos por zonas oscuras (granulares) con dimensiones del orden de 100 Km de diámetro, en perpetuo movimiento turbulento, hasta el punto en que un gránulo posee una vida media de varios minutos.
El espesor de la fotosfera es de unos 400 Km. Esto significa que, a causa de la elevada opacidad de los gases ionizados que constituyen el Sol, la radiación emitida por las capas inferiores a 400 Km es completamente absorbida por las capas más próximas y, por tanto, no es observable.
La Atmósfera Solar
Sobre la fotosfera se halla la atmósfera solar. Su masa total se aproxima a las 1017 t, que es la veinte milmillonésima parte de la masa total del Sol. Se divide en cromosfera y corona.
La Cromosfera
Recibe este nombre por el color rosado producido por la emisión de hidrógeno, tiene un espesor de 10.000 km y está compuesta de lenguas de gas, llamadas espículas. en ellas se dan fenómenos importantes, como las protuberancias: chorros de gas que desde la cromosfera son proyectados hacia el exterior.
Protuberancias
Tienen formas complejas, estructuras fibrosas y son relativamente persistentes; algunas alcanzan hasta 100.000 km de altura sobre la fotosfera y su evolución es muy rápida. Están asociadas casi siempre a las zonas de actividad solar; pero, mientras que las manchas no aparecen nunca en latitudes superiores a 50º, las protuberancias se presentan en todas partes. Se desconoce aun como se forman, pero se cree que las fuerzas electromagnéticas deben desempeñar un papel importante.
La Corona Solar
Es la zona que envuelve la cromosfera y se presenta como una aureola plateada al rededor del disco solar, con llamaradas que se extienden a modo de rayos solares. Es como una atmósfera inmensa, tenue y de estructura muy diversa. está compuesta de polvo (corona F), electrones e iones (corona K). Su temperatura es de 200 millones de grados centígrados, por lo que los átomos se hallan en estado muy ionizados.
Cuando la superficie de Sol sufre alguna perturbación aparecen entre los intersticios de la granulación unos puntos oscuros denominados poros, los cuales pueden multiplicarse más o menos rápidamente, o ampliarse, originando la formación de manchas. Se trata de zonas bastantes oscuras, y tanto si se presentan aisladas como en grupos más o menos complejos pueden alcanzar extensiones de centenares de kilómetros cuadrados. están formadas por un núcleo central oscuro, llamado sombra, rodeado de una aureola grisáceo, denominada penumbra. La sombra aparece más oscura porque la temperatura allí es de más de un millón de grados centígrados.
Estrechamente unidos a las regiones donde aparecen las manchas están los llamados flóculos brillantes: zonas irregulares y a veces muy extensas al rededor de los grupos de manchas. Similares a nubes filamentosas, los flóculos son más brillantes que la fotosfera circundante y aparecen más luminosos hacia los bordes del disco solar. Este fenómeno se llama oscurecimiento en el borde. El fenómeno es puramente óptico y está provocado por la semiopacidad de los gases.
Sede de importantes movimientos de materia, las manchas lo son también de grandes campos magnéticos. Su aparición de desaparición es un fenómeno variable. Se desplazan del borde este al oeste en un período de trece días, y durante 11 años su número aumenta de un mínimo a un máximo , volviendo después a un mínimo, es el denominado ciclo oncenal de la actividad solar, del que las manchas son los fenómenos más evidentes y observables. A las manchas están vinculados otros fenómenos, como las explosiones de gas, con expulsión de partículas de energía, y las radio emisiones.
Resultados de las últimas investigaciones sobre las manchas solares
Artículo de la NASA del 7 de noviembre del 2001:
Mediante el uso de técnicas similares a las de diagnóstico médico por ultrasonido, los científicos han echado una mirada dentro del Sol y han descubierto qué es lo que se esconde debajo de las manchas solares, áreas oscuras del tamaño de planetas sobre la superficie de nuestra estrella. Sorprendentemente, las manchas solares son poco profundas, dicen los investigadores, y yacen sobre huracanes arremolinados de gas electrificado, lo suficientemente grandes como para engullirse al planeta Tierra.
El nuevo trabajo de investigación, desarrollado a partir del Michelson Doppler Imager (MDI, Graficador Michelson de Efecto Doppler) a bordo del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO, Observatorio Solar y Heliosférico), tendrá como resultado profundizar nuestro conocimiento sobre las tormentosas áreas del Sol llamadas "regiones activas" donde aparecen las manchas solares. Poderosas explosiones en regiones magnéticamente activas pueden desencadenar hermosas auroras sobre la Tierra y afectar a sistemas de alta tecnología, como los satélites, las redes de suministro de electricidad y los sistemas de radiocomunicaciones.
Las manchas solares obedecen a lo que es una conclusión fundamental en las ciencias basadas en la observación: cualquier cosa que ocurre, puede ocurrir, dice Philip Scherrer de la Universidad de Stanford (Stanford University), investigador principal a cargo de la MDI a bordo de SOHO. "Ahora tenemos una pista de cómo (esto sucede)".
Por mucho tiempo, los astrónomos han sabido que las manchas solares son regiones en donde se concentran los campos magnéticos. Más aún, cualquiera que haya jugado con imanes siendo un niño, ha experimentado como los campos magnéticos de la misma polaridad se repelen entre sí. De la misma manera, los fuertes campos magnéticos de las manchas solares deberían rechazarse naturalmente, provocando la rápida disipación de las manchas. De hecho, las observaciones muestran que el material de superficie claramente fluye desde las manchas hacia afuera.
¿Entonces, qué es lo que hace que las manchas solares sean tan persistentes? ¿Cómo es que permanecen intactas por semanas y meses? Un equipo de científicos tuvo que mirar debajo de la superficie del Sol para encontrar la respuesta.
Alexander Kosovichev y Junwei Zhao de la Universidad de Stanford, junto con Thomas Duvall del Centro para Vuelos Espaciales Goddard (Goddard Space Flight Center) de la NASA, utilizaron las herramientas únicas de MDI para investigar lo que ocurre justo debajo de una mancha solar y, por primera vez, observaron claramente material fluyendo hacia dentro de la misma.
"Descubrimos que el material que fluye hacia afuera era sólo una característica de la superficie", dice Zhao. "Si usted pudiera echar una mirada a mayor profundidad, encontraría material precipitándose hacia adentro, como un huracán o remolino del tamaño de un planeta".
El intenso campo magnético, presente debajo de una mancha solar, bloquea el flujo normal de energía desde el cálido interior solar hacia la superficie. Como resultado, una mancha solar es más fría y, por lo tanto, más oscura que sus alrededores. La eliminación de los movimientos convectivos a manera de burbujas, forma una especie de tapón que impide que parte de la energía del interior llegue a la superficie.
El material situado arriba del tapón se enfría y se vuelve más denso, y comienza a descender bruscamente, tan rápido como a 4.800 km/h de acuerdo a las nuevas observaciones. Éste arrastra el plasma de los alrededores y el campo magnético hacia el centro de la mancha solar. La concentración del campo magnético produce más enfriamiento, y, a medida que el plasma se enfría, se hunde y arrastra consigo más plasma, produciendo un ciclo que se auto regenera. Mientras el campo magnético sea fuerte, el efecto de enfriamiento producirá un flujo de plasma hacia el interior que mantendrá la estructura estable. Las fugas de material observadas sobre la superficie se encuentran confinadas en una capa muy delgada de la mancha solar.
Puesto que el tapón magnético impide que el calor llegue hasta la superficie solar, las regiones debajo del tapón deberían calentarse. Una observación realizada en junio de 1998 demostró evidencia sobre este fenómeno. "Estábamos sorprendidos por cuán poco profundas son las manchas solares", dice Kosovichev. A 4.800 km bajo la superficie, la velocidad del sonido observada era mayor, lo que sugería que las raíces de la mancha solar eran más calientes que sus alrededores, presentando una condición justamente opuesta a lo que ocurre en la superficie. "La parte fría de una mancha solar tiene la forma de dos o tres monedas apiladas", agregó.
"El flujo de material frío hacia abajo se disipa a la misma profundidad a la cual el flujo caliente en ascenso se separa", dice Duvall. "Con estos datos uno no puede obtener una imagen lo suficientemente definida para explicar los detalles. Hasta ahora hemos echado una mirada abajo de las manchas solares, como podríamos mirar a las hojas desde la copa de un árbol. Por primera vez podemos observar las ramas y el tronco del árbol que presta soporte. Las raíces del árbol, son todavía un misterio".
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