Nebulosa Protosolar

La nebulosa protosolar fue la nube de gas o disco de acrecimiento en la que se formó el sistema solar. La hipótesis nebular fue propuesta en 1755 por el geógrafo y filósofo alemán Immanuel Kant quien hipotetizó que la nebulosa solar rotaba lentamente en su origen. Esta nebulosa solar se fue condensando al enfriarse y aplanando gradualmente por el efecto combinado de las fuerzas de gravedad y centrípeta formando, con el tiempo, la estrella central y los planetas. Partiendo de este modelo Pierre-Simon Laplace formuló en 1796 una teoría más detallada, pero no más acertada, de la formación del sistema solar a partir de una nebulosa rotante primigínea. El concepto moderno equivalente al de nebulosa solar es el de disco de acrecimiento. Tales discos o nebulosas protoplanetarias han podido ser observados alrededor de estrellas muy jóvenes.

La hipótesis nebular se basa en la observación de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en el mismo sentido y sobre un mismo plano denominado eclíptica con ligeras inclinaciones con respecto a ésta. Además, el plano de la eclíptica coincide de manera aproximada con el ecuador solar.

Se piensa que las lunas de los planetas gigantes se formaron en un proceso similar creciendo a partir de un disco de acrecimiento que alimentaba de masa los planetas en su formación. Por el contrario actualmente se considera que la formación de la Luna ocurrió de manera muy diferente tras el impacto con un protoplaneta del tamaño de Marte. Así mismo algunas lunas de otros planetas que giran en órbitas retrógradas o caóticas se considera que son asteroides o núcleos cometarios capturados más recientemente.

Las diferencias de composición química e isotópica de los diferentes cuerpos del sistema solar permiten explorar las condiciones iniciales en la nebulosa solar. Se estima que la masa mínima necesaria para formar los planetas a partir del material presente en la nebulosa solar considerando una composición de elementos ligeros (hidrógeno y helio) y elementos pesados similares a la del Sol podría ser de un 1 % de la masa solar.

Heliosismología

La heliosismología es el estudio de las oscilaciones que se producen en la superficie del Sol. Se trata de ondas de presión generadas por la turbulencia de la superficie solar y amplificadas por medio de interferencias constructivas.

Las oscilaciones solares pueden estudiarse por medio del efecto Doppler de las líneas de emisión de la fotosfera solar. Consideremos un perfil de intensidad de una línea de emisión, si el material del cual emite esta línea se aleja del observador, la línea tendrá corrimiento hacia el rojo y corrimiento hacia el azul si esta se acerca, este efecto se puede utilizar para producir imágenes de la velocidad de la superficie solar.

Los cambios en la propagación de estas ondas de presión permiten revelar información sobre la estructura de densidad del interior solar. Dada la geometría esférica del Sol los modos de vibración solares pueden expresarse matemáticamente por medio de armónicos esféricos.

Las ondas que se propagan desde el interior del Sol hasta la superficie son reflejadas en la superficie. Imaginemos una onda perpendicular a la superficie del Sol que viaja hacia el centro, a medida que la onda se desplaza hacia el interior, la temperatura aumenta y la onda se refracta progresivamente alejándose de la normal hasta que se da la vuelta y regresa a la superficie. En la superficie del Sol la fuerte densidad provoca la posterior reflexión y la onda se dirige de nuevo hacia el interior, con lo que el Sol es como una cavidad resonante.

El nombre de esta disciplina deriva del estudio similar que se puede hacer de la estructura terrestre interna por medio de ondas de presión producidas en los sismos.

Tipos de oscilaciones solares

Los modos de oscilación de una estrella se dividen en tres categorías principales: modos acústicos, de gravedad y modos de ondas de gravedad superficiales.

Modos p. Ondas acústicas en los que la presión actúa como fuerza restauradora, de aquí el nombre "p". Su dinámica está determinada por la variación en profundidad de la velocidad del sonido en el interior de la estrella. En el Sol las oscilaciones de los modos p tienen frecuencias características mayores de 1 mHz y son especialmente intensas en el rango de los 2-4 mHz lo que se corresponde con las "oscilaciones solares de 5 minutos" (frecuencia 3.33 mHz).
Modos g. Ondas de gravedad en los que la densidad varía con la gravedad actuando como fuerza restauradora, de aquí el nombre "g". Los modos de vibración g están caracterizados por bajas frecuencias (0.4 mHz). Estos modos de oscilación están confinados al interior solar por lo que son prácticamente inobservables.
Modos f. Ondas superficiales de gravedad. Similares a los anteriores pero cerca de la superficie solar.

Fotosfera

La fotosfera de una estrella es la superficie luminosa que delimita dicho objeto. Clásicamente se habla de la fotosfera del Sol y de las estrellas. En el caso del Sol la temperatura fotosférica es de unos 5.800 kelvin. Es una capa de plasma de aproximadamente 100 km de espesor, que emite la luz y el calor que recibimos. En el caso de otras estrellas la temperatura fotosférica o superficial puede ser diferente y, como consecuencia, la luz emitida suele ser de otro color. Las estrellas más frías son más rojizas y las estrellas más calientes son azuladas.

La fotosfera es una capa de gases que se hallan sometidos a fuertes presiones. Vista con telescopios, muestra una fina granulación (flóculos) y bordes netos. De ella emana la radiación que emite la estrella. Su superficie muestra un fondo luminoso sobre el cual aparecen fáculas que, por hallarse a mayor temperatura, son aún más brillantes. Las manchas solares se forman en oquedades o depresiones profundas, en las que se ve la capa inferior menos caliente y, por tanto, son más oscuras en apariencia.

Las capas fotosféricas emiten prácticamente toda la energía radiante que la estrella envía al espacio, siendo éste básicamente el espectro de la radiación fotosférica. 

Eyección De Masa Coronal

Se denomina eyección de masa coronal o CME (por sus siglas en inglés: Coronal Mass Ejection) a una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar Esta onda es muy peligrosa ya que, si llega a la Tierra y su campo magnético está orientado al sur, puede dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación, además de reducir el campo magnético de la Tierra por un período. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Sin embargo, si está orientado al norte, rebotará inofensivamente en la magnetosfera. La magnetosfera o magnetósfera es una región alrededor de un planeta en la que el campo magnético de éste desvía la mayor parte del viento solar formando un escudo protector contra las partículas cargadas de alta energía procedentes del Sol.

Descripción

Las eyecciones de masa coronal lanzan ingentes cantidades de materia y radiación electromagnética hacia el espacio más allá de la superficie solar. En algunos casos estas eyecciones se quedan en la corona (llamándose entonces prominencias solares) o pueden adentrarse en el sistema Solar o incluso más allá, en el espacio interestelar. El material eyectado es un plasma consistente principalmente de electrones y protones, pero puede contener pequeñas cantidades de partículas más pesadas como helio, oxígeno e incluso hierro. Esto se debe a los enormes cambios y turbulencias producidos en el campo magnético de la corona solar. La observación de estas eyecciones se realiza con el coronógrafo y solo se puede obtener una eyección de masa coronaria a través de un jalador.

Causa

Investigaciones científicas recientes han demostrado que el fenómeno de reconexión magnética es responsable de las eyecciones de masa coronales y de las erupciones solares. Reconexión magnética es el nombre dado al reordenamiento de las líneas de campo magnético cuando dos campos magnéticos opuestos se acercan. Este reordenamiento está acompañado de una liberación espontánea de la energía almacenada en los campos originales dirigidos de forma opuesta.

En el Sol, la reconexión magnética puede comenzar por una pequeña curva en el campo magnético que poco a poco se va cerrando sobre sí misma. Las líneas de campo de fuerza se ven cada vez más curvadas hasta que de repente cortan la curva, volviendo a la forma original. Sin embargo queda una parte sin conexión en forma de anillo. Este campo magnético en forma de anillo y el material que este contiene se pueden expandir violentamente hacia el exterior formando la eyección de masa coronaria.Esto también explica por qué las EMC y las erupciones solares ocurren desde los puntos donde el campo magnético solar es mucho más fuerte que la media.

Fulguración Solar

Una fulguración solar es una liberación súbita e intensa de radiación electromagnéticas en la Cromosfera del Sol con una energía de bombas de hidrógeno, de hasta 6 × 1025 Julios, las cuales aceleran partículas a velocidades cercanas a la de la luz y están asociadas como precursoras de las Eyecciones de Masa Coronal. Las fulguraciones solares tienen lugar en la cromosfera solar, calentando plasma a decenas de millones de kelvin y acelerando los electrones, protones e iones más pesados resultantes a velocidades cercanas a la de la luz. Producen radiación electromagnética en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, desde largas ondas de radio a los más cortos rayos gamma. La mayoría de las fulguraciones suceden en las Regiones activas asociadas a manchas solares, lazos y filamentos solares, donde emergen intensos campos magnéticos de la superficie del Sol hacia la corona. Las fulguraciones solares tienen duraciones de minutos.

Las fulguraciones solares se observaron por primera vez en el Sol en 1859. Se han observado erupciones estelares en otras estrellas.

La frecuencia de estos sucesos varía, de varios al día cuando el Sol está particularmente "activo" a menos de una semanal cuando está "tranquilo". La actividad solar varía en un ciclo de 11 años (el ciclo solar). En la cúspide del ciclo suele haber más manchas en el Sol, y por lo tanto más fulguracoines solares.

Historia

Las primeras observaciones ópticas fueron realizadas por Richard Christopher Carrington que observó una llamarada por primera vez el 1 de septiembre de 1859, proyectando la imagen producida por un telescopio óptico, sin filtros. Era una extraordinariamente intensa white light flare (llamarada de luz blanca). Dado que las llamaradas producen copiosas cantidades de radiación en Hα, añadir un estrecho filtro de paso de banda (≈ 1 Å) centrado en esta longitud de onda en el telescopio óptico, permite la observación de las fulguraciones no muy brillantes con pequeños telescopios. Durante años Hα fue la principal, si no la única, fuente de información sobre las fulguraciones solares.

Clasificación de fulguraciones

Las fulguraciones solares se clasifican como A, B, C, M o X dependiendo del pico de flujo de rayos X (en vatios por metro cuadrado, W/m2) de 100 a 800 picómetros en las inmediaciones de la Tierra, medidos en la nave GOES. Cada clase tiene un pico de flujo diez veces mayor que la anterior, teniendo las fulguraciones de clase X un pico del orden de 10-4 W/m2. Dentro de una clase hay una escala lineal de 1 a 9, así que una fulguración X2 tiene dos veces la potencia de una X1, y es cuatro veces más potente que una M5. Las clases más potentes, M y X, están asociadas a menudo con varios efectos en el entorno espacial cercano a la Tierra. Aunque se suele usar la clasificación GOES para indicar el tamaño de una fulguración, es sólo una medición.

Dos de las fulguraciones GOES más grandes fueron los eventos X20 (2 mW/m2) registrados el 16 de agosto de 1989 y el 2 de abril de 2001. Sin embargo, estos dos eventos fueron eclipsados por una fulguración el 4 de noviembre de 2003, que ha sido la fulguración de rayos X más potente jamás registrada. Al principio se la clasificó como una X28 (2.8 mW/m2). Sin embargo, los detectores de GOES quedaron saturados durante el pico de la fulguración, y actualmente se piensa que realmente estuvo entre X40 (4.0 mW/m2) y X45 (4.5 mW/m2), basándose en la influencia del evento sobre la atmósfera terrestre.2 La fulguración se originó en la región de manchas 10486, que se muestra en la ilustración anterior varios días después del evento.

Se cree que la fulguración más poderosa de los últimos 500 años sucedió en septiembre de 1859: fue observada por el astrónomo británico Richard Carrington y dejó rastros en el hielo de Groenlandia en forma de nitratos y berilio-10, que permite medir su potencia aún hoy.

Peligros

Las fulguraciones solares están asociadas a eyecciones de masa coronal (CME), las cuales influyen mucho nuestra meteorología solar local. Producen flujos de partículas muy energéticas en el viento solar y la magnetosfera terrestre que pueden presentar peligros por radiación para naves espaciales y astronautas. El flujo de rayos X de la clase X de fulguraciones incrementa la ionización de la atmósfera superior, y esto puede interferir con las comunicaciones de radio en onda corta, y aumentar el rozamiento con los satélites en órbita baja, que lleva a decaimiento orbital. La presencia de estas partículas energéticas en la magnetosfera contribuyen a la aurora boreal y a la aurora austral.

Las fulguraciones solares liberan una cascada enorme de partículas de alta energía conocida como tormenta de protones. Los protones pueden atravesar el cuerpo humano, provocando daño bioquímico. La mayoría de estas tormentas tardan dos o más horas en llegar a la Tierra tras su detección visual. Una fulgruación ocurrida el 20 de enero de 2005 liberó la concentración de protones más alta medida directamente, que tardó sólo 15 minutos en llegar a la Tierra tras su observación.

El riesgo de irradiación que suponen las fulguraciones solares y CME es una de las mayores preocupaciones en cuanto a las misiones tripuladas a Marte o a la Luna. Se necesitaría algún tipo de blindaje físico o magnético para proteger a los astronautas. Al principio se creía que éstos tendrían dos horas para alcanzar algún refugio. Basándose en el evento del 20 de enero de 2005, podrían tener tan poco como 15 minutos para hacerlo.

Cromosfera

La cromosfera (literalmente, "esfera de color") es una capa delgada de la atmósfera del sol por encima de la fotosfera y por debajo de la corona. Diferentes modelos teóricos la sitúan entre 2200 y 5000 km de espesor.

Composición química

La cromosfera solar está constituida principalmente de Hidrógeno y Helio, observaciones espectrales demuestran que existen metales en estados neutros y parcialmente ionizados, como es el caso de la línea K del Calcio y bandas moleculares como la del CN.

Observaciones

Existen observaciones de la Cromosfera desde el ultravioleta hasta el radio. En el espectro visible se puede observar una fuerte coloración rojiza, debido principalmente a la emisión de Hidrógeno. Este abrillantamiento es observado fácilmente desde la Tierra en un eclipse solar total o con equipo especial que simule un eclipse (Coronografos). En ondas de radio, milimétricas y submilimétricas, la Cromosfera es fácilmente observable con radiotelescopios diseñados especialmente para la observación solar.

En otras frecuencias, como el ultravioleta y los rayos X, son necesarios satélites, como el SOHO, Estereo o el Hinode.

Morfología

Una característica de la Cromosfera es la presencia de espículas solares. Las espiculas solo pueden ser observadas en el limbo solar. Las espiculas son observadas en alta resolución con el satélite japonés Hinode.

Otra característica sobresaliente es la presencia de fibrillas horizontales formadas de gas, similares a las espículas pero con un periodo de duración del doble.

Finalmente, las protuberancias solares se elevan hacia la fotosfera. Son uno de los fenómenos solares más espectaculares y raros.

Corona Solar

La corona solar es la capa más externa del Sol, está compuesta de plasma y se extiende más de un millón de kilómetros desde su origen sobre la cromosfera. Puede observarse desde la tierra durante un eclipse solar total o utilizando dispositivos como el coronógrafo. La densidad de la corona solar es un billón de veces inferior a la de la atmósfera terrestre al nivel del mar y su temperatura alcanza hasta 106 Kelvin.

Todos los detalles estructurales de la corona son debidas al campo magnético del Sol.

Corona solar

Se trata de la parte más externa de su atmósfera, con casi 1.000.000 de km. Aunque tenga una elevada temperatura de casi 2.000.000 grados, solo la podemos observar si ocultamos completamente el disco solar, que es mil millones de veces más intensa. Esta ocultación se produce en los eclipses solares.

La observación de la corona

La forma más sencilla de observación de la corona solar, es cuando el disco lunar, oculta por completo el disco solar. Es en ese momento cuando la corona solar surge de la oscuridad, sin interferencias del disco solar. Dada la peligrosidad de su observación directa, existen diferentes métodos de observación, ya sea con instrumentos ópticos o con filtros de una opacidad especial.

Observación directa

Algunos telescopios profesionales, disponen de un instrumento llamado coronógrafo. Se trata de un disco metálico que oculta el disco solar para poder observar la corona. Un ejemplo de este tipo de telescopio es el LASCO. Si se quiere hacer una observación directa al sol, tienen que utilizarse filtros especiales como los de tipo MYLAR.

Observación indirecta

Este tipo de observación está muy extendida entre los astrónomos aficionados. Se basa en reflejar la imagen captada por un instrumento óptico sobre una superficie, de manera que la observación se hace indirectamente, evitando la exposición de nuestros ojos directamente a las radiaciones solares.

Un poco de historia

La primera observación de la que se tiene constancia, se remonta al eclipse ocurrido el 22 de diciembre de 1870 durante un eclipse. Charles August Young organizó una expedición en el olivar de Buenavista, en Jerez de la Frontera.2 Para la observación del espectro de luz de la corona identificó un trazo verde cuyo origen no pudo ser explicado. Entre las hipótesis que circularon en la época se habló de un supuesto elemento químico desconocido que no estaría disponible en la Tierra.

A comienzos del Siglo XX, se llegó a sugerir, que estas manifestaciones eran producto de un nuevo elemento químico que se denominó coronio. Hasta 1930 la única forma de observar la corona era posible cuando la Luna eclipsaba el Sol totalmente. Gracias a la invención, en 1930 de un ingenioso dispositivo para producir eclipses artificiales, los llamados coronógrafos, se pudo estudiar de forma más accesible el fenómeno de la corona solar.

Con la aparición en 1940 de la espectroscopia, se demostró que tal fenómeno no era más que un conjunto de átomos altamente ionizados. Edlen y de Grotrian demostraron que las rayas verdes no eran producidas por el espectro de materiales desconocidos sino de átomos altamente ionizados de elementos disponibles en la Tierra como el hierro. No obstante, hasta la aparición de telescopios especializados, como el SOHO, no ha sido posible observar la corona solar en todo su esplendor.