Sol FÍS.

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Física

ASTRONOMIA Y FISICA. 1. Introducción. 2. Constantes solares fundamentales. 3. Métodos de observación. 4. Estructura visible: a. Fotosfera. b. Cromostera. c. Corona solar. 5. Interior del sol. 6. Sistema solar.

1. Introducción. El S., astro central de nuestro sistema planetario y fuente primordial de energía, es una estrellatípica en un cierto estado de evolución y puede imaginarse como un inmenso globo gaseoso, sometido a reacciones nucleares que lo mantienen en estado incandescente.

Su estudio constituye uno de los capítulos más importantes de la Astrofísica, por permitirnos examinar más de cerca numerosos fenómenos y características estelares, que de otra forma permanecerían ignoradas. En este sentido y siguiendo una costumbre muy generalizada, conviene dividir el estudio del S. en las siguientes partes: constantes solares fundamentales (conjunto de datos globales que lo definen); fenómenos y estructura del S. inactivo, que comprende el estudio de las capas exteriores, llamadas fotosfera, cromosfera y corona solares, fenómenos del s. activo, tales como manchas solares, protuberancias, fulguraciones; etc.; interior del S., no accesible a la observación.

2. Constantes solares fundamentales. Paralaje, masa y diámetro. El valor del paralaje solar aro viene dado por la fórmulasen aro=riao,donde r es el radio ecuatorial terrestre y ao la distancia media Tierra-Sol. De esta forma el cálculo de aro es equivalente al cálculo de la distancia ao. Por otra parte, recordemos que los semiejes y periodos orbitales de los cuerpos del sistema solar están relacionados por la tercera ley de Kepler (v. PLANETAS II), por lo cual basta obtener una distancia en el sistema solar para deducir cualquier otra, toda vez que los periodos son siempre conocidos con gran precisión.

Entre los métodos ideados con este fin, destacan los siguientes:a) Tránsitos de Venus por delante del S., método cuya precisión está limitada por la dificultad en la observación de los contactos.

b) Método diurno, que consiste en medir la diferencia de ascensiones rectas de un asteroide próximo (p. ej., Eros), al anochecer de un día y amanecer del siguiente, obteniéndose la distancia Tierra-Eros.

c) Medidas de radar, aplicadas a Venus, Marte, Luna, etcétera.

Otros procedimientos con fundamento distinto están basados: en la medida de la constante de aberración (v.) k=20".496, que está relacionada con el semieje, excentricidad y periodo de la órbita terrestre; en el cálculo de la velocidad de la Tierra en su órbita (método espectroscópico), a base de las medidas de velocidad radial de una estrella en épocas que difieren sensiblemente en seis meses; en estudios de las perturbaciones ocasionadas por la Tierra sobre astros próximos (Luna, asteroides, etc.).

Este último método, aplicado por Rabe (1950) al asteroide Eros, ha proporcionado una de las más precisas determinaciones del paralaje y la masa de la Tierra con respecto al Sol.

Por lo que se refiere al diámetro aparente del s., éste varía entre 32’ 35" y 31’ 27" en el perihelio y afelio, respectivamente, siendo aceptado de un modo general el valor dado por Auwers (1891)d=1919",3 - 32’cuando la Tierra se encuentra a la distancia media ao (unidad astronómica de distancia).

En la tabla I se consigna un conjunto de valores o constantes, fácilmente deducibles de la masa, paralaje y diámetro solar, cuando se combinan con otros datos terrestres. Muchos autores (Secchi, Rosa, Cimino, Meyerman, etc.), sobre la base de largas series de medidas, han indicado que el diámetro solar está sujeto a ligeras variaciones, en fase con el ciclo de actividad solar (- 11 años). Pero este fenómeno no puede asegurarse de un modo riguroso. También se ha tratado de comprobar si existe diferencia entre sus radios ecuatorial y polar. Waldmeier concluye que, caso de existir, ésta no puede superar 0",01, equivalente a unos 7 Km.

Magnitud. De la comparación de brillo del S. con el de las estrellas, obtuvo Russell (1916) el valorm?= -26,72 para la magnitud visual ymf= - 25,93para la magnitud fotográfica, de donde resulta el índice de colorIe=mf-m?=0,79.

(v. ESTRELLAS). En más recientes determinaciones de su magnitud fotovisual, Kuiper (1938) obtienemfv= - 26,84 ± 0,04 y De Vaucouleurs (1948)mf?= -26,91 ±0,04.

De ahí que tomando el valor medio mf?= -26,88se obtiene para la magnitud absoluta fotovisual del Sol Mf?= +4,69.

Análogamente, partiendo del valor m?= - 26,72 dado por Russell, la magnitud absoluta visual será M?= +4,85.

Así, el S. puede catalogarse como una estrella amarilla de la secuencia principal del diagrama espectro-luminosidad y más concretamente como una estrella de tipo dG2, siendo su temperatura superficial de unos 6.000° K.

Constante solar y temperatura efectiva. Se define la constante solar como la energía, expresada en calorías por minuto, que recibe una superficie de un cm’ perpendicular a los rayos solares, cuando éste se encuentra a la distancia ao.

Su determinación es efectuada por medio del priheliómetro, instrumento del que existen varios modelos (Langley, Angstróm, Abbot, etc.). El priheliómetro de Angstróm consta de un par de tiras ennegrecidas e intercambiables, de tal manera que, mientras una está expuesta a los rayos solares, la otra recibe una corriente eléctrica, que es ajustada hasta que ambas tiras mantienen la misma temperatura. Este ajuste es controlado por un par termoeléctrico y un galvanómetro que marca cero al producirse la igualación de temperaturas.

Sobre el valor instrumental así obtenido, es necesario hacer una reducción a la distancia media tierra-S. y una corrección por absorción en la atmósfera terrestre.

La primera no presenta dificultades. La segunda se puede deducir extrapolando el coeficiente de transmisión r, para distintos valores de la distancia cenital z, por medio de la fórmulaIZ=I0TSec zen la que I, representa la cantidad de energía medida a la distancia cenital z e Io la energía que se recibiríaSOL 1en ausencia de atmósfera terrestre. Naturalmente se ha de tener en cuenta la absorción en las diferentes longitudes de onda, toda vez que la existencia de numerosas rayas y bandas de absorción (rayas y bandas telúricas) debidas a la atmósfera terrestre (oxígeno, vapor de agua y COZ en el rojo e infrarrojo, y ozono en el ultravioleta) modifican la radiación recibida. Aparte la observación en distintas distancias cenitales, ya mencionada, quizá la mejor manera de efectuar dicha eliminación reside en la observación del espectro desde estaciones de montaña o desde cohetes y satélites artificiales.

Entre las medidas de la constante solar destacan las efectuadas por Abbot y sus colaboradores a partir de 1903. El valor obtenido por éste fueq=1,94 cal/cmZ. min.

No obstante, la escala absoluta empleada (escala revisada de Smithsonian, 1913) fue demasiado alta. Unsóld (1938) obtiene q=1,90, y recientes discusiones de la estimación en las zonas del ultravioleta e infrarrojo dan lugar a los valores q=1,97 (Alíen, 1950) y q=1,98 (Nicolet, 1951). Medidas efectuadas desde cohetes equipados con bolómetros, danq=2,00 cal/cmZ - min. a una altitud de 65 Km.

Fácilmente se comprueba que a la constante q=1,90, corresponde un flujo de radiación de 6,121 . 1010 erg/ CMZ?Seg. Por tanto, aplicando la ley de Stefan-Boltzmann (v. TÉRMICA, ENERGÍA), resulta una temperatura efectiva del solT,= 5.7321 K.

La constante q=2,00, del mismo modo, da lugar a una temperatura efectivaTe=5.806 K.

Para medir las fluctuaciones de la radiación solar se han empleado: el método actinométrico y el método astrofísico, en el que se compara el brillo aparente de los planetas iluminados por el s. y el brillo de las estrellas. Aunque el método astrofísico es independiente de la transparencia de la atmósfera terrestre, no puede, en cambio, eliminar los efectos de turbidez de la atmósfera de dichos planetas. Las medidas efectuadas han probado que las fluctuaciones son inferiores al 1%.

También se ha tratado de establecer una correlación entre la radiación solar y los periodos de actividad del s. por Abbot, Angstróm, Aldrich, Hoover, etc., concluyéndose que la constante solar varía de acuerdo con la actividad del mismo, si bien, en algunos aspectos, la cuestión aún parece abierta a posteriores investigaciones.

Rotación solar. La rotación solar se puede comprobar y determinar por el movimiento de algunos detalles de su superficie (manchas, fáculas, filamentos, etc.) llegando a determinarse la orientación de su eje por medio de la inclinación 1 (ángulo entre el plano ecuatorial solar y el plano de la eclíptica) y la longitud eclíptica tZ del nodo ascendente (línea de intersección entre ambos planos) como es habitual. Un tercer elemento es el periodo -r de rotación sidérea o bien la velocidad angular w=3600/,r (V. PLANETAS 11).

Del estudio continuado de posiciones de manchas solares, se han determinado por Carrington (1863), Spórer (1863) y otros, los elementos fundamentales de la rotaciónsolar. En 1928 se adoptaron los elementos dados por Carrington:I=7° 15’, t2=73140’-1-50%25J-1850), T=25d,38, w=14,18439716.

De acuerdo con esto, el periodo sinódico de rotación (intervalo entre dos tránsitos sucesivos de una mancha por el meridiano central del s.) es de 27d,27.

Otro método que se ha seguido en la determinación de la rotación solar consiste en medir el desplazamiento de las líneas espectrales y aplicar las fórmulas del efecto Doppler (v.). Las ventajas del método residen en su independencia de los movimientos propios y deformaciones de las manchas, así como en su aplicabilidad a puntos exteriores a la zona de manchas.

Recordemos, sin embargo, que el s. no gira como un cuerpo sólido, sino que la velocidad angular depende de la latitud heliográfica. Numerosos estudios demuestran la disminución de la velocidad angular a medida que aumenta la latitud heliográfica.

3. Métodos de observación. La observación sistemática del s. requiere, en general, la utilización de métodos específicos, sin excluir por esto el empleo de técnicas comunes en la observación de todos los objetos celestes.

Las llamadas torres solares incluyen por lo regular: a) un sistema de espejos que permita observar la luz del s. en una dirección fija; b) un sistema óptico para formar imágenes; y c) instrumentos o accesorios para medir la energía de la luz solar, fotografiar imágenes solares o espectros, etc.

Ordinariamente, un celóstato, situado en lo alto de la torre, recoge la luz del s., y un segundo espejo o varios espejos auxiliares planos la llevan al lugar requerido en la base de la torre. Como el celóstato se mueve solamente en horario, el segundo espejo suele tener un pequeño movimiento para corregir la variación del s. en declinación. Ambos, celóstato y espejo, están provistos de finos movimientos (algunos de seguimiento automático y electrónico), que permiten mantener fija la imagen del s. o de una región, o barrer toda su superficie.

Los espectrógrafos utilizados en la observación solar son instrumentos de prisma o red de difracción (V. óPTICA I), de grandes dimensiones. Además, si un diafragma en forma de rendija es colocado en el plano focal, el instrumento pasa a ser monocromático y constituye la parte esencial de un espectroheliógrafo. Generalmente otro diafragma permite observar solamente en determinada región del s., de forma que moviendo éste, se puede hacer una fotografía de todo el s. en una estrecha banda (o raya) del espectro. Dicha fotografía se denomina espectroheliograma.

Los filtros birrefringentes (Lyot, CShman, etc.), actualmente muy empleados por su menor coste, juegan un papel análogo, por permitir la observación o fotografía del s. en una longitud de onda dada.

Otro instrumento específico para la observación de la corona solar, en ausencia de eclipses, es el coronógrafo de Lyot, que consta esencialmente de una lente objetivo (finamente pulimentada para evitar la difusión de la luz), un cono de metal altamente reflector (ligeramente más grande que la imagen del s.) y un sistema de lentes que permiten formar la imagen de la parte que rodea al disco solar (corona). El instrumento es empleado de preferencia en observatorios de montaña.

4. Estructura visible. La parte que se observa de s. es una esfera opaca con una superficie visible bastante bienSOL Idefinida, llamada fotosfera, que es la responsable de la mayor parte del calor y luz solar observado. Sobre la fotosfera y visible hasta una altura de 10.000 Km. está la cromosfera, capa compleja de gas, tenue y transparente, totalmente cubierta por pequeños filamentos luminosos llamados espículas. Por encima de la cromosfera está la corona transparente, que consiste en una envoltura muy irregular y débil, de muy baja densidad y alta temperatura, que se extiende hasta una distancia de varios diámetros solares. Tanto la cromosfera como la corona emiten constantemente radiondas que se encuentran en el intervalo de frecuencias que va desde 15-30.000 Mc/s. Todas estas capas tienen aproximadamente la misma composición química, que probablemente difiere poco de la del interior del sol.

a. Fotosfera. Está constituida por una atmósfera incandescente de unos 400 Km. de espesor. Se caracteriza porque en las regiones exteriores de esta envoltura atmosférica los gases solares brillan débilmente y son casi transparentes; cerca del fondo de la envoltura los gases brillan intensamente y son casi opacos. En la base de la fotosfera la temperatura es de 6.300° K; la presión, un quinto de atmósfera terrestre al nivel del mar, y la densidad, menos de una millonésima de la densidad del aire al nivel del mar. A 400 Km. sobre la base de la fotosfera, la temperatura desciende 1.400° K, la presión y la densidad del gas disminuyen 18 y 12 veces, respectivamente, y el gas se ha hecho 60 veces más transparente. Hay que destacar además, en la fotosfera, los siguientes fenómenos (observados): oscurecimiento de borde, granulaciones, manchas solares y fáculas.

Oscurecimiento de borde (v. fig. l). El disco solar no está uniformemente brillante sino que su brillo decrece hacia el borde (fenómeno que es observable en todas las fotografías). Este oscurecimiento de los bordes procede del hecho de que la visual del observador atraviesa la atmósfera solar con un ángulo, respecto de la normal a la superficie solar, que aumenta cuando la zona observada se aproxima a los bordes. Lo que produce que la observación del centro del disco solar sea de zonas más profundas que en los bordes. El hecho de que la fotosfera sea más oscura en el limbo que en el centro indica que latemperatura efectiva en la fotosfera decrece cuando aumenta la altura. Las medidas del oscurecimiento en el borde en bandas estrechas del espectro solar continuo y en los perfiles de las líneas de Fraunhofer es uno de los medios más útiles para el análisis de la estructura vertical de la fotosfera.

Si l(0) es la intensidad de radiación en el centro del disco e I(0) la intensidad en un punto P, situado a la distancia r del centro (sen O-r/R) la tabla II recoge los datos obtenidos por varios autores (Abbot, Raudenbusch, Peyturaux, Pierce, Schwarzschild, Milne, etc.).

Apariencia normal de la superficie solar: granulación (v. fig. 2). La superficie normal del s. presenta pequeñísimos puntos brillantes sobre un fondo más oscuro, con un contraste medio de un 5% a un 6%. Su semejanza con granos de arroz ha dado lugar a que tal estructura se conozca con el nombre de granulación. A esta apariencia normal pueden superponerse manchas (oscuras) ySOL Ifáculas (más brillantes) que describiremos con detalle más adelante.

El estudio de la granulación resulta difícil por sus pequeñas dimensiones, su corto tiempo de vida y la turbulencia de la fotosfera que hace fluctuar las imágenes. Tales estudios han sido realizados con métodos fotográficos y cinematográficos, ya sea en tierra o con cohetes.

Los gránulos más pequeños, que no exceden de 100 a 150 Km., tienen una cierta tendencia a agruparse en gránulos medios (de unos 400 Km.) y su vida media es de 1 a 2 minutos. También es frecuente la aparición de gránulos de unos 1.000 Km., con una vida media comprendida entre 5 y 6 minutos. La corta vida media de los gránulos impide una segura determinación de sus movimientos horizontales, en tanto que sus velocidades radiales son de algunas décimas de Km. por segundo. Hecho que hace suponer que los granos brillantes representan posiblemente los extremos superiores de las columnas calientes ascendentes que traen energía del interior, mientras que las áreas oscuras intergranulares son los comienzos de las columnas frías descendentes.

No parece observarse variación de estos gránulos con el ciclo de actividad solar, comprobándose que la estructura de las fáculas y la penumbra de las manchas está formada también por gránulos.

Espectro solar normal. El espectro normal del s., no sometido a perturbaciones, es un espectro de absorción, en el que se encuentra gran número de rayas de Fraunhofer, originadas en los más bajos niveles de la atmósfera solar, y anchas bandas, debidas a la aborción por moléculas de compuestos químicos (se han identificado más de dieciocho moléculas de dos átomos).

Las líneas de absorción fueron descubiertas por Wollaston (1802) y redescubiertas por Fraunhofer (1814), quien llegó a catalogar en un atlas unas 674 líneas. Posteriormente, Kirchhoff (1859) dio una interpretación del origen de varios espectros y publicó un importante atlas, al que siguieron los de Angstrúm (1863) y Rowland (1895-97). Este último, de unos 13 m. de longitud, incluye unas 20.000 rayas y ha sido la base de todos los posteriores. En 1905 se acordó tomar como referencia, no la raya Dl (x 5896,156) del sodio tomada por Rowland, sino la roja del cadmio (a 6438,3896), que fue medida interferométricamente con una precisión superior a 0,001 A. También han sido adoptadas rayas de referencia secundarias (hierro y neón) y terciarias (hierro neutro). En 1928 elobservatorio M. Wilson culminó una revisión de las tablas de Rowland, catalogando 21.835 rayas del espectro en regiones comprendidas entre 2975,483 y 10.218,6 A. Para salvar las dificultades de observación en las regiones infrarroja y ultravioleta, a causa de rayas y bandas telúricas de la atmósfera terrestre, se han efectuado estudios posteriores con espectroscopios incluidos en cohetes y satélites.

Recordemos que la identificación de rayas telúricas suele basarse en el hecho de que tales rayas no son desplazadas por efecto Doppler como ocurre con las rayas de origen solar, sobre todo en los bordes de limbo.

La fotosfera es la fuente de casi toda la radiación solar en el espectro visible, el hecho de no observarse casi nada de la radiación que procede de las zonas profundas del s. es debido a una opacidad casi total que presenta la fotosfera respecto a estas radiaciones. Esto ocurre por la presencia de iones negativos de hidrógeno que absorben rápidamente la luz de todos los colores procedentes del interior. Aun en el caso de que un cuanto de luz (v. RADIACIONES) se escape de los iones negativos de hidrógeno a través de los 400 Km. de fotosfera, es improbable que se escape del s. si su longitud de onda coincide con la longitud de onda de una de las miles de líneas de absorción del espectro solar. P. ej., si la longitud de onda del cuanto resulta ser una de las que pueden ser absorbidas por un átomo de hidrógeno, no tiene entonces prácticamente ninguna probabilidad de escapar, porque es casi seguro que chocará con un átomo de hidrógeno en las capas enrarecidas de la parte superior de la fotosfera. Estas capas superiores, aunque transparentes para la luz de la mayoría de las longitudes de onda, son todavía opacas para las longitudes de onda que puede absorber el hidrógeno. La luz de estos colores sólo tiene una probabilidad favorable de dejar el s. si se produce muy por encima de las últimas capas de la fotosfera, donde ya hay poca probabilidad de colisionar con átomos de hidrógeno en su camino.

A causa de este hecho, el aislamiento de una pequeña cantidad de luz que nos llega del centro de una línea intensa, negra, de absorción, nos permite tomar fotografía de un nivel intermedio entre la fotosfera y la cima del gas, sumamente difuso, que hay por encima de ella.

Naturalmente, el estudio de las rayas y bandas del espectro solar permite deducir la temperatura del s., la estructura de sus capas fotosféricas, la estructura y estado físico de la atmósfera solar, la existencia de campos magnéticos y eléctricos, la absorción, la composición química del s., etc.

El procedimiento más simple de identificación de rayas solares y, por tanto, de su composición química consiste en comparar una fotografía del espectro solar con fotografías del espectro de algún elemento químico obtenidas bajo diferentes condiciones físicas, buscando no sólo la coincidencia de longitudes de onda, sino también la de su intensidad relativa. El desarrollo de las teorías de ionización y cuántica aumentan las posibilidades de identificación, puesto que dadas las longitudes de onda medidas, su intensidad estimada y la clasificación por temperaturas en las rayas obtenidas en los laboratorios terrestres, podemos compararlas con los niveles de energía previstos en las teorías de estructura atómica.

En la actualidad, de las 26.000 rayas registradas en la región fotográfica, alrededor del 70% han sido identificadas. Del mismo modo, aunque con diferente seguridad, se han identificado 68 elementos y algunas bandas moleculares (tabla III). La aplicación de la teoría de las curvas de crecimiento y el estudio de los perfiles de línea han permitido deducir la abundancia de cada elemento en la atmósfera solar. Un promedio de los resultados obtenidos por Russell, Menzel, Unsóld, Hunaerts, etc., se incluye en la tabla IV. Los resultados expresan los log N, siendo N el número de partículas (átomos, iones o moléculas) por cm’ de superficie solar, tomando el valor log N=24,4 para el hidrógeno. En tantos por ciento, la tabla V indica la composición cuantitativa de la atmósfera solar.

Finalmente, por lo que respecta a la abundancia de compuestos químicos en la atmósfera solar, cuyo contenido es inferior al de los metales, se distribuye por orden de importancia entre los siguientes: OH, CH, NH, CN, C2,. etc.

Actividad de la fotosfera: manchas solares. Las manchas solares, descubiertas ya por Galileo (1610) con el telescopio de su invención, suelen comenzar con la aparición de un poro oscuro (de 1.500 a 3.000 Km.) en la fotosfera, generalmente precedido por la formación de un grupo de fáculas brillantes. El desarrollo de este poro, a veces en unas horas, da lugar a una mancha o grupo de pequeñas manchas entre dos principales a las que bordean. La mancha situada más al O se denomina mancha conductora, en tanto que las pequeñas manchas suelen desaparecer. Hacia el fin de su existencia, las grandes manchas se escinden en otras más pequeñas y finalmente desaparecen.

En las grandes manchas se distinguen esencialmente: una zona central más oscura o sombra y otra menos oscura que la rodea o penumbra. El área de sombra es, en promedio, un 0,165 del total de la mancha (sombra+penumbra), mientras la relación entre el brillo de la mancha Bm y el brillo fotosférico Bt, según las distintas longitudes de onda, se distribuye en la forma dada por Krat:en Á 4.8955.3586.6878.250 BmIBI 0,144 0,197 0,278 0,350El tiempo de vida de las manchas varía entre algunas horas y varios meses, llegando a observarse entre 1840-41 una mancha durante 18 meses. La mayor mancha fue observada en 1858 y tenía un diámetro de unos 230.000 Km.

Los tipos más corrientes de manchas o agrupaciones de manchas solares han sido sistematizados por el observatorio de Zurich en nueve clases (A, B, C, D, E, F, G, H, I), frecuentemente mencionadas, aunque tal clasificación sea puramente descriptiva.

Ciclo de manchas. Aunque el número de manchas varía notablemente, el promedio anual presenta una cierta periodicidad. Este fenómeno, ya descubierto por Schwabe (1843), fue confirmado por Wolf con la introducción, a partir de 1849, de los números relativos R de manchas (números de Wolf), dados por la fórmulaR=k(10 g+1),donde g denota el número de grupos de manchas y f el número de manchas aisladas. El coeficiente k, que depende del instrumento empleado, fue considerado como unidad para un refractor de 8 cm. y 64 aumentos. Su seguidor Wolfer comprobó que los cálculos de Wolf omitían los poros y la fragmentación de sombras, por lo cual se decidió adoptar internacionalmente un coeficiente de 0,6 para hacer comparables las observaciones posteriores con las de Wolf.

En Greenwich, desde 1874, los números de Wolf fueron sustituidos o empleados conjuntamente con un número A, que expresa el área de las manchas en millonésimas de superficie solar visible. La relación entre ambos números es en promedio A/R=16,7.

La tabla VI da los números de Wolf para los años 1749-1958, indicándose los años de máximo con un asteSOL Irisco. En dicha tabla se comprueba que el intervalo entre dos máximos, variable entre 7 y 17 años, tiene un valor medio de 11 a., ya señalado por Wolf. Otras ondas de más largo periodo (78 y 90 a.) también han sido estudiadas por Wolf, Gleissberg y otros.

Otro curioso fenómeno, notado por Carrington (1858), aunque se conoce como ley de Spórer, consiste en que al comienzo de un periodo o ciclo, las manchas aparecen invariablemente en latitudes heliográficas comprendidas entre 30° y 40°, en ambos hemisferios. Después las manchas van apareciendo en latitudes más bajas y al final del ciclo la zona de manchas alcanza el ecuador. La relación es tal que el mayor número de manchas se corresponde con las mayores latitudes, y en los ciclos más intensos (de mayor número de manchas), éstas comienzan formándose en latitudes mayores (en latitudes mayores de 40° son excepcionales y de corta vida). Así, la intensidad de un ciclo puede predecirse por las latitudes en que comienzan a aparecer las manchas.

Asimismo, ha sido comprobado (Bezrukova) que la distribución de manchas en ambos hemisferios no obedece a una cuestión de azar, sino que existe una cierta asimetría, cuyos primeros estudios se deben a Maunder (1922). Este mismo autor también descubrió en 1907 una pequeña asimetría E-O, en virtud de la cual, en cualquier época hay más y se forman más manchas solares al E que al O.

Finalmente, es de notar que en cada época se aprecia una concentración de manchas en ciertas longitudes, que causa una modulación del número de éstas cada 27 a. (periodo sinódico de rotación). Dividiendo el s. en zonas de 201> de longitud, se ha visto que las regiones activas y no activas se concentran en pequeños intervalos de longitud, que si bien no coinciden en ambos hemisferios, frecuentemente están desplazadas en 180°.

Fáculas (v. fig. 3). Las fáculas son áreas, aproximadamente un 10% más brillantes que la fotosfera, que suelen rodear a las manchas y resultan visibles en luz blanca o mejor en espectroheliogramas de las líneas Ha del hidrógeno y K,, K2, Ka, del Call. Cambian de forma rápidamente y presentan, en su distribución y variación cíclica, gran concordancia con las manchas, si bien su extensión es bastante mayor. Se ha señalado una zona de fáculas polares, pequeñas y de corta vida, concentradasalrededor de los 70° de latitud, que no parecen estar relacionadas con el ciclo de 11 a. También se ha comprobado la existencia, aproximadamente un 10%, de fáculas no asociadas al ciclo de manchas, que en épocas de máximo no suele sobrepasar el 6% y en épocas de mínimo puede alcanzar el 30%.

Por el contrario, no se ha registrado ningún caso de manchas que no lleven asociado un campo de fáculas, de tal manera que la aparición de fáculas suele preceder a la de manchas, a veces incluso por varios días, aunque en muchos casos es casi simultánea. La duración de las fáculas es superior (en promedio tres veces) a la de las manchas con las que están conectadas.

Frecuentemente las fáculas aparecen en bandas según los meridianos y tienen tendencia a extenderse desde una mancha en varios grados de latitud, lo que contrasta con la aparición de manchas a lo largo de paralelos.

Estructura de las manchas y fáculas (v. fig. 4). En 1774 Wilson comprueba que si en una mancha circular la sombra y penumbra son círculos concéntricos cuando es observada en el meridiano central, a medida que la mancha se acerca al borde del s., el centro de la sombra es desplazado hacia el centro del s. Este fenómeno, conocido como efecto Wilson, se explica perfectamente si la mancha es una cavidad o depresión en el disco solar. Wilson estimó dicha depresión en unos 2.000 Km., pero Chevalier la redujo a unos 750 Km.

Por otra parte, en la observación de los espectros de manchas y fáculas se han constatado las siguientes particularidades:a) En comparación con el espectro de la fotosfera, en las manchas las rayas de átomos inonizados aparecen atenuadas y las de elementos neutros reforzadas, encontrándose también bandas moleculares (TiO, CaH, H2, etc.) y elementos de bajo potencial de ionización (Rb), que no aparecen en la fotosfera. Estos estudios y los cálculos correspondientes en las líneas espectrales demuestran que la temperatura de las manchas es inferior a la de la fotosfera, en unos 1.000° para la penumbra y unos 2.000° para la sombra. Análogas investigaciones en las fáculas indican un alto grado de ionización de los metales y temperaturas de 1.000° a 3.000° superiores a las de la fotosfera.

b) Evershed (1909-16) comprueba que si una mancha es observada con espectrógrafo de rendija, la parte más próxima al centro del disco solar presenta desplazamientos Doppler hacia el violeta y la más próxima al borde desplazamientos hacia el rojo. Este fenómeno, conocido como efecto Evershed, se interpreta imaginando las manchas como embudos de los que fluyen gases con velocidades de unos 2 Km/seg.

c) Los trabajos de Evershed, St. John y Abbeti prueban la existencia de una rotación en las manchas y Calamai encuentra que el gas en las manchas solares se mueve a lo largo de espirales logarítmicas, pudiendo considerarse como grandes vórtices.

SOL 1d) En 1908, Hale observó que en el espectro de las manchas, algunas rayas eran desdobladas cuando la mancha se encontraba cerca del centro del disco solar y triplicadas cuando la mancha se encontraba cerca del borde. Esto, juntamente con el hecho de que las dos componentes del desdoblamiento estaban polarizadas circularmente en sentido contrario, demostraba la existencia de fuertes campos magnéticos en las manchas (efecto Zeemann). Midiendo la magnitud de la separación y la dirección de la polarización ha sido posible averiguar la intensidad y la dirección de los campos magnéticos en las manchas. La dirección del campo magnético cerca del centro de la mancha sigue generalmente la recta hacia abajo o la recta hacia arriba. Posteriormente, con la invención del magnetógrafo fotoeléctrico (Babcock, 1952) se ha visto que la intensidad del campo es de unos 100 gauss para las manchas más pequeñas y se aproxima a 4.000 gauss en las grandes, decreciendo desde el centro de sombra hasta unos 50 gauss en el borde exterior de penumbra. La existencia de un campo magnético general del s., probablemente no superior a varios gauss, ha sido obtenida por observaciones indirectas.

e) Hale y sus colaboradores (1913) descubrieron que en cada hemisferio la polaridad de las manchas de un ciclo es inversa, y en el siguiente ciclo la polaridad en ambos hemisferios se invierte. De esta forma en lugar de un ciclo de 11 a. puede hablarse de un ciclo de 22 a.

Para explicar estos fenómenos, Bjerkness (1926) imagina que las manchas son vórtices que son transferidos por lacirculación general (similar a la atmósferica terrestre), originada por la circulación general. En las regiones en que existen campos de gran intensidad, las corrientes de convección que mantienen la temperatura de la fotosfera deben desaparecer. El campo sólo permite el movimiento de la materia a lo largo de las líneas de fuerza. De este modo cualquier expansión adiabática lateral y el transporte lateral de materia entre las columnas de convecciónSOL Ique suben y las que bajan son interrumpidas, y las corrientes de convección cesan. Privada de este suministro normal de calor, la zona se enfría por radiación y se convierte en una mancha oscura.

Estas teorías de carácter hidrodinámico y magnetohidrodinámico no son totalmente satisfactorias.

b. Cromosfera. Propiedades generales. Colocando un espectrógrafo de rendija tangente al limbo solar momentos antes de un eclipse total, después de un debilitamiento del espectro Fraunhofer, se produce un brusco cambio transformándose en un espectro de brillantes rayas de emisión (espectro relámpago), que dura 1,5 minutos. Este espectro corresponde a una zona de gas rarificado adyacente a la fotosfera, denominado estrato inversor, que es la parte más baja de la cromosfera, así llamada por el color rojo brillante que presenta.

De igual manera que la fotosfera es una capa de transición de la opacidad, la cromosfera lo es de la temperatura. En números redondos la temperatura en su base es de 4.300° K y se eleva hasta un millón de °K a 10.000-15.000 Km., donde la cromosfera se une con la corona isotérmica. Las densidades correspondientes en número de átomos/cm3 son N=1016 y 4x108. Estos valores límites de la temperatura y de la densidad están claramente establecidos, pero su variación a través de la cromosfera se conoce con poca seguridad.

La tabla VII resume la distribución de altitudes, en Km. (h) o radios solares (r), las temperaturas Kelvin (T), el estado del hidrógeno y los principales fenómenos solares en las distintas capas del sol.

El estado físico de la cromosfera se puede describir en función de sus temperaturas (cinética, de excitación, deionización, etc.). Los resultados así obtenidos, muy discordantes, prueban que la cromosfera no se encuentra en equilibrio termodinámico.

Espectro de la cromosfera. El espectro relámpago no es exactamente inverso del espectro Fraunhofer, sino que presenta rayas de helio, no observables en el espectro solar, y rayas de metales ionizados que demuestran temperaturas más elevadas en la cromosfera. Numerosos estudios han permitido registrar más de 4.000 rayas, entre las que destacan como más brillantes las del calcio ionizado, la serie de Balmer del hidrógeno y la línea D (5.875,6 A) del helio.

Comparando ambos espectros, se aprecia que las intensidades de las rayas no se corresponden en uno y otro caso, siendo las intensidades de las rayas de elementos ionizados más altas que las de sus correspondientes neutros y apareciendo un mayor número de rayas de hidrógeno en el espectro relámpago.

También es importante señalar que en la medida de intensidades y perfiles de las rayas ha de tenerse en cuenta la presencia de movimientos turbulentos de la cromosfera y la propia absorción (self-absorption) de algunas de las rayas más brillantes y de más bajos niveles de la cromosfera.

La medida de abundancias, más fácil en las capas más bajas de la cromosfera, parece indicar que las abundancias relativas de los elementos en la cromosfera son análogas a las de la fotosfera, no existiendo ninguna razón para creer que dichas abundancias cambien con la altura.

Recordemos finalmente que a partir del lanzamiento de cohetes (1954) se produce un gran avance en el estudio de la radiación ultravioleta, obteniéndose el espectro entre 1.215 A y 83 A, y numerosas medidas de la intensidad de la raya La del hidrógeno. Como se sabe, la radiación ultravioleta de la cromosfera, que consta de un espectro continuo y líneas de emisión, es la principal responsable de la formación de capas ionosféricas de la atmósfera terrestre.

Espículas cromosféricas (v. fig. 5). Las espículas cromosféricas, de 1.000 Km. de anchura y 10.000 Km. de altitud, en promedio, son formaciones de corta vida (- 2 min.), que en conjunto semejan "una pradera en llamas". Emergen de la cromosfera con velocidades de 20 a 30 Km/seg. hasta alcanzar su máxima altitud y se retraen de nuevo, en pocos minutos, sobre la cromosfera.

Su orientación más frecuente es radial o formando pequeños ángulos (-200) con el radio. Se han señalado diferencias entre las inclinaciones de las espículas polares y ecuatoriales, que parece más pronunciada en épocas de mínima actividad solar. La carencia de datos no permite por ahora sacar conclusiones rigurosas con respecto a su posible formación.

SOL 1Protuberancias (filamentos) (v. tig. 6). Las protuberancias o filamentos son formaciones muy variadas que semejan chorros de gas, proyectados desde la cromosfera, apareciendo en forma luminosa sobre un cielo oscuro, cuando se encuentran en el borde (protuberancias), o como finas y alargadas bandas oscuras cuando son observadas sobre el disco (filamentos). Fueron descubiertas en el eclipse de jul. de 1842 (Arago, Struve, Airy) e interpretadas correctamente en el de jul. de 1851, produciéndose un considerable avance a partir del eclipse de ag. de 1868, durante el cual la brillante raya amarilla del espectro fue atribuida por Lockyer a un nuevo elemento (helio), más tarde descubierto sobre la Tierra por Ramsay (1895).

Las dimensiones (v. fig. 7) medias de las protuberancias son: anchura 10.000 Km. (entre 6.000 y 12.000), longitud 200.000 Km. (entre 60.000 y 600.000) y altitud 40.000 Km. (entre 0 y 100.000). La distribución en cuanto a altitudes alcanzadas es la siguiente: 78% con altitudes de 30" a 60", 16% de 60" a 90", 4% de 90" a 120" y 2% con altitudes superiores a los 120" (1"=725 Km.).

La curva que expresa el número anual de protuberancias es análoga a la que expresa el número anual de manchas, existiendo correlación entre aquéllas y el ciclode 11 años, como se comprueba en el cuadro adjunto. Sin embargo, existen algunas diferencias a señalar:1) La relación de áreas de protuberancias máximo/mínimo es aproximadamente igual a 4, mientras en las manchas es del orden de 20.

2) Las protuberancias aparecen en todas las latitudes, si bien se presentan de modo preferente en dos zonas de cada hemisferio. Una llamada principal, cuya actividad concuerda con la de manchas, y otra de latitudes más altas o polar.

3) Las protuberancias en la zona principal comienzan unos tres años antes del comienzo del ciclo o máximo de manchas, en una latitud media de ±30° (de 00 a ±60°), alcanzando su máximo simultáneamente con el de manchas y disminuyendo en latitud y número hasta que desaparecen un año antes del mínimo de manchas.

4) La actividad en altas latitudes comienza unos 3 años después del máximo de manchas entre 45° y 50° y persiste sin grandes variaciones hasta el mínimo, produciéndose después una reactivación y desplazamiento hacia mayores latitudes, y alcanzando su máximo unos 3 años después del máximo de manchas.

Similares resultados se obtienen para las protuberancias observadas como filamentos a través de espectroheliógrafo (líneas H y K del CaII, o línea Ha del hidrógeno) y filtros. L. y M. d’Azambuja han efectuado numerosos estudios sobre el desarrollo de filamentos en el disco solar, describiéndolos con todo detalle.

Basándose en el origen, movimientos, estructura y sus relaciones con las manchas, ha establecido Pettit (1930) una clasificación de las protuberancias en: I. Activas, 11. Eruptivas, 111. De manchas, IV. Tornado, V. Quiescentes y VI. De la corona. Otra clasificación más simpleSOL 1(Severnyi y Khokhlova, 1953) las divide en: Eruptivas (v. fig. 8), cuando la protuberancia o gran parte de ella proviene del s.; electromagnéticas, en las que son observados movimientos regulares a lo largo de bien definidas trayectorias, y quiescentes, caracterizadas por movimientos en cualquier dirección.

El espectro de las protuberancias, que resulta esencial para estudiar su naturaleza física, es un espectro de emisión, en el que las rayas más intensas corresponden a la serie de Balmer del hidrógeno, las rayas H y K del calcio ionizado y la raya D3 del helio. En el espectro de las protuberancias quiescentes y eruptivas la mayoría de ellas corresponden al hidrógeno y los metales, preferentemente ionizados. En el de las protuberancias conectadas con manchas se presentan fuertes rayas metálicas (Sr, Mg, Na, Ti, Fe, etc.) y fuertes rayas de He, de ahí el nombre de protuberancias metálicas con que también se las conoce.

Digamos finalmente que, aun cuando no se conoce bien el mecanismo de producción de las protuberancias, parece deducirse que en su formación y mantenimiento intervienen fuerzas electromagnéticas.

Fulguraciones cromosféricas (v. fig. 9). Las fulguraciones cromosféricas, visibles en la raya H del hidrógeno con espectrohelioscopio, son formaciones muy brillantes, aunque de corta vida, semejantes a explosiones.

Su estudio tiene gran interés por la gran influencia que tienen sobre la ionosfera y el campo magnético terrestre. Además emiten radio-ondas y pueden afectar a la radiación cósmica que incide sobre la Tierra.

Las fulguraciones están generalmente localizadas en los más bajos estratos cromosféricos, junto con flóculos briSOL 1llantes de hidrógeno, que en ciertos casos unen manchas de polaridad magnética opuesta. No obstante, a veces son observadas a considerables altitudes en forma de protuberancias anormalmente brillantes. Su observación en la raya H y a través de filmes han permitido comprobar su compleja formación, casi siempre a partir de un punto brillante, hasta convertirse a veces en grandes fulguraciones que semejan vórtices.

Se han clasificado convencionalmente de acuerdo con el siguiente cuadro:Durante años de máxima actividad solar pueden observarse varias fulguraciones dentro de una sola región activa, en el transcurso de una hora. Las fulguraciones de las clases 3 y 3+ no suelen darse más de una o dos cada mes.

Durante las fulguraciones cromosféricas pueden aparecer protuberancias especiales llamadas surges (oleadas), que son como surtidores que ascienden muy rápidamente, alcanzando una cierta altitud y descendiendo después con velocidades próximas a las de caída libre. En el espectro son observados desplazamientos Doppler de hasta 10 A,aun cuando las velocidades más corrientes son del orden de 80 a 100 Km/seg.

Por otra parte, el espectro de las grandes fulguraciones incluye todas las rayas de hidrógeno, helio neutro y algunos metales (Mg, FeII, SrIl, Cr, TiII, Ball, etc.), o sea en esencia las mismas rayas que se hallan en la cromosfera.

Aparentemente el principal mecanismo para las líneas de emisión de las fulguraciones es la recombinación atómica y el impacto de electrones. Sin embargo, la cons-’ trucción de una teoría de las fulguraciones envuelve gran dificultad.

Influencia de las fulguraciones sobre la Tierra. El primer efecto de las fulguraciones, constatado sobre la Tierra, fue el conocido efecto Dellinger, que consiste en una variación de las condiciones de radio-recepción (interrupciones de corto periodo) al comenzar la fulguración. Se ha visto que la composición de la ionosfera, la ionización de átomos y, por tanto, la estructura de las capas ionizadas cambia durante las fulguraciones. Estos cambios afectan principalmente a la capa D, cuyo aumento de ionización puede ser debido a la emisión ultravioleta y de rayos X en las fulguraciones.

Asimismo, al variar el estado de la ionosfera como capa conductora, la fuerte radiación de las fulguraciones origina variaciones del campo geomagnético, dando lugar a la formación de ganchos magnéticos, del mismo modo que la emisión de corpúsculos solares origina tormentas magnéticas, auroras boreales, etc. La presencia de estos corpúsculos, en su mayor parte protones, fue deducida de la aparición de las rayas de Balmer, con un desplazaSOL I-I1miento hacia el violeta, en auroras. Señalemos, finalmente, que considerables cantidades de partículas de radiación cósmica son expulsadas en grandes fulguraciones y detectadas en la Tierra 1 ó 2 horas después.

e. Corona solar (v. fig. 10). La corona solar puede observarse durante los eclipses, por medio del coronógrafo y gracias a la radioastronomía. De hecho aún existen lagunas en su conocimiento; pero no hay duda del gran avance producido en las dos últimas décadas.

La observación de la corona durante los eclipses la muestra como una región de brillo análogo al de la Luna, que se extiende a distancias del borde superiores al radio solar. Su forma es irregular, apareciendo más redondeada en épocas de máxima actividad solar y más alargada en el plano ecuatorial en años de mínima actividad. También se ha notado la existencia de formaciones típicas (fans, arches, rays, etc.) relacionadas con fenómenos fotosféri-coS (manchas y fáculas), cromosféricos (espículas y fulguraciones) y protuberancias, que parecen atribuirse a campos magnéticos locales.

Ordinariamente se distinguen la corona interior y exterior o bien corona de emisión, corona K (continuo) y corona F (Fraunhofer).

Las rayas de emisión muy intensas que se observan en las proximidades del borde solar han constituido un difícil problema de identificación hasta los trabajos de Gotrian (1934) y de Edlen (1942), que las han atribuido a la existencia de átomos ionizados varias veces, lo que implica temperaturas elevadas. De esta forma se han identificado átomos de Fe X, Fe XI, Fe XIII, Fe XIV, Ni XII, Ni XV, Ca XII, Ca XIII, Ca XV, AX AXIV, etc. Por otra parte, el perfil de las rayas de emisión conduce a un límite superior de temperatura de (2-106)0K. Estudios más minuciosos sobre los procesos de ionización han permitido establecer que la temperatura de la corona es bastante estable y oscila entre 6.000 y 2.000.000° K.

La corona K, más próxima al disco solar, presenta un espectro continuo, parecido al de la fotosfera, aunque sin rayas de absorción. Su luminosidad es debida a la difusión de la luz solar por los electrones libres del gas de la corona. La luz está total o parcialmente polarizada. Las medidas en luz blanca permiten afirmar que la corona K está constituida por electrones libres y tiene una temperatura del orden de un millón de grados, lo que se traduce en velocidades muy grandes de éstos y en ensanchamientos de las rayas espectrales de hasta 1.000 A; apareciendo como continua.

La corona F presenta rayas de Fraunhofer atribuibles al fondo difuso de la corona, cuya luz no está polarizada. Van de Hulst explica la existencia de la componente F como originada por difracción de la luz en granos de polvo interplanetario localizado entre el s. y la Tierra. Tal difusión es análoga a la que se observa en la luz zodiacal, de la que se considera como una prolongación.

5. Interior del sol. El estudio del interior del s. sólo puede obtenerse a través de cálculo, asimilando dicho astro a un cierto modelo de estrella y ajustando los distintos parámetros, para que las condiciones en su superficie coincidan con las observadas en la fotosfera. En principio el problema consiste en determinar la distribución radial de la temperatura, de la densidad y del coeficiente de generac) ión de energía, de manera que se obtenga una esfera gaseosa estable de masa, radio y luminosidad dadas. El modelo será distinto según las hipótesis que se hagan sobre los procesos degeneración de energía, el tipo de equilibrio existente (radiactivo, convectivo, etc.), composición química, etc.

De acuerdo con las teorías más en boga, se estima que la composición interior del s. es semejante a la de la superficie (en peso: 75% de hidrógeno, 24% de helio y 1 % de elementos más pesados) y que las abundancias relativas dentro del grupo de elementos pesados se mantiene también, con excepción de los cambios causados por la transmutación nuclear del ciclo del carbono. Asimismo se cree que la mayor parte de su interior está en equilibrio radiactivo, existiendo una zona externa en equilibrio convectivo y un núcleo convectivo central cuyas características no están bien definidas.

Señalemos, finalmente, que sus temperaturas parecen oscilar entre unos 5.000° en la superficie y unos 15.000.000° K en el centro, y sus densidades entre 10-’ gr/cm3 en la superficie y 90 gr/cm3 en el centro.

6. Sistema solar: V. PLANETAS; TIERRA I; TIEMPO I. V. t.: ESTRELLAS.

R. CID PALACIOS.

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