Aviso importante: Nunca, y bajo ningún concepto, observeis el Sol sin protección adecuada. Los efectos de observar el Sol a través de un telescopio sin filtro solar son la ceguera permanente y inmediata. Tampoco useis los filtros de cristal que se colocan en el ocular, ya que pueden llegar a partirse con el calor. Siempre usad filtros que se coloquen en la boca del telescopio. 

El Sol es la estrella más cercana. Las estrellas son unos objetos indispensables de observar, cuyo análisis se enfrenta con la importante restricción de su lejanía. De ahí la importancia del estudio del Sol, que ofrece la oportunidad de observarla con un detalle imposible de conseguir en las restantes. De hecho, si habeis observado alguna vez a través de un telescopio, habreis descubierto que no se puede distinguir más detalle que el color de la estrella en cuestión.

Para un buen conocimiento del Sol y otras estrellas, es indispensable estudiar su atmósfera. El estudio de las atmósferas estelares implica el conocimiento no sólo de las mismas, sino también la estructura del Universo mismo. Recurre al estudio de otras disciplinas como son la espectroscopía, dinámica de los gases y plasmas, magnetohidrodinámica, física de altas energías, relatividad y termodinámica. Hoy día quedan por resolver o aclarar algunas cuestiones de la física atmosférica solar: calentamiento de la cromosfera, interacción de convección, campos magnéticos y rotación diferencial, ciclo de actividad solar, y fenómenos de supergranulación, espículas o fulguraciones.

Los resultados obtenidos de la observación de estrellas, con satélites artificiales, confirman que la estructura solar radial atmosférica es característica de la mayoría de las estrellas.

Datos genéricos del Sol 

Pasamos a describir físicamente el Sol como estrella. Tiene una masa de 2·10^30 g (superior a 332.946 veces la terrestre), un radio de 696.000 km, que implica una baja densidad media de 1,4 g/cm3 que evidencia la presencia dominante de hidrógeno y helio (y eso que en su centro se deben alcanzar densidades gigantescas, lo que también da idea de lo tenue de su atmósfera). El Sol no es homogéneo, y su densidad aumenta rápidamente hacia el interior, desde valores de 10-8 g/cm3 en la fotosfera hasta 100 veces la del agua en el núcleo, con una presión de 5·10^11 atm.

El Sol no gira como un cuerpo sólido, sino como un fluido, por lo que se dice que tiene rotación diferencial, más rápida en el ecuador (una vuelta en 25 días) que en los polos (en 34 días). Es decir, estamos acostumbrados a tener en cuenta el giro de un cuerpo celeste como si fuera una peonza, pero en el caso del Sol, esto no se cumple. Digamos que se divide en bandas y hay unas que giran más rápido (las que están en el ecuador) y otras más despacio (las de los polos).

Su eje de rotación forma un ángulo de 7°15’ con la perpendicular a la eclíptica. 

La atmósfera solar se compone de tres partes o capas diferenciadas: la fotosfera que es el disco aparente (visual) del Sol, la cromosfera y la corona que se difunde en el espacio, yendo hacia el exterior. Las dos últimas sólo son visibles ocultando la primera, o bien en un eclipse o con coronógrafos. También se suele dar la atmósfera del Sol como la parte superior a la fotosfera (disco visible del Sol).

El espectro de la fotosfera solar, con continuo y líneas de absorción) corresponde a una estrella enana (clase de luminosidad V) de tipo espectral G2. Comparando su continuo con el de un cuerpo negro obtenemos una temperatura efectiva de 5780 K. Por ello emite la mayor parte de su radiación en el visible, siendo una estrella amarilla. Esto ya se podía haber deducido del hecho de que los seres terrestres tienen adaptado su sistema de visión mayoritariamente en el visible (con máximo e  el amarillo), por ser esta la luz más abundante, la del Sol.

La fotosfera 

Tiene aproximadamente entre 300 y 400 km de espesor, y es en ella donde se origina la práctica totalidad de la radiación visible emitida por el Sol. Su densidad y temperatura aumentan hacia el interior (esta es la causa de que las líneas superpuestas al continua sean de absorción). En ella la radiación del interior es absorbida y reemitida (destruyendo por tanto toda información de las capas más internas) principalmente por el ión negativo del hidrógeno.

El efecto de oscurecimiento hacia el limbo es una consecuencia del gradiente de temperatura, y consiste en que al observar hacia los bordes del disco, la luz que nos llega desde ellos tiene que recorrer más espacio y por ello procede de capas más altas y frías, con menor emisión con respecto al disco. Este efecto depende del rango espectral de observación, siendo muy evidente hacia el azul y casi inexistente hacia el rojo (flat limb darkening). En cambio, en rayos X se observa el efecto contrario, pero es debido a la emisión de las capas superiores, que tienen el gradiente de temperatura al revés.

Las líneas de absorción solares (llamadas también de Fraunhofer, en honor a su descubridor) están identificadas y catalogadas: corresponden a elementos tales como el hierro, magnesio, aluminio, calcio, titanio, cromo, níquel y sodio, además de la serie de Balmer del hidrógeno. El examen espectroscópico da además sus abundancias en la fotosfera.

Las leyes físicas básicas que gobiernan la estructura solar, también en la fotosfera, son las del equilibrio hidrostático y radiativo.

En general el transporte de energía en las atmósferas estelares se hace por radiación. Pero en estrellas similares a la nuestra, la opacidad de las capas exteriores es muy alta y pierde eficacia, pasando a ser dominante el transporte por convección (como en una cacerola con agua hirviendo). Una de sus manifestaciones es la granulación fotosférica, al modo de un fluido en ebullición. Los gránulos, de unos 1000 km de tamaño, están en movimiento y son el resultado de las corrientes convectivas que emergen, depositan su energía enfriándose, y vuelven a bajar por los espacios intergranulares.

La vida media de un gránulo es de unos 10 minutos. La diferencia térmica con el borde de unos 300 grados. La granulación fotosférica fue descubierta por Richard Carrington en el siglo XIX, y Jansen consiguió fotografiarla en 1896.

Angelo Secchi fue el primero en interpretar los gránulos como la cima de columnas de gases calientes ascendentes, que vuelven a descender por las zonas más oscuras.

En la imagen se puede apreciar
la supergranulación fotosférica y
la granulación.

Otro fenómeno semejante es el de la supergranulación: cada célula supergranular, con un diámetro de unos 30000 km, contiene cientos de gránulos, y se observa movimiento de gas horizontal alejándose del centro de la célula. Está situada ligeramente por encima de los gránulos, prácticamente en la cromosfera, por lo que se suele dar como característica de esa capa.

La cromosfera

Es la capa atmosférica situada sobre la fotosfera. Es una fina capa de gas que se extiende hasta unos 15000 km de altitud y que es transparente a la luz blanca. En el transcurso de un eclipse total de Sol aparece como un anillo rojizo (de ahí su nombre: esfera coloreada) no homogéneo y muy tenue, con numerosas puntas luminosas denominadas espículas, que se mueven verticalmente como lenguas de fuego a velocidades comprendidas entre 20 y 50 km/s y una duración entre 5 y 10 minutos. Tienen un diámetro de unos 1000 km y una altura 10 veces mayor.

Angelo Secchi describió las espículas como "pequeñas llamitas bajo la acción de viento, que dan a la cromosfera el aspecto de un prado en llamas". En un momento dado puede haber medio millón en la superficie solar. Se observan como una prolongación de la granulación fotosférica, que también es observable en la cromosfera en forma de manchas luminosas llamadas flóculos, situadas en la base de las espículas.

También hay una supergranulación constituida por grupos de celdillas, de dimensiones de unos 32000 km y vidas entre 1 y 2 días. Por lo general las espículas se disponen en el borde de los supergránulos.

La cromosfera es una capa complicada por ser una zona de cambios físicos drásticos del gas. La temperatura cambia de los 5800K de la fotosfera hasta los 100.000 K de la alta atmósfera, en una corta distancia (2% del radio solar), mientras que la densidad disminuye hacia el exterior.

A partir de la cromosfera el gradiente de temperatura se invierte. La temperatura desciende del interior hacia la fotosfera, alcanza un valor medio, y a partir de la cromosfera y hacia el exterior crece. Se toma como origen de esta capa precisamente el punto de temperatura mínima (4200 K), hasta que se alcanzan los 25000 K en que empieza una región de transición hacia la corona. Este fenómeno evidencia un cambio de los mecanismos de transporte energético. Dado lo enrarecido del medio, las ondas magnetohidrodinámicas transportadas hasta la fotosfera superan la velocidad del sonido y se convierten en ondas de choque, que liberan su energía de forma térmica calentando el medio.

Dada la poca radiación visible que emite en contraste con la fotosfera, la mejor forma de observarla es con las principales líneas de absorción del espectro fotosférico. Esto es debido a que la inversión del gradiente de temperatura causa que estas líneas pasen a verse en emisión (tapando el espectro fotosférico). Esas líneas constituyen el llamado espectro relámpago, llamado así porque sólo se ve fugazmente durante un eclipse. Son principalmente las Hα(Hidrógeno Alfa) y las H y K del CaII (3968 y 3934 Å). En la imagen podemos ver el Sol en la linea de emsión del Calcio.

Existen filtros especiales y cámaras adaptadas para captar mejor los detalles de la cromosfera.

Las capas más elevadas de la cromosfera, que radian predominantemente en el ultravioleta y rayos X, han de observarse fuera de la atmósfera terrestre, desde satélites. Así se ha descubierto la existencia de esta región en otras estrellas.

Entre la cromosfera y la corona hay una fina capa de gas, denominada estrato o región de transición. Las observaciones espectrales indican un espesor de apenas 30 km. Sólo es observable en algunas líneas de emisión, en la banda del extremo ultravioleta, por lo que sólo puede estudiarse desde el espacio. En el espacio de unas decenas de kilómetros la temperatura sube desde los valores cromosféricos (entre 104 y 105 K) hasta los coronales (con 1 o 2 millones de grados). Además hay proporcionalidad en las emisiones UV y X, que indica un mismo proceso energético causante. Se cree que puede ser la zona en que las condiciones del medio son tales que la energía transportada se transforma en calor del
medio, como un rompiente u onda de choque de ondas magnetohidrodinámicas (al bajar la densidad baja la velocidad del sonido). Este proceso debe ser el responsable del cambio de temperatura en la cromosfera y corona.

Las capas más elevadas de la cromosfera, que radian predominantemente en el ultravioleta y rayos X, han de observarse fuera de la atmósfera terrestre, desde satélites. Así se ha descubierto la existencia de esta región en otras estrellas.

La Corona

Durante los eclipses totales, cuando la fotosfera primero, y luego la cromosfera, quedan completamente ocultas, aparece un débil halo blanco alrededor del Sol, denominado corona. Es la región más externa y extensa de la atmósfera solar. Para su observación es preciso un eclipse o lugares especiales como la alta montaña (donde la difusión de la atmósfera terrestre es menor) o el espacio interplanetario (en órbita se puede estudiar el rango ultravioleta y de rayos X). Se emplea el coronógrafo, instrumento que simula un eclipse (gracias a pantallas y diafragmas internos) y minimiza la difusión instrumental.

El gas que la constituye tiene una densidad que es al menos 10 millones de veces inferior a la del gas fotosférico, y que decrece con continuidad al aumentar la distancia a la estrella. El espectro visible de la corona tiene tres componentes. La denominada corona K presenta un espectro continuo sin líneas de absorción. El espectro de la corona F es similar al fotosférico. La corona E consiste en un espectro de líneas de emisión.

La luminosidad media de la corona K es superior a la F, para distancias inferiores al radio solar. Es el resultado de la difusión de la radiación fotosférica por los electrones coronales. Debido a la alta temperatura, los electrones tienen muy grandes velocidades, que solapan los perfiles de las líneas de absorción fotosféricas por efecto Döppler. El espectro F se debe a la difusión de la radiación fotosférica por partículas pesadas del polvo interplanetario, lo que permite apreciar las líneas.

La estructura coronal es complicada y posee formaciones características interrelacionadas con el campo magnético, que son evidentes en el estudio en rayos X y UV. Los penachos coronales tienen una base bulbosa y un cuello que se extiende hasta 2 o 3 R⊙, y estelas de hasta 10 R⊙. Están asociados a las protuberancias quiescentes. Los rayos polares presentan una curvatura similar a las líneas de fuerza de un dipolo magnético, mientras que los rayos faculares son rectilíneos. Estas estructuras tienen las líneas del campo abiertas hacia el exterior (las líneas siempre son cerradas
según la ley de Gauss, abiertas quiere decir distorsionadas longitudinalmente desde la superficie), y confinan el enrarecido gas, cuya temperatura es de 2 ó 3 millones de grados.

Se observan también los llamados agujeros coronales, zonas oscuras fácilmente apreciables en rayos X. Los agujeros coronales duran varias rotaciones solares y son de los fenómenos con mayor vida media. El Sol emite sin interrupción y en todas direcciones un flujo de partículas de baja energía y alta velocidad llamado viento solar, cuyo principal origen son los agujeros coronales, por los que surge como a chorros. La corona solar se diluye en el espacio interplanetario hasta confundirse con el viento solar.

Las manchas solares

Hay una serie de fenómenos variables en el tiempo que se superponen a la estructura básica solar. El Sol es por ello una estrella activa, con episodios violentos y espectaculares. La energía de tales sucesos es sin embargo de entidad despreciable frente a la luminosidad solar, por lo que no se tiene en cuenta en los modelos de evolución estelar. No se trata de una estrella variable en el sentido clásico, ya que no presenta variaciones relevantes de su irradiación
determinadas por modificaciones estructurales.

La actividad solar consiste en un conjunto de fenómenos, y convencionalmente se considera que está sereno en su ausencia, y activo en su presencia. Su magnitud supone una variación de una parte en 2500, insuficiente para producir efectos climáticos.

Un fenómeno o centro de actividad solar (AR, de active region) varía lentamente durante unas semanas o meses. Consiste en las manchas y fáculas fotosféricas, playas, protuberancias y filamentos de la cromosfera, y fulguraciones y chorros coronales. Los centros de actividad se caracterizan por frecuencia, latitud y polaridad magnética, y afectan a diferentes alturas recibiendo nombres diferentes. Es condición física fundamental para la formación de una región activa el aumento de la intensidad local del campo magnético. Los períodos de actividad más intensa siguen una periodicidad estadística conocida como ciclo solar, que es del orden de 11 años (22 con la inversión de la polaridad magnética). Se desconoce en profundidad su causa pero se explica fácilmente relacionado con las manchas solares.

Características de las manchas solares

Las manchas solares son la manifestación más evidente de los fenómenos de actividad solar. Su existencia era conocida por chinos y griegos, y en occidente en 1611 por y Fabricius y Galileo (yle supuso un proceso en 1633; precisamente en aquellos años el comportamiento del Sol fue anómalo, con un mínimo llamado de Maunder, que le supuso el no poder demostrar sus razones). Las manchas aparecen casi siempre agrupadas, tienen dimensiones y formas variables, con diámetros entre 2000 y 105 km. Las manchas aparecen, se desarrollan y desaparecen en períodos de horas o meses. Tienen dos partes, una más oscura llamada umbra y otra periférica y gris llamada penumbra, de aspecto filamentoso
radial. Son regiones frías comparadas con el medio que las rodea, con 1500 o 2000 K menos que la fotosfera. La penumbra de las manchas solares situadas al borde o limbo del Sol es más fina en la parte orientada hacia el interior del disco, lo cual indica que son depresiones de la fotosfera. Este efecto fue descubierto por A. Wilson en 1769.

Por las manchas emergen y están atravesadas por líneas de campos magnéticos, detectados y medidos gracias al efecto Zeeman. Esto fue descubierto por Hale a comienzos del siglo XX. El campo magnético es vertical, de polaridad uniforme para cada mancha, y hay tantas manchas de polaridad norte como de la sur (las líneas del campo magnético son cerradas, y salen y entran por manchas). La intensidad del campo es del orden de varios miles de Gauss, o entre centésimas y décimas de Teslas (104 veces más intensos que el terrestre). Con un par de manchas próximas e inversas
se puede identificar una región denominada línea neutra, de inversión, donde el campo es nulo. Las manchas se desplazan con la rotación diferencial (lo que permite calcularla), cambiando su número, forma y dimensiones.
La primera, llamada mancha guía o cabeza tiene polaridad inversa a la última llamada cola. En cada hemisferio la polaridad es uniforme: las manchas guía de un hemisferio tienen todas la misma polaridad, que es la opuesta del otro hemisferio. Además cada par tiene la misma inclinación hacia el ecuador durante un ciclo (que es especular para el hemisferio opuesto); esto es conocido como ley de Hale y Nicholson.

Las manchas no se distribuyen al azar por el disco. Las manchas solares aparecen en ambos hemisferios dentro de una franja de latitudes que va de 10° a 40°; además, dentro de esta franja se presentan en las latitudes altas al comienzo de un ciclo y se van acercando al ecuador a medida que el ciclo avanza; es la ley de Spoerer. La representación en el tiempo (en unidades de ciclo) de las manchas con la latitud (con ambos hemisferios) da un diagrama con forma de mariposa.

Las manchas están asociadas a otro fenómeno fotosférico: las fáculas, que son zonas cuyo brillo es superior en un 10%, y por tanto más calientes en unos cientos de grados. Surgen como compensación adyacente al déficit emisivo que supone una mancha.

Conteo de las manchas solares

El número de manchas solares presentes en el disco varía periódicamente. Esto fue señalado por Heinrich Schwabe en 1843, y confirmado por J. Rudolf Wolf, que elaboró un indicador de la actividad solar diaria en 1848 que se emplea en la actualidad. Se trata del llamado número relativo de Zurich o de Wolf (R), que cuantifica el número y la importancia de las manchas fotosféricas de forma sencilla pero eficaz, y que actualmente se expresa como R = k(10g+f) . g es el número de grupos de manchas presentes en determinada fecha, f el número total de manchas presentes sobre el disco, y k una constante de normalización muy próxima a la unidad que deber ser determinada experimentalmente. Tiene en
cuenta el instrumento empleado y las condiciones de observación, para conseguir la equivalencia entre distintos observadores.

Representando gráficamente el número de Wolf en el tiempo es posible seguir la evolución de la actividad solar. Para poner de manifiesto más fácilmente el ciclo solar undecenal es preciso corregir de fluctuaciones estadísticas y calcular valores medios mensuales (para aminorar el efecto de selección de la rotación del Sol). Así estableció Wolf la duración del ciclo solar en 11 años, concoido como ciclo de Schwabe o ciclo solar undecenal (sin contar
la inversión magnética), aunque varía entre 9 y 13 años. La polaridad magnética se invierte siempre de un ciclo al siguiente.

Teniendo en cuenta esto el ciclo solar es de 22 años, llamado ciclo de Hale. Durante el máximo los grupos de manchas están desarrollados, mientras que en el mínimo el disco puede estar desprovisto durante varios días. Otro índice muy utilizado es el de la emisión radio del Sol a la longitud de onda de 10,7 cm, de origen cromosférico, que no se ve afectado de las condiciones de visibilidad.