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Al maestro
Una especie de “pasaporte” de cada estrella, incluido el Sol, es su espectro. En el espectro solar se han registrado más de 30.000 líneas pertenecientes a 72 elementos químicos. Por supuesto, los otros 20 elementos también están “presentes” en el Sol. Lo que pasa es que sus líneas son muy débiles y no es fácil notarlas en el contexto general. Actualmente, el Sol se compone de aproximadamente un 75% de hidrógeno y un 25% de helio en masa (92,1% de hidrógeno y 7,8% de helio en número de átomos); todos los demás elementos químicos (los llamados "metales") contienen sólo el 0,2% de la masa total. Esta proporción cambia lentamente con el tiempo a medida que el hidrógeno se convierte en helio en el núcleo del Sol.
Estructura interna del sol
En realidad, todas las capas del Sol mencionadas anteriormente no son observables. Por encima de la zona convectiva se encuentran las capas del Sol directamente observables, llamadas atmósfera. La atmósfera solar también consta de varias capas diferentes. En la estructura de las capas exteriores del Sol se distinguen la fotosfera (“esfera de luz”, traducida del griego), la cromosfera (“esfera de luz”) y la corona.
Fotosfera
Superficie solar visible - fotosfera- Se trata de una capa de gas de unos 700 km de espesor, en la que se forma la radiación solar que llega a la Tierra. Precisamente por el medio de esta capa se “dibuja” la superficie convencional de nuestra estrella, que se utiliza para diversos cálculos, en concreto, para medir alturas (arriba) y profundidades (abajo). En las capas exteriores, más frías y enrarecidas de la fotosfera, aparecen líneas de absorción de Fraunhofer sobre el fondo de un espectro continuo. Al analizar el espectro solar, que contiene más de 300 mil líneas de absorción, se establece la composición química no de la fotosfera, sino de las capas ubicadas sobre ella. Al propagarse hacia las capas superiores de la atmósfera solar, las ondas que surgen en la zona convectiva y en la fotosfera les transfieren parte de la energía mecánica de los movimientos convectivos y producen el calentamiento de los gases de las capas posteriores de la atmósfera: la cromosfera y la corona. . Como resultado, las capas superiores de la fotosfera, con una temperatura de aproximadamente 4500 K, resultan ser las "más frías" del Sol. Tanto hacia dentro como hacia arriba, la temperatura de los gases aumenta rápidamente.
Para familiarizarnos con la estructura interna del Sol, hagamos ahora un viaje imaginario desde el centro de la estrella hasta su superficie. Pero, ¿cómo determinaremos la temperatura y la densidad del globo solar a diferentes profundidades? ¿Cómo podemos saber qué procesos tienen lugar dentro del Sol?
Resulta que la mayoría de los parámetros físicos de las estrellas (¡nuestro Sol también es una estrella!) no se miden, sino que se calculan teóricamente mediante ordenadores. El punto de partida para tales cálculos son sólo algunas características generales de la estrella, por ejemplo su masa, su radio, así como las condiciones físicas que prevalecen en su superficie: temperatura, extensión y densidad de la atmósfera, etc. La composición química de una estrella (en particular, del Sol) se determina espectralmente. Y a partir de estos datos, un astrofísico teórico creará un modelo matemático del Sol. Si dicho modelo se corresponde con los resultados de la observación, entonces puede considerarse una aproximación bastante buena a la realidad. Y nosotros, apoyándonos en ese modelo, intentaremos imaginar todas las profundidades exóticas de la gran estrella.
La parte central del Sol se llama núcleo. La materia dentro del núcleo solar está extremadamente comprimida. Su radio es aproximadamente 1/4 del radio del Sol y su volumen es 1/45 (un poco más del 2%) del volumen total del Sol. Sin embargo, casi la mitad de la masa solar se encuentra concentrada en el núcleo de la estrella. Esto fue posible gracias al altísimo grado de ionización de la materia solar. Las condiciones allí son exactamente las mismas que las necesarias para el funcionamiento de un reactor termonuclear. The Core es una gigantesca central eléctrica controlada donde se genera energía solar.
Moviéndonos desde el centro del Sol hasta aproximadamente 1/4 de su radio, entramos en la llamada zona de transferencia de energía de radiación. Esta región interior del Sol, la más extensa, se puede imaginar como las paredes de una caldera nuclear, a través de las cuales se escapa lentamente la energía solar. Pero cuanto más cerca de la superficie del Sol, menores son la temperatura y la presión. Como resultado, se produce una mezcla vorticial de la sustancia y la transferencia de energía se produce predominantemente por la propia sustancia. Este método de transferencia de energía se llama convección, y la capa subsuperficial del Sol donde ocurre se llama zona convectiva. Los investigadores solares creen que su papel en la física de los procesos solares es excepcionalmente importante. Después de todo, es aquí donde se originan diversos movimientos de materia solar y campos magnéticos.
Finalmente estamos en la superficie visible del Sol. Dado que nuestro Sol es una estrella, una bola de plasma caliente, a diferencia de la Tierra, la Luna, Marte y planetas similares, no puede tener una superficie real, entendida en el pleno sentido de la palabra. Y si hablamos de la superficie del Sol, entonces este concepto es condicional.
La superficie luminosa visible del Sol, ubicada directamente sobre la zona convectiva, se llama fotosfera, que se traduce del griego como "esfera de luz".
La fotosfera es una capa de 300 kilómetros. Aquí es donde nos llega la radiación solar. Y cuando miramos al Sol desde la Tierra, la fotosfera es precisamente la capa que traspasa nuestra visión. La radiación de capas más profundas ya no nos llega y es imposible verlas.
La temperatura en la fotosfera aumenta con la profundidad y se estima en promedio en 5800 K.
La mayor parte de la radiación óptica (visible) del Sol proviene de la fotosfera. Aquí, la densidad media del gas es inferior a 1/1000 de la densidad del aire que respiramos, y la temperatura disminuye a 4800 K a medida que nos acercamos al borde exterior de la fotosfera. En tales condiciones, el hidrógeno permanece casi completamente neutral.
Los astrofísicos toman la base de la fotosfera como la superficie de la gran estrella. Consideran que la propia fotosfera es la capa más baja (interior) de la atmósfera solar. Encima hay dos capas más que forman las capas exteriores de la atmósfera solar: la cromosfera y la corona. Y aunque no existen límites definidos entre estas tres capas, conozcamos sus principales características distintivas.
La luz amarilla-blanca de la fotosfera tiene un espectro continuo, es decir, parece una franja continua de arco iris con una transición gradual de colores del rojo al violeta. Pero en las capas inferiores de la cromosfera enrarecida, en la región de la llamada temperatura mínima, donde la temperatura desciende a 4200 K, la luz solar experimenta absorción, por lo que se forman estrechas líneas de absorción en el espectro solar. Se llaman líneas de Fraunhofer, en honor al óptico alemán Joseph Frau y Gopher, quien midió cuidadosamente las longitudes de onda de 754 líneas en 1816.
Hasta la fecha, en el espectro del Sol se han registrado más de 26 mil líneas oscuras de diferente intensidad, que surgen de la absorción de luz por átomos "fríos". Y dado que cada elemento químico tiene su propio conjunto característico de líneas de absorción, esto permite determinar su presencia en las capas exteriores de la atmósfera solar.
La composición química de la atmósfera del Sol es similar a la de la mayoría de las estrellas formadas en los últimos miles de millones de años (llamadas estrellas de segunda generación). En comparación con los antiguos cuerpos celestes (estrellas de la primera generación), contienen decenas de veces más elementos pesados, es decir, elementos más pesados que el helio. Los astrofísicos creen que los elementos pesados aparecieron por primera vez como resultado de reacciones nucleares que ocurrieron durante las explosiones de estrellas, y quizás incluso durante las explosiones de galaxias. Durante la formación del Sol, el medio interestelar ya estaba bastante enriquecido en elementos pesados (el Sol todavía no produce elementos más pesados que el helio). Pero nuestra Tierra y otros planetas se condensaron, aparentemente, a partir de la misma nube de gas y polvo que el Sol. Por tanto, es posible que, mientras estudiamos la composición química de nuestra luz natural, también estemos estudiando la composición de la materia protoplanetaria primaria.
Dado que la temperatura en la atmósfera solar varía con la altitud, los átomos de diferentes elementos químicos crean líneas de absorción en diferentes niveles. Esto permite estudiar las distintas capas atmosféricas de la gran estrella y determinar su extensión.
¡Sobre la fotosfera hay una sílaba más rara! atmósfera del Sol, que se llama cromosfera, que significa "esfera coloreada". Su brillo es muchas veces menor que el brillo de la fotosfera, por lo que la cromosfera es visible sólo durante breves minutos de eclipses solares totales, como un anillo rosa alrededor del disco oscuro de la Luna. El color rojizo de la cromosfera es causado por la radiación de hidrógeno. Este gas tiene la línea espectral más intensa, Ha, en la región roja del espectro, y en la cromosfera hay especialmente mucho hidrógeno.
De los espectros obtenidos durante los eclipses solares se desprende claramente que la línea roja del hidrógeno desaparece a una altitud de aproximadamente 12 mil km sobre la fotosfera, y las líneas de calcio ionizado dejan de ser visibles a una altitud de 14 mil km. Esta altura se considera como el límite superior de la cromosfera. A medida que aumenta la temperatura, la temperatura aumenta, alcanzando los 50.000 K en las capas superiores de la cromosfera. Al aumentar la temperatura, aumenta la ionización del hidrógeno y luego del helio.
El aumento de temperatura en la cromosfera es bastante comprensible. Como saben, la densidad de la atmósfera solar disminuye rápidamente con la altura y un medio enrarecido emite menos energía que uno denso. Por tanto, la energía procedente del Sol calienta la cromosfera superior y la corona que se encuentra encima de ella.
Actualmente, los heliofísicos utilizan instrumentos especiales para observar la cromosfera no sólo durante los eclipses solares, sino también en cualquier día despejado. Durante un eclipse solar total, se puede ver la capa más externa de la atmósfera solar, la corona, un delicado resplandor plateado nacarado que se extiende alrededor del Sol eclipsado. El brillo total de la corona es aproximadamente una millonésima parte de la luz del Sol o la mitad de la luz de la Luna llena.
La corona solar es un plasma muy enrarecido con una temperatura cercana a los 2 millones de K. La densidad de la materia coronal es cientos de miles de millones de veces menor que la densidad del aire cerca de la superficie de la Tierra. En tales condiciones, los átomos de elementos químicos no pueden estar en un estado neutral: su velocidad es tan alta que durante las colisiones mutuas pierden casi todos sus electrones y se ionizan repetidamente. Por eso la corona solar está formada principalmente por protones (núcleos atómicos de hidrógeno), núcleos de helio y electrones libres.
La temperatura excepcionalmente alta de la corona hace que su material se convierta en una poderosa fuente de radiación ultravioleta y de rayos X. Para las observaciones en estos rangos del espectro electromagnético, como se sabe, se utilizan telescopios especiales ultravioleta y de rayos X instalados en naves espaciales y estaciones científicas orbitales.
Utilizando métodos de radio (la corona solar emite intensamente ondas de radio decímetros y metros), los rayos coronales se "observan" hasta distancias de 30 radios solares desde el borde del disco solar. A medida que se aleja del Sol, la densidad de la corona disminuye muy lentamente y su capa superior fluye hacia el espacio exterior. Así se forma el viento solar.
Sólo debido a la volatilización de los corpúsculos, la masa del Sol disminuye cada segundo en nada menos que 400 mil toneladas.
El viento solar sopla por todo el espacio de nuestro sistema planetario. Para entonces la velocidad inicial alcanza más de 1000 km/s, pero luego disminuye lentamente. La órbita de la Tierra tiene una velocidad media del viento de unos 400 km/s. Ohm barre a su paso todos los gases emitidos por planetas y cometas, las más pequeñas partículas de polvo meteórico e incluso partículas de rayos cósmicos galácticos de baja energía, llevando toda esta "basura" a las afueras del sistema planetario. En sentido figurado, parecemos estar bañándonos en la corona de una gran estrella...
Un análisis espectral de los rayos solares mostró que nuestra estrella contiene la mayor cantidad de hidrógeno (73% de la masa de la estrella) y helio (25%). Los elementos restantes (hierro, oxígeno, níquel, nitrógeno, silicio, azufre, carbono, magnesio, neón, cromo, calcio, sodio) representan sólo el 2%. Todas las sustancias descubiertas en el Sol se encuentran en la Tierra y en otros planetas, lo que indica su origen común. La densidad media de la materia del Sol es de 1,4 g/cm3.
Cómo se estudia el Sol
El sol es un “” con muchas capas que tienen diferente composición y densidad, y en ellas tienen lugar diferentes procesos. Observar una estrella en el espectro familiar para el ojo humano es imposible, pero ahora se han creado telescopios, radiotelescopios y otros instrumentos que registran la radiación ultravioleta, infrarroja y de rayos X del Sol. Desde la Tierra, la observación es más eficaz durante un eclipse solar. Durante este breve período, astrónomos de todo el mundo estudian la corona, las prominencias, la cromosfera y diversos fenómenos que ocurren en la única estrella disponible para un estudio tan detallado.
Estructura del sol
La corona es la capa exterior del Sol. Tiene una densidad muy baja, por lo que es visible sólo durante un eclipse. El espesor de la atmósfera exterior es desigual, por lo que de vez en cuando aparecen agujeros. A través de estos agujeros, el viento solar llega al espacio a una velocidad de 300-1200 m/s, un poderoso flujo de energía que en la Tierra provoca auroras boreales y tormentas magnéticas.
La cromosfera es una capa de gases que alcanza un espesor de 16 mil km. En él se produce la convección de gases calientes que, desde la superficie de la capa inferior (fotosfera), vuelven a caer. Son ellos los que “queman” la corona y forman corrientes de viento solar de hasta 150 mil kilómetros de longitud.
La fotosfera es una densa capa opaca de 500 a 1.500 km de espesor, en la que se producen las tormentas de fuego más fuertes, con un diámetro de hasta 1.000 km. La temperatura de los gases de la fotosfera es de 6.000 oC. Absorben energía de la capa subyacente y la liberan en forma de calor y luz. La estructura de la fotosfera se asemeja a los gránulos. Los huecos en la capa se perciben como manchas solares.
La zona convectiva, de entre 125.000 y 200.000 kilómetros de espesor, es la capa solar en la que los gases intercambian constantemente energía con la zona de radiación, se calientan, suben a la fotosfera y, al enfriarse, descienden de nuevo para obtener una nueva porción de energía.
La zona de radiación tiene un espesor de 500 mil kilómetros y una densidad muy alta. Aquí, la sustancia es bombardeada con rayos gamma, que se convierten en rayos ultravioleta (UV) y rayos X (X), menos radiactivos.
La corteza, o núcleo, es la “caldera” solar, donde constantemente se producen reacciones termonucleares protón-protón, gracias a las cuales la estrella recibe energía. Los átomos de hidrógeno se transforman en helio a una temperatura de 14 x 10 °C. Aquí se ejerce una presión titánica: un billón de kg por cm cúbico cada segundo se convierten en helio 4,26 millones de toneladas.
Prominencias
La superficie del Sol que vemos se conoce como fotosfera. Esta es el área donde la luz del núcleo finalmente llega a la superficie. La fotosfera tiene una temperatura de unos 6000 K y brilla de color blanco.
Justo encima de la fotosfera, la atmósfera se extiende a lo largo de varios cientos de miles de kilómetros. Echemos un vistazo más de cerca a la estructura de la atmósfera del Sol.
La primera capa de la atmósfera tiene una temperatura mínima y se encuentra a una distancia de unos 500 km por encima de la superficie de la fotosfera, con una temperatura de unos 4000 K. Para una estrella, esto es bastante frío.
Atmósfera
La siguiente capa se conoce como cromosfera. Se encuentra a una distancia de sólo unos 10.000 km de la superficie. En la parte superior de la cromosfera, las temperaturas pueden alcanzar los 20.000 K. La cromosfera es invisible sin un equipo especial que utilice filtros ópticos de banda estrecha. Las protuberancias solares gigantes pueden elevarse en la cromosfera hasta una altura de 150.000 km.
Por encima de la cromosfera hay una capa de transición. Debajo de esta capa, la gravedad es la fuerza dominante. Por encima de la región de transición, la temperatura aumenta rápidamente porque el helio se ioniza por completo.
corona solar
La siguiente capa es la corona y se extiende desde el Sol millones de kilómetros hacia el espacio. La corona se puede ver durante un eclipse total, cuando el disco de la luminaria queda cubierto por la Luna. La temperatura de la corona es unas 200 veces más alta que la de la superficie.
Atmósfera
La atmósfera terrestre es el aire que respiramos, la capa gaseosa de la Tierra que nos resulta familiar. Otros planetas también tienen conchas similares. Las estrellas están formadas enteramente de gas, pero sus capas exteriores también se denominan atmósferas. En este caso, se consideran externas aquellas capas desde las cuales al menos una parte de la radiación puede escapar libremente al espacio circundante sin ser absorbida por las capas superpuestas.
Fotosfera
La fotosfera del Sol comienza entre 200 y 300 km más profundamente que el borde visible del disco solar. Estas capas más profundas de la atmósfera se llaman fotosfera. Dado que su espesor no supera la tres milésima parte del radio solar, a la fotosfera a veces se la llama convencionalmente la superficie del Sol.
La densidad de los gases en la fotosfera es aproximadamente la misma que en la estratosfera de la Tierra y cientos de veces menor que en la superficie de la Tierra. La temperatura de la fotosfera disminuye de 8000 K a una profundidad de 300 km a 4000 K en las capas superiores. La temperatura de la capa media, la radiación que percibimos, es de unos 6000 K.
En tales condiciones, casi todas las moléculas de gas se desintegran en átomos individuales. Sólo en las capas superiores de la fotosfera se conservan relativamente pocas moléculas simples y radicales del tipo H 2, OH y CH.
Un papel especial en la atmósfera solar lo desempeña el ion hidrógeno negativo, que no se encuentra en la naturaleza terrestre, y que es un protón con dos electrones. Este compuesto inusual se produce en la delgada capa externa y “más fría” de la fotosfera cuando los electrones libres cargados negativamente, que son entregados por átomos de calcio, sodio, magnesio, hierro y otros metales fácilmente ionizables, se “pegan” a átomos de hidrógeno neutros. Cuando se generan, los iones de hidrógeno negativos emiten la mayor parte de la luz visible. Los iones absorben con avidez esta misma luz, por lo que la opacidad de la atmósfera aumenta rápidamente con la profundidad. Por tanto, el borde visible del Sol nos parece muy nítido.
Casi todo nuestro conocimiento sobre el Sol se basa en el estudio de su espectro: una estrecha franja multicolor de la misma naturaleza que un arco iris. Por primera vez, al colocar un prisma en la trayectoria de un rayo solar, Newton recibió tal raya y exclamó:
"¡Espectro!" (Espectro latino - “visión”). Más tarde, se observaron líneas oscuras en el espectro del Sol y se las consideró los límites de los colores. En 1815, el físico alemán Joseph Fraunhofer dio la primera descripción detallada de este tipo de líneas en el espectro solar, y comenzaron a llevar su nombre. Resultó que las líneas de Fraunhofer corresponden a ciertas partes del espectro que son fuertemente absorbidas por átomos de diversas sustancias (ver el artículo "Análisis de la luz visible"). Con un telescopio de gran aumento se pueden observar detalles sutiles de la fotosfera: todo parece sembrado de pequeños granos brillantes, gránulos, separados por una red de estrechos caminos oscuros. La granulación es el resultado de la mezcla de flujos de gas más cálidos que ascienden y otros más fríos que descienden. La diferencia de temperatura entre ellos en las capas exteriores es relativamente pequeña (200-300 K), pero más profundamente, en la zona convectiva, es mayor y la mezcla se produce mucho más intensamente. La convección en las capas exteriores del Sol juega un papel muy importante en la determinación de la estructura general de la atmósfera.
En última instancia, es la convección, como resultado de una compleja interacción con los campos magnéticos solares, la causa de todas las diversas manifestaciones de la actividad solar. Los campos magnéticos están involucrados en todos los procesos del Sol. A veces, en una pequeña región de la atmósfera solar surgen campos magnéticos concentrados, varias veces más fuertes que en la Tierra. El plasma ionizado es un buen conductor; no puede mezclarse a través de las líneas de inducción magnética de un campo magnético fuerte. Por lo tanto, en esos lugares se inhibe la mezcla y el ascenso de gases calientes desde abajo y aparece un área oscura: una mancha solar. Contra el fondo de la deslumbrante fotosfera, parece completamente negro, aunque en realidad su brillo es sólo diez veces menor.
Con el tiempo, el tamaño y la forma de las manchas cambian mucho. Habiendo aparecido en forma de un punto apenas perceptible, un poro, la mancha aumenta gradualmente su tamaño hasta varias decenas de miles de kilómetros. Las manchas grandes, por regla general, consisten en una parte oscura (núcleo) y una parte menos oscura: la penumbra, cuya estructura le da a la mancha la apariencia de un vórtice. Las manchas están rodeadas por áreas más brillantes de la fotosfera, llamadas fáculas o campos de llamaradas.
La fotosfera pasa gradualmente a las capas exteriores más enrarecidas de la atmósfera solar: la cromosfera y la corona.
Atmósfera
La cromosfera (del griego: “esfera de color”) recibe su nombre por su color violeta rojizo. Es visible durante los eclipses solares totales como un anillo brillante y irregular alrededor del disco negro de la Luna, que acaba de eclipsar al Sol. La cromosfera es muy heterogénea y está formada principalmente por lenguas alargadas (espículas) que le dan el aspecto de hierba quemada. La temperatura de estos chorros cromosféricos es dos o tres veces mayor que en la fotosfera y la densidad es cientos de miles de veces menor. La longitud total de la cromosfera es de 10 a 15 mil kilómetros.
El aumento de temperatura en la cromosfera se explica por la propagación de ondas y campos magnéticos que penetran en ella desde la zona convectiva. La sustancia se calienta de forma muy parecida a como si estuviera en un horno microondas gigante. La velocidad del movimiento térmico de las partículas aumenta, las colisiones entre ellas se vuelven más frecuentes y los átomos pierden sus electrones externos: la sustancia se convierte en un plasma ionizado caliente. Estos mismos procesos físicos también mantienen la temperatura inusualmente alta de las capas más externas de la atmósfera solar, que se encuentran por encima de la cromosfera.
A menudo, durante los eclipses (y con la ayuda de instrumentos espectrales especiales, y sin esperar los eclipses) sobre la superficie del Sol se pueden observar "fuentes", "nubes", "embudos", "arbustos", "arcos" y otras formaciones brillantemente luminosas de las sustancias cromosféricas. Pueden ser estacionarios o cambiar lentamente, rodeados de chorros suaves y curvos que fluyen dentro o fuera de la cromosfera, elevándose decenas y cientos de miles de kilómetros. Estas son las formaciones más ambiciosas de la atmósfera solar: las protuberancias. Cuando se observan en la línea espectral roja emitida por los átomos de hidrógeno, aparecen sobre el fondo del disco solar como filamentos oscuros, largos y curvos.
Las prominencias tienen aproximadamente la misma densidad y temperatura que la Cromosfera. Pero están por encima y rodeados por capas superiores de la atmósfera solar, más elevadas y muy enrarecidas. Las protuberancias no caen en la cromosfera porque su materia está sostenida por los campos magnéticos de las regiones activas del Sol.
Por primera vez, el astrónomo francés Pierre Jansen y su colega inglés Joseph Lockyer observaron por primera vez el espectro de una prominencia fuera de un eclipse en 1868. La rendija del espectroscopio está colocada de modo que intersecta el borde del Sol, y si una prominencia es ubicado cerca de él, entonces se puede ver su espectro de radiación. Dirigiendo la rendija a diferentes partes de la prominencia o cromosfera, es posible estudiarlas por partes. El espectro de prominencias, al igual que la cromosfera, está formado por líneas brillantes, principalmente hidrógeno, helio y calcio. También están presentes líneas de emisión de otros elementos químicos, pero son mucho más débiles.
Algunas protuberancias, después de haber permanecido durante mucho tiempo sin cambios notables, de repente parecen explotar y su materia es arrojada al espacio interplanetario a una velocidad de cientos de kilómetros por segundo. La apariencia de la cromosfera también cambia con frecuencia, lo que indica el movimiento continuo de los gases que la constituyen.
A veces ocurre algo parecido a explosiones en áreas muy pequeñas de la atmósfera del Sol. Se trata de las llamadas llamaradas cromosféricas. Suelen durar varias decenas de minutos. Durante las llamaradas en las líneas espectrales del hidrógeno, el helio, el calcio ionizado y algunos otros elementos, el brillo de una sección separada de la cromosfera aumenta repentinamente decenas de veces. La radiación ultravioleta y de rayos X aumenta con especial fuerza: a veces su potencia es varias veces mayor que la potencia de radiación total del Sol en esta región de onda corta del espectro antes de la llamarada.
Manchas, antorchas, protuberancias, llamaradas cromosféricas: todas estas son manifestaciones de la actividad solar. A medida que aumenta la actividad, aumenta el número de estas formaciones en el Sol.
Corona
A diferencia de la fotosfera y la cromosfera, la parte más exterior de la atmósfera del Sol, la corona, tiene una extensión enorme: se extiende a lo largo de millones de kilómetros, lo que corresponde a varios radios solares, y su débil extensión va aún más lejos.
La densidad de la materia en la corona solar disminuye con la altura mucho más lentamente que la densidad del aire en la atmósfera terrestre. La disminución de la densidad del aire a medida que asciende está determinada por la gravedad de la Tierra. En la superficie del Sol, la fuerza de gravedad es mucho mayor y parecería que su atmósfera no debería ser alta. En realidad es extraordinariamente extenso. En consecuencia, existen algunas fuerzas que actúan en contra de la atracción del Sol. ¡Estas fuerzas están asociadas con las enormes velocidades de movimiento de los átomos y electrones en la corona, calentada a una temperatura de 1 a 2 millones de grados!
La corona se observa mejor durante la fase total de un eclipse solar. Es cierto que en los pocos minutos que dura, es muy difícil esbozar no solo los detalles individuales, sino incluso el aspecto general de la corona. El ojo del observador apenas comienza a acostumbrarse al repentino crepúsculo, y un brillante rayo de Sol que emerge detrás del borde de la Luna ya anuncia el final del eclipse. Por lo tanto, los bocetos de la corona realizados por observadores experimentados durante el mismo eclipse eran a menudo muy diferentes. Ni siquiera fue posible determinar con precisión su color.
La invención de la fotografía proporcionó a los astrónomos un método de investigación objetivo y documental. Sin embargo, conseguir una buena fotografía de la corona tampoco es fácil. El hecho es que su parte más cercana al Sol, la llamada corona interior, es relativamente brillante, mientras que la corona exterior, que se extiende más lejos, parece tener un brillo muy pálido. Por tanto, si la corona exterior es claramente visible en las fotografías, la interior resulta sobreexpuesta, y en fotografías donde los detalles de la corona interior son visibles, la exterior es completamente invisible. Para superar esta dificultad, durante un eclipse se suele intentar tomar varias fotografías de la corona a la vez, con velocidades de obturación largas y cortas. O la corona se fotografía colocando un filtro "radial" especial delante de la placa fotográfica, que debilita las zonas anulares de las partes internas brillantes de la corona. En tales fotografías, se puede rastrear su estructura a distancias de muchos radios solares.
