Como observar el Sol

La biblia dice "Dulce es la vida y agradable a los ojos ver el Sol" (Eclesiastés 11, v. 7), pero probablemente da a entender el disfrute de la luz solar, no el mirar directamente al Sol brillante. Hacer eso aún un breve instante, ciega los ojos y no revela ningún detalle del Sol. Mirar el Sol durante un período largo de tiempo o peor, a través de prismáticos o de un telescopio, puede dañar seriamente la visión.

 Al parecer Galileo usó el telescopio para observar las manchas solares y posteriormente se quedó ciego. El método seguro para observar el Sol fue puesto en práctica en la misma época por Christopher Scheiner, quien proyectó la imagen aumentada del Sol sobre una superficie blanca y plana y lo observó allí. Este método es el que aún se usa hoy por los observadores. Se usa por el mayor telescopio solar del mundo, el de Pico Sacramento ("Sac Peak") en Nuevo México, que puede proyectar una gran imagen del Sol sobre una mesa en una habitación subterránea fría. El tubo es fijo, construido dentro del suelo, mientras que el Sol es seguido por un espejo móvil en su parte superior. 

Si quiere ver el sol, durante un eclipse, por ejemplo, no mire directamente, sino que proyecte su imagen sobre un superficie plana usando un telescopio (que debe tener una aplicación especial) o incluso con un cartón con un pequeño agujero. Asimismo, hay filtros solares para telescopios y también puede mirar al Sol a través de un filme de blanco y negro (una radiografía usada puede tener partes útiles) o una pantalla de soldador. Cualquier cosa que use, el Sol debe aparecer con una opacidad cómoda. 

¿Está muy lejos el Sol?

La distancia media entre el Sol y la Tierra, también conocida como "unidad astronómica" (AU), es de unos 150 millones de kilómetros (93 millones de millas), pero medir la distancia no es fácil. Mediante la 3ª ley de Kepler , si T es tel período orbital de un planeta y a es su distancia media del Sol, entonces

T² = k a³

donde k es algún número que es el mismo para todos los planetas, incluida la Tierra. El valor exacto de k depende de las unidades usadas para medir T y a. Supongamos que T se mide en años y a en unidades astronómicas (AU): luego par la Tierra, a = 1 y T = 1, que nos indica que en esas unidades, k =1 y la ecuación se reduce a

T² = a³

Observando los movimientos de varios planetas, los astrónomos pueden obtener fácilmente el valor de T para cada uno, de donde se puede calcular a, dando la distancia media al Sol de cada planeta, en UA. Así tenemos una buena idea del tamaño relativo de las órbitas planetarias. Pero para conocer la distancia real en km. o millas, como mínimo debemos medir una de esas distancias. 

Teniendo un dibujo de un mapa a una escala desconocida, necesitamos conocer el valor verdadero de alguna de sus distancias para calibrar las otras. Lo mismo ocurre aquí: es suficiente la distancia desde la Tierra a cualquier planeta. Cuando, por ejemplo, rebotaron las señales de radio enviadas hacia Venus desde el radiotelescopio gigante de Arecibo, Puerto Rico (un plato inmóvil sostenido en un valle en forma de taza), el retraso proporcionó el valor de la unidad astronómica con mayor precisión que nunca. Aún fue posible obtener mayor precisión con el seguimiento de las señales de radio del Voyager 2 cuando transitó por Urano y Neptuno (dando una larga línea), o de los Viking landers sobre Marte (dando una posición más definida). 

Las Capas del Sol

El Sol está demasiado caliente para ser otra cosa más que gas. De hecho, el calor es tan intenso que, a menudo, las colisiones entre átomos expulsan uno o más electrones, creando un "plasma", un gas en el que una cantidad apreciable de partículas son electrones libres e "iones positivos", gases que han perdido temporalmente electrones. Debido a que un plasma contiene partículas cargadas eléctricamente, puede conducir corrientes eléctricas, añadiendo una nueva gama de fenómenos a su comportamiento. 

Las capas por debajo de la fotosfera no se pueden ver, pero, al igual que en la atmósfera terrestre, se prevé que serán progresivamente más densas cuando aumenta su profundidad, comprimidas por el peso de las capas superiores. Asimismo se supone que serán progresivamente más calientes, ya que el calor del Sol se genera en su interior y fluye hacia afuera. 

Igualmente, cuando se prosigue hacia arriba desde la fotosfera, que solamente tiene unos 100 km. de espesor, las capas de la atmósfera solar se rarifican y se hacen transparentes a la luz que llega desde abajo de ellas. Hasta el siglo XX, estas capas solo se podían observar durante un eclipse solar total, cuando el disco del Sol era tapado por la Luna. 

Las observaciones del Sol durante un eclipse muestran que la capa más próxima sobre la fotosfera, la rojiza cromosfera ("chromos" = color), es de unos 5000 km. de espesor. Sobre esta se origina la corona solar, penachos resplandecientes que se desvanecen en la distancia, aunque exposiciones largas con cámaras sensibles logran ver su huella hasta varios radios solares.

Sobre las latitudes medias del Sol, las bandas de la corona algunas veces muestra arcos, sugiriendo que los campos magnéticos allí determinan su estructura. Esa impresión se refuerza por las "plumas polares" sobre los polos norte y sur, extendiéndolas como las limaduras de hierro de los extremos de un imán, sugiriendo que el Sol, como la Tierra, tiene dos polos magnéticos. 

El calor de la Corona

El rasgo más interesante de la cromosfera y de la corona es que están muchos más calientes que la fotosfera, aún cuando toda la energía que le llega proviene de la región mas fría inferior. 

Se deduce su alta temperatura por la luz emitida por sus átomos. En un gas caliente rarificado, la luz emitida no sigue un modelo simple dictado por la temperatura, como el hierro al rojo o el filamento de una lámpara (ambos son materia sólida). En vez de eso, (vea la sección S-4) está concentrada en bandas estrechas de color ("líneas espectrales") que dependen de los átomos de donde provienen. La observaciones de las emisiones de sus átomos (o mejor dicho, sus iones), tales como el hierro con 13 de sus electrones perdidos, sugieren una temperatura de la corona de alrededor de 1,000,000°C (grados Celsius), mientras que las emisiones de los iones de la cromosfera sugieren unos 30,000°C. El calor no está siempre uniformemente distribuido. 

La forma de calentarse de la corona es un misterio. No puede ser calor simple proveniente de la fotosfera inferior, porque la radiación ordinaria de calor nunca puede crear una temperatura mayor que la de su fuente. Supongamos que concentramos la luz del Sol con lupas y espejos y supongamos que, de algún modo, mantemos sin evaporarse la muestra. Nunca estará más caliente que el Sol. Cuando la muestra se calienta también irradia calor y cuando su temperatura alcanza la del Sol, pierde más calor del que gana. 

Algunas teorías antiguas proponían que la energía llegaba del exterior, en forma de lluvia continua de meteoritos, muy acelerados por la gravedad solar, pero fue pronto refutada. Hoy en día se cree que el responsable del calentamiento es algún proceso de plasma alimentado por campos magnéticos, pero realmente no sabemos mucho sobre este proceso. Una idea es que se crea una sub-población de iones muy rápidos, que no distribuyen su energía por la falta de colisiones. En niveles sobre la fotosfera, la gravedad solar atrae los componentes lentos, de tal forma que solo los iones muy calientes pueblan las capas altas, dando a la corona una temperatura muy alta. 

Otras teorías sugieren que las ondas de plasma que vienen desde la fotosfera llegan a la corona e incapaces de proseguir en el gas rarificado, disipan su energía. Como el gas que recibe esa energía está tan rarificado, se calienta hasta  temperaturas tan altas. 

(Para saber más sobre la corona, vea aquí.) 

En la órbita de la Tierra, el viento solar tiene una densidad media de unos 6 iones/cm³, comparandolo con las 2.5x10¹⁹ moléculas/cm³ en la atmósfera al nivel del mar está más rarificado que mediante el mejor vacío conseguido en el laboratorio. La Tierra recibe el viento solar de las latitudes medias y bajas del Sol, con una velocidad media de unos 400 km/s. en dirección a la Tierra; sobre los polos del Sol la velocidad casi se dobla, como se comprobó mediante la sonda espacial Ulysses. Pasada la órbita de la Tierra, el viento solar continúa con la misma velocidad (pero con menor densidad al esparcirse sus partículas), hasta sobrepasar la órbita de Plutón. Los científicos esperan que el Voyager 2, que está alejándose del Sol, siga transmitiéndonos, cuando cruce su frontera exterior ("heliopausa") o al menos en el "terminal shock", una discontinuidad que le precede, lo que ocurrirá en algún momento durante el siglo XXI. 

Exploración Adicional

Un lugar muy extenso sobre el Sol de Bill Arnett, con muchos y buenos enlaces.

---- P. ¿Cual es la velocidad de una órbita circular alrededor del Sol de 4 radios solares? Si la sonda solar alcanza esa distancia, ¿cual será su velocidad aproximada? (SQRT 2 veces)

--R. Radio del Sol 700,000 km, 1 AU = 150,000,000 km, luego 4 R = 2,800,000 km = 0.0186667 AU. Por la 3ª ley de Kepler, T² = a³, T = 0.00255035 años = 0.9315 días = 80483 sec. v = 2pR/T = 218.6 km/s, v-escape = 309.1 km/s. 

----Q. (a) La sonda solar estará protegida de la fuerte luz solar por una pantalla resistente al calor. ¿Como podrá observar el viento solar que llega radialmente desde la corona solar? (Sugerencia: Piense en los marcos de referencia; un dibujo puede ayudarle. Asuma que la sonda está en su máximo acercamiento  [perihelio]) (b) si la sonda solar, en el apogeo se mueve a 300 km/s. y el viento solar a 400 km/s., ¿cual es  la velocidad de las partículas del viento solar observadas en su punto de máxima aproximación?. 

--R. (a) En el perihelio la sonda se mueve a 300 km/s. perpendicular a la dirección radial del Sol, mientras que el viento solar se mueve hacia afuera a 400 km/s. Visto desde el marco de referencia del vehículo espacial, por lo tanto, el viento se inclina hacia él y sus partículas se pueden atrapar por un detector inclinado por detrás del escudo protector. (b) 500 km/s., obtenidos mediante la suma vectorial de las dos velocidades. 

----P. Asumiendo que la Tierra se mueve a 30 km/s. en un círculo de radio 150,000,000 km (1 AU), la distancia a el centro del Sol será de 200 radios solares (realmente está algo más distante) y la aceleración de la gravedad en la Tierra es de g = 10 m/s². ¿Cual es la gravedad del Sol a la distancia de 1 radio solar? 

--R. La aceleración centrípeta del movimiento orbital de la Tierra es de (3x10⁴m/s) ² /(150x10⁹ m) = 6 10^-3 m/s². Esto deberá ser igual a la aceleración a₁ debida a la gravedad solar en la órbita terrestre. Por la ley de los cuadrados inversos, la aceleración en 1 radio solar es a₂ = (200) ²a₁ = 240 m/s² = 24 g. 

Próxima Etapa: (S-3) El Magnetismo Solar

Author and Curator:   Dr. David P. Stern
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Spanish translation by J. Méndez

Last updated 13 December 2001