Tuesday, February 24, 2015



El Sol nuestra estrella.
 El Sol es una estrella que, a pesar de su cercanía a nosotros, sigue guardando celosamente muchos de sus secretos. En su interior se encuentra la fábrica nuclear que le da vida, allí los núcleos de hidrógeno se unen entre sí para generar helio liberando en el proceso ingentes cantidades de energía. No es posible observar el interior del Sol, de hecho, sabemos lo que allí sucede porque hemos aprendido a dominar la física que subyace y las leyes que rigen los procesos nucleares.
Lo que realmente podemos observar del Sol son las capas más externas: la fotosfera, la cromosfera y la corona.

La fotosfera es la superficie brillante que envuelve al Sol y nos envía la energía en forma de radiaciones que nos dan la luz y la vida.
Más arriba está la cromosfera, una región transparente que tiene entre 10.000 y 15.000 km de espesor y que solo es visible durante los eclipses de Sol o con instrumentos especiales que los imitan.

Por último, se extiende la corona, una región mucho más tenue donde, para asombro de los científicos, la temperatura de las partículas que la componen alcanza el millón de grados centígrados, muy superior a la que tiene la superficie solar. Es precisamente esta aparente incongruencia, el hecho de que aumente la temperatura desde los 6.000 ºC de la superficie hasta el millón de grados de la corona, la que tiene intrigados a los científicos.

Desde la Tierra y con instrumentos instalados en satélites se ha observado la actividad solar a gran escala revelando la existencia de manchas solares, fulguraciones y grandes llamaradas o prominencias que pueden llegar a alterar el entorno inmediato a la Tierra. Ahora, gracias a un telescopio espacial lanzado por la NASA en 2013, el satélite IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph), se ha podido observar la superficie y atmósfera del Sol a menor escala y ese conocimiento está ayudando a resolver este problema de la temperatura en las regiones más externas. El IRIS puede observar la atmósfera solar en el ultravioleta cercano y lejano, radiaciones que no llegan hasta la superficie terrestre porque son bloqueadas por nuestra atmósfera. Los resultados de las observaciones obtenidas con el IRIS han sido publicados en un conjunto de artículos en la revista Science. Los distintos estudios revelan cómo los campos magnéticos creados por el movimiento de las partículas cargadas (plasma) que componen el Sol provocan toda una plétora de fenómenos que intervienen en el calentamiento de la atmósfera solar.

Los instrumentos del IRIS revelan un mundo cambiante en permanente agitación en el que se detectan chorros de plasma que se mueven paralelos y en distinta dirección (De Pontieu et al). Prácticamente en cada lugar del Sol los campos magnéticos provocan movimientos de plasma que curvan y entrelazan provocando rápidos aumentos de temperatura. En otro artículo (V. Hansteen et al) se revela la existencia de una enorme variedad de bucles de plasma a pequeña escala y de minutos de duración, repartidos por toda la superficie del Sol. IRIS explora también regiones más extensas de fuertes campos magnéticos que se conocen como "regiones activas".

En otro artículo (Peter et al) se revela la existencia de pequeñas zonas que alcanzan temperatura de centenares de miles de grados en medio de regiones mucho más frías. Son lugares que parecen estallar como "bombas" liberando mucha más energía de la que se pensaba hasta el momento. Las regiones activas son los rasgos característicos de la atmósfera, allí se producen enormes bucles de plasma que viajan de una región a otra. El artículo firmado por Testa et al revela que los puntos de origen de estos bucles varían muy rápidamente y se deben a la emisión de partículas no térmicas que se generan en pequeñas erupciones 0 nano-prominencias. Ahora que estamos cerca del máximo de actividad solar dentro de su ciclo de 11 años, las observaciones del IRIS prometen ser muy interesantes.

 
Sacándole los colores al Sol en el nombre de la ciencia

http://www.microsiervos.com/archivo/ciencia/sacandole-los-colores-al-sol-en-el-nombre-de-la-ciencia.html



Cómo ve el Sol el SDO

Como dice el refrán, todo depende del color del cristal con que lo mires, lo cual es también cierto cuando se trata de mirar al Sol.
El mosaico de arriba se corresponde con los distintos tipos de imágenes que el Solar Dynamics Observatory obtiene de nuestra estrella según con qué instrumento y con qué filtro; cada uno de ellos sirve para algo distinto.

Sacado de How SDO Sees the Sun, de izquierda a derecha y de arriba a abajo:
Medidas doppler del HMI [ver el más reciente], el Helioseismic and Magnetic Imager, que muestran la velocidad de la fotosfera, la superficie del Sol.
Magnetogramas del HMI [ver el más reciente], que son mapas del campo magnético también de la superficie del Sol, en los que el negro representa líneas de campo magnético que apuntan a la Tierra y el blanco las que van en sentido contrario.

Contínuos HMI [ver el más reciente], que muestran la superficie del Sol superponiendo además buena parte de la luz visible.

AIA 1700 Å [ver el más reciente], obtenidas por el Advanced Imaging Assembly en luz ultravioleta, muestra la superficie del Sol, así como una capa de la atmósfera de este llamada cromosfera, que está justo encima de la fotosfera, donde las temperaturas comienzan a subir. En esta zona rondan los 4500 kelvin.

AIA 4500 Å [ver el más reciente], luz blanca de la superficie del Sol, a unos 6.000 kelvin.

AIA 1600 Å [ver el más reciente], emitidas por el carbono-4 a unos 10.000 kelvin desde la zona de transición entre la cromosfera y la corona.

AIA 304 Å [ver el más reciente], emitidas por el helio-2 a unos 50.000 kelvin desde la cromosfera y la región de transición.

AIA 171 Å [ver el más reciente], emitidas por el hierro-9 a unos 600.000 kelvin desde la parte «tranquila» de la corona en la que se ven también los bucles de esta.

AIA 193 Å [ver el más reciente], emitidas por el hierro-12 a 1.000.000 de kelvin y el hierro-24 a 20.000.000 de kelvin. Las emisiones de hierro-12 se corresponden con una zona ligeramente más caliente de la corona y las de hierro-24 a las erupciones solares.

AIA 211 Å [ver el más reciente], hierro-14 a 2.000.000 de kelvin, que se corresponden a zonas más calientes de la corona y con actividad magnética.

AIA 335 Å [ver el más reciente], emisiones del hierro-16 a 2.500.000 kelvin, también de zonas de la corona aún más calientes y con actividad magnética.

AIA 094 Å [ver el más reciente], hierro-18 a 6.000.000 kelvin, que se corresponde con zonas de la corona en las que se producen las erupciones solares.

AIA 131 Å [ver el más reciente], hierro-20 y hierro-23 a más de 10.000.000 de kelvin, que se corresponde con el material de las erupciones solares.

Los colores que se les ponen no son reales, ya que salvo las de los continuos HMI todas representan longitudes de onda que caen fuera del espectro de la luz visible, pero a cada una de ellas se les hace corresponder siempre el mismo color para que cuando alguien que esté familiarizado con ellas las vea ya sepa de qué se trata.

Sirve también para poder comparar mejor unas con otras, ya que si cada vez se les diera un color distinto podría dar lugar a percepciones visuales distintas, aunque por supuesto el análisis numérico de los datos no se ve influido por esto.

Es lo mismo, por otra parte, que se hace con las espectaculares imágenes que vemos del Hubble y otros telescopios, que en muchos casos están mirando el universo en longitudes de onda que nosotros no vemos.


El Helioseismic and Magnetic Imager estudia los varios componentes de la actividad magnética solar; el Atmospheric Imaging Assembly capta imágenes del disco solar en varias bandas del ultravioleta y del extremo ultravioleta.


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