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LA CORONA SOLAR
ESPECIAL SOL-TIERRA

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Teodoro Roca Cortés
Catedrático de Astrofísica de la Universidad de La Laguna
Instituto de Astrofísica de Canarias

Todo rey tiene su corona y el Sol, que lo es en nuestro entorno cercano, no podía ser menos. La corona solar es la parte externa de su atmósfera, que se extiende más de un millón de kilómetros, se adentra en el espacio interplanetario y puede observarse en eclipses totales de Sol cuando la Luna tapa el disco solar. Hoy en día sabemos que es extremadamente tenue, ya que su densidad es un billón de veces inferior al de la atmósfera de la Tierra a una altura de 90 km y solamente comparable al mejor vacío que podemos conseguir hoy en día en los laboratorios terrestres. No obstante, es extremadamente caliente, ya que su temperatura es de unos 2 millones de grados. Una prolongación, o la misma corona solar que está en constante expansión, la constituye el llamado "viento solar", que es un flujo continuo de plasma que al pasar por la Tierra tiene unos 400 km/s de velocidad y llega hasta los confines del Sistema Solar.

La luz visible que emite la corona solar es muy débil si la comparamos con la emitida por la fotosfera (su superficie) que es mil millones de veces más intensa. Así es que la corona no puede observarse si no es ocultando perfectamente el disco solar: ya sea durante un eclipse (el disco lunar oculta el solar), o utilizando un instrumento llamado coronógrafo (en el que un disco metálico oculta el de una imagen del Sol producida por un telescopio) como el de LASCO o UVCS (experimentos a bordo del satélite SOHO). Es tan débil, debido a la pequeña cantidad de partículas (electrones e iones) que difunden la luz procedente de la fotosfera, lo que da una idea de la pequeña densidad del material en esta zona. Podría decirse que la corona es una especie de neblina muy tenue situada por encima de la superficie.

La primera evidencia científica de su existencia se produjo durante el eclipse de 1870, en el que Charles Young observó una raya (verde) en el espectro de la luz coronal; décadas más tarde se descubrieron otras (roja y amarilla) que no se correspondían con las producidas por ningún otro elemento conocido en la Tierra. A comienzos del siglo XX, los astrónomos estaban tan perplejos que llegaron a proponer la existencia de un elemento químico nuevo presente en el Sol, y no en la Tierra, al que se llamó "coronio". No obstante, el auge de la espectroscopía hacia 1940 propició trabajos como los de Edlen y de Grotrian, que demostraron que estas rayas espectrales eran producidas por átomos altamente ionizados de elementos conocidos como el hierro (9 y 13 veces ionizado) y el calcio (14 veces). Estas condiciones de ionización se dan solamente si la temperatura del medio es muy alta, por ejemplo unos dos millones de grados, cuando el átomo de hierro ha perdido 13 de sus 26 electrones. Por tanto, la presencia de estas rayas espectrales delataba, tras una correcta interpretación, la existencia de plasma a muy altas temperaturas en la corona solar.

No obstante, el plasma de la corona solar emite radiación en diferentes longitudes de onda, de forma que observarla en el visible es la peor elección posible. De hecho, la corona emite más radiación en longitudes de onda muy cortas, como las de la luz en el ultravioleta extremo (UVE) y los rayos X. Esta radiación que, afortunadamente para los seres vivos terrestres, es eficientemente filtrada en nuestra atmósfera por la capa de ozono, también hace que, desgraciadamente, no podamos observar la corona solar ni desde las montañas más altas del planeta. No fue hasta 1946, en el que puede considerarse el comienzo de la investigación espacial, que en un vuelo de un cohete tipo V2 (capturado a los alemanes en la Segunda Guerra Mundial) lanzado desde White Sands (Nuevo México, USA) a sólo 90 km de altura, se obtuvo la primera imagen del Sol en el UVE; más adelante, en los años sesenta podía observarse la corona algo mejor con vuelos suborbitales y de corta duración. Pero no fue hasta el lanzamiento del Skylab, en 1973, con astronautas-astrónomos como tripulación e instrumentación más sofisticada (también en rayos X) a bordo, cuando nuestra observación de la corona mejoró ostensiblemente. Modernamente, el instrumento EIT, a bordo del satélite SOHO, ha obtenido imágenes de gran nitidez en diferentes filtros en el UVE (ver figura).

No obstante, ¿cómo es posible que existan capas externas tan calientes?; de hecho, la corona, ¿es tan caliente como el interior solar?. Esta pregunta que empezaron a plantearse los físicos solares en los años 50, sólo comienza a ser contestada con certeza en la actualidad tras los experimentos a bordo de SOHO. Tenemos ya evidencias certeras de que el calentamiento se produce por la energía que transportan ondas de tipo acústico y otras asociadas al campo magnético, producidas en las capas situadas más abajo, cercanas a la superficie.

Imagen en el UV compuesta obtenida por dos instrumentos a bordo de SOHO:el UVCS, espectro-coronógrafo (parte externa) y EIT, telescopio (parte interna). Es cortesía de SOHO (ESA-NASA). La imagen interna obtenida gracias a la emisión de luz de átomos de hierro (11 veces ionizado a cerca de 2 millones de grados); obsérvese las áreas oscuras (agujeros coronales) casi de un polo a otro, por donde escapa el viento solar más rápido. En la imagen externa más allá de una vez y media el radio solar, a partir de luz la emiten átomos de oxígeno (cinco veces ionizado) que son acelerados, en este intervalo, a velocidades supersónicas para escapar hacia el medio interplanetario.

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Los rayos X emitidos en la corona se producen básicamente por los electrones acelerados y no en transiciones energéticas en átomos. Estos electrones acelerados se mueven tan rápido que no pueden ser capturados por los iones presentes, sino que interaccionan con los protones cambiando de trayectoria. La emisión no es uniformemente brillante en toda la corona, sino que aparecen zonas o puntos muy intensos, normalmente asociadas a la presencia de manchas en la superficie (pero no siempre), así como zonas muy oscuras que son llamadas agujeros coronales (ver la figura). Imágenes en rayos X del Sol delatan la estructura de la corona; zonas más brillantes indican lugares donde el plasma es más denso y caliente. Hoy en día, los satélites YOHKOH ("mssly1.mssl.ucl.ac.uk/ ydac"), el primero dedicado a la emisión coronal en rayos X, y después los SOHO ("sohowww.estec.esa.nl") y TRACE ("vestige.lmsal.com/TRACE/") que están consiguiendo imágenes solares en rayos X de muy alta resolución, demuestran los complicados procesos que ocurren entre el plasma coronal y los campos magnéticos allí presentes. El movimiento de los componentes en la corona está determinado fundamentalmente por el campo magnético producido en el interior solar, que aparece allí en formas de bellos arcos en los que quedan atrapadas las partículas. Donde quiera que el campo magnético no existe o queda en configuración libre (por ejemplo, en los agujeros coronales) su densidad es menor y por allí escapa el plasma hacia el medio interplanetario en el viento solar.

La existencia del viento solar, que ya había predicho Biermann en 1951 al estudiar la forma de las colas de algunos cometas, siempre opuesta a la dirección donde se hallaba el Sol, fue explicada y predicha correctamente por Parker, en 1958. Predijo, por medio de un modelo teórico, que la corona no podía ser estática y debía necesariamente estar en expansión. Sus predicciones fueron confirmadas con el satélite Mariner 2, en su vuelo a Venus en 1962, que midió un flujo de partículas procedentes del Sol con una velocidad entre 300 y 700 km/s a su paso por el entorno de la Tierra. También midió una densidad de partículas de unos 5 millones por metro cúbico, menos de una diez millonésima parte de la que hay en la corona. Así pues, el Sol no sólo nos envía luz, sino que también nos envía materia. Este plasma normalmente no penetra la atmósfera terrestre porque la Tierra es un gigantesco imán; es decir, tiene un campo magnético que, a modo de cascarón, la protege desviando este flujo. Solamente partículas con mucha mayor energía pueden penetrar este caparazón magnético, entrar en la atmósfera y llegar hasta la superficie. El satélite ULYSSES (www.sp.ph.ic.ac.uk/Ulysses/) ha completado un estudio del viento solar en todas las direcciones, no sólo en las cercanías de la Tierra o en el plano de su órbita.

Volviendo a la corona, los electrones pueden ser acelerados por las fulguraciones solares a velocidades próximas a la de la luz que, cuando caen hacia capas inferiores más densas, chocan violentamente contra ellas produciendo emisiones intensas de rayos X. Los satélites norteamericanos GOES6 y 7 (www.goes.noaa.gov) observan el flujo solar en rayos X de forma continua. Hace tan sólo unas semanas, a principios del mes de abril, SOHO registró la fulguración solar más intensa jamás detectada. En este tipo de sucesos, no sólo se libera una enorme cantidad de energía, sino que los electrones y protones acelerados escapan del Sol pudiendo llegar a la Tierra en un solo día y penetrar en su atmósfera por los polos magnéticos, el punto más débil del caparazón magnético antes descrito. Afortunadamente, en el caso antes mencionado, la fulguración no estaba dirigida hacia la Tierra. Asociadas a ellas, pero no siempre, SOHO ha descubierto cuán frecuentes son también las llamadas eyecciones coronales de materia, que no son más que flujos intensos de materia de la corona que se inyectan en el medio interplanetario.

Teniendo en cuenta la automatización creciente de la vida humana en la Tierra y la dependencia de nuestra forma de vida de las comunicaciones, el estudio de la corona solar y sus emisiones ha superado el interés meramente científico y cultural. En efecto, el estudio de lo que se ha dado en llamar el medio ambiente espacial, es decir, el entorno espacial del planeta Tierra, debe incluir de forma prioritaria el estudio de la fuente de sus continuas, y cada vez más dramáticas, alteraciones: el Sol y, en concreto, su corona y su viento.

ESPECIAL SOL-TIERRA

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Imagen de un eclipse de Sol en luz blanca, obtenida por el Dr. F. Baudin ) del Instituto de Astrofísica espacial de París) desde Irán en 1999 con un filtro neutro especial variable. Esta luz proviene de la fotosfera, o superficie solar, y es dispersada por los electrones presentes en la corona.

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