Free Web Hosting Provider - Web Hosting - E-commerce - High Speed Internet - Free Web Page

Las partes del Sol que pueden ser observadas directamente son las capas externas, que en conjunto se conocen como ATMOSFERA SOLAR. Estas capas externas se dividen (debido a las diferentes propiedades que las caracterizan ) en Burda Direct Online Shop :

En el disco aparente del Sol, lo que se ve directamente. Puede observarse que el disco se hace menos brillante hacia el borde. Este fenomeno se llama oscurecimiento del borde. El an%u0431lisis de este oscurecimiento del borde puede ser usado para determinar la variaci%u0443n de la temperatura con la profundidad en la fotosfera (ver tabla 1). De los datos obtenidos de la observaci%u0443n del oscurecimiento del borde, usando los conocimientos de la f%u043Dsica de gases y la forma en la cual los tomos absorben y emiten luz, podemos completar la tabla 1 obteniendo el MODELO FOTOSFERICO SOLAR.

Mas de 60 elementos conocidos en la tierra han sido identificados en la superficie solar. La mayor%u043Da de estos elementos se encuentran en su forma at%u0443mica, aunque mas de 18 tipos de mol%u0439culas han sido identificadas tambi%u0439n.

El m%u0439todo de identificaci%u0443n de elementos utiliza el espectro solar. La mayor%u043Da de las mol%u0439culas han sido observadas s%u0443lo en las regiones "fr%u043Das" del sol, tales como las Manchas Solares.

La relativa abundancia de elementos qu%u043Dmicos en el Sol es similar a la de otras estrellas. Sin embargo, el 98% del Sol (en tama%u0441o) es hidr%u0443geno y helio; el peque%u0441o porcentaje restante corresponde a los otros elementos qu%u043Dmicos.

Es la regi%u0443n contigua a la fotosfera. El l%u043Dmite de la fotosfera corresponde a la regi%u0443n en la que la densidad de los iones de hidr%u0443geno ha ca%u043Ddo a un valor tan bajo que resulta apreciablemente opaco.

La cromosfera tiene alrededor de 2000-3000 Km. de espesor. Su nombre es debido a su color caracter%u043Dstico: ROJIZO que proviene de una de las bandas de emisi%u0443n en la parte visible de su espectro, la brillante l%u043Dnea roja del hidrogeno (la l%u043Dnea H alfa).

La densidad de los gases en la crom%u0443sfera disminuye a medida que se aleja de la superficie solar, sin embargo estudios espectrogr%u0431ficos muestran que la temperatura incrementa con la altura desde 4500 K en la fotosfera hasta los 100 000 K o mas en los niveles mas altos de la crom%u0443sfera.

La cromosfera puede ser observada cuando la fotosfera es ocultada por la luna durante en eclipse solar total. En 1868 el espectro de la cromosfera fue observado por primera vez, se encontr%u0443 que la %u0439sta est%u0431 compuesta por gases calientes que emiten luz en forma de l%u043Dneas de emisi%u0443n. Estas l%u043Dneas brillantes son dif%u043Dciles de observar contra brillante luz de la fot%u0443sfera pero aparece en el espectro de la luz desde los extremos del disco solar despu%u0439s que la luna ha eclipsado la fotosfera. El elemento helio (del griego Helios) fue descubierto en el espectro cromosf%u0439rico del sol antes de ser descubierto en la tierra en 1895.

Hoy es posible fotografiar la crom%u0443sfera y su espectro aun fuera de un eclipse con instrumentos como el coron%u0443grafo.

Es la parte mas externa de la atm%u0443sfera solar. Como la cromosfera, la corona fue observada inicialmente durante los eclipses totales, sin embargo la existencia de la corona se conoce desde siglos atr%u0431s, en comparaci%u0443n con el relativamente reciente descubrimiento de la cromosfera. Plutarco da una referencia sobre la corona y Kepler lo resume con cierto detalle en su obra. Muchos de los investigadores creyeron en la corona solar como una ilusi%u0443n %u0443ptica, pero la fotograf%u043Da confirm%u0443 su existencia en el siglo XIX.

Su espectro fue observado por primera vez en 1869 por los astr%u0443nomos norteamericanos Harkness y Young.

La corona se extiende aun hasta distancias iguales a varias veces el radio solar. Es probable que la Tierra misma, y tal vez Marte, est%u0431n inmersos en los %u0408ltimos dominios de la corona solar. Gradualmente, los gases ionizados y los electrones de la corona se esparcen hacia todo el sistema solar (Viento Solar).

Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magn‚tico. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos mas peque%u0441os dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a aveces rizadas est%u0431n causadas por el campo magn%u0439tico.

La corona emite una cantidad de luz similar en cantidad a la mitad de la luz que refleja la luna llena, sin embargo, la intensa luz de la fotosfera (aprox. 10⁶ veces mas que la corona) opaca la luz que emite la corona. Como la cromosfera, la corona puede ser fotografiada con el Coron%u0443grafo y otros instrumentos, bajo otras condiciones que no sean los eclipses.

Poco despu%u0439s de un siglo de repetidas observaciones de eclipses totales es hoy aceptado que la forma de la corona depende del periodo de actividad del sol. En el m%u0431ximo de actividad la corona es casi circular; en el m%u043Dnimo, por el contrario, alargada en el sentido del ecuador.

La luz visible de la corona tiene tres componentes: el espectro de la primera simplemente es el reflejo de la luz solar que muestra el espectro fotosferico, esta parte se conoce como la corona F (por las l%u043Dneas de Fraunhofer). Esta capa se extiende mucho mas all del sol y gradualmente se "marchita" en el espacio interplanetario. Se cree que la corona F probablemente esta compuesta por peque¤as part%u040Eculas de polvo. Seguido a la corona F se encuentra la denominada corona K cuya luz domina en la regi%u045En interna, es la parte mas luminosa de la corona, llega hasta menos de dos radios solares a partir del centro del sol. La corona K es conformada por la luz reflejada por los electrones libres de la fotosfera. Las altas velocidades de los electrones proporcionan evidencia de que la corona esta sumamente caliente; en los millones de grados kelvin. La tercera componente espectral de la corona consiste en luminosas l%u040Eneas de emisi%u0443n superpuestas en la luz de las coronas K y F. En 1942 el f%u043Dsico sueco B.Edlen identific%u0443 estas l%u043Dneas como l%u043Dneas "prohibidas" de calcio, hierro y niquel. Hay tambi%u0439n muchas l%u043Dneas de emisi%u0443n permitidas; pero la mayor%u043Da de estas est%u0431n en el ultravioleta.

Los tomos en la corona est%u0431n todos altamente ionizados, como ejemplo, se encuentran l%u040Eneas ultravioleta de hierro ionizado 16 veces. La densidad aqu%u043D, sin embargo, es muy baja. En el "coraz%u0443n" de la corona hay aproximadamente 10⁹ %u0431tomos/cm³, como comparaci%u0443n, en la fotosfera: 10^-16/cm³ y al nivel del mar en la atm%u0443sfera terrestre: 10¹⁹ /cm³.

As%u043D, a pesar de la temperatura alta de la corona, la densidad es tan baja que el calor real (volumen de energ%u043Da por cm³) es muy bajo.

Profundidad bajo la superficie	Porcentaje de luz que emerge desde esta zona	Temperatura (K)	Presi%u0443n (ATM)	Densidad (g/cm3)
0	100	4500	1.0 x 10^-2	2.8 x 10^-8
50	95	4800	1.7 x 10^-2	4.2 x 10^-8
100	91	5000	2.6 x 10^-2	6.2 x 10^-8
140	82	5300	3.8 x 10^-2	8.7 x 10^-8
170	67	5600	5.4 x 10^-2	11.5 x 10^-8
225	37	6200	8.3 x 10^-2	16.0 x 10^-8
260	13	6800	11.2 x 10^-2	20 x 10^-8