ATMOSFERA SOLAR

   Las capas mas exteriores del Sol, cuya radiación es observable, se denominan "atmósfera solar", en lo fundamental se divide en fotosfera, cromosfera, y corona.

FOTOSFERA

Se denomina fotosfera a la parte fundamental de la atmósfera solar en la que se origina la radiación visible, tiene un espectro continuo e irradia toda la energía solar que nos llega.

Ahora bien ¿dónde en concreto se inicia esta radiación?, introduzcamos primero el concepto de espesor óptico.: " Se denomina espesor óptico al logaritmo neperiano entre el flujo luminoso antes de atravesar la capa y después de atravesarla".

t = ln F / F1

F1 = F eE-t

I1 = I eE-t

Con lo que después de atravesar una capa de espesor "t", el flujo y por consiguiente la intensidad disminuyen "eEt" veces , es decir cuando la luz atraviesa una capa de espesor óptico "t=1", se debilita en e=2,718 veces.

Cuando "t" es considerablemente mayor que 1, la capa se hace fuertemente opaca (ópticamente gruesa", de tal modo que para por ejemplo " t=3 " solo deja pasar un 5% de luz. Si  "t < 1 " (capa fina) obtenemos después de desarrollar en serie la última ecuación :

I1 = I ( 1 - t)

que nos dice que el espesor óptico de una capa fina es igual a la disminución relativa de la intensidad de radiación que pasa por ella, o también, que la radiación a través de una capa fina es proporcional a su grosor óptico.

De lo visto podemos decir que las capas mas profundas se ven peor debido al aumento de la opacidad y que las capas mas exteriores irradian débilmente. Por consiguiente la radiación que sale del Sol surge fundamentalmente de las capas en las que "t" es aproximadamente igual a uno.

Al observar el Sol, caracterizamos esta observación por el ángulo formado por el rayo visual con la normal a la superficie en el lugar que se examina

En el centro del disco, el ángulo "a" es igual a cero y el radio visual coincide con el radio del Sol, en borde el ángulo es 90º y el rayo visual se desliza a lo largo de la tangente a las capas del Sol.

Como que la mayor parte de la radiación sale del nivel que se encuentra a una profundidad óptica " t= 1 ", cuando el rayo visual corta las capas de la fotosfera formando con la normal un ángulo grande, la profundidad óptica " t = 1 " se alcanza en capas mas superficiales donde la temperatura es menor. Debido a esto la radiación del disco solar es menor en los bordes que en el centro del mismo, lo que explica el porqué del oscurecimiento del limbo solar.

También podemos decir que el oscurecimiento en el borde, es proporcional al "cos a" y puede ser expresado por:  

Ia = I (1 + u + u cos a)

siendo "Ia" el brillo en el punto en que el rayo visual forma un ángulo "a" con la normal, "I" el brillo en el centro del disco y "u" un coeficiente de proporcionalidad que depende de la longitud de onda.

y como que la profundidad óptica que observamos es: " t = cos a " a lo largo del radio sustituimos en la ecuación anterior y tenemos:

It = I ( 1 - u + ut )

En la que vemos que el poder emisivo de la atmósfera solar varía con la profundidad óptica a lo largo del radio.

Como que la fotosfera irradia vigorosamente también absorbe toda la radiación de su entorno, luego podemos aplicar las leyes físicas del equilibrio térmico, entonces para cada capa a una profundidad determinada se puede hallar un valor de temperatura que en una frecuencia dada tenga un brillo igual a " It".

Para el cálculo de temperatura, presión y densidad deberíamos repetir los cálculos ya explicitados en el tema anterior (ESTRUCTURA INTERNA) para no ser reiterativos expondremos los resultados ( en vez de los aproximados expondremos los aceptados como definitivos y para una longitud de onda de 5000 Angstroms)      

De lo que se deduce que las capas mas exteriores de la fotosfera son las frías y por lo tanto con el hidrógeno mas débilmente ionizado.

Para determinar la extensión de la fotosfera empezaremos considerando la primera ecuación del tema anterior y en ella, considerando que "A" tiende a cero tendremos :

B = d g H

y recordando el concepto de "escala de altitud" y como que consideramos H como una capa de densidad constante igual a "d" ,la escala de altitud es aquella en la que el cambio de densidad empieza a ser  apreciable podemos escribir (ver tema anterior)

H = R T / m g

Si consideramos una T = 5770 ºK , g = 274 m/s2 y K = 8,31 tendremos:

H = 8,31 * 5770 / 0,95 * 274 = 184 Km

hemos considerado m=0,95 por  estar el hidrógeno muy poco ionizado con lo que la fotosfera tiene un espesor de unos 180 Km

y una densidad que considerando el espesor óptico como:

t = x d H

siendo "x" el coeficiente de absorción y "d" la densidad, igualando a 1 y despejando, tendremos y considerando una absorción de 0,6 :

x  d H = 1

d = 1 / x H = 1 / 0,6 * 180E5 cm = 1E-7 g/cm3

y como que la masa de un átomo de hidrógeno es de 1,6E-24g en un cm3 de fotosfera debe haber

1E-7 / 1,6 E-24 = 6E16 átomos de hidrógeno

y una presión

p = d R T /m = 5E3 Pa  ~0,1 atmósferas

En resumen la fotosfera es una capa fina de unos 180 km de espesor muy opaca con una concentración de partículas de 6E16 por cm3 ( en la atmósfera terrestre hay una concentración de 2,7E19 moléculas), temperaturas de 5770 ºK y presión de 0,1 atmósferas.

Es en esta capa donde se producen los efectos de la granulación que comentamos en el tema anterior.

LA CROMOSFERA