Las luces del Sol

El Sol emite una pluralidad de ondas electromagnéticas, de los rayos ultravioleta lejano (FUV) como los rayos gamma (frecuencias más altas) a las ondas de radio (frecuencias bajas), a través de rayos X, rayos ultravioleta, luz visible, rayos infrarrojos, microondas. Estas ondas electromagnéticas, cuyo vector es el fotón, viajan a la velocidad de ≈300 000 km/s.
Con nuestros ojos, vemos sólo las longitudes de onda en el rango visible entre 400 y 800 nm, pero cuando se trata de las longitudes de onda más cortas o más largas, tenemos que utilizar dispositivos especializados. Instrumental especializado son generalmente telescopios terrestres o espacios equipados, que observan la luz en diferentes longitudes de onda.
El Sol nos envía todos los colores de la luz ya que está lleno con todos los átomos presentes en la Tierra, cada uno dependiendo de la temperatura, genera de la luz de una cierta longitud de onda. Además de muchos átomos diferentes (helio, hidrógeno, carbono, oxígeno, hierro,...), el Sol contiene también diferentes tipos de iones de cada átomo de diferentes cargas eléctricas. Cada ion también puede emitir de la luz a longitudes de onda específicas cuando se alcanza una temperatura particular.
Cada longitud de onda observada, revela por lo tanto, informaciones sobre los diferentes elementos (átomos o iones) de la superficie y de la atmósfera del Sol. Examinando las imágenes del Sol en un rango seleccionado de longitudes de onda, los científicos pueden seguir la evolución de las partículas y de las temperaturas presentes en la atmósfera solar.
Esta imagen del Sol fue construido en la base de los datos del telescopio SDO (Solar Dynamics Observatory), de la NASA. Muestra una composición de los diferentes aspectos de la superficie o de la atmósfera del Sol, en 10 longitudes de onda diferentes, seleccionados por los científicos e invisibles a simple vista. Estas luces se convierten en colores visibles para que los humanos puedan verlos. El objeto observado, aquí el Sol, parece en un gran "mosaico" de colores. Desde la década de 1900, los científicos listan los longitudes de onda absorbidas o emitidas por los átomos e iones, y estas asociaciones entre elementos, longitudes de onda, temperaturas y colores, están bien documentados.

Los telescopios hacen uso de esta valiosa información de longitud de onda y embarcar instrumentos tales como espectrómetros que observan en varias longitudes de onda simultáneamente y miden la cantidad de elementos a cada longitud de onda.
Los científicos de SDO han identificado 10 longitudes de onda específicas para observar la atmósfera y el movimiento de los átomos en las capas solares.
10 longitudes de onda (en angstroms) seleccionadas :
Un angstrom (símbolo Å) = 0,1 nm, o 10¹⁰ metros o 1 décima parte de una milmillonésima parte de un metro.
1) 1700 Å en C7 y D4 (marrón rosado), luz de 4500 Kelvin, emitida por la superficie del Sol, la fotosfera y la cromosfera.
2) 4500 Å en A4, D7 y E4 (amarillo) luz de 6000 Kelvin, emitida desde la fotosfera.
3) 1600 Å en E3 y C6 (amarillo-verde), la luz emitida por el carbono 4 a 10 000 Kelvin, en un área entre la fotosfera superior y la región de transición, una región entre la cromosfera y la corona.
4) 304 Å en D3, B6, E7 y F4 (rojo), la luz emitida por el helio 2 a 50 000 Kelvin, en la región de transición y la cromosfera.
5) 171 Å en D2, C4, A5 et F6 (marrón amarillo), la luz emitida por el hierro 9 a 600 000 Kelvin, en la atmósfera o corona cuando está calma.
6) 193 Å en B2, B7, F5 (marrón brillante), la luz emitida por el hierro 12 a 1 000 000 Kelvin y hierro 24 a 20 000 000 Kelvin, en zonas ligeramente más cálidas de la corona y la materia mucho más caliente de las erupciones solares.
7) 211 Å en A6, B3 et F2 (púrpura), la luz emitida por el hierro 14 a 2 000 000 Kelvin, en las regiones más calientes y magnéticamente activa de la corona.
8) 335 Å en C1, B5, C8, F3, F7 (azul), la luz emitida por el hierro 16 a 2 500 000 Kelvin en las regiones más calientes magnéticamente activa de la corona.
9) 94 Å en C3 et D5 (verde oscuro), la luz emitida por el hierro 18 a 6 000 000 Kelvin, en regiones muy calientes de la corona durante una erupción solar.
10) 131 Å en E6 (aguamarina), la luz emitida por el hierro 20 y el hierro 23 a más de 10 millones Kelvin por los elementos más calientes de las eyecciones solares.

Los telescopios pueden captar la luz en los rangos de frecuencias inaccesibles para nosotros. Esta película encantadora del Sol, sobre la base de datos de Solar Dynamics Observatory de la NASA muestra la amplia gama de longitudes de onda visibles por los instrumentos del telescopio. SDO convierte las longitudes de onda en una imagen interpretable por el ojo humano.
Cada una longitud de onda de la luz (cada color) muestra la materia solar a temperaturas específicas. Así que mirando el Sol en una variedad de longitudes de onda, las imágenes generadas por SDO, sino también por los espectrógrafos de imágenes de la NASA, el Solar Observatory terrestre y el Observatorio Solar y el Heliosférico de la Agencia Espacial Europea, los científicos pueden rastrear y analizar el movimiento de las partículas y la temperatura de la atmósfera solar.

Video : las características del Sol parecen radicalmente diferentes cuando se ven en diferentes longitudes de onda.

El núcleo del Sol es la zona donde se producen las reacciones nucleares (fusión de átomos de hidrógeno). En el centro del Sol la temperatura llega a unos 15 millones de grados y la presión de 22 100 millones de pascales (Pa). En comparación, la presión de la atmósfera de la Tierra varía alrededor de 100 000 Pa.
La zona de radiación es una región ionizada de gas denso, bombardeada por rayos gamma procedentes de la fusión de protones en el núcleo. Estos rayos rebotan en el gas, son absorbidos y re-emitidos en la forma de rayos X y de radiación UV.
La zona de convección transporta la energía desde el corazón a la superficie por convección. Gases llevan al energía a la superficie del Sol y devuelve en el fundo, después de haber perdido su energía.

La fotosfera de 160 kilómetros de espesor sólo es responsable de la emisión de energía que baña los planetas, es manchada de gránulos.
La cromosfera es una capa semitransparente visible durante los eclipses. Aquí es donde se forman los protuberancias. Las espículas son los largos chorros de materia arrojada.
La corona es la atmósfera exterior del Sol. Ella ondula y cambia de forma durante la emisión de chorros de gas. Es la parte visible externa del Sol.