El Sol es la estrella que se encuentra más próxima al planeta Tierra a una distancia aproximada de 150 millones de kilómetros (en astronomía a esta distancia se le conoce como 1 unidad astronómica), lo cual lo convierte en la fuente de la vida terrestre. Se sabe que es un astro típico de la secuencia principal con un tipo espectral G2V, con una edad que asciende a los 5 mil millones de años y está compuesto en su mayoría por hidrógeno y helio. Por tal razón, representa el laboratorio astrofísico idóneo para observar con una resolución espacial y temporal las condiciones físicas de otros cientos de estrellas.
De acuerdo con los modelos actuales de estructura solar se puede decir que el Sol se divide en el interior solar compuesto por un núcleo, la zona radiativa, y la zona convectiva, y la atmósfera solar la cual se compone de tres capas externas, que son accesibles a la observación debido a la radiación que emiten, las que se denominan fotosfera, cromosfera y la corona solar. A continuación describiré sus características de cada una de ellas con más detalle.
La fotosfera se considera como la superficie visible del Sol; tiene una gran relevancia a causa de que emite casi toda la radiación solar. Cabe mencionar que en esta capa ocurren las manchas solares, que son regiones más oscuras que el área circundante y se producen por campos magnéticos muy intensos, lo que provoca una disminución de temperatura, de esta forma emiten menos luz que el resto de la fotosfera. Asimismo, se observa la granulación que son burbujas convectivas de gas. La cromosfera o esfera de color se encuentra en la parte superior de la fotosfera, se puede observar como un anillo de luz roja que rodea al Sol, solo se puede ver durante los eclipses solares totales.
La capa más externa del Sol, que se extiende más allá de la órbita terrestre en forma de viento solar, se conoce como la corona; tiene una temperatura de un millón de grados Kelvin; por lo que es mucho más caliente que la capa superficial del Sol. El porqué sucede esto es un enigma que se ha tratado de resolver durante más de 50 años y aún no tiene una solución definitiva. La luz que emite la corona es muy débil en comparación con el disco solar, por lo tanto, la corona queda oculta y solo es visible durante un eclipse total. Gracias al astrónomo francés Bernard F. Lyot, quien en 1930 inventó el coronógrafo, ahora se puede observar la corona solar todo el tiempo desde el espacio generando eclipses artificiales.
Como la mayoría de las estrellas, el Sol posee en su interior corrientes eléctricas que fluyen a través de él; estas corrientes que a su vez se combinan con una alta conductividad forman lo que se denomina un dínamo, el cual es un generador eléctrico natural en el interior del Sol, el cual es el responsable de generar el campo magnético solar, que invierte su polaridad cada 11 años (ciclo de actividad solar) y regresa a su configuración inicial cada 22 años. Los detalles del funcionamiento de este mecanismo aún son controversiales, pero lo que se conoce bien es que el número de manchas solares y su periodicidad de 11 años son una manifestación directa del comportamiento de las líneas de campo magnético en la fotosfera.
El Sol no gira como un cuerpo rígido, posee una rotación diferencial, lo que significa que el ecuador solar gira más rápido que los polos; lo que provoca que las líneas de campo magnético se distorsionen y tergiversen con el tiempo. Este fenómeno se manifiesta en la fotosfera mediante la presencia de manchas solares. Durante los períodos de máxima actividad del ciclo se observan varios fenómenos eruptivos como las ráfagas solares, prominencias, filamentos y eyecciones de masa coronal.
De manera simple, una ráfaga se puede definir como una repentina y catastrófica liberación de energía, la cual se observa como un incremento de la radiación electromagnética en diferentes longitudes de onda. La mayoría de estos eventos ocurren en las vecindades de las manchas solares, su frecuencia de ocurrencia sigue el ciclo de 11 años, aunque con algunas diferencias. Las ráfagas fueron descubiertas por Carrignton y Hodgson, el 1 de septiembre de 1859, a través de la observación de una ráfaga de luz blanca que se vislumbró como un brillo repentino en la capa fotosférica en las proximidades de un complejo grupo de manchas.
Las prominencias y los filamentos son el mismo fenómeno. La diferencia radica en esto: cuando las observamos en el borde del Sol se llama prominencia y cuando lo vemos en el disco solar recibe el nombre de filamento. Así, las prominencias son nubes gigantes de gas frío, que se encuentran en la superficie solar y tienen la forma de una lámina vertical. Después de un tiempo, las prominencias se desprenden de la superficie solar y pueden estar en asociación con el fenómeno que se conoce como eyección de masa coronal.
Para terminar voy a describir las eyecciones de masa coronal (CMEs por sus siglas en inglés) las cuales se observaron por vez primera en 1973 por la misión OSO-7 (Orbiting Solar Observatory – 7). Estas se pueden entender como estructuras magnéticas de gran escala, las cuales se expulsan del Sol, su masa está en el rango de 5×1012 a 5×1013 kilogramos que van desde 100 km/s hasta 3000 km/s, con una energía aproximada de 1032 ergios, esto se debe a procesos que involucran la interacción entre el plasma y el campo magnético.
Este material tarda alrededor de uno a cinco días en impactar a la Tierra, dependiendo de su velocidad. Para detectarlas se usan coronográfos de luz blanca colocados en sondas espaciales. Las CMEs se encuentran en estrecha relación con las ráfagas y prominencias eruptivas; sin embargo, es más común asociarlas con las prominencias, ya que alrededor de 70 por ciento de estos eventos se les puede relacionar directamente con una prominencia o filamento.
Estimaciones basadas en las observaciones de LASCO-SOHO (Solar and Helio-spheric Observatory) durante el ciclo solar 23 de actividad solar, muestran que las CMEs son un fenómeno muy común, con una tasa de ocurrencia de 0.8 eventos por día en el mínimo solar y de 3.5 eventos por día durante el máximo solar.
