El Sol en H-alfa

Al analizar el espectro de una estrella y, en particular del Sol, vemos una serie de líneas oscuras que corresponden a las “huellas” de los elementos químicos que componen la estrella. Aunque fue el químico William Hyde Wollaston quien primero las describió en 1802, se conocen como líneas de Fraunhofer en honor a Joseph von Fraunhofer que las redescubrió en 1814 de forma independiente, las midió y las catalogó. Posteriormente Kirchhoff y Bunsen descubrieron que cada elemento químico tiene asociadas unas líneas particulares lo que dio pie al nacimiento de la espectroscopia.

Aunque se pueden ver las manchas solares sin necesidad de equipos sofisticados, los detalles de la cromosfera solar solo se hacen patentes cuando solo dejamos pasar aquella parte de la luz que corresponde a la línea de emisión del hidrógeno alfa. El hidrógeno alfa (Hα) es una línea visible en la zona roja del espectro con una longitud de onda de 656,28 nanómetros. Esta línea (C en la imagen), que corresponde a una de las líneas de Balmer, se produce cuando un electrón de la corteza del hidrógeno salta del tercer nivel al segundo.

Espectro solar.

Para poder observar la cromosfera y las protuberancias solares se utiliza un filtro de alta tecnología que sólo permite pasar un ancho de banda muy estrecho alrededor de la longitud del hidrógeno alfa.  Utilizando la luz del hidrógeno alfa podemos observar filamentos, es decir, protuberancias que por efecto de la perspectiva se sitúan dentro del disco solar y eyecciones de masa coronal.

Los dos parámetros que interesa controlar en el telescopio son la frecuencia de base y el tamaño de la rendija que utilizaremos para ver en esa frecuencia (ancho de banda). Estamos hablando de magnitudes muy pequeñas, del orden de ångströms, una unidad equivalente a la cienmillonésima parte de un centímetro. El ancho de banda de los telescopios solares se sitúa en el orden de las décimas de ångström. Las protuberancias dejan de ser visibles cuando el ancho de banda es superior a 1 Å. Mientras más estrecho sea el ancho de banda más contraste y detalle aparecen, los telescopios comerciales tienen un ancho de banda en torno a 0,5 Å.

Por si fuera poco, la rotación del Sol contribuye a complicar las cosas. Unas zonas del disco solar se mueven hacia nosotros y se ven mejor cuando se aplica un minúsculo desplazamiento hacia la izquierda del espectro para compensar el efecto Doppler.  Igualmente, las zonas que se alejan de nosotros se ven mejor aplicando un desplazamiento al rojo, por tanto el telescopio solar debe permitir cierto ajuste para compensar estas diferencias.

Los telescopios solares utilizan un interferómetro Fabry-Pérot conocido como etalon. La luz resultante es de un rojo puro, algo que afectará en gran medida a la hora de registrar fotográficamente las observaciones.

La matriz del detector CCD de una cámara fotográfica está compuesta por píxeles sensibles al rojo (R), verde (G) y azul (B). Dado que nuestra visión es más sensible al verde un 50% de los sensores son verdes, otro 25% azules y el 25% restante rojos.

Matriz de Bayer de una cámara digital en color

Por tanto, si utilizamos una cámara en color para fotografiar el Sol solo estaremos aprovechando el 25% de los píxeles de la cámara. Es decir, estamos desperdiciando buena parte de su potencial. En este caso son preferibles las cámaras monocromáticas, ya que permiten aprovechar todos los píxeles de la cuadrícula.

Matriz de Bayer de una cámara digital monocromo

Para compensar los efectos de la atmósfera el método de fotografía solar más empleado consiste en la grabación de un vídeo compuesto por varios cientos de fotogramas individuales y un posterior tratamiento de apilado, optimización y ajuste con ondículas (wavelets).

Dado que las protuberancias son muy débiles en comparación con los detalles de la superficie se suelen realizar dos tomas con distinta exposición para realzar los componentes de la zona del Sol que nos interese.

El elemento más característico del disco solar son las manchas, zonas oscuras de la fotosfera que se producen por la rotación del Sol. El Sol rota alrededor de su propio eje, el tiempo que un punto determinado de su superficie tarda en dar la vuelta depende de la latitud a la que se encuentre, siendo en el Ecuador donde más rápida es la rotación. Debido a esta rotación diferencial las líneas del campo magnético del Sol que fluyen entre los polos magnéticos forman vórtices de gran intensidad magnética que propician la aparición de zonas más frías: las manchas. Las manchas tienen una temperatura unos 1400 °C más baja que las zonas circundantes.

En ocasiones, los campos magnéticos consiguen arrastrar el plasma y crean las protuberancias solares, uno de los mayores espectáculos de la naturaleza. La tecnología actual permite ver algo que antes sólo era visible excepcionalmente durante los eclipses totales de Sol. En ocasiones las protuberancias tienen una altura de decenas de miles de kilómetros y comparando su tamaño con el de la Tierra podemos hacernos una idea de las colosales dimensiones de estas llamaradas.

Más imágenes en mi galería de Flickr.

Para saber más:

CASADO, Juan Carlos. Fotografía astronómica y atmosférica. Teoría y técnica. Barcelona: Omega, 2011.

JENKINS, Jamey L. The Sun and How to Observe It. New York: Springer, 2009.

WILKINSON, John. New Eyes on the Sun. A Guide to Satellite Images and Amateur Observation. New York: Springer, 2012.

Paco Bellido es astrónomo aficionado. Edita la sección “Destinos astronómicos” en la revista AstronomíA y colabora en diversos programas científicos internacionales. Sus astrofotografías han aparecido publicadas en revistas como Sky and Telescope, Astronomy, Science et Avenir, L’astronomia, etc.



Por Paco Bellido
Publicado el ⌚ 3 julio, 2012
Categoría(s): ✓ Astronomía • Fotografía