Como mirar al Sol en Ultravioleta puede revelar sus secretos... #solar #elsol #nasa #esa #technology #tecnologia #astronomy #astronomia #science #ciencia #deepsky #solarsystem #sistemasolar #universe #universo #space #espacio
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00:00Al mirar al vasto y sobrecogedor cosmos, hay innumerables estrellas ahí fuera.
00:05Sin embargo, una de ellas domina nuestro cielo y nuestras vidas, ardiendo brillante y ferozmente
00:11en el centro de nuestro sistema solar, el Sol.
00:15Es fácil comprender cómo generaciones de humanos se inspiraron para crear todo tipo
00:20de leyendas que explicaran su resplandor.
00:23Ahora, a medida que la tecnología ha avanzado más allá de nuestra imaginación más salvaje,
00:28podemos adentrarnos en lo más profundo que hemos visto nunca dentro de nuestra estrella,
00:34el Sol.
00:36Mientras viajamos a través de su poderosa atmósfera, hoy exploraremos los fascinantes fenómenos
00:42que allí se materializan.
00:44Y en este vídeo nos sumergiremos en el Sol, recurriendo a distintas longitudes de onda
00:50de energía electromagnética, para mostrar nuestra estrella bajo una nueva luz.
00:57Anteriormente, hemos explorado Júpiter y algunas de sus lunas en varios espectros de luz, que
01:03puedes ver en un vídeo anterior.
01:05Hoy haremos lo mismo, pero esta vez en lugar de un planeta, investigaremos una bola de plasma
01:10altamente energética.
01:13La luz que observamos es pasada.
01:15Aunque la luz es lo más rápido que existe, la imagen del Sol que vemos desde la Tierra
01:20tarda 8 minutos y 20 segundos en llegar, lo que significa que estamos viendo cómo era
01:26el Sol hace unos minutos.
01:28Y si contamos el tiempo que tardan los fotones generados en el núcleo del Sol en atravesar
01:33cada capa antes de escapar al espacio, la luz que nos llega tiene entre 10.000 y 170.000
01:40años.
01:41Así que, ¿por dónde empezamos?
01:44Al igual que al pelar una naranja, empecemos nuestra investigación por la capa más externa
01:50de la atmósfera del Sol, la corona.
01:53La siguiente imagen fue tomada por el Observatorio de la Dinámica Solar, o SDO, una misión espacial
01:59de la NASA lanzada en febrero de 2010.
02:02El objetivo del SDO era comprender mejor las variaciones solares estudiando la dinámica
02:08de la superficie y la atmósfera solares en distintas longitudes de onda electromagnética.
02:14Al observar la luz más allá del rango visible, la NASA pudo captar detalles no visibles, cruciales
02:21para nuestra comprensión del Sol.
02:23Esta imagen se tomó utilizando una longitud de onda de 19,3 nanómetros, que representa
02:29la luz que se encuentra en la región ultravioleta extrema.
02:33Con una longitud de onda correspondiente a una temperatura de color de un millón de grados
02:38Kelvin, podemos ver claramente la región superior de la corona solar.
02:43Curiosamente, la corona del Sol también puede verse a simple vista en raras ocasiones, como
02:48durante un eclipse solar total.
02:50Cuando la Luna está perfectamente alineada entre la Tierra y el Sol durante un fugaz periodo
02:56de tiempo, la vista del disco central, más brillante, conocido como fotosfera, queda totalmente
03:03bloqueada, revelando un exterior radiante.
03:07Aunque de por sí se trata de un espectáculo impresionante, la corona no se ve tan detallada
03:13como en esta imagen tomada por el SDO.
03:16Esto la convierte en una gran herramienta para los científicos.
03:21Profundicemos un poco más, hasta las características del Sol justo debajo de la corona.
03:26A una temperatura de color de 20 millones de Kelvin, las manchas intensamente vivas indican
03:32acontecimientos conocidos como erupciones solares.
03:36Aquí tienes imágenes de una semana especialmente intensa en erupciones, en agosto de 2022.
03:43Las erupciones solares siempre me han parecido aterradoras e hipnotizantes.
03:48Son explosiones colosales, en las que el Sol escupe una inmensa cantidad de radiación
03:53electromagnética. Se producen cuando los campos magnéticos se entrecruzan, distorsionan
03:59y reorganizan rápidamente. Esta actividad es creada por la naturaleza turbulenta del
04:05plasma, dentro del propio Sol, del que se originan los campos.
04:09Pero no son la única característica de la atmósfera solar que emite radiación.
04:14Los agujeros coronales, indicados aquí por esta región más oscura del Sol, son otra
04:20característica fascinante que examinaremos más de cerca utilizando luz ultravioleta extrema.
04:28Los agujeros coronales son zonas de plasma más frío y menos denso, que están abiertas
04:34magnéticamente. Lo que significa que en lugar de formar bucles cerrados que vuelven a la superficie
04:39del Sol, las líneas magnéticas se desplazan hacia el exterior a través del sistema solar.
04:45Estas zonas permiten que las partículas del viento solar escapen más fácilmente al espacio.
04:51Cuando estos vientos solares se dirigen hacia la magnetosfera de la Tierra y chocan con ella,
04:56crean auroras en el cielo nocturno de las regiones polares de la Tierra. El uso de la luz ultravioleta
05:03nos proporciona una visión mucho mejor de estas fascinantes características de las capas externas
05:08del Sol. La luz del espectro no visible es una herramienta increíble para ver las diferentes
05:14características de las capas externas del Sol. Están los filamentos solares, también conocidos
05:20como protuberancias solares, los grandes bucles de plasma que se elevan desde la superficie del Sol.
05:27Estos enormes bucles son lo bastante grandes como para hacer que la Tierra parezca una mota de polvo,
05:32y pueden extenderse cientos de miles de kilómetros en el espacio. Pueden formarse en tan solo un día,
05:39pero una prominencia estable puede permanecer en la corona durante varios meses. En este ejemplo,
05:45vemos como una protuberancia serpentea saliendo de la fotosfera y adentrándose en la atmósfera del Sol.
05:52Aunque este vídeo está acelerado para que los minutos parezcan segundos, si tenemos en cuenta el
05:58tamaño de la prominencia, queda claro la rapidez con la que los intensos campos magnéticos del Sol
06:03mueven el material. Un hecho que quizá no conozcas sobre la atmósfera del Sol es que a veces llueve.
06:11No todo el plasma cargado que se dispara hacia la corona solar continúa por el sistema solar. Parte
06:18permanece en la corona, quedando atrapado y enfriándose, hasta que vuelve a caer sobre la
06:23superficie del Sol como una brillante lluvia. Esta lluvia coronal es hermosa a la vista,
06:29pero es mejor observarla desde la distancia, ya que su temperatura es de millones de grados. Por
06:36supuesto, caer suavemente de nuevo a la superficie del Sol es el destino de solo una parte del plasma
06:41solar. Aquí es donde la comparación con las nubes de la Tierra se queda corta, ya que no estallan
06:48liberando su energía al espacio. En el Sol, gracias a los campos magnéticos fuertemente
06:53enmarañados, sí lo hacen. Esto es un lapso de tiempo de una eyección de masa coronal. Mira cómo
07:00la estructura se forma en la parte inferior izquierda del Sol durante algún tiempo, antes de romperse y
07:06enviar miles de millones de toneladas de plasma por todo el sistema solar. Incluso con el campo
07:12magnético de la Tierra, el impacto de una de ellas podría ser devastador para nuestros satélites y
07:18redes eléctricas. El SDO captó aquí todas estas estructuras utilizando una longitud de onda de 30
07:26nanómetros, que corresponde a la parte ultravioleta extrema. La sincronización es importante a la hora
07:33de obtener imágenes de estas características, ya que son más frecuentes en determinados años que en
07:38otros. De hecho, cada estructura depende de la actividad solar del Sol, que alterna en torno a
07:44un ciclo solar de 11 años, sobre lo que también hice un vídeo. Pero hay más cosas que aprender. Del
07:52mismo modo que la luz visible y la ultravioleta nos muestran cosas distintas cuando observamos la
07:57misma característica, utilizar dos longitudes de onda distintas de luz no visible también puede ser
08:04revelador. Para demostrarlo, observa estas dos imágenes de la corona solar. Tomadas durante el
08:12mismo periodo de tiempo, las dos imágenes siguientes utilizan dos longitudes de onda de luz diferentes.
08:18La primera, tomada a una temperatura de color de 600.000 Kelvin, muestra la corona tranquila y los
08:24bucles coronales. La segunda, obtenida a una temperatura de color de 2 millones de Kelvin, muestra las regiones
08:31activas de la corona, mucho más calientes. La comparación entre las dos imágenes pone de
08:37relieve la importancia de utilizar distintos enfoques al investigar una estrella. Lo que inicialmente puede
08:43parecer un fenómeno solar singular, puede revelarse como una compleja cadena de acontecimientos
08:48entrelazados. Y técnicamente, aún no hemos atravesado la atmósfera del Sol. Avanzando más hacia el
08:56interior, veamos otra imagen producida por el SDO, utilizando una longitud de onda de luz de 160
09:02nanómetros, esta vez de la región de transición. La región de transición es una capa que se sitúa
09:09entre la corona del Sol y la cromosfera, la capa más baja de la atmósfera solar. Es una capa muy
09:16superficial, de unos 100 kilómetros de espesor. En esta región, la temperatura del Sol aumenta
09:23drásticamente, de unos 8.000 a 500.000 Kelvin. Para hacer una comparación, la lava hirviente
09:30que brota en Hawái tiene 1.170 grados Celsius o 1.443 Kelvin. La temperatura en el extremo inferior
09:39y más profundo de la región de transición es casi 6 veces más caliente que esta, y en el extremo
09:45superior, la temperatura es más de 346 veces mayor. Viajando aún más profundo, llegamos a la cromosfera
09:54del Sol, que es la última capa de la atmósfera antes de llegar a la propia superficie del Sol.
10:01Observada aquí con luz ultravioleta de 170 nanómetros, se estima que tiene un grosor aproximado
10:07de 1.700 kilómetros. Inspeccionando de cerca la cromosfera, identificamos unos rasgos hipnotizadores
10:14conocidos como espículas. Balanceándose como la hierba al viento, estos largos chorros de plasma
10:21se disparan hacia arriba desde la superficie del Sol a velocidades de hasta 100 kilómetros por segundo,
10:29aproximadamente 282 veces más rápido que el sonido, y pueden alcanzar longitudes de casi 10 kilómetros,
10:36más altos que el monte Everest. Formándose y desapareciendo en unos 5-10 minutos de media,
10:43los procesos que hay detrás de estas espículas fueron desconocidos y debatidos durante mucho tiempo,
10:49ya que no estaba claro cómo las partículas cargadas magnéticamente podían llegar a escapar
10:55de los campos magnéticos del Sol a ese nivel. Hasta que en 2017, un equipo de científicos que
11:01trabajaba en un modelo extremadamente detallado de las espículas, descubrió que sus orígenes debían
11:07estar relacionados con las partículas neutras. En un principio, los científicos no habían incluido
11:13las partículas neutras en sus modelos del Sol, porque pensaban que no afectarían al movimiento de
11:18las partículas cargadas. Pero una vez consideradas, se descubrió que las partículas neutras proporcionaban
11:24a las partículas cargadas la flotabilidad necesaria para escapar del plasma del Sol y salir disparadas
11:30en forma de espículas. Descendiendo aún más a través del Sol, llegamos finalmente a la fotosfera,
11:39la superficie del Sol propiamente dicha, cuya mejor imagen es la luz visible. Aunque el borde de la
11:46fotosfera parece nítido y liso, como suele ocurrir a simple vista, esto se debe a lo lejos que está el
11:52Sol.
11:53El Sol en sí no es sólido en absoluto. Hace demasiado calor para que exista materia en estado
12:00sólido, líquido o gaseoso en el Sol. Solo puede existir plasma, el cuarto estado de la materia,
12:07y que se calcula que constituye el 99,9% de toda la materia del universo. Los plasmas tienden a
12:15comportarse
12:16de forma muy parecida a los gases, salvo que están formados por una mezcla de átomos ionizados y
12:21electrones libres. La fotosfera es la capa más externa en esta imagen, de unos 400 kilómetros
12:28de espesor. No es un límite fijo del Sol, a diferencia de lo que puede sugerir la imagen.
12:34Y lamentablemente, es la capa más profunda de la estrella que los científicos pueden medir
12:39directamente. Si la observas más de cerca, verás unas manchas oscuras en el lado izquierdo. Se conocen
12:46como manchas solares, y parecen más oscuras que otras partes debido a sus temperaturas más frías.
12:52Pero eso es solo en comparación con su abrasador entorno. A diferencia de los agujeros coronales,
12:58las manchas solares se forman en zonas donde los campos magnéticos son especialmente potentes.
13:04Aquí, el calor queda atrapado bajo la fotosfera, debido a la menor convección en estas zonas.
13:10Al comparar esta imagen del Sol con otra anterior tomada con luz ultravioleta extrema durante el
13:16mismo periodo, surge una conexión entre las manchas solares y las erupciones solares. Las erupciones
13:22y manchas solares coinciden en el mismo lugar. Al escudriñar bajo la superficie, queda claro que
13:29una debe conducir a la otra. Ahora veamos más de cerca algunas manchas solares similares. Esta imagen
13:36se tomó con el telescopio solar sueco, con base aquí en la Tierra, y utilizando una longitud de
13:42onda de luz visible de aproximadamente 400 nanómetros. Al lado y alrededor de las manchas solares,
13:49la fotosfera está saturada de estas células de bordes dentados, que cambian de forma sin cesar,
13:55y que se parecen mucho a la lava cuando se enfría y se agrieta. Sin embargo, estas células tienen unos
14:02mil kilómetros de ancho y se conocen como gránulos solares. Considéralos la capa superior de una célula
14:08de convección que se agita por debajo. Las zonas más brillantes de cada gránulo representan fluido
14:15de temperaturas inimaginables que ascienden desde la capa interior del Sol hasta su superficie. Al llegar
14:22a este límite, el fluido no tiene otro lugar a donde ir, salvo extenderse hacia afuera y a lo largo.
14:27Tras enfriarse gradualmente, el fluido se hunde de nuevo hacia el interior a través de los límites
14:33ásperos y oscuros que rodean cada célula, antes de repetir el ciclo. Este proceso se asemeja mucho
14:39a las corrientes de convección dentro del manto terrestre, responsables de la tectónica de placas.
14:45Este proceso no es ninguna broma. Aunque por término medio se estima que cada gránulo dura tan solo 20
14:52minutos, el flujo dentro de las células alcanza velocidades supersónicas de más de 7 kilómetros
14:58por segundo, generando ondas en la superficie del Sol debido a los estallidos sónicos. Increíblemente,
15:05estos gránulos también pueden verse en la vista del disco completo de antes, utilizando la misma
15:11longitud de onda de luz visible. Parece como si la imagen estuviera granulada pese a tratarse de una
15:17sonda espacial de alta tecnología. Al agrandar, lo parece. Pero son los gránulos de la fotosfera
15:24del Sol, no un efecto del procesado ni un exceso de ruido en la imagen.
15:31Y eso es todo. Lamentablemente, nuestro viaje termina aquí, ya que los científicos aún no han
15:37descubierto cómo obtener imágenes más profundas del Sol, utilizando luz visible o no visible. Gran parte
15:43de lo que hay más allá de esta capa sigue siendo un misterio. Pero podemos ver las ventajas de utilizar
15:49luz de todos los espectros diferentes en nuestro estudio del Sol. Nos ayudan a observar las erupciones
15:55solares, los enormes agujeros coronales, las espículas, las intrigantes manchas solares y las células que
16:02cambian de forma, por nombrar algo. El Sol bulle de actividad, y gran parte de ella nos resultaría
16:09invisible si no fuera por estas técnicas de imagen. Quizá algún día encontremos formas de ver más
16:15profundamente, utilizando técnicas con las que actualmente apenas podemos soñar. Igual que los
16:21humanos de hace mucho tiempo apenas podían soñar con los métodos que utilizamos hoy en día. Pero por
16:27ahora, el mero hecho de saber que ocurren tantas cosas invisibles en el universo, y de saber que
16:33disponemos de los medios para descubrirlas, me llena de entusiasmo y curiosidad. ¿Quién sabe qué más
16:40puede haber ahí fuera esperando a ser encontrado? Gracias por tu visita, y nos vemos en el futuro.
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