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ESTRUCTURA DEL SOL
Como toda estrella el Sol posee una forma esférica, y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se generan debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe además de la contribución puramente térmica una de origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.
El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin embargo, se puede establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) Núcleo, 2) Zona radiante, 3) Zona convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, y 6) Corona.
1. NÚCLEO
El núcleo del Sol es extremadamente denso (contiene el 50% de toda la masa de la estrella, a pesar de ocupar sólo el 1'5% de su volumen). Las condiciones en esta zona son extremas; se cree que la temperatura en el núcleo es de 15 millones de grados Kelvin. Además, la presión es aproximadamente 250.000 millones de veces superior que la que soportamos en la superficie de nuestro planeta. El Sol no se colapsa hacia el interior debido a su enorme presión interior. Asimismo, tampoco estalla debido a la enorme masa que tiene. Estas dos fuerzas se encuentran gradualmente equilibradas. Si pudiéramos observar el núcleo del Sol, lo veríamos completamente negro, dado que la radiación expulsada por él no pertenece al espectro visible. El Sol produce principalmente radiación en forma de rayos gamma. Estos rayos gamma colisionan durante su viaje al exterior con las partículas del interior del Sol, lo que los hace perder energía, convirtiéndose en rayos X y luz visible. Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El Sol está constituido por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) en Estados Unidos y Karl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein (E = mc2), donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins.
El ciclo ocurre en las siguientes etapas: 1H1 + 6C12 → 7N13 ; 7N13 → 6C13 + e+ + neutrino ; 1H1 + 6C13 → 7N14 ; 1H1 + 7N14 → 8O15 ; 8O15 → 7N15 + e+ + neutrino ; 1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene 4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos + 26,7 MeV.
La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·1014 J por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado.
La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: 1H1 + 1H1 → 1H2 + e+ + neutrino ; 1H1 + 1H2 → 2He3 ; 2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1.
El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estos últimos años que el calor solar viene en la mayoría (~75%) del ciclo protón-protón. En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará el helio producto de éstos procesos para dar carbono y oxígeno, en lo que se llama proceso triple-alfa.
2. ZONA RADIANTE
Los rayos X producidos en el núcleo del Sol se hacen camino hacia la superficie paso a paso por las diferentes capas. La capa radiactiva comprende desde el núcleo de la estrella hasta el 70% del resto de la masa, aproximadamente. Está compuesta de plasma, es decir, de ingentes cantidades de hidrógeno y helio ionizado.
En la zona inferior de esta capa, los rayos X mencionados colisionan con las
partículas que forman el plasma y, en consecuencia, cambian constantemente la
dirección de su movimiento. A pesar de ello, la radiación continúa subiendo,
aunque a un ritmo muy pausado. De hecho, la luz que recibimos actualmente del
Sol fue el resultado de las reacciones que se produjeron en su interior hace 1
millón de años (y a pesar de que viaja a la velocidad de la luz: 300.000 km/s).
La temperatura en la capa radiactiva varía entre 15 y 1'5 millones de grados, según la proximidad al núcleo.
3. ZONA CONVECTIVA
Esta región se extiende por encima de la zona radiactiva y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad, volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. En la zona de encuentro entre la capa convectiva y la fotosfera, la materia se encuentra con una zona de grandes turbulencias. Debido a estos fuertes movimientos, el gas en el centro de unas estructuras llamadas cinturones de convección (o supergránulos), que tienen unos 1.000 km de diámetro cada una, fluyendo hacia los bordes de estas células para hundirse posteriormente. Este proceso es probablemente el responsable del calor que despide la Corona solar, así como de la gran aceleración que sufren las partículas del viento solar al salir de él.
El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.
4. FOTOSFERA
La fotosfera es la zona visible donde se emite luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo más oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad.
Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo electromagnético.
Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera. Un fotón tarda un promedio de 10 días desde que surge de la fusión de dos átomos de hidrógeno, en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo unos 8 minutos y medio en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol.
Evolución temporal de una región de la fotosfera, en la que una explosión (ráfaga) causa un seísmo en la superficie solar.
Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35 000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.
Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles así como la granulación solar.
El signo más evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaba que era debido a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del Universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen continuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, inferiores en ambos casos a los 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ = 5,67051·10−8 W/m2·K4 ), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.
5. CROMOSFERA
La cromosfera (literalmente, "esfera de color") es una capa delgada de la atmósfera del sol por encima de la fotosfera. Los últimos modelos la sitúan entre 2200 y 5000 km de espesor. La cromosfera es más transparente ópticamente que la fotosfera en el espectro visible, sin embargo en observaciones de radio, principalmente en el milimétrico la cromosfera es ópticamente gruesa.
La cromosfera solar está constituida principalmente de Hidrógeno y Helio; observaciones espectrales demuestran que existen metales en estados neutros y parcialmente ionizados, como es el caso de la línea K del Calcio y bandas moleculares como la del CN. No puede ser observada sin equipo especial debido a que es oculta por la enorme brillantez de la fotosfera, pero su coloración rojiza puede ser observada durante un eclipse solar total o con luz filtrada, como por ejemplo la Hα.
La característica más importante de la cromosfera es la presencia de espículas solares, proyecciones digitiformes de gas, de gran tamaño con apariencia de hojas de césped, que crecen hacia la Corona adyacente. Crecen hacia afuera de la cromosfera y luego se hunden de nuevo en intervalos de unos 10 minutos.
ESPÍCULAS SOLARES
Imagínate una tubería tan ancha como un estado y tan larga como la mitad de la Tierra. Ahora imagina que esta tubería está llena de gas caliente en movimiento, a 50.000 kilómetros por hora. Aún más; imagina que que la tubería no está hecha de metal, sino de un campo magnético transparente. Estás visionando una de las miles espículas de la actividad solar.
Otra característica sobresaliente es la presencia de fibrillas, horizontales formadas de gas, similares a las espículas pero con un periodo de duración de aproximadamente el doble.
Finalmente, las protuberancias solares se elevan hacia la fotosfera a enormes alturas, de hasta 150.000 km. Son uno de los fenómenos solares más espectaculares y raros.
PROTUBERANCIAS SOLARES
Frecuentemente erupciona gas candente del Sol. Una de estas erupciones produjo esta protuberancia que muestra la ilustración, tomada el 19 de julio del 2000 por el satélite artificial TRACE.
Sobre la cromosfera de algunas estrellas existe una región de transición, donde la temperatura aumenta rápidamente hacia la corona solar, que forma la parte más externa de la atmósfera.
Una llamarada en la cromosfera solar, registrada por la nave espacial Hinode, de la Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (JAXA), el 12 de enero de 2007.
6. CORONA
La corona solar es la parte más exterior de la cromosfera, mide más un millón de kilómetros y puede observarse durante los eclipses solares o utilizando un dispositivo capaz de ocultar la luz del Sol y denominado coronógrafo. La densidad de la corona solar es un billón de veces inferior a la de la atmósfera terrestre y su temperatura alcanza los dos millones de grados (mientras que la fotosfera tiene una temperatura aproximada de 6000ºC). La corona solar está compuesta por pequeñas partículas que son lanzadas al espacio por el intenso campo magnético solar produciendo el viento solar y, en fenómenos de eyección intensos, se puede producir una tormenta geomagnética en la Tierra. Estos átomos lanzados, al chocar con la parte superior de nuestra atmósfera son los causantes de las auroras en las regiones polares Norte y Sur.
Todos los detalles estructurales de la corona son debidas al campo magnético del Sol.
La luz visible que emite la corona solar es muy débil si la comparamos con la emitida por la fotosfera (su superficie) que es mil millones de veces más intensa. Así es que la corona no puede observarse si no es ocultando perfectamente el disco solar: ya sea durante un eclipse (el disco lunar oculta el solar), o utilizando un instrumento llamado coronógrafo (en el que un disco metálico oculta el de una imagen del Sol producida por un telescopio) como el de LASCO o UVCS (experimentos a bordo del satélite SOHO). Es tan débil, debido a la pequeña cantidad de partículas (electrones e iones) que difunden la luz procedente de la fotosfera, lo que da una idea de la pequeña densidad del material en esta zona. Podría decirse que la corona es una especie de neblina muy tenue situada por encima de la superficie.
La primera evidencia científica de su existencia se produjo durante el eclipse de 1870, en el que Charles Young observó una raya (verde) en el espectro de la luz coronal; décadas más tarde se descubrieron otras (roja y amarilla) que no se correspondían con las producidas por ningún otro elemento conocido en la Tierra. A comienzos del siglo XX, los astrónomos estaban tan perplejos que llegaron a proponer la existencia de un elemento químico nuevo presente en el Sol, y no en la Tierra, al que se llamó "coronio". No obstante, el auge de la espectroscopía hacia 1940 propició trabajos como los de Edlen y de Grotrian, que demostraron que estas rayas espectrales eran producidas por átomos altamente ionizados de elementos conocidos como el hierro (9 y 13 veces ionizado) y el calcio (14 veces). Estas condiciones de ionización se dan solamente si la temperatura del medio es muy alta, por ejemplo unos dos millones de grados, cuando el átomo de hierro ha perdido 13 de sus 26 electrones. Por tanto, la presencia de estas rayas espectrales delataba, tras una correcta interpretación, la existencia de plasma a muy altas temperaturas en la corona solar.
No obstante, el plasma de la corona solar emite radiación en diferentes longitudes de onda, de forma que observarla en el visible es la peor elección posible. De hecho, la corona emite más radiación en longitudes de onda muy cortas, como las de la luz en el ultravioleta extremo (UVE) y los rayos X. Esta radiación que, afortunadamente para los seres vivos terrestres, es eficientemente filtrada en nuestra atmósfera por la capa de ozono, también hace que, desgraciadamente, no podamos observar la corona solar ni desde las montañas más altas del planeta. No fue hasta 1946, en el que puede considerarse el comienzo de la investigación espacial, que en un vuelo de un cohete tipo V2 (capturado a los alemanes en la Segunda Guerra Mundial) lanzado desde White Sands (Nuevo México, USA) a sólo 90 km de altura, se obtuvo la primera imagen del Sol en el UVE; más adelante, en los años sesenta podía observarse la corona algo mejor con vuelos suborbitales y de corta duración. Pero no fue hasta el lanzamiento del Skylab, en 1973, con astronautas-astrónomos como tripulación e instrumentación más sofisticada (también en rayos X) a bordo, cuando nuestra observación de la corona mejoró ostensiblemente. Modernamente, el instrumento EIT, a bordo del satélite SOHO, ha obtenido imágenes de gran nitidez en diferentes filtros en el UVE.
No obstante, ¿cómo es posible que existan capas externas tan calientes?; de hecho, la corona, ¿es tan caliente como el interior solar?. Esta pregunta que empezaron a plantearse los físicos solares en los años 50, sólo comienza a ser contestada con certeza en la actualidad tras los experimentos a bordo de SOHO. Tenemos ya evidencias certeras de que el calentamiento se produce por la energía que transportan ondas de tipo acústico y otras asociadas al campo magnético, producidas en las capas situadas más abajo, cercanas a la superficie. Los rayos X emitidos en la corona se producen básicamente por los electrones acelerados y no en transiciones energéticas en átomos. Estos electrones acelerados se mueven tan rápido que no pueden ser capturados por los iones presentes, sino que interaccionan con los protones cambiando de trayectoria. La emisión no es uniformemente brillante en toda la corona, sino que aparecen zonas o puntos muy intensos, normalmente asociadas a la presencia de manchas en la superficie (pero no siempre), así como zonas muy oscuras que son llamadas agujeros coronales. Imágenes en rayos X del Sol delatan la estructura de la corona; zonas más brillantes indican lugares donde el plasma es más denso y caliente. Hoy en día, los satélites YOHKOH ("mssly1.mssl.ucl.ac.uk/ ydac"), el primero dedicado a la emisión coronal en rayos X, y después los SOHO ("sohowww.estec.esa.nl") y TRACE ("vestige.lmsal.com/TRACE/") que están consiguiendo imágenes solares en rayos X de muy alta resolución, demuestran los complicados procesos que ocurren entre el plasma coronal y los campos magnéticos allí presentes. El movimiento de los componentes en la corona está determinado fundamentalmente por el campo magnético producido en el interior solar, que aparece allí en formas de bellos arcos en los que quedan atrapadas las partículas. Donde quiera que el campo magnético no existe o queda en configuración libre (por ejemplo, en los agujeros coronales) su densidad es menor y por allí escapa el plasma hacia el medio interplanetario en el viento solar.
La existencia del viento solar, que ya había predicho Biermann en 1951 al estudiar la forma de las colas de algunos cometas, siempre opuesta a la dirección donde se hallaba el Sol, fue explicada y predicha correctamente por Parker, en 1958. Predijo, por medio de un modelo teórico, que la corona no podía ser estática y debía necesariamente estar en expansión. Sus predicciones fueron confirmadas con el satélite Mariner 2, en su vuelo a Venus en 1962, que midió un flujo de partículas procedentes del Sol con una velocidad entre 300 y 700 km/s a su paso por el entorno de la Tierra. También midió una densidad de partículas de unos 5 millones por metro cúbico, menos de una diez millonésima parte de la que hay en la corona. Así pues, el Sol no sólo nos envía luz, sino que también nos envía materia. Este plasma normalmente no penetra la atmósfera terrestre porque la Tierra es un gigantesco imán; es decir, tiene un campo magnético que, a modo de cascarón, la protege desviando este flujo. Solamente partículas con mucha mayor energía pueden penetrar este caparazón magnético, entrar en la atmósfera y llegar hasta la superficie. El satélite ULYSSES ha completado un estudio del viento solar en todas las direcciones, no sólo en las cercanías de la Tierra o en el plano de su órbita.
Volviendo a la corona, los electrones pueden ser acelerados por las fulguraciones solares a velocidades próximas a la de la luz que, cuando caen hacia capas inferiores más densas, chocan violentamente contra ellas produciendo emisiones intensas de rayos X. Los satélites norteamericanos GOES6 y 7 observan el flujo solar en rayos X de forma continua. Hace tan sólo unas semanas, a principios del mes de abril, SOHO registró la fulguración solar más intensa jamás detectada. En este tipo de sucesos, no sólo se libera una enorme cantidad de energía, sino que los electrones y protones acelerados escapan del Sol pudiendo llegar a la Tierra en un solo día y penetrar en su atmósfera por los polos magnéticos, el punto más débil del caparazón magnético antes descrito. Afortunadamente, en el caso antes mencionado, la fulguración no estaba dirigida hacia la Tierra. Asociadas a ellas, pero no siempre, SOHO ha descubierto cuán frecuentes son también las llamadas eyecciones coronales de materia, que no son más que flujos intensos de materia de la corona que se inyectan en el medio interplanetario.
Teniendo en cuenta la automatización creciente de la vida humana en la Tierra y la dependencia de nuestra forma de vida de las comunicaciones, el estudio de la corona solar y sus emisiones ha superado el interés meramente científico y cultural. En efecto, el estudio de lo que se ha dado en llamar el medio ambiente espacial, es decir, el entorno espacial del planeta Tierra, debe incluir de forma prioritaria el estudio de la fuente de sus continuas, y cada vez más dramáticas, alteraciones: el Sol y, en concreto, su corona y su viento.
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