El Sol no es solo esa esfera uniforme y brillante que vemos a simple vista. Cuando lo observamos con instrumental especializado, diferentes longitudes de onda nos abren una ventana a los distintos “pisos” de su atmósfera, revelando un espectáculo lleno de texturas, regiones activas y estructuras dinámicas.

¿Cuál es la estructura de la atmósfera solar?

Desde el interior visible hacia el exterior, se distinguen cinco capas principales que se comportan como las “capas de una cebolla” en términos de profundidad:

1. Fotosfera

  • Altura aproximada: base visible del Sol (~500 km de espesor).

  • Temperatura: ~5 800 K en promedio.

  • Naturaleza: capa donde el gas solar se vuelve lo bastante “transparente” como para dejar escapar la luz visible.
    Aquí vemos la granulación solar, generada por corrientes convectivas de plasma que ascienden y descienden. También se observan las manchas solares, regiones más frías asociadas a intensos campos magnéticos.

  • Qué información ofrece:

    • Campo magnético superficial.

    • Dinámica convectiva.

    • Distribución de energía y actividad de manchas.

2. Cromosfera

  • Altura: se extiende unos 2 000 km sobre la fotosfera.

  • Temperatura: aumenta desde 4 500 K en la base hasta unos 20 000 K en la parte superior.

  • Naturaleza: gas tenue y parcialmente ionizado. Su aspecto es fibrilar y está completamente estructurado por los campos magnéticos.
    En esta capa se originan los filamentos, espículas y protuberancias.

  • Qué información ofrece:

    • Estructura y evolución de los campos magnéticos.

    • Dinámica del plasma (ondas, chorros, turbulencias).

    • Inicio de erupciones y fulguraciones solares.

  • Longitudes de onda clave:

    • H-alfa (656,3 nm) → cromosfera alta.

    • H-beta (486,1 nm) → cromosfera media.

    • Ca II K y Mg b1 → transición con la fotosfera.

3. Región de transición

  • Altura: entre 2 000 y 10 000 km aprox.

  • Temperatura: aumenta bruscamente desde 20 000 K hasta cerca de 1 000 000 K.

  • Naturaleza: zona muy delgada donde el plasma pasa de estar parcialmente ionizado a totalmente ionizado.

  • Qué información ofrece:

    • Gradiente térmico y transporte de energía hacia la corona.

    • Base de los flujos de viento solar.

    • Diagnóstico de conducción térmica y radiación ultravioleta.

  • Longitudes de onda típicas: UV (Si IV, C IV, O V).

4. Corona

  • Altura: se extiende millones de kilómetros en el espacio.

  • Temperatura: de 1 a 2 millones de kelvin.

  • Naturaleza: plasma extremadamente tenue y completamente ionizado, guiado por el campo magnético solar.
    Solo es visible durante los eclipses totales o mediante coronógrafos.

  • Qué información ofrece:

    • Estructura del campo magnético global.

    • Erupciones coronales y eyecciones de masa coronal (CME).

    • Composición y dinámica del viento solar.

  • Longitudes de onda típicas: rayos X y EUV (extreme ultraviolet).

5. Viento solar

  • Altura: extensión continua de la corona hacia el espacio interplanetario.

  • Temperatura: decrece gradualmente.

  • Naturaleza: flujo supersónico de protones, electrones y núcleos ligeros que llenan el Sistema Solar.

  • Qué información ofrece:

    • Interacción Sol-Tierra (meteorología espacial).

    • Transporte del campo magnético solar (espiral de Parker).

El papel de la espectroheliógrafía

Gracias a la espectroheliógrafía es posible aislar longitudes de onda muy concretas de la luz solar. Evidentemente, podemos seleccionar aquellas que correspondan al espectro visible, lo que convierte a esta técnica en una herramienta ideal para analizar la cromosfera.
A través de cada una de esas “ventanas”, cada imagen nos revela un relato distinto de nuestra estrella. En este caso obtuve imágenes a tres longitudes de onda: H-alfa (6562,8 Å), H-beta (4861,3 Å) y Mg(b1) (5183,6 Å). Cada una de ellas muestra una capa diferente de la atmósfera solar y resalta estructuras específicas.

H-alfa — La cromosfera en todo su esplendor

El reino de las protuberancias y los filamentos

La línea H-alfa, producida por la transición del hidrógeno del nivel 3 al 2, es probablemente la más conocida por los aficionados a la observación solar. Es la ventana más utilizada para explorar la cromosfera, situada justo por encima de la fotosfera visible.

En H-alfa, el Sol se transforma en un paisaje turbulento: aparecen filamentos oscuros, que en realidad son enormes nubes de gas suspendidas por campos magnéticos; protuberancias que se elevan miles de kilómetros sobre el limbo; y una textura fibrilar que refleja la dinámica magnética de esta región.
En la imagen pueden apreciarse con claridad esas estructuras: filamentos alargados, zonas activas y pequeñas protuberancias que emergen en el borde del disco.

H-beta — Una visión más profunda de la cromosfera

A esta longitud de onda seguimos explorando la cromosfera. La línea H-beta, también del hidrógeno pero correspondiente a la transición del nivel 4 al 2, nos ofrece una visión más tenue y sutil.
La señal es más débil y la captura requiere mayor precisión, pero a cambio nos permite observar una capa ligeramente diferente, con una opacidad distinta.

Aquí las protuberancias y filamentos siguen presentes, aunque con menos contraste que en H-alfa. Sin embargo, se perciben mejor algunos detalles finos en las zonas activas, donde la densidad y la temperatura varían con la altura.

Mg(b1) — Entre la fotosfera y la cromosfera

La línea del magnesio neutro, en torno a los 518,6 nm, nos traslada a las capas más bajas de la cromosfera, justo en la transición entre la fotosfera, que podemos asimilar a la “superficie” del Sol (si tal cosa se puede decir de una esfera de plasma), y la base de la cromosfera.

Aquí la escena cambia: son visibles las estructuras típicas de la fotosfera, como manchas solares, fáculas y la granulación de la superficie.
Esta longitud de onda muestra un Sol más “tranquilo”, aunque las manchas y los detalles asociados a los campos magnéticos siguen siendo espectaculares.
La granularidad, consecuencia de los movimientos convectivos y de la liberación de energía en la fotosfera, aparece como un mosaico de diminutas células.

La imagen en Mg(b1) es, en cierto modo, la más cercana a lo que podríamos considerar “la superficie solar”, y ofrece un punto de comparación fundamental con las vistas en las líneas del hidrógeno.

Tres longitudes, una misma historia solar

Lo más interesante de esta serie es poder comparar directamente las tres imágenes, tomadas con el mismo instrumento y a la misma escala.
Cada línea espectral actúa como un filtro que selecciona una franja de altura en la atmósfera solar:

  • Mg(b1) → fotosfera alta y base de la cromosfera.

  • H-beta → cromosfera media.

  • H-alfa → cromosfera superior y protuberancias.

Superponer mentalmente estas tres capas nos permite “reconstruir” un perfil tridimensional de la atmósfera solar.
Las estructuras que aparecen en varias longitudes indican conexiones magnéticas verticales, mientras que aquellas que desaparecen o cambian de aspecto evidencian variaciones de temperatura y densidad con la altura.

Desde la calma aparente de la fotosfera hasta la agitación magnética de la cromosfera, observar el Sol en distintas longitudes de onda nos recuerda que su atmósfera es un sistema vivo, cambiante y extraordinariamente complejo.

Datos de captura y procesado

Equipo utilizado:

  • Espectroheliógrafo MLAstro SHG 700, acoplado al refractor SVBony 102 f/6.5 (longitud focal 663 mm, apertura 102 mm).

  • Cámara G3M678M.

Fechas y líneas observadas:

  • H-alfa: 2025-10-16 11:44 UTC

  • H-beta: 2025-10-16 12:01 UTC

  • Mg(b1): 2025-10-16 12:33 UTC