MIRANDA

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Miranda (satélite)
Es el undécimo más alejado de Urano, en torno al cual gira a una distancia de unos 130.000 km; tarda aproximadamente 34 horas en completar una vuelta. Su órbita es circular y sólo ligeramente inclinada con respecto al ecuador de Urano.

Miranda es esférico y mide unos 470 km de diámetro. Es el quinto satélite de Urano por su tamaño. Las mediciones de su densidad indican que está compuesto aproximadamente a partes iguales por hielo y roca.

Su superficie presenta numerosos accidentes topográficos, uno de ellos un acantilado de 15 km de altura. También existen cañones con 20 km de profundidad y regiones muy antiguas con cráteres de 30 km de diámetro. Es probable que las características orográficas distintivas del satélite sean unos sistemas de crestas y surcos geológicamente recientes.

En la actualidad se cree que, probablemente, Miranda atraviese periodos de aumento de su temperatura interna, tal vez causados por fuerzas gravitatorias. Es posible que la órbita del satélite adopte periódicamente una forma elíptica por la atracción gravitatoria de las lunas cercanas Ariel y Umbriel. La acción de la gravedad de Urano, Ariel y Umbriel sobre Miranda haría que este satélite se contrajera y expandiera, calentando así su interior.

Fue descubierto en 1948 por el astrónomo estadounidense Gerard Pieter Kuiper, que dio a su hallazgo el nombre de la protagonista de la tragicomedia de Shakespeare La tempestad.

¿POR QUE ESTAN EN POSICION VERTICAL LOS ANILLOS DE URANO?

Los anillos de Urano se descubrieron por azar. Había varios grupos de astrónomos preparados para observar el paso de la estrella SAO 158687 por detrás de Urano el 10 de marzo de 1977. El objetivo era estudiar la estructura de la atmósfera de Urano. Las mejores observaciones fueron las realizadas por James L. Elliot y sus colaboradores en el Observatorio Volante Kuiper, que era un avión equipado con un telescopio de 91 centímetros. Su grupo (y varios otros) hallaron que el brillo de la estrella disminuía no sólo cuando pasaba por detrás de Urano, sino también en cierto número de lugares situados cerca del planeta, muy por encima de su atmósfera. Las atenuaciones de corta duración definían una serie de distancias a un lado de Urano que eran aproximadamente simétricas con la serie al otro lado del planeta. Para cuatro de las atenuaciones, la coincidencia era casi exacta; lo que significa que cuatro anillos son casi circulares. Un quinto, designado epsilon, ofrece una notable excentricidad. Se supuso que la simetría provenía de la presencia de anillos relativamente opacos, muy estrechos y casi circulares. Observaciones posteriores han revelado hasta ahora la presencia de nueve anillos, todos ellos situados dentro de la distancia de un radio planetario contado desde la cima de la atmósfera de Urano. Observaciones posteriores han mostrado cuatro anillos más.

La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.

Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.

Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.

CINTURON DE ASTEROIDES

Ceres 959 km

Pallas 538 km

CERES VESTA PALLAS

Vesta 470 km

EL COMETA HALLEY

El cometa Halley fue el primero en ser reconocido como periódico, su órbita fue calculada por primera vez por el astrónomo Edmund Halley en 1705. Se le observó con anterioridad en Europa en el año 1472 por el astrónomo alemán Regiomontano, las observaciones de datos muestran que fue observado por primera vez en el año 239 adC.

En sus observaciones, Edmund Halley comprobó que las características del cometa coincidían con las descritas en 1682, y también con las del de 1531 (descritas por Petrus Apianus y 1607 (observadas por Johannes Kepler en Praga). Halley concluyó que correspondían al mismo objeto celeste, que retornaba cada 76 años. Con ello, realizó una estimación de la órbita, y predijo su reaparición para el año 1757. Esta predicción no fue del todo correcta, pues el retorno no fue visto hasta el 25 de diciembre del año 1758, realizado por el astrónomo aficionado alemán Johann Georg Palitzsch. En este caso, la atracción de Júpiter y Saturno fue la responsable del retardo. Halley no pudo contemplar el retorno de su cometa, al fallecer en 1742.

SONDA GIOTTO.

Giotto fue una misión no tripulada de la ESA, que estudió el cometa Halley. El 13 de marzo de 1986, Giotto se aproximó a 596 km de él.

Giotto también estudió el cometa Grigg-Skjellerup, al que llegó a acercarse a unos 200 kilómetros. En total fueron 2 cometas que estudió.

La nave recibió este nombre en honor del pintor medieval italiano Giotto, el cual pintó la estrella de Belén como el cometa Halley.

EL ASTEROIDE MAS PROXIMO

ASTEROIDE TU24 PASÓ CERCA DE LA TIERRA

Tiene 250 metros de largo y pasó a 538.000 kilómetros de la Tierra, 1,4 veces la distancia a la Luna.

(2 Febrero, 2008 Actualizado - NASA/JPL) Astrónomos del Laboratorio de Propulsión a Chorro de Pasadena, de la NASA ya han obtenido las primeras imágenes del asteroide 2007 TU24 utilizando información de radar de alta definición obtenidas con el Telescopio Radar del Sistema Solar Goldstone en el Desierto de Mojave, California.

Imagen: Vistas de radar del 2007 TU24, tomadas mientras gira en su eje.

El asteroide es asimétrico con un tamaño de unos 250 metros (800 pies) y pasó a su distancia más cercana, 1,4 distancias lunares o 538.000 kilómetros, de la Tierra el 29 de Enero a las 08:33 UT - 05:33 Hora local de Chile y Argentina - (12:33 a.m. Pacific time - 3:33 a.m. Eastern time).

Alcanzó una magnitud aparente aproximada de 10,3 la noche del 29-30 de Enero, antes de hacerse más débil a medida que se aleja de la Tierra. Por un corto tiempo el asteroide será observable en los cielos oscuros y despejados con telescopios de aficionados de 3 pulgadas o mayores.

LOS NUEVOS SATELITES DESCUBIERTOS EN NEPTUNO

Las lunas de Neptuno Desde Neptuno, el Sol está muy lejos, 30 veces más que la Tierra, y sólo parece un puntito muy brillante. Todos los demás planetas están entre él y el Sol, a distancias enormes, de manera que no se ven.Pero Neptuno guardaba una sorpresa. El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después del descubrimiento de Neptuno, el astrónomo William Lassell descubrió que tenía un satélite, y brillaba más que los dos satélites de Urano conocidos hasta entonces.Hasta agosto de 2004 se habían descubierto un total de 13 satélites de Neptuno.

TITAN

Titán es la luna más grande de Saturno y la segunda más grande del sistema solar, solo comparable a Ganimedes, la luna de Júpiter. Antes de los vuelos de las naves Voyager, los astrónomos sospechaban que Titán pudiera tener una atmósfera. Los científicos tambien creían que se podría encontrar mares líquidos o lagunas de metano o etano; el agua estaría congelada a la fría temperatura de la superficie de Titán. Con la esperanza de encontrar un mundo poco habitual, el Voyager 1 fue programado para tomar numerosas vistas cercanas de Titán durante su aproximación en Noviembre de 1980. Desafortunadamente, todo lo que se encontró fue una atmósfera impenetrable cubierta por una densa capa de nubes. Sólo se observaron pequeñas variaciones de color y brillo.

Aunque Titán está clasificado como una luna, es mayor que los planetas Plutón y Mercurio. Tiene una atmósfera planetaria que es más densa que las de Mercurio, Tierra, Marte y Plutón. La presión atmosférica es de unos 1.6 bares, un 60% mayor que la de la Tierra. El aire de Titán está compuesto principalmente por nitrógeno con otros hidrocarbonos que dan a Titán su característico tono naranja. Estos hidrocarbonos son los bloques que constituyen los aminoácidos necesarios para la formación de la vida. Los científicos creen que el medio ambiente de Titán es similar al que la Tierra presentaba antes de que la vida empezase a poner oxígeno en la atmósfera.

La temperatura de la superficie de Titán parece ser de unos -178°C (-289°F). El metano parece estar por debajo de su presión de saturación cerca de la superficie de Titán; no existen probablemente ríos ni lagos de metano, a pesar de la llamativa analogía con el agua de la Tierra. Por otro lado, los científicos creen que existen lagos de etano que contienen metano disuelto. El metano de Titán, debido a procesos fotoquímicos continuos, se convierte en etano, acetileno, etileno y (cuando se combina con nitrógeno) en cianuro de hidrógeno. Este último es compuesto importe ya que es uno de los bloques constructivos de los aminoácidos.

Las naves Voyager no fueron capaces de penetrar las gruesas capas de nubes pero revelaron que Titán es uno de los lugares más interesantes del sistema solar. ¿Qué paisaje se oculta debajo de las nubes? ¿Qué misterios se esconden detras de estas cortinas naranjas? Estas preguntas deben esperar hasta que se lanzen en el futuro nuevas naves que visiten esta luna tan poco habitual. El 15 de Octubre de 1997 se lanzó al espacio la nave Cassini para encontrarse con Saturno en Junio de 2004. Posteriormente ese año, lanzará la sonda europea Huygens para atravesar la atmósfera de Titán. La nave Cassini realizará más de 30 encuentros con Titán, construyendo un mapa de la superficie de esta luna con un radar de apertura sintético similar al que la nave Magallanes empleó para construir el mapa de Venus.

CASSINI.

Cassini-Huygens es un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la ASI. Se trata de una misión espacial no tripulada cuyo objetivo es estudiar el planeta Saturno y sus satélites naturales, comúnmente llamados lunas. La nave espacial consta de dos elementos principales: la nave Cassini y la sonda Huygens. El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 y entró en la órbita el 1 de julio de 2004. El 25 de diciembre de 2004 la sonda se separó de la nave aproximadamente a las 02:00 UTC. La sonda alcanzó la mayor luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005, momento en el que descendió a la superficie del planeta para la recogida de información científica. Se trata de la primera nave que orbita Saturno y el cuarto artefacto espacial humano que lo visita

ANILLOS DE SATURNO

Los anillos de Saturno están básicamente hechos de hielo y partículas de rocas. Parecen un gruesa banda de colores, pero de hecho son pequeñas bandas combinadas. Las partículas varían en tamaño, desde un par de centímetros hasta más de un kilómetro.

Los anillos son muy delgados. Aún cuando alcanzan diámetros de hasta cientos de miles de kilómetros, éstos no tienen más de 1.5 km de ancho. ¿Cómo es posible que una capa de hielo tan delgada pueda ser tan bella?. El hielo crea un efecto arcoiris, similar al efecto del agua que sale de una regadera de jardín bajo el Sol. Los rayos del Sol se refractan a través del agua congelada, ¡y dan orígen a un espectáculo de colores!. El número total de anillos es siete, y al nombrarlos, a cada uno se le asignó una letra, de la A hasta la G. Tres de los anillos, A,B y C, son visibles desde la Tierra usando un telescopio.

Los anillos de Saturno fueron descubiertos por Galileo en los 1600, aún cuando en esa época no supo qué eran. En 1655, el astrónomo Christian Huygens predijo que Galileo había visto anillos en Saturno. Más adelante, telescopios más poderosos comprobaron que Hyugens estaba en lo cierto.

En 1675, un científico llamado Cassini, encontró lo que parecía ser un espacio entre los anillos A y B. Más adelante a este espacio se le llamó la División Cassini. En los 1800, se descubrió un tercer anillo difuso, al que se le llamó anillo C. No fue hasta 1979 que se encontraron los anillos E,F y G, cuando las naves espaciales Pionero 11 y Voyager volaron junto a Saturno.

También encontraron un pequeño espacio entre los anillos A y F, conocido como la División Encke.

MONTE OLIMPO Y VALLE MARINERIS

VALLE MARINERIS.

MONTE OLIMPO.

El macizo central se eleva 27 kilómetros sobre la llanura circundante, lo que equivale a tres veces la altura del monte Everest, y a 25 km sobre el nivel medio de la superficie marciana, debido a que se encuentra en una depresión de 2 km de profundidad. Está flanqueado por grandes acantilados de hasta 6 km de altura, y su caldera tiene 85 km de largo, 60 km de ancho y 2,4-2,8 km de profundidad, pudiéndose apreciar hasta seis chimeneas superpuestas de cronología sucesiva

La base del volcán mide 600 km de diámetro incluyendo el borde exterior de los acantilados, lo cual le otorga una superficie en su base de 283.000 km² aproximadamente, comparable con la superficie de Ecuador. Sus dimensiones son tales que una persona que estuviese en la superficie marciana no sería capaz de ver la silueta del volcán, ni siquiera desde una distancia a la cual la curvatura del planeta empezara a ocultarla. El efecto por tanto sería el de estar contemplando una "pared", o bien confundir la misma con la línea del horizonte. La única forma de ver la montaña adecuadamente es desde el espacio. Igualmente, si alguien se encontrara en la cima del volcán y mirase hacia abajo no podría ver el final, ya que la pendiente llegaría hasta el horizonte

Es un error pensar que la cima del Monte Olimpo está por encima de la atmósfera marciana. La presión atmosférica en su cumbre es un 2% de la que hay en la superficie; comparándolo con el Everest, su presión atmosférica es un 25% que la que hay a nivel del mar. Es más, el polvo marciano se puede encontrar incluso a esa altitud, así como la capa de nubes de dióxido de carbono. Aunque la presión atmosférica media de Marte es un 1% de la que hay en la Tierra, el hecho de que la gravedad sea mucho más débil permite que su atmósfera se extienda a una altitud mucho mayor.

VALLE MARINERIS.

Junto a la cordillera Tharsis se encuentra el Valle Marineris. El Valle Marineris es un gran sistema de cañones, que se extienden por 4 000 kilómetros (2 500 millas), a lo largo del ecuador de Marte. Mariner 9 fue el primero en fotografiarlo en detalle.
Como se aprecia en esta imagen, gran cantidad de antiguos canales de ríos, dan orígen a un terreno caótico, desde los cañones centrales del norte, hacia la parte superior de la imagen. Los tres volcanes Tharsis (puntos color rojo oscuro), son visibles en el extremo izquierdo (occidente) de la imagen. Hacia el sur, están las tierras altas; terreno muy antiguo, cubierto por muchos cráteres de impactos.
Las imágenes en alta resolución obtenidas por la nave espacial, Topógrafo Global de Marte, permiten examinar más de cerca a este cañón poco común. Estas imágenes muestran las escarpadas cuestas descendiendo ampliamente por el norte y sur, llena de ruinas rocosas.
Las rocas en capas de la Tierra se forman de procesos sedimentarios (similares a los que formaron capas de rocas como las que hay en el Gran Cañón de Arizona), y procesos volcánicos (como las terrazas vistas en el Cañón de Waimea, en la isla de Kauai). Ambos son posibles en las capas de rocas en el Valle Marineris. En ambos casos, el grosor total de las rocas en capas que se aprecian en estas imágenes, indican que pudo haber habido una historia compleja, y extremadamente activa en los procesos geológicos de Marte.

MAGALLANES A VENUS

La órbita inicial de Magallanes era muy elíptica, siendo el radio menor de 294 kilómetros y el mayor de 8.543 km. La órbita era polar, lo que significa que la sonda se movía desde el sur hacia el norte, o viceversa, en cada vuelta, sobrevolando los polos norte y sur de Venus, completando una órbita cada 3 horas 15 minutos.
Durante la parte más cercana a Venus, el radar de la sonda escaneaba una zona de la superficie de, aproximadamente, 17 a 28 km de ancho. Al final de cada órbita, mandaba a la Tierra un mapa de la zona escaneada. Además, como Venus gira sobre sí mismo una vez cada 243 días terrestres, Magallanes conseguía cubrir una gran parte de la superficie del planeta.
Al final de sus primeros ocho meses de órbita (entre septiembre de 1990 y mayo de 1991), había enviado imágenes detalladas del 84% de la superficie venusiana. Tras dos ciclos más de ocho meses, entre mayo de 1991 y septiembre de 1992, se logró un mapa del 98% del planeta. Los siguientes ciclos permitieron a los científicos buscar cambios en la superficie de un año a otro, además de posibilitar la construcción de un mapa tridimensional gracias a los diferentes ángulos de visión del radar entre ciclos.
Durante los cuatro ciclos orbitales recorridos entre septiembre de 1992 y mayo de 1993, la sonda obtuvo datos del campo gravitacional de Venus. Durante este periodo, Magallanes no usó el radar. En su lugar transmitió una señal de radio constante a la tierra, de forma que al atravesar una zona con una gravedad superior a la normal, la sonda aceleraría su velocidad, provocando un ligero cambio en la señal de radio debido al efecto Doppler.
Al finalizar estos cuatro ciclos, los controladores bajaron la órbita de la sonda usando una técnica llamada aerofrenado ("aerobraking"). Esta maniobra envía la sonda más profundamente en la atmósfera de Venus; el aumento del rozamiento reduce la velocidad, disminuyendo la órbita. Una vez completada el 3 de agosto de 1993, la órbita tenía una distancia mínima de 180 km y máxima de 541 km, y la velocidad aumentó de forma que ahora se completaba una vuelta cada 94 minutos. Esta nueva órbita permitió obtener mejores datos sobre el campo gravitatorio en las zonas más cercanas a los polos.
Después de terminar el quinto ciclo orbital en abrir de 1994, comenzó el sexto y último ciclo, durante el cual obtuvo más datos y realizó algunos experimentos de radar y señales de radio. Cuando terminó su misión, Magallanes había conseguido datos precisos sobre el campo gravitatorio de un 95% del planeta.
En septiembre de 1994, se redujo de nuevo la órbita para realizar una prueba llamada "experimento del molino de viento". En esta prueba, los paneles solares de la sonda adaptaron una forma parecida a las aspas de un molino, y fue hundida en la parte externa de la densa atmósfera. Entonces, los controladores midieron el esfuerzo de torsión necesario para mantener la orientación de Magallanes y mantenerla sin girar. Este experimento permitió obtener información sobre las moléculas de la parte alta de la atmósfera de Venus. Información útil para el diseño de sondas.
El 11 de octubre de 1994, la órbita fue disminuida una vez más, perdiéndose la señal de radio al día siguiente. Dos días después, la sonda entró en la atmósfera vaporizándose casi por completo, aunque se cree que algunas partes llegaron a chocar con la superficie.

MESSENGER A MERCURIO

MESSENGER es una misión espacial no tripulada de la NASA, lanzada rumbo a Mercurio el 3 de agosto de 2004. El vehículo sobrevolará la Tierra el agosto de 2005, para posteriormente realizar dos aproximaciones a Venus, en octubre de 2006 y junio de 2007.Posteriormente a este viaje, MESSENGER efectuará tres sobrevuelos a Mercurio, cada uno de ellos seguidos de una maniobra de corrección de trayectoria, con la finalidad de situar la sonda en orbita en torno a Mercurio en marzo de 2011.Investigará la posible presencia de hielo en Mercurio, y estudiará su geología y sus campos magnéticos.

ESTRUCTURA DEL SOL

CAPAS:

-NUCLEO:El núcleo solar está formado de gas muy caliente y denso (en estado de plasma ). La temperatura de 15 millones de grados Kelvin (27 millones de grados Faranheit) mantiene al núcleo en estado gaseoso.
En el núcleo es donde se genera la energía. La densidad y la temperatura son las adecuadas para que ocurran las reacciones de fusión nuclear. Estas reacciones liberan energía en dos formas, luz (radiación electromagnética) y partículas (en particular los neutrinos). ¡A pesar de estas reacciones, el núcleo del Sol es un lugar muy obscuro!

-ZONA RADIANTE:En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

ZONA CONVECTIVA:Esta región se extiende por encima de la zona radiativa 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. 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.

CROMOESFERA:La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10 000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.
Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150 000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

FOTOESFERA:La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de 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.

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 en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo unos 500 s 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.
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.

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.

CORONA:La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de kelvin, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Estas elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emite gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poco densa como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.
La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.