El Sol se encuentra a unos 150 millones de kilómetros de la Tierra. No podemos tocarlo, recoger muestras de su superficie ni acercarnos a él con facilidad. Sin embargo, sabemos de qué está compuesto, qué temperaturas alcanza y cómo cambia su actividad.
¡La clave está en la luz! La radiación que recibimos del Sol transporta información sobre sus distintas regiones, su composición química, su temperatura y el movimiento de los gases que lo forman. Para captar e interpretar esa información utilizamos espectrógrafos, telescopios con filtros especiales e instrumentos instalados en misiones espaciales.
No podemos viajar hasta el Sol, pero el Sol nos envía continuamente información en forma de luz. Es entonces entendiendo cómo se compone la luz que logramos estudiar el Sol a través de:
A simple vista, toda la Es la energía que emite el Sol en forma de ondas electromagnéticas. La luz visible es solo una pequeña parte de ella. parece llegar mezclada. Un Instrumento que separa y registra la luz. De forma simplificada, está formado por una rendija de entrada, un sistema óptico que forma el haz de luz, una red de difracción y un detector. nos permite recoger una pequeña muestra: la rendija deja pasar una franja estrecha de luz, el sistema óptico la convierte en un haz y la Superficie con muchísimas ranuras paralelas. Cada longitud de onda se desvía en un ángulo diferente al atravesarla o reflejarse en ella. la separa según sus Es la distancia entre dos puntos equivalentes de una onda, por ejemplo, entre dos crestas. Permite distinguir los diferentes tipos de radiación.. A través de un detector podemos registrar después el Representación de la radiación ordenada por longitud de onda. Puede mostrarse como una banda continua o como un conjunto de curvas. obtenido y, de esta manera, separar el mensaje del Sol en sus distintas huellas para analizarlas por separado.
La radiación solar comienza su recorrido
Radiación sin separarRed de difracciónEspectro separado
0%
Desliza para seguir el recorrido de la luz: primero atraviesa la rendija, forma un haz y después se separa según su longitud de onda.
Recorre el espectro electromagnético
La luz que recibimos del Sol forma parte de una familia mucho más amplia: la radiación electromagnética que se propaga por el espacio en forma de ondas continuas. Podemos describir cada una de ellas por su longitud de onda (distancia entre dos crestas), su frecuencia y su energía, de manera que cuanto menor sea la longitud de onda, mayores serán la frecuencia y la energía. Los nombres “radio”, “infrarrojo”, “visible” o “rayos X” identifican distintas regiones del espectro electromagnético continuo.
Selecciona una región para ver cómo cambia la onda y qué información solar puede registrar un instrumento.
Mayor longitud de ondaMenor longitud de onda
Menor frecuencia y energía por Un fotón es una pequeña unidad o “paquete” de energía que forma la luz. Cuanto más corta es la longitud de onda, más energía tiene cada fotón.Mayor frecuencia y energía por fotón
Importante: que un fotón tenga más energía no significa que pueda atravesar mejor la atmósfera. Cada gas absorbe determinadas longitudes de onda, por eso gran parte de la luz visible llega al suelo, mientras la mayoría del ultravioleta y prácticamente todos los rayos X y gamma quedan bloqueados o absorbidos. Los límites representados entre las bandas del espectro son aproximados, de manera que el ancho de dichas franjas se ha adaptado para facilitar su lectura y no representa el tamaño real de cada intervalo.
Longitud de onda: intermediaEnergía por fotón: intermedia
Luz visible
Longitud de ondanm significa nanómetro: 1 nm equivale a 10⁻⁹ m, es decir, una milmillonésima de metro.
FrecuenciaHz significa hercio: una oscilación por segundo.1 THz equivale a 10¹² Hz: un millón de millones de oscilaciones por segundo.
Energía por fotónEl electronvoltio (eV) mide energía. Es la energía que adquiere un electrón al atravesar una diferencia de potencial de un voltio; 1 eV equivale a 1,602 × 10⁻¹⁹ julios.
Escala y referencia de tamaño
Es una franja diminuta: el grosor de un cabello humano equivale aproximadamente a cien longitudes de onda visibles. Sus fotones tienen más energía que los infrarrojos y menos que los ultravioletas.
🗽📏✺⚛Cabello humano≈ 70 µm de grosor
Atmósfera terrestre
Atraviesa ampliamente
Gran parte de la luz visible atraviesa la atmósfera. No se debe a su posición en el centro del espectro, sino a que los gases del aire absorben poco estas longitudes de onda.
La pequeña franja que pueden ver nuestros ojos
De todo el espectro electromagnético, el ojo humano solo percibe una franja muy estrecha: la luz visible, comprendida aproximadamente entre los 380 y los 700 nanómetros. Dentro de ese intervalo, cada longitud de onda se asocia a un color, desde el violeta hasta el rojo.
Al ampliar esta franja vemos que el brillo de este arcoíris no es uniforme. Antes de abandonar el Sol, la luz atraviesa los gases de su atmósfera y algunos átomos absorben parte de los fotones en longitudes de onda muy concretas. En ellas seguimos recibiendo luz, pero con menor intensidad, de manera que el espectrógrafo representa esas pequeñas caídas como líneas de absorción. Como cada elemento produce un patrón característico, estas líneas conservan información directa sobre el gas solar y funcionan como huellas que podemos reconocer.
¿Cómo las estudiamos? Un espectrógrafo registra la posición, la intensidad, la anchura y el desplazamiento de cada línea. Un telescopio con un filtro muy estrecho puede después aislar una de ellas para formar una imagen del Sol.
Selecciona una línea oscura para descubrir qué elemento deja esa huella y qué información solar podemos extraer de ella.
380 nm · violeta500 nm600 nm700 nm · rojo
393,4 nmCalcio ionizado (Ca II)
Línea K del calcio
Calcio “ionizado” significa que el átomo ha perdido un electrón. Esta línea responde con intensidad en regiones magnéticamente activas del Sol y permite estudiar la baja cromosfera.
¿Qué podemos leer en estas líneas?
No solo importa dónde aparece una línea: su intensidad, su anchura y cualquier pequeño desplazamiento completan el mensaje.
HCaNaComposición química
La posición y el patrón de las líneas identifican los átomos o iones presentes, como hidrógeno, calcio o sodio.
Condiciones del gas
La intensidad y la anchura de las líneas ayudan a estimar la temperatura y otras condiciones físicas del material solar.
←→Movimiento de los gases
Si una línea se desplaza respecto a su posición habitual, el Es el cambio observado en la luz debido al movimiento del gas: si se acerca, la línea se desplaza hacia longitudes de onda más cortas; si se aleja, hacia longitudes más largas. revela si el material se acerca o se aleja.
Del espectro a la imagen: ya sabemos cómo un espectrógrafo analiza una línea de absorción y extrae información del gas solar. Veamos ahora cómo un telescopio solar utiliza filtros especiales para aislar una franja muy estrecha alrededor de esa línea y formar con ella una imagen del Sol.
Un mismo Sol, diferentes formas de observarlo
Un filtro solar es un elemento óptico diseñado para dejar pasar una franja muy estrecha de la luz y bloquear el resto. Al utilizarlo en un telescopio solar, podemos aislar una longitud de onda concreta y hacer visibles estructuras que quedarían ocultas si observáramos toda la luz al mismo tiempo. Por eso un mismo Sol ofrece imágenes tan diferentes según el filtro seleccionado.
La imagen en luz visible sirve aquí como referencia. En ella podemos reconocer las manchas solares, que aparecen más oscuras porque son regiones con una temperatura menor que su entorno y están asociadas a campos magnéticos intensos. Selecciona los filtros H-alfa o Calcio-K y arrastra la línea vertical blanca para descubrir qué información proporciona cada filtro.
H-alfa · cromosferaLuz visible · fotosfera
Observatorio Helios · 12 mar 2026H-alfa 10:06:37 · Visible 10:06:57
Filtro H-alfa656,28 nanómetros
Aísla una franja muy estrecha alrededor de la línea H-alfa del hidrógeno, la misma huella de absorción que identificamos anteriormente. Como esta longitud de onda pertenece a la zona roja del espectro visible, la imagen se muestra en tonos rojizos. Al formarse únicamente con esta luz, se revela la cromosfera y destacan protuberancias, filamentos, espículas y fulguraciones relacionadas con la actividad magnética solar.
En la imagen: busca estructuras alargadas, arcos sobre el borde y zonas especialmente brillantes.
La atmósfera terrestre solo deja pasar determinadas ventanas del espectro: absorbe gran parte de la radiación ultravioleta y del infrarrojo, y bloquea prácticamente los rayos X y gamma. Por esta razón, dependemos de misiones espaciales que nos permitan estudiar regiones y fenómenos del Sol que no podríamos observar completamente desde la superficie terrestre.
Analizar el espectro, observar con filtros y situar instrumentos fuera de la atmósfera son tres formas complementarias de responder a una misma pregunta: ¿qué nos está contando la luz del Sol?
