Pocas cosas en la vida pueden afirmarse con certeza, pero de una podemos estar absolutamente seguros: “mañana volverá a aparecer el sol". Por millones de millones de años ha estado saliendo todos los días. Siendo una estrella única que está en nuestro patio trasero cósmico, a una distancia de apenas 150 millones de kilómetros, los astrónomos la han estado utilizando como modelo para estudiar la física de una estrella típica en la juventud de su vida. Impacta descubrir, contrariamente a lo imaginado, que éste nuestro sol, ha resultado ser un vecino impredecible. Escupe al espacio millones de millones de toneladas de gases encendidos y sin previo aviso, puede llevar a nuestro planeta a una mini edad de hielo. Sin necesidad de decirlo, los astrónomos buscan la forma de aprender a predecir su humor y los efectos que éste tendría en el clima de la Tierra.

Hasta hace poco, los humanos estaban ignorantes respecto a las rabietas del sol. No fue sino hasta el siglo XVII que la civilización occidental aceptó que la Tierra orbitaba el sol, y no al revés. Fue por entonces cuando comenzó a ganar terreno el pensamiento de los científicos modernos, bajo la influencia de pensadores como Galileo e Isaac Newton.


La energía del Sol

En el siglo XIX comenzó un fuerte debate acerca de qué era lo que hacía brillar al sol. ¿Cuál era su fuente de energía? Geólogos y biólogos estaban de acuerdo que el sol debía haber estado iluminando por muchos cientos de millones de años, ya que esa era la única forma de explicarse la evolución de la vida sobre la Tierra. Pero los físicos no tenían idea que lo podía tener encendido por tanto tiempo. Nuestra estrella no podía ser simplemente una fogata, ya que de serlo no podía haber durado más de 3000 años sin haber quemado todo su gas. Así se fue concretando la idea que su energía se producía en la medida que el sol se contraía y calentaba por la atracción de su propia gravitación. Esto lo podría mantener brillando durante 20 millones de años, pero aún eso no daba el tiempo suficiente como para mantener satisfechos a los biólogos.

En 1905 vino el punto de quiebre, cuando Albert Einstein mostró que era posible convertir la masa en energía, y que el proceso podía producir una gran cantidad de energía. Quince años más tarde, el astrofísico inglés Arthur Eddington, dio con el proceso exacto: el sol desarrollaba reacciones nucleares que transformaban el hidrógeno en helio. La conversión de masa en energía podía permitir al sol brillar por 100 mil millones de años.

Ahora sabemos que el sol nació hace 4.6 mil millones de años, por el colapso de nubes y polvo y que por lo tanto va a seguir brillando por mucho tiempo más. En la medida que se colapsó, la presión y la temperatura aumentaron hasta que éstas fueron lo suficientemente altas como para gatillar las reacciones nucleares. Hoy en día, el proceso dominante que genera la energía, es la "cadena protón-protón" (fig.2). Esto convierte al hidrógeno en helio-4, liberando energía como rayos gama y en la energía cinética de partículas elementales como los positrones. El sol tiene una enorme reserva de energía: cerca de tres cuartas partes de su masa es hidrógeno, y alrededor de un cuarto es helio. Todo el resto no alcanza al 2% de la masa del sol.

Aún cuando la reacción de fusión genera luz visible, ella no puede escapar. Aparte de sus capas más superficiales, la mayor parte del sol es opaco, y para trasmitir luz no es mejor que una roca. Un fotón emitido en el núcleo sería rápidamente absorbido, y remitido en una dirección aleatoria. Con este paseo "aleatorio" a un fotón le tomaría alrededor de 100 mil años para filtrarse desde el sol. En realidad emerge una corriente equilibrada de fotones como luz visible, pero la mayor cantidad de luz solar que vemos es producida por electrones energéticos que zumban en la inquietante superficie caliente del sol.

Los fotones del núcleo no llegan muy lejos o muy rápido, pero los neutrinos" fluyen casi a la velocidad de la luz. Los neutrinos son únicos en el zoológico natural de las partículas elementales de la naturaleza, en la que no sienten la fuerza "fuerte" ni la "electromagnética", sólo la fuerza "débil" (Las Fuerzas de la Naturaleza en la Historia de la Física). Esto significa que ellos generalmente vuelan a través de la materia como si no estuvieran allí. La mayor parte de los neutrinos solares que llueven sobre la Tierra, pasan a través de ella y aparecen al otro lado. "Alrededor de cientos de miles de millones se deslizan cada segundo a través de tu cuerpo".

Desde la década de 1960 los científicos han podido captar estos neutrinos mediante detectores. Pero sucede algo curioso: si la teoría de la reacción núclear del sol es cierta, sólo detectamos un tercio de los neutrinos que deberíamos detectar. Sólo recientemente, como un pilar básico para los físicos, se ha podido resolver este puzzle que estaba sin respuesta por cuarenta años, demostrándose que los neutrinos tienen la curiosa habilidad de cambiar su identidad (Aparecen los Neutrinos Solares perdidos) ( ver recuadro).


La anatomía del Sol

El sol puede dividirse en distintas regiones. El "núcleo" que alberga las reacciones nucleares, tiene un radio de alrededor de 200.000 kilómetros (aproximadamente un cuarto del radio total del sol) (figura 3). Con una temperatura aproximada de 15 millones de grados Kelvin, es fácilmente la región más caliente. Rodeándolo está la calmada "zona radioactiva", donde el mecanismo dominante de traspaso de energía hacia el exterior, es por radiación, más que por convección. Los fotones tienen que batallar a través de su propia zona opaca, siendo continuamente absorbidos y re-emitidos. La zona radioactiva se extiende alrededor del 70% del radio del sol.

Más allá de ella se encuentra la "zona convectiva". Ella es lo suficientemente fría como para que unos pocos núcleos pesados capturen electrones, lo que le permite bloquear el flujo energético con mayor eficiencia que con núcleos livianos. Como resultado la energía encerrada establece enormes corrientes energéticas. Estos transportan energía en el 29% más externo del interior solar.

Una capa de gas llamada "fotósfera" rodea a la capa convectiva. Ella tiene aproximadamente un grosor de 500 kilómetros y es la región en que el sol se hace transparente a la radiación. Ella produce la luz que vemos y le da al sol la apariencia de ser una bola redonda, más que una nube difusa mayor sin bordes, lo que actualmente es. El gas en la fotósfera es muy delgado: su presión es sólo una centésima de la presión de la atmósfera de la Tierra a nivel del mar.

Recubriendo todo esto, esta la "cromósfera" con 3000 kilómetros. Contra el brillo de la fotósfera, la débil cromósfera rosada es invisible a menos que se observe con filtros especiales. Sin embargo se hace visible durante los eclipses solares totales (cuando se mira directamente al sol sin esos filtros, aún durante un eclipse, se puede dañar la vista en forma permanente). El característico brillo rojo, es emitido por átomos de hidrógeno excitados en esta capa caliente y difusa.

Finalmente viene la "corona", que también sólo puede verse durante un eclipse total (El Sol se Irrita). Este gas rarificado ionizado alcanza una temperatura de 2 millones de grados kelvin, tan caliente que emite rayos X. La corona se funde imperceptiblemente con el "viento solar", una expulsión de partículas energéticas que soplan hasta la Tierra y más allá (Más sobre veleros espaciales).


Campo magnético solar

Siendo el sol una bola de gas difuso, tiene otras extrañas consecuencias. Rota alrededor de un eje (lo que le da un ecuador y un polo norte y sur), pero diferentes latitudes rota a diferentes ritmos, un efecto que se ha llamado "rotación diferencial". El ecuador rota una vez cada 26 días, pero el resto va lento, de modo que la rotación va disminuyendo gradualmente desde el ecuador a los polos. A 60 grados norte o sur, el período de rotación demora 31 días.

Los astrónomos usan una técnica llamada "heliosismología" para escudriñar como rota el sol en su interior. Las turbulencias en la zona convectiva crea ondas de sonido que resuenan a través de la estrella haciéndola sonar como una campana. Esto crea en su superficie movimientos hacia abajo y hacia arriba (oscilaciones solares) que revelan las condiciones existentes en lo profundo del sol, del mismo modo como las ondas sísmicas exponen la estructura interna de la Tierra. A partir de esta información los astrónomos han podido demostrar que la diferencial de rotación que vemos en la superficie del sol se puede apreciar hasta una profundidad de un tercio de su masa. Los otros dos tercios más profundos, el núcleo y la zona radiactiva, rotan como el cuerpo sólido en períodos de 28 días.

Los astrónomos sospechan que la diferencia entre la rotación interna y las capas más externas condicionan el campo magnético solar. Corrientes eléctricas viajan a través de los gases calientes, que son buenos conductores, e inducen los campos magnéticos. Las líneas del campo pasan a través de la zona convectiva y empujan a través de la fotósfera.

Esto establece un campo de dipolo para el sol como un todo, con un polo norte y un polo sur como una barra de magneto. Las líneas del campo forman arcos cerrados cerca del ecuador y líneas de campo conectando los arcos de los polos lejos fuera en el espacio. El campo del dipolo solar tiene una fuerza magnética de alrededor de 50 gauss, aproximadamente lo mismo que un magneto frío, pero cientos de veces más fuerte que el campo magnético de la Tierra.


Las manchas solares

El campo es más fuerte en las "manchas solares", tan familiares en las fotografías del sol (fig. 1). Ellas están lejos de ser un descubrimiento reciente, ya que fueron descritas por los astrónomos chinos hace 2000 años. Sin embargo los astrónomos occidentales no repararon en ellas hasta el año 1610, cuando varios científicos, incluyendo a Galileo, dirigieron hacia el sol los telescopios recién inventados.

Las típicas manchas solares son del tamaño de la Tierra. Se piensa que son regiones donde se han torcido líneas del campo magnético que salen de la fotósfera y suprimen la convección hacia arriba del material caliente interior, creando parches que están a 1000 grados Kelvin más fríos que las regiones que las circundan. En las imágenes las manchas solares aparecen negras, pero en realidad son muy brillantes, son oscuras en relación con el disco caliente del sol. Manchas más pequeñas duran unas pocas horas, pero las más grandes pueden durar por varias semanas.

Hace un siglo, un científico inglés llamado Walter Maunder notó una característica en su comportamiento. Ellas inicialmente aparecían a altas latitudes, y luego otras se formaban gradualmente más cerca del ecuador solar. Cuando se establecían a alrededor de 15 grados de él, una nueva generación de manchas aparecían otra vez a altas latitudes. Este ciclo generalmente duraba 11 años, pero podía acortarse a 7 años o alargarse a 16 años.

Hasta ahora los científicos no saben a que se deben estos "ciclos de las manchas solares", pero probablemente están relacionados con la diferencial de la rotación solar. Con el tiempo los campos magnéticos con raíces dentro de la fotósfera, llegan a torcerse y salen hacia fuera. Eventualmente el campo alcanza un punto de quiebre, luego vuelve a un estado más relajado, no como un resorte estirado.

Curiosamente, pareciera que ha habido épocas en que las manchas solares por décadas han sido pocas o ninguna. Maunder registró éstos en sus récords históricos. Entre los años 1645 y 1715, hubo muy pocas, un tiempo que ahora se ha llamado "Maunder minimun". Pero después de este período volvieron en cantidades.

¿Por qué? Podría ser que cambió el ritmo de rotación interna del sol. Tal vez su campo magnético entró en un comportamiento inusual. Pero cualquiera que fuera la razón, los científicos piensan que este período sin machas solares pudo haber afectado al clima de la Tierra. El "Maunder minimun" coincidió con un período de frío en Europa, que se denominó "la pequeña edad de hielo", cuando incluso el Mar del Norte se congeló. También otros tres fríos inusuales han coincidido con escasas actividades de manchas solares, por lo que los científicos se inclinan a pensar que realmente existe una relación entre ellas y el clima de la Tierra.

Durante los períodos ricos en manchas solares, frecuentemente suceden enormes explosiones en la atmósfera solar, llamadas "llamaradas solares". De ellas hay dos tipos: "llamaradas impulsivas" principalmente electrones acelerados que aparecen cerca del ecuador solar y que duran por minutos u horas. En los momentos de máxima actividad solar, cada año aparecen miles de llamaradas impulsivas. Los científicos creen que la causa es una "reconección" magnética dentro de la corona: cuando las densas líneas de campos magnéticos cerca de las manchas solares llegan a ser muy enredadas, ellas repentinamente se configuran dentro de una nueva y más simple configuración, liberando un estallido explosivo de energía.

"Las llamaradas graduales" tienden a suceder cerca de los polos y aparecen cientos de veces en el año. Duran por días, acelerando a electrones, protones y iones pesados casi a la velocidad de la luz. Ello es probablemente energizado por ondas de choque de estallidos aún más formidables: "ejecciones masivas coronales" (EMC).

Las EMC son grandes burbujas de gas magnetizado, ionizado, que el sol lanza varias veces al mes, posiblemente en respuesta a reconección magnética dentro de la corona. A temperaturas de más de un millón de grados Kelvin y masas por sobre mil millones de toneladas, una de estas temidas nubes lleva una extraordinaria cantidad de energía. Convertida a electricidad sería suficiente como para llenar las necesidades de toda la Tierra por miles de años.

Las EMC lanzadas en dirección de la Tierra demoran dos o tres días en llegar, y golpeando la "magnetósfera", pueden causar un caos en esta región que regula el campo magnético de la Tierra, generando de paso tormentas magnéticas que pueden desencadenar apagones eléctricos. Algunas veces el EMC abre una brecha en las defensas magnéticas de la Tierra, enviando partículas magnéticas a la atmósfera, cubriendo satélites con la suficiente radiación como para producir un corto circuito en su sistema (Ir Hasta el Sol y Volver).

Los operadores de satélites y redes eléctricas tienen que estar atentos al "pronóstico de tiempo solar", manejado por el US Space Environment Center en Boulder, Colorado. (SEC). El SEC recoge datos desde tierra y de los telescopios en órbita solar y según ello cada vez que el sol lanza un EMC en nuestra dirección, abre la alarma a toda la red. En respuesta, los controladores pueden apagar todas las operaciones no esenciales en sus satélites, mientras las compañías eléctricas pueden aislar parte de la red eléctrica, de modo que si se produce un apagón este no produzca un efecto en cascada que afecte grandes áreas.

Mucho de lo que conocemos acerca del sol viene de las misiones espaciales de la última década. Yohkon ("sunbeam"), el satélite de rayos X japonés lanzado en Agosto de 1991, tomó impresionantes fotografías revelando intrincados anillos de la superficie. Desgraciadamente los operadores del Yohkoh perdieron su control en Diciembre del 2001, cuando un eclipse total confundió al satélite e impidió la recarga de sus baterías solares.

Otra misión clave fue la de Ulises, un proyecto conjunto de NASA y la European Space Agency (ESA), lanzado en Octubre de 1990. La nave usó como trampolín, la gravedad de Júpiter para ubicarse en una órbita polar del sol. En 1994, Ulises comenzó a observar la desconocida región polar del sol. Ahora, después de 13 años en el espacio Ulises todavía continúa y continuará conectado hasta septiembre del próximo año.

El Solar y el Heliospheric Observatory (SOHO) es otra misión conjunta de ESA-NASA, lanzada en Diciembre de 1995, que gracias a una excelente ubicación a 1.5 millones de kilómetros de la Tierra, sus instrumentos pueden observar contínuamente el sol. Puede registrar las oscilaciones solares, mientras se estudia la corona o partículas del viento solar.

El próximo año debe regresar una nave trayendo una muestra de los gases solares (ver recuadro 2), con esto más otras ambiciosas misiones espaciales, los científicos estarán llenos de información. Ellos esperan para entonces poder resolver muchos puzzles que hasta ahora no tienen respuesta. Un profundo misterio es la temperatura de la corona solar. La más alta temperatura se alcanza en el núcleo y decrece en su paso por la fotósfera, pero se incrementa en la corona donde se eleva a más de un millón de grados (fig. 3). ¿Cómo es eso posible?

Esto tiene que estar relacionado con los campos magnéticos solares. Estos están traccionados y torcidos por turbulencias en la zona de convección. La energía debe levantar las líneas de campo de la corona, donde de alguna manera debe disiparse como calor. Con todo, los detalles no están claros. Una posibilidad es que la energía sea liberada en mini-llamaradas, cada una de ellas muy pequeña como para ser observada por nosotros.

La otra pregunta es en qué medida los cambios de la superficie solar afectan el clima de la Tierra. Sabemos que la temperatura de la superficie de la Tierra se ha elevado en 0.60C durante el último siglo. Muchos científicos piensan que es debido a nuestra propia culpa por la quema excesiva de combustibles fósiles, que han incrementado el efecto invernadero. ¿Pero no habrá también en ello jugado un papel el sol? Su energía total parece ser mas o menos constante, cambiando sólo 0.1% durante los 11 años de manchas solares. Sin embargo pueden existir cambios de largo plazo que los científicos aún no han identificado, como se ha sugerido para la pequeña edad de hielo.

¿Qué suerte espera al sol a largo plazo? El es 333.000 veces más masivo que la Tierra. Bastante sobre el promedio de una estrella. Observando muchas estrellas en la Vía Láctea que tienen una masa similar a nuestro sol, se puede esperar que compartan un futuro semejante. Los astrónomos recolectando observaciones instantáneas de esas estrellas como nuestro sol (como fotografías de un álbum familiar), pretenden poder formarse una idea de su evolución (ver figura 4). Basándose en estos antecedentes concluyen que nuestro sol nació hace 4.6 mil millones de años y que ahora está en la juventud de su vida. Pero en alrededor de 3 mil millones de años más, ya en su edad media, se agrandará. El núcleo del sol se condensará y calentará, mientras que las capas externas se esparcirán y enfriarán, y con ello eventualmente engolfarían a la Tierra. El sol llegaría a convertirse en un "gigante rojo".

Alrededor de 5 mil millones de años más, el núcleo alcanzaría una temperatura de 100 millones de grados, y el sol iniciaría el llamado "proceso triple alfa", en que fusionaría tres núcleos de helio para fabricar carbón. Reacciones posteriores crearían oxígeno y un poco de neón, pero el sol nunca sería lo suficientemente caliente como para producir elementos pesados como el hierro, que sólo se formaría en las grandes estrellas.

Después de unos pocos períodos inestables de fusión de hidrógeno y helio, el núcleo se diluiría en el espacio dejando detrás de él una masa de gases llamados "nébula planetaria". Su núcleo se reduciría a una "enana blanca" caliente con el tamaño que ahora tiene la Tierra. Luego continuaría enfriándose y oscureciéndose hasta el final de los tiempos.


Hanzel Muir