El sol activo
( Publicado en Revista Creces, Septiembre 1982 )

Las manchas, prominencias, ráfagas cromosfericas y el ciclo solar, son examinados aquí como complemento del primer articulo sobre el sol quieto, publicado en creces en 1982

El retrato que presentamos del Sol en esa oportunidad nos permitió mostrar características bastante estables que están siempre presentes, aunque con gran vida dinámica. Fue el retrato del Sol quieto. Pero a veces se presentan fenómenos menos usuales que pueden estar completamente ausentes o ser conspicuamente notorios: son las características que configuran la actividad solar. Hablamos entonces del Sol activo. Cada capa de la atmósfera solar tiene sus propias manifestaciones de actividad.

Las manchas solares son las principales manifestaciones de actividad correspondientes a la fotosfera. En realidad, fueron las primeras características de la fotosfera que se descubrieron. Existen registros de China y del Oriente, de hace unos 2000 años, que informan sobre marcas oscuras observadas en el Sol, del orden de unas 5 a 10 por siglo; hoy se acepta que se trata de manchas inusualmente grandes, ya que de otro modo no se habrían podido apreciar a simple vista. La primera observación de ellas, en el sentido estricto de la palabra, se realizó en 1610, cuando Galileo dirigió su telescopio al Sol. Hoy día con los telescopios espaciales, han obtenido fotografías impresionantes por sus detalles. Se ve que son, generalmente, de forma irregular.

Los dibujos antiguos y las fotografías actuales muestran que las manchas consisten en una parte central, oscura, llamada sombra, rodeada por un anillo más claro, la penumbra; formada por filamentos que parecen salir de la sombra hacia afuera en forma radial. Algunas manchas son grandes y otras pequeñas; en promedio tienen unos 1500 km. diámetro, aunque algunas llegan a ser más grandes que la Tierra incluso se han observado unas pocas con diámetro de 150.000 km. Las manchas individuales tienen una vida corta, ya que desaparecen en lapsos del orden de días, aunque algunas, las más grandes, pueden durar meses. Las manchas pequeñas suelen encontrarse aisladas, pero las grandes están generalmente pareadas, rodeadas de manchas más pequeñas, y en conjunto forman un grupo de manchas.

Desde las primeras observaciones hechas por Galileo, el hombre se ha preguntado qué son estas manchas oscuras en la superficie de un astro que, en aquel tiempo, se consideraba perfecto. Muchas fueron las explicaciones que se elaboraron. Entre ellas, merece citarse la hipótesis presentada en 1801 por Sir William Herschel, astrónomo sobresaliente de su época, quien sugería que la fotosfera blanca era una capa de nubes incandescentes que cubría una capa interior, más fría y oscura: las manchas serían agujeros en las nubes, a través de los cuales se podría ver esta capa interior: incluso, Herschel consideraba que dicha capa interior "...probablemente está también habitada, como el resto de los planetas, por seres cuyos órganos están adaptados a las circunstancias peculiares de ese vasto globo".

Actualmente se sabe que las manchas son regiones del disco solar que se ven oscuras porque su temperatura es menor que la de la fotosfera que las rodea. La diferencia alcanza unos 1500º En realidad, si toda la fotosfera quedara oculta por una gran mancha, su brillo sería comparable a la típica luz del Sol en el crepúsculo. Por otra parte. estudios realizados mediante el espectrógrafo han revelado que el material de la zona de las manchas fluye desde la sombra hacia arriba y hacia afuera, a lo largo de los filamentos de la penumbra, y que, además, existe un fuerte movimiento circulatorio. Hoy se acepta que las manchas son verdaderos torbellinos de la atmósfera solar, cuyos movimientos están controlados por intensos campos magnéticos, y no por fuerzas atmosféricas. Fácilmente se pueden encontrar en ellas campos magnéticos de intensidades del orden de los 3000 gauss, miles de veces mayores que, por ejemplo, el campo magnético de la Tierra.

La observación de las manchas solares y de la forma en que aparentemente se mueven sobre el disco solar ha permitido (junto con otros métodos) estudiar la rotación del Sol; se ha encontrado que su comportamiento es muy peculiar, ya que la velocidad no es la misma en todos los puntos de la esfera solar: el período de rotación es de sólo 25 días en el ecuador, llegando a 29 días en las cercanías de los polos.

Es, justamente, la combinación de los campos magnéticos intensos y la rotación diferencial lo que, según las teorías modernas, causa las manchas solares: los campos magnéticos se originarían bajo la superficie del Sol y, debido a la rotación diferencial, se irían intensificando, alcanzando finalmente un valor crítico, para el cual las líneas de fuerza del campo magnético formarían verdaderos rizos que aflorarían a la superficie, apareciendo como grupos de manchas de distinta polaridad magnética. Y éste es, precisamente, el comportamiento observado en los grupos de manchas: siempre las dos principales tienen polaridades diferentes, de modo que si una es positiva, la otra es negativa.

Pero las manchas no son fenómenos aislados: generalmente se producen en conjunto con otras manifestaciones de la actividad solar, formando lo que se llama una región activa o centro de actividad, áreas de grandes trastornos magnéticos y de movimiento de gases, en las cuales se asocian a las manchas, por ejemplo, las prominencias y las ráfagas solares, características de la cromosfera, así como diferentes evidencias de actividad coronal.


Prominencias

Las prominencias se pueden observar durante los eclipses solares, como nubes rojas que se elevan hasta cientos de miles de kilómetros sobre el borde del Sol, destacándose nítidamente. Hoy día es posible apreciar las prominencias fuera de los eclipses mediante instrumentos especiales, como el coronógrafo. Las más pequeñas son, aproximadamente, del tamaño de la Tierra, pero hay algunas que alcanzan dimensiones impresionantes. Sus características físicas son similares a la de la cromosfera, en la cual están enraizadas, y hoy se consideran como material cromosférico que se extiende penetrando en la corona, más caliente y rarificada.

Las prominencias se presentan en muchas formas: algunas parecen verdaderas explosiones que lanzan el material solar hacia el espacio (prominencias eruptivas); otras (prominencias quiescentes) son fenómenos tranquilos que permanecen semanas, e incluso meses, sin mayores cambios; las hay que parecen verdaderos rizos, desde los cuales el material semeja caer hacia la superficie del Sol. Todas estas formas variadas, dibujadas ya por los observadores del siglo pasado y que parecerían las fantasías de un pintor si no fuera por las fotografías actuales, se pueden explicar por el efecto de los campos magnéticos y por los arcos que forman las correspondientes líneas de fuerza, que conectan regiones de diferente polaridad, tanto de la fotosfera como de la cromosfera. Para estudiar el movimiento de los gases en las prominencias se ha recurrido al uso de fotografías sucesivas, tomadas a intervalos de tiempo fijos, y luego proyectadas sucesivamente, como una película; el resultado es una proyección acelerada de los fenómenos que ocurren en estas masas de gas. El efecto es realmente impresionante, al observar esas inmensas masas gaseosas que se elevan pareciendo escapar, para luego caer y volver a elevarse, en un movimiento aparentemente sin fin.


Ráfagas

Las ráfagas cromosféricas son fenómenos aparentemente pequeños, ya que son abrillantamientos repentinos de regiones limitadas de la cromosfera. Sin embargo, se pueden considerar, desde todo punto de vista, los eventos más catastróficos y energéticos del Sol. Duran desde unos pocos minutos hasta algo más de una hora, y las más grandes cubren una porción de la superficie solar del orden del 0.1%. Tanto es así que, al producirse una ráfaga. no se observa ningún aumento notable de la energía total emitida por el astro; a lo sumo alrededor de 0.001%, y esto sólo por unos pocos minutos. Sin embargo, una ráfaga grande libera, en esos cortos instantes, la energía equivalente a la explosión de 10 millones de bombas de hidrógeno. Lo que sucede es que esa liberación de energía se produce principalmente en la región ultravioleta del espectro y en la región de los rayos-X y, además, en forma de emisión corpuscular. Si no fuera por la atmósfera, una ráfaga de este tipo, con una emisión capaz de atravesar millones de kilómetros por el espacio interplanetario, sería suficiente para aniquilar la vida en la Tierra. Protegidos como estamos por nuestro océano de aire, la intensa actividad de las ráfagas golpea la atmósfera e interfiere con el campo magnético terrestre, alterando la ionosfera y produciendo auroras polares y tormentas magnéticas.

Aunque las ráfagas se producen en la cromosfera, por encima de la capa solar en que están situadas las manchas, están íntimamente relacionadas con sus campos magnéticos y los de la cromosfera sobre ellas. En efecto, se producen en las regiones donde dichos campos magnéticos son más intensos y están más concentrados. Actualmente se piensa que las ráfagas resultan de la conversión de la energía magnética en energía calórica, luminosa y de movimiento.

Pero también la corona participa de la actividad solar; las observaciones con el Skylab han captado eventos de incalculables proporciones, explosiones de erupciones mayores que el disco mismo del Sol, y que se podrían considerar las intrusiones más grandes y dinámicas de nuestra estrella en el espacio interplanetario. Las fotografías muestran claramente que algunos de estos fenómenos transientes se inician con las ráfagas solares; un número mayor está asociado con las prominencias eruptivas que por así decirlo, gatillan e impulsan gigantescos rizos coronales. Este tipo de fenómenos coronales transientes implica que una parte de la corona solar escapa al espacio a velocidades entre 100 y 1 200 km/s. alterando drásticamente su forma exterior. Pero aunque inmensos, y mucho mayores que las prominencias, estos fenómenos son muy poco densos y contienen, por lo tanto, muy poca materia solar, de modo que el Sol pierde, por este concepto, sólo una parte prácticamente despreciable de su masa.


Estudio del ciclo

Las observaciones continuas de manchas solares, realizadas por más de dos siglos, han demostrado que su número aumenta hasta alcanzar un máximo aproximadamente cada 112 años, con mínimos bien definidos entre los diferentes máximos. Esta conducta se visualiza claramente en el gráfico adjunto. No se puede hablar de un comportamiento periódico, que implica una absoluta regularidad, pero sí de un comportamiento cíclico. En las épocas de máximo se pueden ver más de cien manchas en el hemisferio visible del Sol a un mismo tiempo, en tanto que en las épocas de mínimo puede pasar hasta un mes sin que se vea ninguna mancha. El último máximo de las manchas solares se produjo en 1980.

A medida que las técnicas de observación se han perfeccionado, se ha encontrado que esta variación cíclica afecta a todas las manifestaciones de la actividad solar: cuando el Sol tiene mas manchas, tiene también mas prominencias, más ráfagas y más actividad coronal; y no sólo aumenta el número de estos fenómenos, sino también su intensidad. Este comportamiento se manifiesta en forma que podríamos llamar dramática, y fácil de observar a través de diferentes eclipses, en el aspecto de la corona. En términos simples podemos decir que, en conjunto, dicho aspecto está determinado por los rayos coronales, que se originan sobre las zonas activas y que tienen la forma de verdaderos pétalos, cuyas puntas se alargan millones de kilómetros en el espacio interplanetario. En el mínimo del ciclo solar la actividad se concentra hacia el ecuador; lo mismo pasa, por lo tanto, con los rayos coronales, y la forma de la corona resulta relativamente simple. con los rayos restringidos a la zona del ecuador y con algunos pequeños chorros, con aspecto de plumas, en los alrededores de los polos solares, donde la actividad es muy baja. En el máximo del ciclo solar la actividad se extiende prácticamente a toda la superficie, y la corona tiene un aspecto complejo, destacándose numerosos rayos y arcos que le dan una forma que varía completamente de un eclipse a otro, aunque éstos se produzcan en etapas similares del ciclo solar (Fig. 5).

Por otra parte, no se debe olvidar que incluso el viento solar participa en el ciclo de la actividad del Sol. Cuando el astro está quieto, en las épocas del mínimo, este viento solar se puede considerar una "suave brisa", de unos 100 a 200 km/s; pero cuando existe gran actividad de ráfagas, sopla con furia, a velocidades superiores a los 1 000 km/s.

Todo este incremento en la actividad solar de todo tipo se traduce en que, en las épocas de máximo, aumentan las perturbaciones del campo magnético terrestre, con las consecuencias que ya hemos mencionado.

Alrededor de 1918, los astrónomos de Mount Wilson habían encontrado evidencia de que el Sol tiene un campo magnético general débil. Actualmente se sabe que este campo general, llamado también campo solar, es del orden de 1 gauss comparable al campo magnético terrestre. Dicho campo existe en la superficie del Sol, independientemente de las regiones activas. El Sol se comporta, en ese sentido, como un inmenso dipolo, con extremos de polaridades magnéticas opuestas. En los decenios de 1950 y 1960, los astrónomos de Mount Wilson hicieron nuevamente un descubrimiento importante: el campo magnético general del Sol cambia de polaridad en cada ciclo solar, alrededor de la época del máximo, de modo que el polo positivo cambia a negativo y viceversa. Simultáneamente se producen cambios en las polaridades de los grupos de manchas. Esto implica que el ciclo magnético completo del Sol requiere dos ciclos de manchas, o sea que en realidad, el ciclo básico de la actividad solar es de 22 años.

Todo lo que hemos dicho hasta ahora se refiere al Sol observado en las longitudes de onda de la luz visual, aunque hemos mencionado, en algunos aspectos, las observaciones en rayos X En el otro extremo del espectro, en la región de las longitudes de onda de radio, el Sol presenta un rostro diferente, con distintos tipos de erupciones y tormentas, asociados a los fenómenos que hemos descrito, pero diferentes de ellos.

Este es el rostro del Sol, a veces apacible y a veces flamante y sobrecogedor, pero siempre fuente de vida para nuestro pequeño planeta; estrella perdida entre millones de otras similares, pero centro de nuestro sistema planetario; importante para el hombre común y también para el estudioso; develador de misterios, pero origen de nuevas interrogantes para la mente del científico, siempre abierta a la exploración de lo desconocido.



Adelina Gutiérrez A.

Universidad de Chile


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