|
|
|
|
|
|
|
|
 |
 |
 |
 |
||||
 |
 |
 |
 |
 |
|||
 |
 |
 |
 |
|
El Sol y sus tempestades
Indice
El calmo Sol
El ciclo solar
La Atmósfera solar
Tempestades, explosiones y eyecciones
Influencia de la Actividad Solar en la Tierra: Clima espacial
El calmo Sol
El Sol es una estrella. No debemos olvidar esto al momento de estudiarlo. Su cercanía nos hizo pensar por siglos que se trataba de un objeto único. Todas las sociedades de la antigüedad tuvieron alguna forma de adoración hacia él porque reconocían que era la fuente de energía, bienestar y alimentación. Y no se equivocaron en ello. Por eso me resulta un poco decepcionante la manera en que la contemporaneidad, en cierta forma, le ha vuelto la espalda. De ser el centro del Universo pasó a ser un objeto más del paisaje.
Vayamos un poco a los números. En el Sol se concentra más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Irradia 3,846 x 1026 W de energía, una cantidad impensable, incomparable con cualquier parámetro humano. Suponiendo que el arsenal de bombas nucleares es de 10.000 Mega-Tones (equivalentes a 1019 J) significa que a cada segundo el Sol libera la energía de 10 millones de arsenales nucleares terrestres! A cada segundo...
Toda la energía que usamos en la Tierra viene de forma directa o indirecta, de la energía liberada por el Sol. Los combustibles fósiles, que representan la forma más importante de generación de energía actualmente, son productos derivados de la fotosíntesis, proceso que usa la energía solar. Sería muy conveniente desde todo punto de vista que pudiésemos aprehender la energía del Sol de forma directa para nuestro uso. Pero hasta ahora no se ha encontrado una forma eficiente de hacerlo.
Nuestro Sol es una estrella común, se ha dicho. En términos espectrales se lo clasifica como G2V, una estrella enana de la secuencia principal. A 10 pc de distancia sería una estrella débil, dificilmente apreciable en las luminosas noches de nuestras ciudades modernas. De ser una estrella única, pasó a ser mediocre, una más de muchísimas otras. Hoy estamos redescubriendo que tal vez el Sol sea, dentro de su clase, una excepción. En cualquier caso, la mediocridad del Sol le ha permitido ser una estrella muy estable en su historia de más de 4.500 millones de años de existencia. No es que siempre haya sido igual (por ejemplo cuando entró en la secuencia principal exhalaba 30% más de energía que ahora) pero los cambios no han sido violentos, lo que favoreció seguramente, la evolución de vida en la Tierra.
Semejante regularidad llevó a creer que el Sol no sufría cambios y era por lo tanto inmaculado como el resto de los objetos celestes. La visión aristotélica de un cielo inmaterial, o mejor dicho, formado por una materia inexistente en la Tierra, la quintaescencia, se prolongó por casi dos mil años. Hacia 1607 un sistema de lentes ingeniosamente colocados dentro de un tubo, desarrollado por tres holandeses (Hans Lippershey, Zacharias Janssen y Jacob Metius) permitió aumentar el tamaño aparente de los objetos distantes. Dos años después, el sabio Galileo Galilei, (1564 - 1642) natural de Pisa aunque radicado en ese momento en Padua, mejoró el sistema y apuntó a los astros inaugurando la era astronómica moderna. En la primavera de 1610 observó el Sol (para ello proyectó la imagen sobre una pantalla blanca) y presentó sus descubrimientos a unos incrédulos hombres de fé y otros letrados, entre ellos el Padre Fulgenzio Micanzio. Para sopresa de los presentes el Sol no era inmaculado, por el contrario mostraba manchas, pequeñas áreas oscuras con formas más o menos circulares, distribuidas en grupos. Aunque existen evidencias de que otras personas ya habían observado las manchas solares, el hecho de que ahora se tratara de Galileo, rodeado por lo más encumbrado de la Iglesia Católica, y que estas observaciones pudieran hacerse de manera rutinaria, le dieron al descubrimiento una trascendencia única. Los cielos tampoco eran puros. Pocos meses después Galileo iría a vivir a Florencia, o, más correctamente a Arcetri desde donde continuaría observando el Sol día a día y levantando una estadística de las manchas solares, una actividad de gran trascendencia, como veremos más adelante. La imagen de abajo a la izquierda es un dibujo del puño de Galileo, a partir de una observación realizada en junio de 1613. Después del telescopio, nunca más los cielos volverían a ser lo que habían sido. Las manchas solares siguen siendo objeto de análisis, como muestra la foto de abajo a la derecha obtenida con el modernísimo telescopio Swedish Solar telescope.
Izquierda. Dibujo realizado por Galileo mostrando las manchas sobre la superficie del Sol, extraido de The Galileo Project". Derecha, foto de manchas solares observadas con filtro Hα con el telescopio solar sueco.
El ciclo solar
A pesar de la excitación por el descubrimiento de manchas en el Sol, poco tiempo después, las observaciones rutinarias comenzaron a escasear. El propio Galileo perdió el interés y las abandonó poco después de 1613. Al mismo tiempo el Sol comenzó a dar muestras de cansancio y dejó de mostrar manchas en la misma cantidad que lo había hecho durante las primeras observaciones galileanas. Con esporádicos observadores y esporádicas apariciones de manchas transcurrió el siglo XVII. En el albor de la siguiente centuria, el 27 de diciembre de 1705, Stephen Gray de Canterbury (RU), observó un flash de luz cerca de una mancha en lo que sería el primer registro de una fulguración (también llamada explosión solar, y en inglés flare). Sin embargo sólo en 1859 se le daría suficiente importancia al fenómeno. Poco a poco las manchas fueron retornando al Sol y así también sus observadores. Junto con ellas los investigadores comenzaron a buscar:
SN = (10 G + N) x k ,
donde G es el número de grupos de manchas y N es el número de manchas individuales. El factor k se utiliza para uniformizar las observaciones de diferentes observatorios. El hecho de multiplicar por 10 el número de grupos ayuda a ver la variación del número de manchas y ese fue la gran contribución de Wolf. También se percató Wolf que el valor medio del ciclo es de 11,11 años, corrigiendo la primera estimación de Schwabe, y que hay ciclos con duración de 7 y otros de 14 años.
Con el descubrimiento de Schwabe se comenzó a hablar del Ciclo Solar (o de Schwabe). En el siglo XX George Ellery Hale mostraría que en las manchas solares el campo magnético es 1000 veces mayor que el campo medio del Sol, se comprobó además que el campo general del Sol se invierte con cada ciclo solar, o sea que en dos ciclos el polo norte magnético vuelve a coincidir con el polo norte geográfico. Es decir que el ciclo magnético tiene el doble de duración que el ciclo de manchas o de Schwabe.
Al tiempo que se descubría el ciclo solar, también se percataron los investigadores que cuando aumentaba el número de manchas, también aumentaba la aparición de auroras polares. Esto fue una indicación de que hay una conexión entre la actividad solar y fenómenos atmosféricos terrestres. En mi experiencia personal puedo decir que fue en una clase de Economía Política, durante el último año del colegio secundario que escuché hablar por primera vez sobre él. El profesor recordaba el célebre tratado del economista escocés Adam Smith, La Riqueza de las Naciones (1776), donde comenta que el precio del trigo aumenta y disminuye en un ciclo de 11 años producido por las variaciones de actividad del Sol que mejoran y empeoran la cosecha. Quien presentó por primera vez estas ideas fue Wilhelm Herschel (1738 - 1822), astrónomo alemán trabajando en Inglaterra. Muchos años después encontré algunos trabajos intentando demostrar esta relación que, de ninguna forma es evidente.
Sin embargo hay un hecho que debe llamarnos la atención. Mirando el gráfico del índice de manchas, se registran valores muy bajos entre 1640 y 1715. Este hecho, que comentamos al comienzo de este capítulo, es conocido como Mínimo de Maunder, en honor a Annie y Walter Maunder, astrónomos ingleses aunque quien originalmente se dio cuenta fue el astrónomo alemán Gustav Spörer. Este período coincide parcialmente con la llamada Pequeña Era de Hielo cuando las temperaturas globales cayeron hasta 0,8 °C y convirtió los inviernos de Europa en los más fríos que se recuerde en las últimas centurias, lo que incluyó el congelamiento de ríos como el Sena en París y el Támesis en Londres. En la figura de abajo vemos varias reconstrucciones de la temperatura global en el pasado reciente, llamando la atención la variación negativa en el período entre 1500 y 1800 aproximadamente.
La Atmósfera solar
Parece un poco extraño de hablar de atmósfera cuando sabemos que el Sol es puro gas. Al final de cuentas la palabra atmósfera significa esfera de vapor o aire. Sin embargo podemos generalizar el término, pensar que atmósfera se refiere a aquella capa que puede ser atravesada por la luz. Y eso es lo que ocurre en la atmósfera solar, la luz pasa a través de ella y podemos ver los detalles y estucturas. A medida que nos adentramos en ella, llegamos a un lugar cuya luz es completamente absorbida, desde allí, hacia el centro del Sol hablamos de interior y su composición y estructura son apenas percibidos por medio de técnicas indirectas como la heliosismología. En la figura de abajo vemos las tres zonas en que se divide al interior solar: el núcleo, donde ocurren las reacciones termonucleares que son la fuente de la energía del Sol, la región radiativa y por último la convectiva. Aunque el interior solar es no sólo de enorme importancia sino también de inmenso caudal de información y conocimiento, no nos detendremos aquí en él.
Fotósfera
La energía creada en el núcleo solar recorre un largo trayecto hasta llegar a la superficie. Podemos estimar el tiempo que le lleva salir a la superficie en 1011 s o sea, varios miles de años. Allí, en una fina capa de 500 km de espesor, se produce la luz blanca que llega hasta nosotros y es por lo tanto la región que vemos al mirar sin utilizar filtros o detectores fuera del rango visible por nuestros ojos. Esta capa recibe el nombre de Fotósfera, en su base la temperatura es de unos 8.000 K, y decae hasta los 4.500 K. Dos estructuras se destacan en ella, las manchas, de las que hemos hablado tanto ya y los gránulos.
Los gránulos son una manifestación de la Zona Convectiva. Son pequeñas regiones brillantes rodeadas por contornos oscurosque están interconectados entre sí. Fueron observados por primera vez por Wilhelm Herschel, James Nasmyth y Angelo Secchi en el siglo XIX.
La distancia media entre centros de gránulos contiguos es de aproximadamente 1.400 km, sin embargo el diámetro puede ser significativamente menor, tan pequeño como 140 km. Por otro lado, la granulación es un proceso no estacionario, esto quiere decir que sus promedios temporales no son constantes. La mayoría de los gránulos se forman del material dejado por otros gránulos más viejos. En el centro suele aparecer una mancha oscura que posteriormente se conecta al contorno intergranular. Los gránulos se dividen en varios fragmentos que pueden desaparecer o crecer formando nuevos gránulos y con una vida media que puede ser tan breve como algunos segundos y tan larga como 30 minutos con un promedio de 6 minutos. La granulación es un efecto de la convección que ocurre en las capas internas del Sol, un proceso que se debe, de forma básica, a que el interior es más caliente, el gas aumenta su temperatura y disminuye su densidad, lo que hace que suba, las capas superiores son más frías, y allí el gas se enfría, aumenta su densidad y cae al interior. Los gránulos son las células convectivas por donde sube el gas caliente, mientras que su contorno más oscuro es por donde el material baja. Han sido medidas velocidades de hasta 1 km s-1, mientras que los modelos preven velocidades de hasta 1,6 km s-1. Por otra parte, un exceso de presión al centro del gránulo y sobre la región del contorno, consigue producir un movimiento horizontal que se frena en el borde. Como consecuencia de esto, el centro, por donde sube el material, es desacelerado, mientras que el borde, por donde baja el material, es acelerado. Esto provoca que al cabo de un tiempo, menos material caliente suba por el centro de la célula, tornándose oscura y finalmente desvanenciéndose.
Estructuras mayores han sido observadas. Son las llamadas mesogranulación, supergranulación y hasta la granulación gigante. En el primer caso se trata de células de tamaño aproximado de 7.000 km y velocidades de 400 m s-1. La supergranulación está formada por células de 16.000 km de diámetro separadas por unos 30.000 km de distancia con velocidades horizontales de hasta 400 m s-1. Por último existen evidencias de una granulación gigante, estructuras con tamaños de 105 km, o sea que ocupan una parte considerable de la superficie solar y velocidad dedesplazamiento de unos 50 m s-1. Sin embargo la observación de estas últimas es bastante difícil ya que debe primero ser sustraído el movimiento de la rotación diferencial del Sol, de la supergranulación y otras oscilaciones de la superficie solar (modos p).
En forma general, las distintas estructuras granulares observadas sobre la Fotósfera, nos permiten conocer de forma indirecta la Región Convectiva, que es donde se originan: cuanto mayor la estructura mas hondo en el interior son creadas.
Las Manchas son en forma resumida, la región por donde asoma un tubo magnético embebido en el plasma solar. Una modelización de esto puede verse en la animación colocada más abajo. Los lugares por donde estos tubos (o arcos) magnéticos afloran en la superficie es donde se producen las manchas, cuya característica principal es su color oscuro, producto de poseer una temperatura inferior a su entorno. Como mostramos en la animación de más arriba, las manchas pueden tener una región externa semi-clara, llamada de penumbra, aunque esto no ocurre siempre. Es más, clasicamente las manchas nacen sin penumbra, y pueden evolucionar hasta adquirir una. Además, como se ve en la animación, las manchas pueden tener puntos brillantes en la región central más oscura. Todo esto revela que una mancha lejos de ser una estructura sencilla es altamente inhomogenea. Además las manchas normalmente nacen en grupo, dentro del cual normalmente existen dos manchas de mayor tamaño, en una disposición casi paralela al ecuador. La mancha que está al frente (en relación a la rotación solar) es llamada de precedente (p) , mientras que la que está atrás es la seguidora (s). p y s tienen polaridades contrarias resultado de ser los puntos por donde emerge el tubo magnético. Por otro lado, la orientación es contraria entre hemisferios, es decir, si p es positiva y s es negativa en el hemisferio norte, p es negativa y s es positiva en el hemisferio sur. Esta disposición se conserva a lo largo de un ciclo solar, al ciclo siguiente las polaridades se invierten. Las manchas además se ubican siempre en las fajas ±(5 - 35)° con una evolución temporal que hace que al comienzo del ciclo estén más alejadas del Ecuador, y lentamente se vayan desplazando hacia las latitudes menores. Cuando la latitud de las manchas en función del tiempo es graficada aparece un patrón conocido como Diagrama Mariposa. Por otra parte no existen manchas con polaridades cruzando el Ecuador.
Las manchas pueden tener tamaños muy variables, temperaturas entre 3400 K y 5000 K y campos magnéticos de unos 0,3 a 0,4 T. Y otra característica muy importante es que aparecen hundidas en la fotósfera, es decir, se ven como una depresión en la superficie. Este hecho ya había sido notado por el astrónomo escosés Alexander Wilson (1714 - 1786) en el año 1769 cuando se dio cuenta que en las manchas la zona penumbral más cercana al limbo se muestra de mayor extensión que aquella más alejada. Por modelos atmosféricos fue determinado que esta depresión es de unos 500 km aproximadamente y ocurre porque la opacidad se reduce dentro de una mancha y así vemos más profundo; también disminuye la temperatura. Recuerden que el Sol es puro gas, y por eso los límites de sus regiones son siempre muy variables.
Cuál es el motivo que hace que tubos de campo magnético afloren por la superficie? Cuál es la relación entre este fenómeno y el ciclo solar? Hace mucho ya sabemos que el Sol posee una rotación diferencial. Esto significa que el ecuador tiene una velocidad angular mayor que los polos. La rotación diferencial ocurre sólo a partir de la Zona Convectiva, hacia adentro el Sol rota como un sólido rígido. La causa de esta rotación diferencial es el movimiento de convección, unido al de rotación, que crea una fuerza de Corilis que desvía el movimiento de ascenso y así el intercambio de calor. Se produce una ligera diferencia de temperatura entre las latitudes mayores y las menores lo que resulta en un movimiento de materia que altera la velocidad angular local. La rotación diferencial hace que las líneas de campo magnético, originalmente bipolares, se retuercen, aparecen líneas paralelas al ecuador y finalmente movimientos inestables acaban haciendo emerger arcos magnéticos. La animación de más abajo ilustra el modelo recién descripto.
El proceso lleva 11 años, lo que hace que se produzca una inversión del campo magnético en ese tiempo. O sea, cada 11 años se organiza un campo bipolar sobre la superficie del Sol, y cada 22 años las polaridades son restablecidas. Por ese motivo el ciclo magnético solar es de 22 años. Por supuesto que cuando decimos 11 o 22 años lo hacemos en términos medios, ya que la duración de un ciclo puede ser de hasta 14 años y tan breve como 9 años. Las razones de porqué esto ocurre son aún desconocidas. Es más, las variaciones de duración de cada ciclo parecen ser puramente aleatorias y pueden ocurrir casos patológicos, como el llamado mínimo de Maunder, período entre 1645 y 1715 en que casi no hubo manchas. Conocemos también períodos de extraordinaria actividad, de hecho todo indica que hacia 1957 tuvimos el mayor pico de actividad de los últimos 10.000 años. Por ahora son muchas las incógnitas ya que el modelo de campo magnético solar es muy rudimentario y necesitaremos más de 100 años para producir uno suficientemente preciso, si la evolución de la capacidad numérica de las computadoras sigue respetando la Ley de Moore.
Cromósfera
Si la Fotósfera parecía homogena y descubrimos que no es así, la Cromósfera (y las capas que están por encima de esta) contiene aún más elementos variables dentro de ella, al punto de hacernos dudar de la corrección del uso de esfera en su nombre. Esta capa emite muy poca energía en el contínuo de luz blanca, por ese motivo no es observada a simple vista, sin embargo la emisión atómica, en determinadas frecuencias, puede ser mucho más intensa que la producida por la Fotósfera. Por ese motivo para observar la Cromósfera se utilizan filtros que sólo transmiten las frecuencias de estas líneas atómicas.
La Cromósfera es conocida desde la antigüedad, su nombre significa esfera de color, y es observada durante eclipses solares. Cuando la Luna cubre completamente el disco solar, en los bordes puede verse un arco de color rojo (ver foto arriba). Los astrónomos antiguos consideraron correctamente que el arco se extendería sobre toda la superficie del Sol. Pero fueron necesarios más de 2.000 años hasta que fuimos capaces de construir filtros ópticos capaces de dejar una estrechísima ventanita que deja pasar sólo un color determinado. Estos filtros, junto con un telescopio y una cámara fotográfica fueron los primeros recursos utilizados para estudiar la Cromósfera durante la segunda mitad del siglo XIX. Más abajo vemos una fotografía con filtro centrado en la línea espectral cromosférica más conspícua, llamada Hα y con longitud de onda igual a 656,3 nm, fue observada por primera vez en el Sol por el astrónomo alemán Joseph von Fraunhofer y denominada por él con la letra C.
En la Cromósfera ocurren dos fenómenos muy importantes. El primero es un aumento de la temperatura. Vimos que en la Fotósfera la temperatura disminuye a medida que se aleja de la superficie, sin embargo en un punto esta tendencia se revierte. El mínimo de temperatura (4.200 K) indica el inicio de la Cromósfera que se extiende hasta alcanzar una temperatura cercana a los 8.000 K. Todo esto en un espesor de unos 2.000 km, muy estrecho si se piensa en el tamaño del Sol. El segundo fenómeno al que nos referimos son las espículas, que podemos describir como dardos de gas de 10.000 K de temperatura y velocidad de 25 km s-1 con tamaño de hasta 5.000 km. Las espículas representan varios problemas teóricos: 1) no sabemos como son aceleradas, 2) sea el que sea el mecanismo de aceleración, este debe continuar actuando durante su desplazamiento (una trayectoria balística no puede explicar la altura que alcanzan) y 3) la cantidad de materia eyectada por las espículas es superior a la expulsada por el viento solar, es decir, de alguna manera parte de la materia retorna, aunque este movimiento de descenso no fue observado hasta hoy.
Corona
La fotografía del eclipse más arriba muestra en toda su grandeza a la Corona, última capa de la atmósfera solar y también la más extensa. A rigor uno puede pensar que la Corona se extiende hasta el fin del Sistema Solar. Sin embargo por su baja densidad emite una luz blanca muy ténue que es difícil de observar a simple vista. Cuando ocurre un eclipse, el disco lunar cubre la mayor parte de la emisión fotosférica, y por eso podemos ver la Corona. La característica más importante de esta capa es que su temperatura equivale a varios millones de grados. El mecanismo que mantiene la Corona a esta altísima temperatura es todavía desconocido a pesar de que varias teorías se han propuesto. Es uno de los misterios cuya solución es más deseada y para la que se han diseñado múltiples instrumentos. Esta alta temperatura crea condiciones para la emisión de Rayos-X y Ultra Violeta (UV), mucho más intensos que los emitidos por las capas inferiores y por este motivo no debemos esperar eclipses para observalos. Sin embargo para detectarlos debemos colocar telescopios en el espacio exterior, ya que la atmósfera terrestre los absorve en su casi totalidad. Otra forma de observar la Corona es provocando un eclipse. Para esto se construyen telescopios ópticos a los que se les coloca un disco del tamaño del Sol para tapar su disco, siendo llamados de coronógrafos. Los coronógrafos, sin embargo, no consiguen reproducir exactamente el efecto de la Luna. El disco de obstáculo debe ser construido más grande que el disco del Sol, para evitar problemas ópticos. En general, el disco tiene por lo menos dos radios solares. Ejemplos de observaciones espaciales y con coronógrafo, más abajo.
Las observaciones de las colas de los cometas llevaron a Lüdwig Biermann a justificar la existencia de una radiación corpuscular que parte del Sol, o, en palabras más llanas, un viento solar. Pocos años más tarde, en 1958, Eugene Parker explicaba el origen del viento solar por medio de la expansión de una Corona Solar a millones de grados de temperatura. La hipótesis de una Corona tan caliente fue, en aquel momento, herética y demoró algunos años para ser comprobada experimentalmente. La teoría de Parker es hoy ampliamente aceptada y las ideas básicas de su modelo aún son consideradas correctas.
El viento solar, que puede ser considerado como una extensión de la Corona, está lejos de ser una estructura homogenea. Medidas realizadas por medio de sondas interplanetarias, muestran que este es más rápido en los polos solares (750 km s-1) y también más estable. En la región del ecuador solar, el viento es altamente irregular y su velocidad cae a la mitad. En este proceso el Sol pierde cerca de 4 x 1016 kg por año, un porcentaje muy pequeño de sus 2 x 1030 kg. La presión de este viento se hace sentir más allá de la órbita de Neptuno, último planeta del Sistema Solar y la región de su influencia es llamada de Heliósfera. Las sondas Vogayer 1 y 2 se encuentran en el final de esta burbuja, a una distancia de 100 UA, en una región llamada de cobertura o vaina (en inglés heliosheath).
La Heliósfera juega un papel crucial en el Clima Espacial y Terrestre que sólo estamos
empezando a comprender. Cuanto más intenso es el viento, menos partículas entran en el Sistema
Planetario. Estas partículas crean los llamados rayos cósmicos que fuera de la Atmósfera
terrestre pueden traer problemas a los equipos electrónicos y a los sers vivos. Su
influencia sobre la superficie terrestre es más especulativa, con teorías que los relacionan
con la formación de nubes, aumentos de lluvias, y variación de la temperatura global. Así, en
períodos de baja actividad solar, cuando el viento es menos intenso también, se espera
un mayor bombardeo de rayos cósmicos, aumentando la cobertura de nubes y bajando la temperatura.
Lo contrario podría ocurrir en los períodos de gran actividad solar.
Tempestades, explosiones y eyecciones
En la atmósfera del Sol ocurren eventos que podemos describir como explosivos por su corta duración y gran cantidad de energía liberada. Técnicamente sin embargo están muy lejos de parecerse a las explosiones de bombas que conocemos en la Tierra. La animación de abajo es un excelente ejemplo de una de estas explosiones, también llamadas fulguraciones
El estudio de las fulguraciones evolucionó rapidamente, sin embargo en luz blanca muy pocas más han sido vistas. Hoy en día entendemos las fulguraciones como un proceso en el cual el campo magnético se reconfigura buscando un estado de menor energía potencial. A lo largo del ciclo solar, el campo magnético se retuerce, creando zonas muy complejas, donde aparecen las manchas solares, y en general, las regiones activas. Es en estos vericuetos donde se acumula la energía, que es subitamente liberada durante una fulguración. Podemos pensar el campo magnético como una banda elástica. Imaginemos que tomamos esta banda y la retorcemos, una, diez, cien veces. Cada vez será más difícil. Hasta que finalmente, la banda escapa de nuestras manos y en un movimiento muy rápido recupera su forma original liberando la energía que acumuló. Este sistema se utiliza en aeromodelismo para proveer de un motor a los pequeños planeadores a hélice. En mi infancia los llamábamos de "goma motor".
La energía liberada por el campo magnético es absorbida por las partículas del gas: siendo los electrones las mas livianas resultan ser acelerados en mayor número. El movimiento de los electrones es organizado por el campo magnético, algunos se dirigen hacia abajo (la Fotósfera) otros hacia arriba (la Corona). Los electrones acelerados interactúan con el gas en reposo (sea con otros electrones, con átomos o con iones). Una enorme cantidad de procesos ocurre en escalas relativamente cortas de tiempo. Cada uno de estos procesos produce un síntoma propio, una firma como solemos llamarlo, que los distingue de los demás. Podemos rastrear cada proceso por separado y reconstruir el impacto de la erupción magnética, y a partir de esto, podemos comprender como fue el proceso que aceleró las partículas y, en definitva, el de reorganización del campo magnético. Sin embargo las cosas no son tan fáciles. Es como armar un Cubo Mágico de 50 caras y miles de piecitas. Siempre más de una sale del cuadro general. A pesar de estos fabulosos problemas, hoy en día el consenso general es el que se presenta en el boceto de abajo. (Aunque de indudable utilidad práctica, este tipo de bocetos suelen ser llamados de cartoons para no olvidar su simplicidad en comparación con la complejidad del fenómeno.)
La variedad de interacciones, y la cantidad de energía hacen que se produzca radiación en todo el
espectro electromagnético.
Sin embargo estas formas de emisión se restringen a bandas estrechas, en algunos casos se trata
de líneas atómicas,
en otros son bandas más anchas, pero en muy pocos casos el rango correspondiente al
visible es completado. En otras palabras, dificilmente se forme
luz blanca,
y cuando lo hace, es en regiones muy pequeñas y con una duración muy breve, de algunos pocos segundos. Por
ese motivo la observación de Carrington es tan impar.
La cantidad de energía emitida por el Sol durante una fulguración es alrededor de 1023 a 1025 J, lo que equivale de 1 milésimo a 1 décimo de la energía total que emite el Sol cada segundo producto de sus reacciones termonucleares. Es decir que se trata de una energía considerable. Sin embargo, como notó el propio Carrington, después de una fulguración, pocos cambios son observados en la configuración magnética. Es decir, la cantidad de energía liberada es un porcentaje muy pequeño de toda la almacenda por la Región Activa. En realidad esta irá perdiendo su energía en procesos mucho más lentos, difundiéndose lentamente hasta desaparecer unos 30 días después de formarse. En ese período habrá producido una decena de fulguraciones grandes y una cantidad aún desconocida de micro- o nano-fulguraciones además de Eyecciones Coronales de Masa (ver más abajo). Algunos investigadores creen que en las micro-fulguraciones se encuentra la clave para explicar el calentamiento de la Corona que mencionamos antes. Para terminar con los síntomas y diagnósticos de las fulguraciones, agregamos que estas son observadas por medio de todas las técnicas que la astronomía nos permite: desde radiotelescopios en frecuencias que van desde las centenas de MHz hasta, recientemente, las centenas de GHz , telescopios convencionales con filtros especiales para dejar pasar una faja estrechísima de frecuencias, hasta el extremo de los rayos UV, Rayos-X y los Rayos-γ. Ultimamente se está incorporando el rango Infrarrojo medio (decenas de µm) a lejano (centenas de µm). Sobre las consecuencias de las fulguraciones, sobre todo para la vida en la Tierra, hablamos más abajo.
Otra forma violenta de emisión de energía es la llamada Eyección Coronal de Masa (ECM). En este caso una porción considerable de gas es expulsada de la Corona (de allí su nombre) y entra en el espacio interplanetario. Junto con la energía cinética, el gas lleva también el campo magnético desprendido. Una definición más precisa de una ECM es "Una alteración visible de la estructura de la Corona que ocurre en algunos minutos a horas y que es vista junto con la aparición de una estructura brillante y blanca en un coronógrafo (Hundahausen et al, 1984). En la animación de abajo pueden ver una ECM típica observada el 27 de febrero de 2000 por el coronógrafo LASCO a bordo del satélite SoHO.
Influencia de la Actividad Solar en la Tierra: Clima espacial
Ahora que hemos descripto las diferentes formas en que el Sol muestra su actividad, queremos ver de que forma esta afecta a la Tierra, y en particular, a la actividad humana. Para poder hablar de este tema debemos introducir las ideas básicas de lo que llamamos Magnetósfera, que es la proyección al espacio del campo magnético terrestre.
No todo planeta tiene un campo magnético. La Tierra es particular en este sentido. Su campo magnético tiene una intensidad de entre 0,3 G en el Ecuador (Gauss, abreviado G es la medida de campo magnético) y 0,5 G en los polos, y se distribuye de forma bipolar, como si se tratara de un imán de heladera. Es interesante notar que este imán tiene su polo Sur apuntando hacia el polo Norte geográfico y el polo Norte hacia el Sur geográfico. De esta manera el Polo Norte de una brújula se ve atraido hacia el Polo Sur Magnético (y llamamos su dirección de Polo Norte) y el Polo Sur de la brújula hacia el Polo Norte magnético (y lo llamamos de Polo Sur). Aunque parecería ser un contradicción, todo se trata de convenciones (que se extienden al ámbito sociológico también). En la Figura de abajo mostramos una representación de este campo magnético que llamaremos próximo
El fuerte viento solar con una densidad de 4 partículas/cm3 y velocidad promedio de 400 km s-1 altera la forma del campo magnético terrestre. El lado que enfrenta al Sol se ve reducido en tamaño y su radio es modulado por los disturbios desprendidos del Sol. En momentos de calma la llamada magnetopausa, zona donde la presión magnética del Sol equipara a la presión magnética de la Tierra, se encuentra a 10 RT = 63.700 km. Sin embargo durante tempestades magnéticas la distancia puede disminuir hasta menos de 30.000 km. La región opuesta al Sol se ve por el contrario alargada, extendiéndose más allá de la órbita de la Luna (380.000 km) En la magnetocola pueden ocurrir interesantes fenómenos que dan origen a las Auroras Polares.
Edmund Halley,
el descubridor del cometa que lleva su nombre, fue el primero en hacer la
hipótesis en 1716 que las auroras eran una consecuencia de la interacción de partículas con el campo magnético
terrestre. Después serían Anders Celsius
y Olav Hiorter
en 1747 los que relacionarían las oscilaciones de una brújula con las auroras, lo que revelaba la naturaleza
magnética del fenómeno. Y finalmente
Carrington mostró la variación solar de 11 años en el campo magnético terrestre y las auroras.
Hoy en día el estudio de la interacción de la Heliósfera con la Magnetósfera y sus consecuencias para la vida moderna es un campo cada vez más importante que recibe ingentes recursos de los gobiernos. Es fácil comprender por qué, al notar que las alteraciones al espacio exterior próximo son una consecuencia de esta interacción y al contar la gran cantidad de satélites artificiales que sirven a la navegación, la seguridad y la monitorización. Una vez que se produce un evento explosivo en el Sol, sea una fulguración o una Eyección Coronal de Masa , en 8 minutos llega la radiación electromagnética a la Tierra. Veinte minutos después, las partículas cargadas más energéticas. Por último, la nube eyectada, en el caso de una ECM, demora 80 horas para llegar. Todos estos valores son promedios (excepto la radiación electromagnética) ya que dependen fuertemente de la energía de cada uno. La animación de abajo ejemplifica el desplazamiento de una ECM y su interacción con la Magnetósfera.
Cuando se desata una tormenta magnética, que implica fuertes variaciones del campo magnético terrestre, también cambian las capas más próximas de la atmósfera por el mayor ingreso de partículas. Como las comunicaciones dependen de la transmisión por o a través de estas capas, los disturbios son muy indeseados. Una leyenda urbana (por lo menos nunca leí su confirmación oficial) dice que durante la Primera Guerra el Golfo, (1990, 1991) las comunicaciones entre el Pentágono e Irak, se cortaron durante una tormenta magnética. Esto habría dejado a los militares norteamericanos muy irritados y por eso aumentaron sus contribuciones a la investiagción de las ralaciones Sol - Tierra. Verdadera o no, la historia es verosímil. Hoy en día el riesgo es mayor ya que la constelación de satélites que sustentan al Sistema de Posicionamiento Global (GPS) debe permanecer en contacto con Tierra permanentemente para no perder sus referencias y para brindar sus datos a las estaciones receptoras. Los cambios en las capas más altas de la atmósfera terrestre (ionósfera) ocasionan desde atrasos en la comunicación, hasta bloqueos momentaneos. Yo mismo lo pude comprobar en noviembre de 2003 durante uno de los períodos de mayor actividad solar. Nuestros telescopios usan GPS para tener una buena base temporal. Analizando registros de nuestros datos encontré muchos períodos en los que el tiempo da un salto hacia atrás de algunos segundos, para, momentos depués, corregirse dando un salto hacia adelante. Lo que para nosotros no deja de ser una curiosidad, para una nave tripulada puede ser la diferencia entre estrellarse en la pista o aterrizar suavemente. Por ese motivo los aviones llevan sistemas redundantes de posicionamiento.
El aumento de radiación ionizante proveniente de un evento explosivo solar, tiene reflejos en la estratósfera, donde pueden producirse componentes incomunes de óxido de nitrógeno (NOx) que tiene consecuencias a largo plazo para la capa de Ozono. Se especula también con que las partículas ionizadas serían capaces de favorecer la formación de nubes y hielo. Incluso equipos en la Tierra sufrirían daños importantes por causa de estas partículas. Los blancos más conocidos son las largas líneas de alta tensión, transformadores y gasoductos. Las grandes redes de electricidad sufren con las corrientes inducidas por las corrientes eléctricas generadas por el ingreso de partículas cargadas en la atmósfera, lo que las puede llevar a apagones generalizados. Algunos son muy conocidos, como el de la provincia de Quebec en 1989. En el caso de tuberías enterradas, las corrientes inducidas aumentan su corrosión disminuyendo el tiempo de vida. Fueron los telegrafistas, hace 150 años, los primeros en notar las influencias negativas de las tormentas magnéticas. En cualquier caso, estas consecuencias han sido relatadas unicamente en regiones próximas a los polos.
Desde que Joe Allen, entonces trabajando en NASA, acuñó el término Clima Espacial (Space Weather), existe una inicitiva para poder predecir la aparición e intensidad de tormentas magnéticas. No es tan simple como mirar si ocurre una ECM porque algunas no producen ningún efecto importante. Unicamente con mediciones in situ somos capaces de evaluar su peligrosidad, pero nuestros satélites de alerta temprano se ubican a 40 minutos de distancia de la llegada de una de estas nubes, lo que nos los hace muy útiles. Se ha invertido mucho en desarrollar mejores instrumentos de observación, junto con modelos teóricos, para ser capaces de prever una tormenta al momento de ocurrir una ECM. Aún mejor sería poder prever una ECM, algo que hoy nos resulta imposible.
Después de 50 años de experiencia espacial, estamos en condición de decir que la actividad solar es capaz de generar complicaciones a nuestros sistemas de comunicaciones, de seguridad y de transporte de energía. Pueden incluso aumentar los riesgos de la vida en el espacio. Pero resulta altamente improbable que ocurra una catástrofe global. Incluso ni siquiera me parece muy probable una catástrofe que apague todos los satélites artificiales simultaneamente. Se ha especulado con que alguna de las extinciones en masa ocurridas en la Tierra, podría haber sido producida por una actividad extremadamente anómala del Sol. No vemos indicios suficientes todavía para sustentar esta teoría. Existen, sin embargo, algunas evidencias de un fenómeno similar con origen en algún evento explosivo estelar: una llamada Erupción de rayos gama podría estar relacionada con la extinción del Cambriano. En cualquier caso sigo sin ver motivos de preocupación para la población en general.
Una Bibliografia Básica
A continuación damos una lista de libros y artículos que fueron consultados para escribir este capítulo.
Haigh, J.D.,The Sun and the Earth's Climate, Living Reviews in Solar Physics 4, (2007), 2. URL (citado el 07/03/2010): http://www.livingreviews.org/lrsp-2007-2
Hoyt, V.D., Schatten, K.H.,The Role of the Sun in Climate Change, Ed. Oxford University Press, ISBN:0195094131 (1997)
Pulkinnen, T.,Space Weather, Terrestrial Perspective, Living Reviews in Solar Physics 4, (2007), 1. URL (citado el 07/03/2010): http://www.livingreviews.org/lrsp-2007-1
Stix, M., The Sun: an introduction, Ed. Springer, ISBN:3540207414 (2004)
Guillermo Giménez de Castro, protegido bajo Licencia Creative Commons. Última revisión: 16/03/2011
El calmo Sol
El ciclo solar
La Atmósfera solar
Tempestades, explosiones y eyecciones
Influencia de la Actividad Solar en la Tierra: Clima espacial
El calmo Sol
El Sol es una estrella. No debemos olvidar esto al momento de estudiarlo. Su cercanía nos hizo pensar por siglos que se trataba de un objeto único. Todas las sociedades de la antigüedad tuvieron alguna forma de adoración hacia él porque reconocían que era la fuente de energía, bienestar y alimentación. Y no se equivocaron en ello. Por eso me resulta un poco decepcionante la manera en que la contemporaneidad, en cierta forma, le ha vuelto la espalda. De ser el centro del Universo pasó a ser un objeto más del paisaje.
Vayamos un poco a los números. En el Sol se concentra más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Irradia 3,846 x 1026 W de energía, una cantidad impensable, incomparable con cualquier parámetro humano. Suponiendo que el arsenal de bombas nucleares es de 10.000 Mega-Tones (equivalentes a 1019 J) significa que a cada segundo el Sol libera la energía de 10 millones de arsenales nucleares terrestres! A cada segundo...
Toda la energía que usamos en la Tierra viene de forma directa o indirecta, de la energía liberada por el Sol. Los combustibles fósiles, que representan la forma más importante de generación de energía actualmente, son productos derivados de la fotosíntesis, proceso que usa la energía solar. Sería muy conveniente desde todo punto de vista que pudiésemos aprehender la energía del Sol de forma directa para nuestro uso. Pero hasta ahora no se ha encontrado una forma eficiente de hacerlo.
Nuestro Sol es una estrella común, se ha dicho. En términos espectrales se lo clasifica como G2V, una estrella enana de la secuencia principal. A 10 pc de distancia sería una estrella débil, dificilmente apreciable en las luminosas noches de nuestras ciudades modernas. De ser una estrella única, pasó a ser mediocre, una más de muchísimas otras. Hoy estamos redescubriendo que tal vez el Sol sea, dentro de su clase, una excepción. En cualquier caso, la mediocridad del Sol le ha permitido ser una estrella muy estable en su historia de más de 4.500 millones de años de existencia. No es que siempre haya sido igual (por ejemplo cuando entró en la secuencia principal exhalaba 30% más de energía que ahora) pero los cambios no han sido violentos, lo que favoreció seguramente, la evolución de vida en la Tierra.
Semejante regularidad llevó a creer que el Sol no sufría cambios y era por lo tanto inmaculado como el resto de los objetos celestes. La visión aristotélica de un cielo inmaterial, o mejor dicho, formado por una materia inexistente en la Tierra, la quintaescencia, se prolongó por casi dos mil años. Hacia 1607 un sistema de lentes ingeniosamente colocados dentro de un tubo, desarrollado por tres holandeses (Hans Lippershey, Zacharias Janssen y Jacob Metius) permitió aumentar el tamaño aparente de los objetos distantes. Dos años después, el sabio Galileo Galilei, (1564 - 1642) natural de Pisa aunque radicado en ese momento en Padua, mejoró el sistema y apuntó a los astros inaugurando la era astronómica moderna. En la primavera de 1610 observó el Sol (para ello proyectó la imagen sobre una pantalla blanca) y presentó sus descubrimientos a unos incrédulos hombres de fé y otros letrados, entre ellos el Padre Fulgenzio Micanzio. Para sopresa de los presentes el Sol no era inmaculado, por el contrario mostraba manchas, pequeñas áreas oscuras con formas más o menos circulares, distribuidas en grupos. Aunque existen evidencias de que otras personas ya habían observado las manchas solares, el hecho de que ahora se tratara de Galileo, rodeado por lo más encumbrado de la Iglesia Católica, y que estas observaciones pudieran hacerse de manera rutinaria, le dieron al descubrimiento una trascendencia única. Los cielos tampoco eran puros. Pocos meses después Galileo iría a vivir a Florencia, o, más correctamente a Arcetri desde donde continuaría observando el Sol día a día y levantando una estadística de las manchas solares, una actividad de gran trascendencia, como veremos más adelante. La imagen de abajo a la izquierda es un dibujo del puño de Galileo, a partir de una observación realizada en junio de 1613. Después del telescopio, nunca más los cielos volverían a ser lo que habían sido. Las manchas solares siguen siendo objeto de análisis, como muestra la foto de abajo a la derecha obtenida con el modernísimo telescopio Swedish Solar telescope.
|  |
Izquierda. Dibujo realizado por Galileo mostrando las manchas sobre la superficie del Sol, extraido de The Galileo Project". Derecha, foto de manchas solares observadas con filtro Hα con el telescopio solar sueco.
El ciclo solar
A pesar de la excitación por el descubrimiento de manchas en el Sol, poco tiempo después, las observaciones rutinarias comenzaron a escasear. El propio Galileo perdió el interés y las abandonó poco después de 1613. Al mismo tiempo el Sol comenzó a dar muestras de cansancio y dejó de mostrar manchas en la misma cantidad que lo había hecho durante las primeras observaciones galileanas. Con esporádicos observadores y esporádicas apariciones de manchas transcurrió el siglo XVII. En el albor de la siguiente centuria, el 27 de diciembre de 1705, Stephen Gray de Canterbury (RU), observó un flash de luz cerca de una mancha en lo que sería el primer registro de una fulguración (también llamada explosión solar, y en inglés flare). Sin embargo sólo en 1859 se le daría suficiente importancia al fenómeno. Poco a poco las manchas fueron retornando al Sol y así también sus observadores. Junto con ellas los investigadores comenzaron a buscar:
- Periodicidad en la aparición de las manchas
- Vínculo con otros fenómenos, principalmente terrestres
donde G es el número de grupos de manchas y N es el número de manchas individuales. El factor k se utiliza para uniformizar las observaciones de diferentes observatorios. El hecho de multiplicar por 10 el número de grupos ayuda a ver la variación del número de manchas y ese fue la gran contribución de Wolf. También se percató Wolf que el valor medio del ciclo es de 11,11 años, corrigiendo la primera estimación de Schwabe, y que hay ciclos con duración de 7 y otros de 14 años.
|
| Indice de manchas solares o de Wolf SN en función del tiempo incluyendo las observaciones de Galileo hasta marzo de 2009. |
Con el descubrimiento de Schwabe se comenzó a hablar del Ciclo Solar (o de Schwabe). En el siglo XX George Ellery Hale mostraría que en las manchas solares el campo magnético es 1000 veces mayor que el campo medio del Sol, se comprobó además que el campo general del Sol se invierte con cada ciclo solar, o sea que en dos ciclos el polo norte magnético vuelve a coincidir con el polo norte geográfico. Es decir que el ciclo magnético tiene el doble de duración que el ciclo de manchas o de Schwabe.
Al tiempo que se descubría el ciclo solar, también se percataron los investigadores que cuando aumentaba el número de manchas, también aumentaba la aparición de auroras polares. Esto fue una indicación de que hay una conexión entre la actividad solar y fenómenos atmosféricos terrestres. En mi experiencia personal puedo decir que fue en una clase de Economía Política, durante el último año del colegio secundario que escuché hablar por primera vez sobre él. El profesor recordaba el célebre tratado del economista escocés Adam Smith, La Riqueza de las Naciones (1776), donde comenta que el precio del trigo aumenta y disminuye en un ciclo de 11 años producido por las variaciones de actividad del Sol que mejoran y empeoran la cosecha. Quien presentó por primera vez estas ideas fue Wilhelm Herschel (1738 - 1822), astrónomo alemán trabajando en Inglaterra. Muchos años después encontré algunos trabajos intentando demostrar esta relación que, de ninguna forma es evidente.
Sin embargo hay un hecho que debe llamarnos la atención. Mirando el gráfico del índice de manchas, se registran valores muy bajos entre 1640 y 1715. Este hecho, que comentamos al comienzo de este capítulo, es conocido como Mínimo de Maunder, en honor a Annie y Walter Maunder, astrónomos ingleses aunque quien originalmente se dio cuenta fue el astrónomo alemán Gustav Spörer. Este período coincide parcialmente con la llamada Pequeña Era de Hielo cuando las temperaturas globales cayeron hasta 0,8 °C y convirtió los inviernos de Europa en los más fríos que se recuerde en las últimas centurias, lo que incluyó el congelamiento de ríos como el Sena en París y el Támesis en Londres. En la figura de abajo vemos varias reconstrucciones de la temperatura global en el pasado reciente, llamando la atención la variación negativa en el período entre 1500 y 1800 aproximadamente.
|
| Reconstrucciones de la temperatura global en el pasado reciente. Observar la variación negativa de hasta 0,8 °C coincidente con el Mínimo de Maunder. La explicación completa de esta figura incluyendo el origen de los datos está en Wikipedia Commons |
La Atmósfera solar
Parece un poco extraño de hablar de atmósfera cuando sabemos que el Sol es puro gas. Al final de cuentas la palabra atmósfera significa esfera de vapor o aire. Sin embargo podemos generalizar el término, pensar que atmósfera se refiere a aquella capa que puede ser atravesada por la luz. Y eso es lo que ocurre en la atmósfera solar, la luz pasa a través de ella y podemos ver los detalles y estucturas. A medida que nos adentramos en ella, llegamos a un lugar cuya luz es completamente absorbida, desde allí, hacia el centro del Sol hablamos de interior y su composición y estructura son apenas percibidos por medio de técnicas indirectas como la heliosismología. En la figura de abajo vemos las tres zonas en que se divide al interior solar: el núcleo, donde ocurren las reacciones termonucleares que son la fuente de la energía del Sol, la región radiativa y por último la convectiva. Aunque el interior solar es no sólo de enorme importancia sino también de inmenso caudal de información y conocimiento, no nos detendremos aquí en él.
|
| Diagrama de la estructura solar. (1) Núcleo, (2) Zona Radiativa, (3) Zona Convectiva, (4) Fotosfera, (5) Cromosfera, (6) Corona. (De Wikimedia Commons bajo licencia Creative Commons 3.0) |
Fotósfera
La energía creada en el núcleo solar recorre un largo trayecto hasta llegar a la superficie. Podemos estimar el tiempo que le lleva salir a la superficie en 1011 s o sea, varios miles de años. Allí, en una fina capa de 500 km de espesor, se produce la luz blanca que llega hasta nosotros y es por lo tanto la región que vemos al mirar sin utilizar filtros o detectores fuera del rango visible por nuestros ojos. Esta capa recibe el nombre de Fotósfera, en su base la temperatura es de unos 8.000 K, y decae hasta los 4.500 K. Dos estructuras se destacan en ella, las manchas, de las que hemos hablado tanto ya y los gránulos.
Los gránulos son una manifestación de la Zona Convectiva. Son pequeñas regiones brillantes rodeadas por contornos oscurosque están interconectados entre sí. Fueron observados por primera vez por Wilhelm Herschel, James Nasmyth y Angelo Secchi en el siglo XIX.
|
| Animación creada a partir de fotografías tomadas con el telescopio solar sueco (SST). En el centro, las partes más oscuras forman la umbra de una mancha. De los bordes de la umbra salen filamentos alargados, esta región es llamada penumbra. Umbra y penumbra forman una mancha solar. Externamente se ven regiones brillantes cercadas de contornos menos brillantes, los gránulos. Se puede ver como los gránulos van evolucionando en el tiempo. |
La distancia media entre centros de gránulos contiguos es de aproximadamente 1.400 km, sin embargo el diámetro puede ser significativamente menor, tan pequeño como 140 km. Por otro lado, la granulación es un proceso no estacionario, esto quiere decir que sus promedios temporales no son constantes. La mayoría de los gránulos se forman del material dejado por otros gránulos más viejos. En el centro suele aparecer una mancha oscura que posteriormente se conecta al contorno intergranular. Los gránulos se dividen en varios fragmentos que pueden desaparecer o crecer formando nuevos gránulos y con una vida media que puede ser tan breve como algunos segundos y tan larga como 30 minutos con un promedio de 6 minutos. La granulación es un efecto de la convección que ocurre en las capas internas del Sol, un proceso que se debe, de forma básica, a que el interior es más caliente, el gas aumenta su temperatura y disminuye su densidad, lo que hace que suba, las capas superiores son más frías, y allí el gas se enfría, aumenta su densidad y cae al interior. Los gránulos son las células convectivas por donde sube el gas caliente, mientras que su contorno más oscuro es por donde el material baja. Han sido medidas velocidades de hasta 1 km s-1, mientras que los modelos preven velocidades de hasta 1,6 km s-1. Por otra parte, un exceso de presión al centro del gránulo y sobre la región del contorno, consigue producir un movimiento horizontal que se frena en el borde. Como consecuencia de esto, el centro, por donde sube el material, es desacelerado, mientras que el borde, por donde baja el material, es acelerado. Esto provoca que al cabo de un tiempo, menos material caliente suba por el centro de la célula, tornándose oscura y finalmente desvanenciéndose.
Estructuras mayores han sido observadas. Son las llamadas mesogranulación, supergranulación y hasta la granulación gigante. En el primer caso se trata de células de tamaño aproximado de 7.000 km y velocidades de 400 m s-1. La supergranulación está formada por células de 16.000 km de diámetro separadas por unos 30.000 km de distancia con velocidades horizontales de hasta 400 m s-1. Por último existen evidencias de una granulación gigante, estructuras con tamaños de 105 km, o sea que ocupan una parte considerable de la superficie solar y velocidad dedesplazamiento de unos 50 m s-1. Sin embargo la observación de estas últimas es bastante difícil ya que debe primero ser sustraído el movimiento de la rotación diferencial del Sol, de la supergranulación y otras oscilaciones de la superficie solar (modos p).
En forma general, las distintas estructuras granulares observadas sobre la Fotósfera, nos permiten conocer de forma indirecta la Región Convectiva, que es donde se originan: cuanto mayor la estructura mas hondo en el interior son creadas.
Las Manchas son en forma resumida, la región por donde asoma un tubo magnético embebido en el plasma solar. Una modelización de esto puede verse en la animación colocada más abajo. Los lugares por donde estos tubos (o arcos) magnéticos afloran en la superficie es donde se producen las manchas, cuya característica principal es su color oscuro, producto de poseer una temperatura inferior a su entorno. Como mostramos en la animación de más arriba, las manchas pueden tener una región externa semi-clara, llamada de penumbra, aunque esto no ocurre siempre. Es más, clasicamente las manchas nacen sin penumbra, y pueden evolucionar hasta adquirir una. Además, como se ve en la animación, las manchas pueden tener puntos brillantes en la región central más oscura. Todo esto revela que una mancha lejos de ser una estructura sencilla es altamente inhomogenea. Además las manchas normalmente nacen en grupo, dentro del cual normalmente existen dos manchas de mayor tamaño, en una disposición casi paralela al ecuador. La mancha que está al frente (en relación a la rotación solar) es llamada de precedente (p) , mientras que la que está atrás es la seguidora (s). p y s tienen polaridades contrarias resultado de ser los puntos por donde emerge el tubo magnético. Por otro lado, la orientación es contraria entre hemisferios, es decir, si p es positiva y s es negativa en el hemisferio norte, p es negativa y s es positiva en el hemisferio sur. Esta disposición se conserva a lo largo de un ciclo solar, al ciclo siguiente las polaridades se invierten. Las manchas además se ubican siempre en las fajas ±(5 - 35)° con una evolución temporal que hace que al comienzo del ciclo estén más alejadas del Ecuador, y lentamente se vayan desplazando hacia las latitudes menores. Cuando la latitud de las manchas en función del tiempo es graficada aparece un patrón conocido como Diagrama Mariposa. Por otra parte no existen manchas con polaridades cruzando el Ecuador.
|
| Animación que esquematiza a las manchas solares. Los tubos magnéticos son producidos por fuentes aproximadamente bi-polares y emergen desde la Zona Convectiva. Donde emergen los tubos (o arcos) magnéticos se forman las manchas. Por ese motivo las manchas tienen una pata de cada signo. (Animación creada por el equipo de divulgación del satélite SoHO.) |
Las manchas pueden tener tamaños muy variables, temperaturas entre 3400 K y 5000 K y campos magnéticos de unos 0,3 a 0,4 T. Y otra característica muy importante es que aparecen hundidas en la fotósfera, es decir, se ven como una depresión en la superficie. Este hecho ya había sido notado por el astrónomo escosés Alexander Wilson (1714 - 1786) en el año 1769 cuando se dio cuenta que en las manchas la zona penumbral más cercana al limbo se muestra de mayor extensión que aquella más alejada. Por modelos atmosféricos fue determinado que esta depresión es de unos 500 km aproximadamente y ocurre porque la opacidad se reduce dentro de una mancha y así vemos más profundo; también disminuye la temperatura. Recuerden que el Sol es puro gas, y por eso los límites de sus regiones son siempre muy variables.
Cuál es el motivo que hace que tubos de campo magnético afloren por la superficie? Cuál es la relación entre este fenómeno y el ciclo solar? Hace mucho ya sabemos que el Sol posee una rotación diferencial. Esto significa que el ecuador tiene una velocidad angular mayor que los polos. La rotación diferencial ocurre sólo a partir de la Zona Convectiva, hacia adentro el Sol rota como un sólido rígido. La causa de esta rotación diferencial es el movimiento de convección, unido al de rotación, que crea una fuerza de Corilis que desvía el movimiento de ascenso y así el intercambio de calor. Se produce una ligera diferencia de temperatura entre las latitudes mayores y las menores lo que resulta en un movimiento de materia que altera la velocidad angular local. La rotación diferencial hace que las líneas de campo magnético, originalmente bipolares, se retuercen, aparecen líneas paralelas al ecuador y finalmente movimientos inestables acaban haciendo emerger arcos magnéticos. La animación de más abajo ilustra el modelo recién descripto.
|
| Animación que representa la evolución del campo magnético solar global. En el comienzo del ciclo el campo es bipolar, las líneas de campo salen principalmente de los polos. Por culpa de la rotación diferencial, las líneas comienzan a inclinarse, creando componentes toroidales, de intensidad cada vez mayor. Eventualmente algunas de estas componentes salen a la superficie creando arcos coronales y manchas solares. (Animación creada por el equipo del satélite SoHO.) |
El proceso lleva 11 años, lo que hace que se produzca una inversión del campo magnético en ese tiempo. O sea, cada 11 años se organiza un campo bipolar sobre la superficie del Sol, y cada 22 años las polaridades son restablecidas. Por ese motivo el ciclo magnético solar es de 22 años. Por supuesto que cuando decimos 11 o 22 años lo hacemos en términos medios, ya que la duración de un ciclo puede ser de hasta 14 años y tan breve como 9 años. Las razones de porqué esto ocurre son aún desconocidas. Es más, las variaciones de duración de cada ciclo parecen ser puramente aleatorias y pueden ocurrir casos patológicos, como el llamado mínimo de Maunder, período entre 1645 y 1715 en que casi no hubo manchas. Conocemos también períodos de extraordinaria actividad, de hecho todo indica que hacia 1957 tuvimos el mayor pico de actividad de los últimos 10.000 años. Por ahora son muchas las incógnitas ya que el modelo de campo magnético solar es muy rudimentario y necesitaremos más de 100 años para producir uno suficientemente preciso, si la evolución de la capacidad numérica de las computadoras sigue respetando la Ley de Moore.
Cromósfera
Si la Fotósfera parecía homogena y descubrimos que no es así, la Cromósfera (y las capas que están por encima de esta) contiene aún más elementos variables dentro de ella, al punto de hacernos dudar de la corrección del uso de esfera en su nombre. Esta capa emite muy poca energía en el contínuo de luz blanca, por ese motivo no es observada a simple vista, sin embargo la emisión atómica, en determinadas frecuencias, puede ser mucho más intensa que la producida por la Fotósfera. Por ese motivo para observar la Cromósfera se utilizan filtros que sólo transmiten las frecuencias de estas líneas atómicas.
|
| Fotografía de un eclipse solar del 11 de agosto de 1999 observado en Francia. La Luna cubre de forma precisa el disco solar, de esa forma podemos observar la emisión más ténue de las capas superiores, como la Cromósfera (manchas rojas) y la Corona (luz blanca difusa). Autor de la fotografía: Luc Viatour. |
La Cromósfera es conocida desde la antigüedad, su nombre significa esfera de color, y es observada durante eclipses solares. Cuando la Luna cubre completamente el disco solar, en los bordes puede verse un arco de color rojo (ver foto arriba). Los astrónomos antiguos consideraron correctamente que el arco se extendería sobre toda la superficie del Sol. Pero fueron necesarios más de 2.000 años hasta que fuimos capaces de construir filtros ópticos capaces de dejar una estrechísima ventanita que deja pasar sólo un color determinado. Estos filtros, junto con un telescopio y una cámara fotográfica fueron los primeros recursos utilizados para estudiar la Cromósfera durante la segunda mitad del siglo XIX. Más abajo vemos una fotografía con filtro centrado en la línea espectral cromosférica más conspícua, llamada Hα y con longitud de onda igual a 656,3 nm, fue observada por primera vez en el Sol por el astrónomo alemán Joseph von Fraunhofer y denominada por él con la letra C.
|
| Fotografía del Sol usando un filtro centrado en la línea Hα (656,3 nm) producida mayormente en la Cromósfera. Se observa una gran cantidad de estructuras diferentes, como filamentos, manchas, plages y prominencias. Foto obtenida por el Telescopio de Big Bear el 2 de Noviembre de 2001. |
En la Cromósfera ocurren dos fenómenos muy importantes. El primero es un aumento de la temperatura. Vimos que en la Fotósfera la temperatura disminuye a medida que se aleja de la superficie, sin embargo en un punto esta tendencia se revierte. El mínimo de temperatura (4.200 K) indica el inicio de la Cromósfera que se extiende hasta alcanzar una temperatura cercana a los 8.000 K. Todo esto en un espesor de unos 2.000 km, muy estrecho si se piensa en el tamaño del Sol. El segundo fenómeno al que nos referimos son las espículas, que podemos describir como dardos de gas de 10.000 K de temperatura y velocidad de 25 km s-1 con tamaño de hasta 5.000 km. Las espículas representan varios problemas teóricos: 1) no sabemos como son aceleradas, 2) sea el que sea el mecanismo de aceleración, este debe continuar actuando durante su desplazamiento (una trayectoria balística no puede explicar la altura que alcanzan) y 3) la cantidad de materia eyectada por las espículas es superior a la expulsada por el viento solar, es decir, de alguna manera parte de la materia retorna, aunque este movimiento de descenso no fue observado hasta hoy.
Corona
La fotografía del eclipse más arriba muestra en toda su grandeza a la Corona, última capa de la atmósfera solar y también la más extensa. A rigor uno puede pensar que la Corona se extiende hasta el fin del Sistema Solar. Sin embargo por su baja densidad emite una luz blanca muy ténue que es difícil de observar a simple vista. Cuando ocurre un eclipse, el disco lunar cubre la mayor parte de la emisión fotosférica, y por eso podemos ver la Corona. La característica más importante de esta capa es que su temperatura equivale a varios millones de grados. El mecanismo que mantiene la Corona a esta altísima temperatura es todavía desconocido a pesar de que varias teorías se han propuesto. Es uno de los misterios cuya solución es más deseada y para la que se han diseñado múltiples instrumentos. Esta alta temperatura crea condiciones para la emisión de Rayos-X y Ultra Violeta (UV), mucho más intensos que los emitidos por las capas inferiores y por este motivo no debemos esperar eclipses para observalos. Sin embargo para detectarlos debemos colocar telescopios en el espacio exterior, ya que la atmósfera terrestre los absorve en su casi totalidad. Otra forma de observar la Corona es provocando un eclipse. Para esto se construyen telescopios ópticos a los que se les coloca un disco del tamaño del Sol para tapar su disco, siendo llamados de coronógrafos. Los coronógrafos, sin embargo, no consiguen reproducir exactamente el efecto de la Luna. El disco de obstáculo debe ser construido más grande que el disco del Sol, para evitar problemas ópticos. En general, el disco tiene por lo menos dos radios solares. Ejemplos de observaciones espaciales y con coronógrafo, más abajo.
|
|
| Izquierda: Detalle de una Región Activa observada en Rayos-X blandos por medio de un satélite de la serie GOES. Derecha: La misma región activa, osbervada en el UV por el satélite Trace. Los colores son fictícios. | |
|
| Fotografía del Sol en luz blanca obtenida por medio del coronógrafo a bordo del satélite SoHO. La circunferencia blanca en el centro representa el disco solar. El disco azul es el obstáculo colocado en frente al telescopio. Las plumas blancas es material abandonando la superficie del Sol. las dos estelas blancas, en posición casi vertical abajo a la derecha de la foto, son cometas, probablemente cayendo al Sol. Este Coronógrafo se convirtió, sin haber sido para ello diseñado, en un excelente cazador de cometas. |
Las observaciones de las colas de los cometas llevaron a Lüdwig Biermann a justificar la existencia de una radiación corpuscular que parte del Sol, o, en palabras más llanas, un viento solar. Pocos años más tarde, en 1958, Eugene Parker explicaba el origen del viento solar por medio de la expansión de una Corona Solar a millones de grados de temperatura. La hipótesis de una Corona tan caliente fue, en aquel momento, herética y demoró algunos años para ser comprobada experimentalmente. La teoría de Parker es hoy ampliamente aceptada y las ideas básicas de su modelo aún son consideradas correctas.
El viento solar, que puede ser considerado como una extensión de la Corona, está lejos de ser una estructura homogenea. Medidas realizadas por medio de sondas interplanetarias, muestran que este es más rápido en los polos solares (750 km s-1) y también más estable. En la región del ecuador solar, el viento es altamente irregular y su velocidad cae a la mitad. En este proceso el Sol pierde cerca de 4 x 1016 kg por año, un porcentaje muy pequeño de sus 2 x 1030 kg. La presión de este viento se hace sentir más allá de la órbita de Neptuno, último planeta del Sistema Solar y la región de su influencia es llamada de Heliósfera. Las sondas Vogayer 1 y 2 se encuentran en el final de esta burbuja, a una distancia de 100 UA, en una región llamada de cobertura o vaina (en inglés heliosheath).
|
| Representación de la posición de las Voyager 1 y 2 respecto de la Heliósfera. Al centro de la imagen el Sol, circundado por elipses que representan órbitas de algunos de los planetas. La burbuja azul es la Heliósfera, externamente se encuentra la vaina (sheath) En blanco/amarillo se representa la onda de choque provocada por las partículas interestelares contra la Heliósfera. (Fuente: Jet Propulsion laboratory. 14/02/2010.) |
Tempestades, explosiones y eyecciones
En la atmósfera del Sol ocurren eventos que podemos describir como explosivos por su corta duración y gran cantidad de energía liberada. Técnicamente sin embargo están muy lejos de parecerse a las explosiones de bombas que conocemos en la Tierra. La animación de abajo es un excelente ejemplo de una de estas explosiones, también llamadas fulguraciones
|
| Animación de una fulguración solar observada en UV, por medio del telescopio Trace el 14 de julio de 2000 y por ello conocida como Fulguración Bastille. La serie de fotografías, después reunidas para crear la animación, observan la Región Activa desde arriba, mostrándola como una sucesión continua de arcos (arcada) que forma una especie de culebra o letra S. Cuando la fulguración comienza, en el centro de la arcada, los arcos comienzan a brillar en su parte central, después el brillo se difunde hacia los lados. En el cuadro inferior izquierdo se ve un relojito que marca el tiempo real del evento con una duración total de unos 50 minutos. |
El estudio de las fulguraciones evolucionó rapidamente, sin embargo en luz blanca muy pocas más han sido vistas. Hoy en día entendemos las fulguraciones como un proceso en el cual el campo magnético se reconfigura buscando un estado de menor energía potencial. A lo largo del ciclo solar, el campo magnético se retuerce, creando zonas muy complejas, donde aparecen las manchas solares, y en general, las regiones activas. Es en estos vericuetos donde se acumula la energía, que es subitamente liberada durante una fulguración. Podemos pensar el campo magnético como una banda elástica. Imaginemos que tomamos esta banda y la retorcemos, una, diez, cien veces. Cada vez será más difícil. Hasta que finalmente, la banda escapa de nuestras manos y en un movimiento muy rápido recupera su forma original liberando la energía que acumuló. Este sistema se utiliza en aeromodelismo para proveer de un motor a los pequeños planeadores a hélice. En mi infancia los llamábamos de "goma motor".
La energía liberada por el campo magnético es absorbida por las partículas del gas: siendo los electrones las mas livianas resultan ser acelerados en mayor número. El movimiento de los electrones es organizado por el campo magnético, algunos se dirigen hacia abajo (la Fotósfera) otros hacia arriba (la Corona). Los electrones acelerados interactúan con el gas en reposo (sea con otros electrones, con átomos o con iones). Una enorme cantidad de procesos ocurre en escalas relativamente cortas de tiempo. Cada uno de estos procesos produce un síntoma propio, una firma como solemos llamarlo, que los distingue de los demás. Podemos rastrear cada proceso por separado y reconstruir el impacto de la erupción magnética, y a partir de esto, podemos comprender como fue el proceso que aceleró las partículas y, en definitva, el de reorganización del campo magnético. Sin embargo las cosas no son tan fáciles. Es como armar un Cubo Mágico de 50 caras y miles de piecitas. Siempre más de una sale del cuadro general. A pesar de estos fabulosos problemas, hoy en día el consenso general es el que se presenta en el boceto de abajo. (Aunque de indudable utilidad práctica, este tipo de bocetos suelen ser llamados de cartoons para no olvidar su simplicidad en comparación con la complejidad del fenómeno.)
|
| Boceto del modelo padrón de una fulguración solar. En la cima del arco magnético, (baja Corona), se produce la reconfiguración magnética (reconexión), las partículas son aceleradas (cuadrado rosa) y comienzan a moverse por las líneas magnéticas. Algunas precipitan hacia las patas del arco, otras toman un movimiento ascendente. En su interacción con el medio y con el campo magnético van produciendo diferentes formas de radiación. (Figura obtenida de Benz, A., "Flare Observations", Living Rev. Solar Phys. 5, 2008, 1., citado el 16/02/2010) |
La cantidad de energía emitida por el Sol durante una fulguración es alrededor de 1023 a 1025 J, lo que equivale de 1 milésimo a 1 décimo de la energía total que emite el Sol cada segundo producto de sus reacciones termonucleares. Es decir que se trata de una energía considerable. Sin embargo, como notó el propio Carrington, después de una fulguración, pocos cambios son observados en la configuración magnética. Es decir, la cantidad de energía liberada es un porcentaje muy pequeño de toda la almacenda por la Región Activa. En realidad esta irá perdiendo su energía en procesos mucho más lentos, difundiéndose lentamente hasta desaparecer unos 30 días después de formarse. En ese período habrá producido una decena de fulguraciones grandes y una cantidad aún desconocida de micro- o nano-fulguraciones además de Eyecciones Coronales de Masa (ver más abajo). Algunos investigadores creen que en las micro-fulguraciones se encuentra la clave para explicar el calentamiento de la Corona que mencionamos antes. Para terminar con los síntomas y diagnósticos de las fulguraciones, agregamos que estas son observadas por medio de todas las técnicas que la astronomía nos permite: desde radiotelescopios en frecuencias que van desde las centenas de MHz hasta, recientemente, las centenas de GHz , telescopios convencionales con filtros especiales para dejar pasar una faja estrechísima de frecuencias, hasta el extremo de los rayos UV, Rayos-X y los Rayos-γ. Ultimamente se está incorporando el rango Infrarrojo medio (decenas de µm) a lejano (centenas de µm). Sobre las consecuencias de las fulguraciones, sobre todo para la vida en la Tierra, hablamos más abajo.
Otra forma violenta de emisión de energía es la llamada Eyección Coronal de Masa (ECM). En este caso una porción considerable de gas es expulsada de la Corona (de allí su nombre) y entra en el espacio interplanetario. Junto con la energía cinética, el gas lleva también el campo magnético desprendido. Una definición más precisa de una ECM es "Una alteración visible de la estructura de la Corona que ocurre en algunos minutos a horas y que es vista junto con la aparición de una estructura brillante y blanca en un coronógrafo (Hundahausen et al, 1984). En la animación de abajo pueden ver una ECM típica observada el 27 de febrero de 2000 por el coronógrafo LASCO a bordo del satélite SoHO.
|
| Animación que muestra una Eyección Coronal de Masa, creada a partir de fotografías tomadas por el coronógrafo LASCO a bordo del satélite SoHO el 27 de febrero de 2000. La animación cubre un período de 24 horas. |
Influencia de la Actividad Solar en la Tierra: Clima espacial
Ahora que hemos descripto las diferentes formas en que el Sol muestra su actividad, queremos ver de que forma esta afecta a la Tierra, y en particular, a la actividad humana. Para poder hablar de este tema debemos introducir las ideas básicas de lo que llamamos Magnetósfera, que es la proyección al espacio del campo magnético terrestre.
No todo planeta tiene un campo magnético. La Tierra es particular en este sentido. Su campo magnético tiene una intensidad de entre 0,3 G en el Ecuador (Gauss, abreviado G es la medida de campo magnético) y 0,5 G en los polos, y se distribuye de forma bipolar, como si se tratara de un imán de heladera. Es interesante notar que este imán tiene su polo Sur apuntando hacia el polo Norte geográfico y el polo Norte hacia el Sur geográfico. De esta manera el Polo Norte de una brújula se ve atraido hacia el Polo Sur Magnético (y llamamos su dirección de Polo Norte) y el Polo Sur de la brújula hacia el Polo Norte magnético (y lo llamamos de Polo Sur). Aunque parecería ser un contradicción, todo se trata de convenciones (que se extienden al ámbito sociológico también). En la Figura de abajo mostramos una representación de este campo magnético que llamaremos próximo
|
| Esquema del Campo Magnético Terrestre, mostrando su configuración bipolar. (Fuente: Wikimedia Commons, citado el 28/02/2010) |
El fuerte viento solar con una densidad de 4 partículas/cm3 y velocidad promedio de 400 km s-1 altera la forma del campo magnético terrestre. El lado que enfrenta al Sol se ve reducido en tamaño y su radio es modulado por los disturbios desprendidos del Sol. En momentos de calma la llamada magnetopausa, zona donde la presión magnética del Sol equipara a la presión magnética de la Tierra, se encuentra a 10 RT = 63.700 km. Sin embargo durante tempestades magnéticas la distancia puede disminuir hasta menos de 30.000 km. La región opuesta al Sol se ve por el contrario alargada, extendiéndose más allá de la órbita de la Luna (380.000 km) En la magnetocola pueden ocurrir interesantes fenómenos que dan origen a las Auroras Polares.
|
| Esquema de la Magnetósfera o Campo Magnético Terrestre lejano. La forma bipolar es perdida por la interacción con el Campo Magnético y el Viento Solar (Heliósfera). Traducción. Bow Shock: frente de choque. Polar Cusp: Vértice Polar. Incoming solar wind Particles: partículas entrantes del viento solar. Deflected solar wind Particles: partículas desviadas del viento solar. Earth Atmosphere: atmósfera terrestre. Magnetosheath: Magnetofunda. Neutral Sheet: hoja neutra. Plasma Sheet: Hoja de Plasma. Magnetotail: Magnetocola. (Fuente: Wikimedia Commons, citado el 28/02/2010) |
Hoy en día el estudio de la interacción de la Heliósfera con la Magnetósfera y sus consecuencias para la vida moderna es un campo cada vez más importante que recibe ingentes recursos de los gobiernos. Es fácil comprender por qué, al notar que las alteraciones al espacio exterior próximo son una consecuencia de esta interacción y al contar la gran cantidad de satélites artificiales que sirven a la navegación, la seguridad y la monitorización. Una vez que se produce un evento explosivo en el Sol, sea una fulguración o una Eyección Coronal de Masa , en 8 minutos llega la radiación electromagnética a la Tierra. Veinte minutos después, las partículas cargadas más energéticas. Por último, la nube eyectada, en el caso de una ECM, demora 80 horas para llegar. Todos estos valores son promedios (excepto la radiación electromagnética) ya que dependen fuertemente de la energía de cada uno. La animación de abajo ejemplifica el desplazamiento de una ECM y su interacción con la Magnetósfera.
|
| Animación que representa una Eyección Coronal de Masa (ECM) en su desplazamiento a través del medio interplanetario y su interacción con la Magnetósfera. En el choque inicial, algunas líneas de campo son desviadas hacia atrás, donde reconectan con la magnetocola. La energía liberada en la reconexión acelera partículas que caen a la Tierra creando las auroras. (Fuente: NASA) |
Cuando se desata una tormenta magnética, que implica fuertes variaciones del campo magnético terrestre, también cambian las capas más próximas de la atmósfera por el mayor ingreso de partículas. Como las comunicaciones dependen de la transmisión por o a través de estas capas, los disturbios son muy indeseados. Una leyenda urbana (por lo menos nunca leí su confirmación oficial) dice que durante la Primera Guerra el Golfo, (1990, 1991) las comunicaciones entre el Pentágono e Irak, se cortaron durante una tormenta magnética. Esto habría dejado a los militares norteamericanos muy irritados y por eso aumentaron sus contribuciones a la investiagción de las ralaciones Sol - Tierra. Verdadera o no, la historia es verosímil. Hoy en día el riesgo es mayor ya que la constelación de satélites que sustentan al Sistema de Posicionamiento Global (GPS) debe permanecer en contacto con Tierra permanentemente para no perder sus referencias y para brindar sus datos a las estaciones receptoras. Los cambios en las capas más altas de la atmósfera terrestre (ionósfera) ocasionan desde atrasos en la comunicación, hasta bloqueos momentaneos. Yo mismo lo pude comprobar en noviembre de 2003 durante uno de los períodos de mayor actividad solar. Nuestros telescopios usan GPS para tener una buena base temporal. Analizando registros de nuestros datos encontré muchos períodos en los que el tiempo da un salto hacia atrás de algunos segundos, para, momentos depués, corregirse dando un salto hacia adelante. Lo que para nosotros no deja de ser una curiosidad, para una nave tripulada puede ser la diferencia entre estrellarse en la pista o aterrizar suavemente. Por ese motivo los aviones llevan sistemas redundantes de posicionamiento.
El aumento de radiación ionizante proveniente de un evento explosivo solar, tiene reflejos en la estratósfera, donde pueden producirse componentes incomunes de óxido de nitrógeno (NOx) que tiene consecuencias a largo plazo para la capa de Ozono. Se especula también con que las partículas ionizadas serían capaces de favorecer la formación de nubes y hielo. Incluso equipos en la Tierra sufrirían daños importantes por causa de estas partículas. Los blancos más conocidos son las largas líneas de alta tensión, transformadores y gasoductos. Las grandes redes de electricidad sufren con las corrientes inducidas por las corrientes eléctricas generadas por el ingreso de partículas cargadas en la atmósfera, lo que las puede llevar a apagones generalizados. Algunos son muy conocidos, como el de la provincia de Quebec en 1989. En el caso de tuberías enterradas, las corrientes inducidas aumentan su corrosión disminuyendo el tiempo de vida. Fueron los telegrafistas, hace 150 años, los primeros en notar las influencias negativas de las tormentas magnéticas. En cualquier caso, estas consecuencias han sido relatadas unicamente en regiones próximas a los polos.
Desde que Joe Allen, entonces trabajando en NASA, acuñó el término Clima Espacial (Space Weather), existe una inicitiva para poder predecir la aparición e intensidad de tormentas magnéticas. No es tan simple como mirar si ocurre una ECM porque algunas no producen ningún efecto importante. Unicamente con mediciones in situ somos capaces de evaluar su peligrosidad, pero nuestros satélites de alerta temprano se ubican a 40 minutos de distancia de la llegada de una de estas nubes, lo que nos los hace muy útiles. Se ha invertido mucho en desarrollar mejores instrumentos de observación, junto con modelos teóricos, para ser capaces de prever una tormenta al momento de ocurrir una ECM. Aún mejor sería poder prever una ECM, algo que hoy nos resulta imposible.
Después de 50 años de experiencia espacial, estamos en condición de decir que la actividad solar es capaz de generar complicaciones a nuestros sistemas de comunicaciones, de seguridad y de transporte de energía. Pueden incluso aumentar los riesgos de la vida en el espacio. Pero resulta altamente improbable que ocurra una catástrofe global. Incluso ni siquiera me parece muy probable una catástrofe que apague todos los satélites artificiales simultaneamente. Se ha especulado con que alguna de las extinciones en masa ocurridas en la Tierra, podría haber sido producida por una actividad extremadamente anómala del Sol. No vemos indicios suficientes todavía para sustentar esta teoría. Existen, sin embargo, algunas evidencias de un fenómeno similar con origen en algún evento explosivo estelar: una llamada Erupción de rayos gama podría estar relacionada con la extinción del Cambriano. En cualquier caso sigo sin ver motivos de preocupación para la población en general.
Una Bibliografia Básica
A continuación damos una lista de libros y artículos que fueron consultados para escribir este capítulo.
Haigh, J.D.,The Sun and the Earth's Climate, Living Reviews in Solar Physics 4, (2007), 2. URL (citado el 07/03/2010): http://www.livingreviews.org/lrsp-2007-2
Hoyt, V.D., Schatten, K.H.,The Role of the Sun in Climate Change, Ed. Oxford University Press, ISBN:0195094131 (1997)
Pulkinnen, T.,Space Weather, Terrestrial Perspective, Living Reviews in Solar Physics 4, (2007), 1. URL (citado el 07/03/2010): http://www.livingreviews.org/lrsp-2007-1
Stix, M., The Sun: an introduction, Ed. Springer, ISBN:3540207414 (2004)
Guillermo Giménez de Castro, protegido bajo Licencia Creative Commons. Última revisión: 16/03/2011
2012: La Hora Última por
Guillermo Giménez de Castro
está licenciado bajo una
Licencia Creative Commons de Reconocimiento No Comercial Sin Obras Derivadas 3.0
Diseño y Arte: José Martín Torres y Guadalupe Torres.