Astronomía

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, serás capaz de:

  • Describir el ciclo de las manchas solares y, en general, el ciclo solar
  • Explicar cómo el magnetismo es la fuente de la actividad solar

Antes de la invención del telescopio, se pensaba que el Sol era una esfera inmutable y perfecta. Ahora sabemos que el Sol está en un estado perpetuo de cambio: su superficie es un hervidero, un caldero burbujeante de gas caliente. Zonas más oscuras y frías que el resto de la superficie aparecen y desaparecen. En la cromosfera y en la corona surgen enormes penachos de gas. De vez en cuando, se producen incluso explosiones gigantescas en el Sol que envían enormes chorros de partículas cargadas y energía que se precipitan hacia la Tierra. Cuando llegan, pueden provocar apagones y otros efectos graves en nuestro planeta.

Manchas solares

Figura 1. Manchas solares: Esta imagen de las manchas solares, regiones más frías y por tanto más oscuras del Sol, fue tomada en julio de 2012. Se puede ver la región central y oscura de cada mancha solar (llamada umbra) rodeada por una región menos oscura (la penumbra). La mancha más grande que se muestra aquí tiene una anchura de aproximadamente 11 Tierras. Aunque las manchas solares parecen oscuras cuando se ven junto a los gases más calientes de la fotosfera, una mancha solar media, recortada de la superficie solar y dejada en el cielo nocturno, sería tan brillante como la luna llena. El aspecto moteado de la superficie del Sol es la granulación. (Crédito: NASA Goddard Space Flight Center, Alan Friedman)

La primera evidencia de que el Sol cambia vino de los estudios de las manchas solares, que son características grandes y oscuras que se ven en la superficie del Sol causadas por el aumento de la actividad magnética. Parecen más oscuras porque las manchas suelen estar a una temperatura de unos 3800 K, mientras que las regiones brillantes que las rodean están a unos 5800 K (Figura 1). En ocasiones, estas manchas son lo suficientemente grandes como para ser visibles a simple vista, y tenemos registros que se remontan a más de mil años de observadores que las notaron cuando la bruma o la niebla reducían la intensidad del Sol. (Insistimos en lo que seguramente le han dicho sus padres: mirar al Sol, aunque sea brevemente, puede causar daños permanentes en los ojos. Esta es la única área de la astronomía en la que no te animamos a hacer tu propia observación sin recibir instrucciones cuidadosas o filtros de tu instructor.)

Aunque entendemos que las manchas solares parecen más oscuras porque son más frías, son sin embargo más calientes que las superficies de muchas estrellas. Si se pudieran separar del Sol, brillarían con fuerza. Aparecen oscuras sólo en contraste con la fotosfera, más caliente y brillante, que las rodea.

Las manchas solares individuales aparecen y desaparecen, con vidas que van de unas horas a unos meses. Si una mancha dura y se desarrolla, suele constar de dos partes: un núcleo interior más oscuro, la umbra, y una región circundante menos oscura, la penumbra. Muchas manchas llegan a ser mucho más grandes que la Tierra, y unas pocas, como la más grande que se muestra en la figura 1, han alcanzado diámetros superiores a los 140.000 kilómetros. Con frecuencia, las manchas se presentan en grupos de 2 a 20 o más. Los grupos más grandes son muy complejos y pueden tener más de 100 manchas. Al igual que las tormentas en la Tierra, las manchas solares no tienen una posición fija, sino que se desplazan lentamente en comparación con la rotación del Sol.

Figura 2. Las manchas solares rotan por la superficie del Sol: Esta secuencia de fotografías de la superficie del Sol sigue el movimiento de las manchas solares a través del hemisferio visible del Sol. El 30 de marzo de 2001, este grupo de manchas solares se extendió por un área de unas 13 veces el diámetro de la Tierra. Esta región produjo muchas erupciones y eyecciones de masa coronal. (crédito: modificación del trabajo de SOHO/NASA/ESA)

Al registrar los movimientos aparentes de las manchas solares a medida que el Sol que giraba las llevaba a través de su disco (Figura 2). Galileo, en 1612, demostró que el Sol gira sobre su eje con un periodo de rotación de aproximadamente 1 mes. Nuestra estrella gira en dirección oeste-este, como los movimientos orbitales de los planetas. Sin embargo, el Sol es un gas y no tiene que girar rígidamente, como lo hace un cuerpo sólido como la Tierra. Las observaciones modernas muestran que la velocidad de rotación del Sol varía en función de la latitud, es decir, es diferente según se vaya al norte o al sur del ecuador del Sol. El periodo de rotación es de unos 25 días en el ecuador, 28 días en la latitud 40° y 36 días en la latitud 80°. Llamamos a este comportamiento rotación diferencial.

El ciclo de las manchas solares

Entre 1826 y 1850, Heinrich Schwabe, un farmacéutico alemán y astrónomo aficionado, llevó un registro diario del número de manchas solares. Lo que realmente buscaba era un planeta dentro de la órbita de Mercurio, que esperaba encontrar observando su silueta oscura al pasar entre el Sol y la Tierra. No encontró el planeta esperado, pero su diligencia dio sus frutos con un descubrimiento aún más importante: el ciclo de las manchas solares. Descubrió que el número de manchas solares variaba sistemáticamente, en ciclos de aproximadamente una década de duración.

Lo que Schwabe observó fue que, aunque las manchas individuales son de corta duración, el número total visible en el Sol en cualquier momento era probablemente mucho mayor en ciertos momentos -los períodos de máximo de manchas solares- que en otros -los períodos de mínimo de manchas solares-. Ahora sabemos que los máximos de manchas solares se producen con un intervalo medio de 11 años, pero los intervalos entre los máximos sucesivos han variado desde 9 años hasta 14 años. Durante los máximos de manchas solares, a menudo se pueden ver más de 100 manchas a la vez. Incluso entonces, menos de la mitad del 1% de la superficie del Sol está cubierta por manchas (Figura 2). Durante los mínimos de manchas solares, a veces no se ve ninguna. La actividad del Sol alcanzó su máximo más reciente en 2014.

Mira este breve vídeo del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA que explica el ciclo de las manchas solares.

El magnetismo y el ciclo solar

Ahora que hemos hablado del ciclo de actividad del Sol, puede que te preguntes: «¿Por qué cambia el Sol de forma tan regular?». Los astrónomos entienden ahora que es el campo magnético cambiante del Sol el que impulsa la actividad solar.

El campo magnético solar se mide utilizando una propiedad de los átomos llamada efecto Zeeman. Recordemos que en Radiación y Espectro un átomo tiene muchos niveles de energía y que las líneas espectrales se forman cuando los electrones pasan de un nivel a otro. Si cada nivel de energía está definido con precisión, la diferencia entre ellos también es bastante precisa. Cuando un electrón cambia de nivel, el resultado es una línea espectral nítida y estrecha (una línea de absorción o de emisión, dependiendo de si la energía del electrón aumenta o disminuye en la transición).

En presencia de un fuerte campo magnético, sin embargo, cada nivel de energía se separa en varios niveles muy cercanos entre sí. La separación de los niveles es proporcional a la fuerza del campo. Como resultado, las líneas espectrales que se forman en presencia de un campo magnético no son líneas únicas, sino una serie de líneas muy espaciadas que corresponden a las subdivisiones de los niveles de energía atómica. Este desdoblamiento de líneas en presencia de un campo magnético es lo que llamamos efecto Zeeman (en honor al científico holandés que lo descubrió por primera vez en 1896).

Figura 3. Efecto Zeeman: Estas fotografías muestran cómo se miden los campos magnéticos en las manchas solares mediante el efecto Zeeman. (izquierda) La línea negra vertical indica la posición de la rendija del espectrógrafo por la que pasa la luz para obtener el espectro en (derecha). (crédito: modificación del trabajo de NSO/AURA/NSF)

Las mediciones del efecto Zeeman en los espectros de la luz de las regiones de manchas solares muestran que éstas tienen fuertes campos magnéticos (Figura 3). Hay que tener en cuenta que los imanes siempre tienen un polo norte y un polo sur. Siempre que se observan manchas solares por parejas, o en grupos que contienen dos manchas principales, una de las manchas suele tener la polaridad magnética de un polo norte y la otra tiene la polaridad opuesta. Además, durante un ciclo determinado, las manchas principales de los pares (o las manchas principales de los grupos) en el hemisferio norte tienden todas a tener la misma polaridad, mientras que las del hemisferio sur tienden todas a tener la polaridad opuesta.

Durante el siguiente ciclo de manchas solares, sin embargo, la polaridad de las manchas principales se invierte en cada hemisferio. Por ejemplo, si durante un ciclo, las manchas principales del hemisferio norte tienen la polaridad de un polo que busca el norte, las manchas principales del hemisferio sur tendrán la polaridad de un polo que busca el sur. Durante el siguiente ciclo, las manchas principales del hemisferio norte tendrían la polaridad de búsqueda del sur, mientras que las del hemisferio sur tendrían la polaridad de búsqueda del norte. Por lo tanto, estrictamente hablando, el ciclo de las manchas solares no se repite en lo que respecta a la polaridad magnética hasta que han pasado dos ciclos de 11 años. Para ver la relación entre las manchas solares y el campo magnético del Sol se puede utilizar una representación visual de los campos magnéticos del Sol, llamada magnetograma (Figura 4).

Figura 4. Magnetograma y ciclo solar: En la imagen de la izquierda, llamada magnetograma, vemos la polaridad magnética de las manchas solares. Las áreas negras son donde el magnetismo apunta hacia el núcleo del Sol, mientras que las regiones blancas son donde apunta lejos del núcleo, hacia nosotros. Esta dramática secuencia de la derecha muestra el ciclo de actividad del Sol. Los 10 mapas del campo magnético en la superficie del Sol abarcan un período de 7,5 años. Las dos polaridades magnéticas (N y S) del campo magnético se muestran contra un disco azul como azul oscuro a negro (N) y como azul claro a blanco (S). La imagen más antigua, tomada el 8 de enero de 1992, está en la parte inferior izquierda y fue tomada justo después del máximo solar. Cada imagen, de izquierda a derecha alrededor del arco, fue tomada entre medio y un año después de la anterior. La última imagen se tomó el 25 de julio de 1999, cuando el Sol se acercaba al siguiente máximo solar. Obsérvense algunos patrones llamativos en los mapas magnéticos: la dirección de la polaridad blanca a la negra en el hemisferio sur es opuesta a la del hemisferio norte. (crédito a la izquierda: modificación del trabajo de la NASA/SDO; crédito a la derecha: modificación del trabajo de la NASA/SOHO)

¿Por qué el Sol es un imán tan fuerte y complicado? Los astrónomos han descubierto que es la dinamo del Sol la que genera el campo magnético. Una dinamo es una máquina que convierte la energía cinética (es decir, la energía del movimiento) en electricidad. En la Tierra, las dinamos se encuentran en las centrales eléctricas, donde, por ejemplo, se utiliza la energía del viento o del agua que fluye para hacer girar las turbinas. En el Sol, la fuente de energía cinética es la agitación de las capas turbulentas de gas ionizado en el interior del Sol que hemos mencionado anteriormente. La mayoría de los investigadores solares coinciden en que la dínamo solar se encuentra en la zona de convección o en la capa de interfase entre la zona de convección y la zona de radiación. Cuando los campos magnéticos de la dinamo solar interactúan, se rompen, se vuelven a conectar y se elevan a través de la superficie del Sol.