SOL EN VEZ DE PETRÓLEO

Ante el inminente agotamiento de los combustibles fósiles que son el gran soporte de nuestra forma actual de vida, se ha iniciado la búsqueda de fuentes alternativas de energía que nos permitan seguir disfrutando de los productos de la era tecnológica. El desarrollo de la industria del petróleo cambió en muchos aspectos la vida cotidiana, la industria y el transporte; abrió muchas posibilidades a las que ya no estamos dispuestos a renunciar. Se especula mucho sobre cuándo terminará por agotarse el petróleo, pero lo que nadie pone en duda es que se acabará algún día. Esta convicción ha impulsado en las últimas décadas una gran cantidad de investigaciones y diseños ingeniosos para el aprovechamiento de otras formas de energía que van desde las corrientes y caídas de agua y el viento —los más antiguos "impulsores''— hasta la energía nuclear —el juguete nuevo de la tecnología—y la siempre presente energía solar.

Como ya se mencionó, la Tierra recibe del Sol continuamente una enorme cantidad de energía; el problema es cómo aprovecharla. Este no ha resultado un problema sencillo y hoy en día no podemos decir que sabemos cómo aprovecharla de una manera competitiva. Todos los diseños actuales son muy poco eficientes y su implantación a nivel comercial y masivo se ve aún muy lejana. Sin embargo, la defensa de la utilización de la energía solar en vez de la energía nuclear se ha convertido en una causa a nivel social y no sólo un reto tecnológico. Se realizan campañas, e incluso esporádicamente manifestaciones, para destacar los peligros de la utilización de la energía nuclear y siempre se vuelven los ojos a la energía solar como la energía "limpia" y "natural". Todavía queda mucho por andar, pero no hay duda de que el ingenio y la tenacidad del hombre encontrarán, en un futuro no lejano, formas adecuadas y eficientes de aprovechar el continuo torrente de energía que nos llega del Sol, el cual podemos estar seguros que no se agotara en mucho, mucho tiempo.

NOTAS : (1) Léase gamma.


III. UN CENTRO GRAVITATORIO

ALGO MÁS QUE LUZ

El Sol no es únicamente una fuente de luz, es también el centro atractor que mantiene a los planetas, asteroides y cometas orbitando alrededor de él. Sin la fuerza gravitacional del Sol no existiría el sistema solar, y los cuerpos que lo componen escaparían hacia la oscuridad del espacio lejano. La gran masa del Sol lo constituye en el centro ordenador del sistema planetario. Su movimiento apenas si se ve alterado por la presencia y movimientos de los cuerpos que lo rodean, la masa de los cuales en conjunto constituye poco más de una milésima de la masa del Sol. De esta manera, el centro de masa del sistema solar se encuentra muy cerca del centro del Sol y es alrededor de este centro de masa que se realizan los movimientos de todos los cuerpos del sistema. Si los planetas no caen directamente hacia el Sol es porque desde su formación han tenido una velocidad que no va en dirección de él —están girando— si la velocidad a lo largo de su órbita cesara se precipitarían hacia el centro atractor. Por fortuna nada hace pensar que esto pueda llegar a pasar.

LA TIERRA COMO CENTRO DEL UNIVERSO

Durante milenios el hombre creyó que la Tierra era el centro del Universo; no es difícil incluso seguirlo creyendo en nuestros días. La Tierra se ve tan enorme, sólida y estable y los astros parecen tan pequeños y se mueven con tanta regularidad que construir una imagen del mundo con la Tierra estática en el centro, rodeada por una bóveda celeste en suave movimiento, resulta lo más natural. Con pequeñas variantes, los sistemas del mundo construidos hasta hace unos cuantos siglos fueron principalmente geocéntricos, y ninguna otra sugerencia pudo realmente prosperar. Los própositos de la astronomía consistían únicamente en identificar y catalogar las estrellas fijas, llamadas así por considerarlas puntos luminosos adheridos a la bóveda celeste, y en explicar los movimientos de los planetas (Luna, Sol, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno). La bóveda celeste se consideraba una gran esfera de cristal y los planetas se pensaban como adheridos a otras esferas cristalinas que formaban parte de complejos conjuntos, unidos a su vez a la gran bóveda celeste.

 

Figura 9. El sistema geocéntrico. En los sistemas geocéntricos la Tierra era considerada el centro del Universo alrededor del cual giraban todos los cuerpos celestes. Por simplicidad se ilustra un solo círculo por cada planeta, pero en realidad se requería de muchos de ellos para poder explicar sus movimientos. Más allá de la esfera de las estrellas se consideraba que se encontraba el motor primario que impulsaba los movimientos de los cuerpos celestes.

Desde el siglo IV a.C. la escuela platónica estableció que los movimientos de los cuerpos celestes deberían ser circulares y de rapidez constante, pues es la forma perfecta de movimiento que compete a los cuerpos perfectos que pueblan los cielos. Esta restricción abarcaba también a los planetas, cuyos movimientos aparentes eran bastante irregulares, lo que obligó a los astrónomos a imaginar complejas combinaciones de movimientos circulares que dieran como resultado el movimiento aparentemente errático que se les observa. El sistema geocéntrico que más respeto ganó fue el elaborado por Ptolomeo en el siglo II de nuestra era, el cual incluía varias decenas de esferas cristalinas para describir los movimientos de los planetas, propósito que lograba con bastante precisión. El libro que publicó Ptolomeo en el año 150 describiendo su sistema del mundo fue posteriormente llamado Almagesto ("El supremo"), pues este sistema, que no tuvo rival durante muchos siglos, se creyó insuperable. ¿Cómo fue entonces posible que se abandonara? ¿Qué fue lo que hizo que el hombre en el siglo XVI cambiara la posición privilegiada de su mundo como centro inmóvil del Universo y lo pusiera a girar alrededor del Sol? A la luz de la teoría de la gravitación universal es evidente que es el cuerpo más masivo, el Sol, el que debe constituirse en el centro ordenador de los movimientos planetarios, pero esta teoría no se conocía hace tres siglos, y la masa del Sol no se pudo calcular sino hasta el siglo pasado. Más aún, la teoría de la gravitación universal no se hubiera podido elaborar de no haberse sabido antes que son los planetas los que giran alrededor del Sol y de conocerse cómo es que giran. El hombre tuvo que renunciar primero a su posición privilegiada y a la quietud de su mundo antes de poder entender la dinámica del Universo.

EL SOL COMO CENTRO DEL UNIVERSO

Hay personas amantes de lo simple; hay quienes consideran que lo sencillo es bello y que lo bello y simple tiene que ser verdadero. Algo de esto influyó en el abandono del sistema geocéntrico.

 

Figura 10.El sistema heliocéntrico. El sistema heliocéntrico copernicano consideraba al Sol el centro del Universo y a los planetas girando en torno a él; solo la Luna giraba alrededor de la Tierra en este sistema. Más allá de Saturno, el último planeta conocido en la antigüedad, se colocaba nuevamente a la esfera de las estrellas fijas la cual se consideraba inmóvil. Para simplificar se indica un solo círculo por cada planeta, pero el sistema de Copérnico era mucho más complicado.

Ya desde el siglo III a.C. el astrónomo griego Aristarco —influido por Heráclito, quien vivió un siglo antes— hizo ver que si se consideraba a los planetas, incluyendo a la Tierra, como girando alrededor del Sol, el sistema necesario para describir los movimientos que se observan sería más simple. El sistema que proponía era heliocéntrico —con el Sol en el centro— y sólo dejaba a la Luna girando alrededor de la Tierra. Suponía también que la esfera celeste está en reposo y que un movimiento de rotación de la Tierra, de oeste a este, era el que producía la apariencia de su giro. Esta proposición, aparentemente tan sencilla, tenía consecuencias muy graves: primeramente, era contraria a las doctrinas filosóficas y religiosas de su época, según las cuales la Tierra era el centro firme del Universo, el asentamiento de la única raza humana, creada así por los dioses quienes también crearon a los pequeños cuerpos celestes para propósitos de servicio y regocijo humanos. Por otra parte, aun vista fríamente, la proposición de una Tierra en movimiento era descabellada y contraria a las observaciones; no se sentía el movimiento de la Tierra, ni se generaban los fortísimos vientos que se esperarían si girara; los objetos lanzados verticalmente hacia arriba volvían a caer en el mismo lugar sin ser dejados atrás por el desplazamiento del suelo, y la posición de las estrellas no cambiaba como era de esperarse que pasara si la Tierra recorriera una gran órbita alrededor del Sol. Todos éstos fueron motivos suficientes para abandonar la idea, junto con el hecho que Aristarco nunca desarrolló su modelo heliocéntrico con suficiente detalle como para predecir los movimientos de los movimientos de los astros, cosa que sí hacían los modelos geocéntricos.

Pero 18 siglos después Nicolás Copérnico volvió a la carga; inspirado en las ideas de los griegos insistió de nuevo en que el orden natural era un sistema centrado en el Sol, con los planetas girando en torno a él y rotando sobre sus ejes, y una esfera celeste estática e inmutable cubriéndolo todo. Publicó estas ideas en 1543 en su libro Sobre las revoluciones de las esferas celestes. En él argumentaba que nada sería más natural para la voluntad divina creadora del mundo que colocar al majestuoso y resplandeciente Sol, fuente de luz, calor y vida, en el centro para repartir sus dones por todo el Universo. Pero el volver a poner a la Tierra en movimiento traía consigo nuevamente las mismas objeciones hechas al sistema de Aristarco, las cuales no tardaron también en revivirse y reforzarse. ¿Por qué no se siente el fuerte viento? ¿Por qué los objetos lanzados hacia arriba vuelven a su punto de partida? ¿Por qué no estalla la Tierra al girar tan rápido? ¿Por qué no se observan cambios en la posición de las estrellas?

 

Figura 11. Marte visto desde la Tierra. En el sistema heliocéntrico, con los planetas girando alrededor del Sol, es fácil entender por qué son tan complicados los movimientos de los planetas. Si desde la Tierra observamos a Marte, lo veremos describir una trayectoria rizada con respecto al fondo de las estrellas debido a que ambos cuerpos avanzan en sus propias órbitas alrededor del Sol, y la Tierra lo hace más rápido.

Cópernico tenía buenos argumentos para responder a todas ellas: argüía que la Tierra arrastra consigo el aire y todos los cuerpos que en ella están, por lo que no se observan ni vientos ni desplazamientos relativos; alegaba que no había razón para pensar que la Tierra estallaría por girar y que, si la hubiera, peor sería el caso de una esfera celeste que girara, pues por ser más grande debería girar más rápidamente; argumentaba que la falta de observación de cambios en las posiciones de las estrellas a lo largo del año era debida a que éstas estaban muy lejos y tales cambios resultaban entonces muy pequeños. Pero todos no eran más que argumentos que tenían que oponerse a las convicciones, al respeto a los dogmas y al sentido común. Con su nueva imagen Copérnico reinterpretó las observaciones astronómicas registradas durante muchos años y logró establecer valores numéricos para los periodos de revolución de los planetas alrededor del Sol, y para los radios de sus órbitas, bastante aproximados a los valores reales. Esto dio por primera vez dimensiones al Universo, pues todos los modelos anteriores, incluyendo el de Ptolomeo, describían posiciones angulares, pero no proporcionaban distancias. Sin embargo, las distancias proporcionadas por Copérnico resultaban tan enormes respecto a las apreciaciones anteriores que lejos de ser éste un punto a favor de su sistema, fue uno más de los aspectos que se atacaron de él. También se pudo estimar por primera vez la distancia a las estrellas, pero el valor obtenido era tan inmenso que simplemente fue considerado una locura.

Por otra parte, respetando la idea platónica de los movimientos circulares de rapidez constante, Copérnico requirió de más de 30 círculos en su modelo para reproducir las observaciones, por lo que su sistema no era en realidad tan sencillo como parecía, además de que sus predicciones para los movimientos de los planetas resultaban menos precisas que las del sistema de Ptolomeo. Demasiadas desventajas para vencer al Supremo. No obstante, el sistema copernicano, lejos de morir, despertó el interés de otros hombres de ciencia, quienes serían los que finalmente ganarían la batalla para el modelo heliocéntrico. Este triunfo implicaría no sólo un cambio de geometría, sino una profunda transformación de la imagen que se tenía del mundo y de su forma de funcionar, y abriría las puertas al desarrollo de la Física como ahora la conocemos. Y todo esto con sólo colocar al Sol en el centro del Universo. A finales del siglo XVI inicia su trabajo en astronomía Johannes Kepler con el deseo inspirador de perfeccionar el modelo heliocéntrico. Para Kepler era claro que el centro del Universo era el Sol, pues éste debería ser el centro del Universo donde quiera que estuviera; no era sólo una coincidencia, sino que es la presencia del Sol, su influencia sobre los planetas, lo que los mantiene girando en torno a él; debería existir algún tipo de fuerza que ejerciera el Sol para ordenar el mundo.

Heredero de un gran cúmulo de excelentes observaciones astronómicas obtenidas años antes por Tycho Brahe, Kepler empezó por renunciar al prejuicio platónico de movimientos circulares y rapideces constantes. Encontró que las órbitas de los planetas son elipses, con el Sol en uno de los focos, y que avanzan más rápidamente a lo largo de aquellas porciones de sus órbitas que están más cerca de él. Una sola elipse para cada planeta daba cuenta satisfactoria de las mejores observaciones obtenidas. Este sí era un modelo sencillo que además fue complementado con relaciones matemáticas que involucraban la velocidad de los planetas y sus periodos de giro alrededor del Sol. Publicó por primera vez sus observaciones y sus leyes en 1619 en un libro titulado Armonía del mundo, el cual fue reforzado en 1627 con otro cuyo nombre fue Astronomía nueva y que llevaba el subtítulo de Física celeste. En este segundo libro Kepler combinó sus leyes y observaciones para construir tablas de la posición de los planetas en tiempos pasados y futuros, tablas de excelente precisión que serían luego usadas durante más de 100 años.

El trabajo de Kepler fue reforzado por Galileo, contemporáneo suyo con el que mantuvo abundante correspondencia, quien usó su locuacidad, ingenio y dotes literarias para persuadir a sus contemporáneos de la veracidad del sistema heliocéntrico. En 1610 Galileo inició sus observaciones telescópicas de los cuerpos celestes y descubrió, entre otras muchas cosas, un sistema de cuatro cuerpos pequeños girando en torno a Júpiter, lo cual esgrimió como apoyo a la imagen heliocéntrica del Universo en la cual la Tierra es sólo uno más de los planetas que giran alrededor del Sol y que poseen satélites más pequeños girando en torno de ellos. Pero la verdadera campaña de Galileo se concentró en las objeciones hechas a los movimientos de la Tierra. Su libro titulado Diálogo respecto a los dos principales sistemas del mundo fue una acalorada y astuta defensa del sistema heliocéntrico en la que esgrimía contundentes argumentos a favor del movimiento de la Tierra, reconciliando esta idea con las observaciones y estableciendo las bases de una nueva manera de entender los movimientos. Galileo retomó los argumentos de Copérnico respecto a que el movimiento de la Tierra es compartido por todos los objetos que están en ella —como ocurre con los objetos en un barco—, por lo que no es posible notar el movimiento observando a estos objetos, ni es de esperarse que se sientan vientos. Sus argumentaciones implicaban ciertas concepciones respecto al movimiento distintas a las que hasta entonces se habían tenido y Galileo desarrolla en otra de sus obras —Diálogo sobre dos ciencias nuevas— estas nuevas concepciones, apoyadas en experimentos que finalmente ayudarían a reconciliar la posibilidad de una Tierra en movimiento con nuestras sensaciones y apreciaciones cotidianas. Sin embargo, el libro de Galileo sobre los sistemas del mundo fue muy criticado e incluso prohibido por la Iglesia y Galileo fue obligado a retractarse de sus posiciones; pero la historia no acabó ahí.

La obra de Galileo y Kepler encontró en Newton la culminación de sus aspiraciones. En 1686 Isaac Newton publica los Principios matemáticos de la filosofía natural, obra monumental en la que expone con detalle y rigor las leyes de la mecánica que gobiernan los movimientos de todos los cuerpos (terrestres y celestes) y la ley de gravitación universal que describe la atracción gravitatoria entre los cuerpos de todo el Universo. Recogiendo las ideas de Galileo y las de algunos otros, complementadas con las suyas propias, Newton establece sus conocidas tres leyes del movimiento. Utilizando estas leyes generales y las leyes de Kepler para el movimiento de los planetas alrededor del Sol fue capaz de deducir la fuerza de interacción entre el Sol y los planetas —fuerza de gravitación— y estableció que esta misma fuerza actúa sobre todos los cuerpos del Universo. Aunque su propósito explícito no era defender el sistema heliocéntrico, lo da por sentado en su obra y complementa su geometría y su cinemática con la dinámica que lo justifica.

 

Figura 12. Las trayectorias de Newton. Con este dibujo Newton ilustraba cómo la misma fuerza de gravedad, que hace que los objetos lanzados hacia arriba vuelvan a la Tierra, es la que mantiene a los objetos en órbita (en particular a la Luna) girando alrededor de ella. El descubrimiento y la formulación matemática de la fuerza de la gravitación universal realizados por Newton permitieron el nacimiento de una mecánica celeste que describe y explica los movimientos de los cuerpos que pueblan los cielos.

A la luz de los Principios de Newton un sistema planetario con el Sol en el centro ya no sólo permitía una descripción más sencilla y precisa de los movimientos planetarios, sino que además permitía la explicación de estos movimientos; su teoría gravitatoria finalmente obligaba al Sol a estar en el centro del sistema, o más bien dicho, colocaba el centro del sistema en el Sol, cualquiera que fuera la posición de éste. El Supremo estaba vencido y muchos años habrían de pasar antes de que el Sol perdiera su privilegiada posición en el centro del Universo.

¿TIENE ALGÚN CENTRO EL UNIVERSO?

La historia continuó. La astronomía de los siglos XVIII y XIX, ayudada por telescopios cada vez más potentes, fue conociendo cada vez mejor el cielo y los cuerpos que lo pueblan y se empezó a descubrir la estructura de nuestra galaxia. La bóveda celeste desapareció y en su lugar apareció un conglomcrado de estrellas semejantes al Sol a muy diversas distancias de nosotros. El más grande astrónomo del siglo XVIII, William Herschel, construyó alrededor de 1780 un telescopio de seis metros de largo con el propósito de contar estrellas en todas direcciones y estimar así la posición real que el Sol ocupa en el Universo, pero no logró su propósito. El asuntó no fue desarrollado posteriormente y todavía a principios de nuestro siglo se creía que nuestra galaxia era todo el Universo y que el Sol ocupaba el centro de ella. Un nuevo Copérnico apareció entonces para retirar al Sol, como 400 años antes se hiciera con la Tierra, de su posición central.

Harlow Shapley, en el primer cuarto de nuestro siglo, pudo probar que la creencia popular de la posición central del Sol era falsa; estimó su verdadera colocación y estableció que se encuentra cerca del extremo de nuestra galaxia, aproximadamente a 2/3 de la distancia entre el centro y la orilla. Y no sólo eso: el Sol también se mueve. No nada más gira sobre su eje —cosa que ya sabía Galileo—, sino que además se desplaza en el espacio, arrastrando consigo su sistema planetario y todos los cuerpos que en él se encuentran. Nuestra galaxia, que tiene forma de espiral bastante aplanada, gira respecto a su centro, y a la distancia que el Sol está de él comparte este giro con una rapidez de 290 kilómetros por segundo. Además, el Sol también se mueve con relación a las estrellas vecinas, dirigiéndose hacia las cercanas a Vega con una velocidad de alrededor de 19 kilómetros por segundo. La quietud de algún cuerpo del Universo resulta ahora ser más absurda de lo que antes parecía el movimiento de la Tierra.

 

Figura 13. La posición del Sol en nuestra galaxia. El triunfo del sistema copernicano colocó al Sol en el centro del Universo, lugar que conservó hasta las primeras décadas de nuestro siglo cuando se comprobó que se encuentra muy lejos de él. Situado a unas 2/3 partes entre el centro de nuestra galaxia y su borde, el Sol gira compartiendo el movimiento de toda la galaxia y se desplaza también con respecto a las estrellas vecinas. Hasta hace poco tiempo se creyó que nuestra galaxia era todo el Universo; ahora se conocen miles de millones de galaxias además de la nuestra y hemos tenido que renunciar definitivamente a la pretensión de ocupar un lugar privilegiado en el espacio.

Pero Shapley se quedó corto, creía aún que nuestra galaxia constituía todo el Universo; 100.000 años luz de extensión y una población de cientos de miles de millones de estrellas dejaban satisfechas las expectativas que pudieran tener para el Cosmos los astrónomos de principios de nuestro siglo. Sin embargo, el progreso de la astronomía pronto habría de mostrar que la Vía Láctea es sólo un minúsculo grano de un Universo mucho más vasto. En 1924 Edwin Hubble probó que la nebulosa de Andrómeda es en realidad otra galaxia, comparable a la nuestra, que se encuentra a más de dos millones de años luz de distancia, y para 1936 se habían identificado más de 100 galaxias diferentes; el tamaño del Universo se extendió rápidamente. Hoy se estima que existen miles de millones de galaxias. No importa hacia donde veamos, siempre veremos gran cantidad de ellas. Si existe un límite para el Universo, nuestra Vía Láctea debe estar muy lejos de ese límite, y si estamos cerca o lejos del centro, es algo que ahora ya no sabemos.


IV. OBSERVANDO A NUESTRA ESTRELLA

OJOS PARA VER DE LEJOS

El estudio de la naturaleza requiere de instrumentos. Nuestros sentidos, aunque maravillosos, son limitados y se hace necesario aumentar su alcance con aparatos que nos permitan observar una gama mayor de manifestaciones naturales. Desde el siglo XVII el Sol se ha observado con telescopios; aun los rudimentarios anteojos de esta época permitieron un gran número de importantes descubrimientos astronómicos al acercar, por primera vez, los cuerpos celestes a nuestros ojos. Usando el telescopio, Galileo y algunos otros contemporáneos suyos pudieron identificar las manchas solares y establecer que el Sol es una esfera que gira; lamentablemente sus observaciones directas del disco solar produjeron a Galileo la ceguera que sufrió en los últimos años de su vida, pues entonces se desconocía el peligro de observar al Sol directamente.

En el siglo XVIII se fabricaron ya telescopios más grandes, de mayor alcance y resolución, y hoy se les fabrica realmente gigantescos, tanto así que aumentan la sensibilidad del ojo humano en casi un millón de veces. Lejanos cuerpos nunca antes observados se muestran ahora nítidamente ante nuestros ojos y los detalles de la superficie de nuestra estrella se pueden apreciar con una claridad tan sorprendente que es como si estuviéramos mirando al patio del vecino. Los problemas que presenta la opacidad de la atmósfera han sido superados por la tecnología espacial que ha permitido poner telescopios en órbita por encima de ella, ampliando de manera gigantesca las posibilidades de observación.

La telescopía, que se inició únicamente en la región óptica (esto es, registrando solamente luz), se ha visto enriquecida en este siglo con la radiotelescopía, que registra señales de radio procedentes del espacio, y gracias a la tecnología espacial se hace ahora también telescopía en rayos infrarrojos, ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Con todos estos telescopios se observa al Sol y se sondea al Universo entero. Todas las radiaciones que nuestros ojos no pueden registrar son ahora captadas por aparatos sensibles a ellas que nos proporcionan imágenes detalladas; la telescopía moderna no sólo nos ha acercado un sinnúmero de cuerpos distantes, sino que nos ha proporcionado nuevos ojos para ver otras luces. No existe ya ningún mensaje electromagnético en el Universo que no estemos en posibilidades de recibir.

La telescopía ha recibido gran ayuda de las técnicas fotográficas a partir de 1870 y en la actualidad la observación visual está prácticamente desterrada de los observatorios profesionales. La cámara fotográfica no solo libera al observador de las tediosas observaciones de rutina, sino que permite obtener un registro permanente de la imagen para ser usado en estudios posteriores. Además, las placas fotográficas son sensibles a radiaciones que el ojo humano no puede ver y con un tiempo prolongado de exposición pueden obtenerse impresiones de imágenes tan tenues que nuestros ojos nunca podrían registrar. La fotografía ha sido una herramienta muy valiosa en la investigación del Sol, no sólo proporcionando placas fijas con gran cantidad de información, sino también películas que nos permiten registrar la dinámica de los procesos solares.

TODO EN UN RAYO DE LUZ

Si encontramos una roca que nos interesa conocer podemos llevar un trozo de ella a un laboratorio y analizar sus características físicas y químicas, pero ¿qué hacer con el enorme Sol que está tan lejos? No podemos ir a él para tomar una muestra y traerla a nuestro laboratorio, ni podemos colocar detectores o medidores en su superficie para obtener información de su estado físico; todo lo que tenemos aquí en la Tierra es la luz que de él nos llega, y esto después de haber sido parcialmente absorbida y dispersada por nuestra atmósfera. A finales del siglo XIX el filósofo francés Auguste Comte declaró que el hombre debería resignarse a la ignorancia eterna de la composición y las características físicas de las estrellas; unos cuantos años bastaron para demostrar lo equivocado que estaba. La astronomía moderna dispone hoy de suficientes teorías, métodos y aparatos como para saber la composición de las estrellas, su temperatura, sus movimientos, su magnetismo, su estructura, etc., con sólo analizar la luz que emiten. Un mundo de información llega a nosotros en cada rayo de luz y las últimas décadas de desarrollo científico y tecnológico nos han permitido penetrar en ese mundo.

Después de la invención del telescopio, el siguiente avance importante en instrumentación ocurrió con el desarrollo del espectroscopio, un instrumento en el cual la luz se hace pasar por una rendija estrecha y luego se descompone en sus diferentes colores por medio de un prisma de vidrio o una rejilla de difracción finamente rayada sobre la superficie de un espejo metalizado. Isaac Newton, en 1666, había ya demostrado que la luz blanca del Sol es en realidad una mezcla de luces de muy diversos colores, las cuales pueden ser separadas haciendo incidir la luz blanca sobre un prisma. En los modernos espectroscopios la luz del Sol puede ser desmenuzada en líneas espectrales muy estrechas, correspondiendo a distintos colores o longitudes de onda de la luz. Lo interesante es que el análisis de este conjunto de líneas, o espectro solar, nos permite saber una gran cantidad de cosas respecto al Sol.

En primer lugar, cada elemento químico al calentarse emite luz en una serie de líneas espectrales (colores) distinta de los otros elementos; es como una huella digital que nos permite identificar su presencia en una mezcla de gases incandescentes. Del mismo modo, si luz de todos los colores (un espectro continuo de luz) incide sobre una cierta sustancia, ésta absorberá aquellos colores que corresponden a su espectro de emisión produciendo un espectro de absorción que la identifica igualmente. En 1802 William Wollaston, en Londres, descubrió algunas líneas oscuras en el espectro de emisión del Sol y durante los siguientes 10 años, el físico alemán Joseph von Fraunhofer desarrolló grandes mejoras en los espectroscopios de su época y pudo localizar casi 600 de estas líneas oscuras en el espectro solar. En 1859 otro físico alemán, Gustav Kirchhoff, explicó el significado de estas líneas oscuras, describiendo al Sol como un cuerpo caliente rodeado de capas de vapor más frías en las cuales los distintos elementos que las componen absorben las componentes de la luz emitida abajo que corresponden a su espectro.

De este modo, comparando la líneas de Fraunhofer con los espectros observados en el laboratorio para elementos conocidos se ha podido saber de qué está hecho el Sol y la intensidad de las líneas permite conocer qué tan abundante es el elemento identificado. Así se han encontrado en el Sol 63 elementos y 11 moléculas y sus respectivas abundancias. Entre los elementos observados se encontró uno que hasta entonces no se había observado en la Tierra; se le puso por nombre "helio" que es la palabra griega para Sol, y de hecho constituye el segundo elemento más abundante en nuestra estrella. Actualmente, con las observaciones realizadas por encima de la atmósfera, el espectro de Fraunhofer se ha extendido por un lado hacia el infrarrojo y por otro hacia el ultravioleta y se han podido registrar casi 25 000 líneas de absorción. En el lejano ultravioleta, el espectro solar se convierte en un espectro de emisión que corresponde a los elementos constituyentes de las capas más externas de la atmósfera del Sol. Por otra parte, del análisis de las curvas de emisión solar y de las características de los espectros se pueden deducir la temperatura, la presión, la densidad y el grado de turbulencia de las distintas regiones del Sol. Por medio del efecto Doppler, que consiste en un ligero corrimiento de todas las líneas espectrales, ya sea hacia longitudes de onda mayores o menores, se pueden identificar movimientos de las diferentes zonas e incluso medir sus velocidades. Por medio del efecto Zeeman, que consiste en el desdoblamiento de las líneas espectrales,1 se pueden identificar y medir campos magnéticos. Con el magnetógrafo fotoeléctrico se han podido medir y cartografiar los campos magnéticos solares, tanto los de regiones localizadas, como el campo magnético general.

Figura 14. Líneas espectrales. Al observar la luz del Sol con un espectroscopio se aprecian distintas líneas espectrales o sea distintas señales en diferentes longitudes de onda; una representación esquemática de esto se muestra en la figura (a). En el conjunto de líneas características de algunos elementos y así descubrir de que esta hecho el Sol. De la intensidad de la línea de puede saber la abundancia de cada elemento y del conjunto de ellas se puede deducir la temperatura. También es posible saber si el material está en movimiento, pues en ese caso se produce el llamado efecto Doppler que consiste en un corrimiento de las líneas espectrales. Si el material se aleja, el espectro se corre hacia rojo (longitudes de ondas mayores) y si se acerca, el espectro se corre hacia azul (longitudes de onda menores); en la figura (b) se muestra un corrimiento hacia rojo. De la magnitud de este corrimiento se puede estimar la velocidad. También es posible saber si el material está o no magnetizado, pues en presencia de un campo magnético algunas líneas se desdoblan en varias como se muestran en la figura (c). A esto se le conoce como el efecto Zeeman. La separación entre ellas permite conocer la intensidad del campo y las internsidades relativas entre las líneas permite conocer la intensidad del campo y las intensidades relativas entre ellas informan de su dirección.

Como hemos mencionado, el espectrómetro estándar separa en los diferentes colores la luz que llega del Sol. Sin embargo, la posibilidad de obtener imágenes a una sola longitud de onda resulta muy necesaria para apreciar ciertos detalles de gran valor para la investigación solar. A finales del siglo pasado, George Ellery Hale desarrolló el espectroheliógrafo, un instrumento con la habilidad de estrechar el rango de color a una sola línea y producir una imagen en esa longitud de onda. El espectroheliógrafo fue responsable de gran parte del progreso en la física solar de las primeras décadas de nuestro siglo; hizo posible; por ejemplo, obtener una imagen del Sol en la luz roja brillante de hidrógeno, en la luz violeta del calcio y en muchos otros colores de los diversos elementos excitados en la atmósfera solar. En 1936 Robert R. McMath y sus colegas de la Universidad de Michigan perfeccionaron en alto grado el instrumento de Hale, con lo que se pudieron obtener imágenes notables del Sol. Técnicas más recientes logran el mismo resultado usando filtros de transmisión de banda angosta, basados en un diseño original del astrónomo francés Bernard Lyot, en 1950. Con el diseño reciente del filtro óptico sintonizable se pueden observar en sucesión varias líneas espectrales o explorar el perfil de una sola línea espectral para ver el desdoblamiento Zeeman o el corrimiento Doppler. El ingenio del hombre ha logrado descifrar toda la información que encierra un rayo de luz.

ECLIPSES ARTIFICIALES

Un eclipse de Sol ocurre cuando la Luna se coloca entre la Tierra y el Sol y oscurece parte o todo el disco solar. Durante un eclipse total de Sol es posible observar, aun a simple vista, las regiones más altas de la atmósfera solar —la cromosfera y la corona—, cuya luz es tan débil que cuando el Sol brilla en todo su esplendor resultan invisibles. Como los eclipses de Sol no son muy frecuentes ni duran mucho tiempo, los impacientes astrónomos se las han ingeniado para producir eclipses artificiales que permitan el estudio de la interesante atmósfera exterior del Sol. En 1930, Bernard Lyot construyó un coronógrafo, un telescopio con un ocultador interno que substituye a la Luna en el bloqueo del disco solar y permite observar la cromosfera y la corona en forma casi continua desde observatorios a gran altura. Una modificación de este instrumento, el coronómetro K, inventado en 1950, usa detección fotoeléctrica y permite observar la corona a nivel del mar y a través del cielo brumoso. Aunque la idea del coronógrafo es muy simple, su construcción requirió del desarrollo de instrumentos ópticos de gran calidad, pues el éxito de su funcionamiento depende de la calidad óptica de los lentes usados, ya que la dispersión de una pequeña fracción de la luz del disco solar sería suficiente para opacar la tenue emisión de las capas más exteriores del Sol.

REMONTANDO LA ATMÓSFERA

Como se mencionó anteriormente la telescopía solar ha tenido que remontarse por encima de la atmósfera para poder hacer observaciones que son imposibles desde la Tierra. Ya en el siglo pasado se intentaron observaciones del Sol desde gran altura por medio de ascensos en globo, y en las primeras décadas de este siglo se echó mano de los aeroplanos y dirigibles para enviar equipo y observadores por encima de la capa más densa de la atmósfera, y también se inició el envío de globos no tripulados con equipo automático o controlado desde Tierra. Sin embargo, el éxito de estos vuelos resultó muy limitado, pues la capa de atmósfera que aún quedaba encima de ellos bloqueaba bastante la radiación solar.

Las observaciones realmente fuera de la atmósfera fueron posibles hasta 1946, cuando se usaron en Estados Unidos algunos de los cohetes V-2, capturados a los alemanes al final de la segunda Guerra Mundial, para enviar instrumentos de registro de rayos ultravioleta a gran altura. Durante los años siguientes la tecnología de la astronomía en cohetes progresó de manera continua y el rico espectro de longitud de onda corta del Sol fue muestreado hasta unos cuantos angstroms(2) abarcando la zona de rayos X. Los resultados obtenidos fueron tan excitantes que estimularon el interés por realizar observaciones de más larga duración a bordo de satélites, pues la corta duración del vuelo de un cohete no permite realizar estudios astronómicos muy adecuados. Con la puesta en órbita del primer satélite artificial en 1957 se abrió la posibilidad de la astronomía desde el espacio y se inició un proyecto para lanzar los satélites Vanguard, equipados con detectores de rayos X. Este proyecto fracasó, pero en 1960 el programa Solrad logró poner en órbita su primer monitor espacial para mantener una observación continua del flujo solar en rayos X y en una de las líneas espectrales del hidrógeno, la línea Lyman a. En ese mismo año se obtuvo la primera imagen burda del Sol en rayos X. En 1962 se puso en órbita el primero de la serie de los "observadores solares orbitales" (OSO), un ambicioso proyecto que constó en total de ocho vehículos espaciales en órbita alrededor de la Tierra, los cuales mantuvieron una observación casi continua de las emisiones de onda corta del Sol durante 17 años.

Pero sin lugar a dudas, el más grande de los observatorios solares en órbita terrestre ha sido el Skylab, una estación espacial tripulada que transportó un conjunto de ocho telescopios —el Montaje Telescópico Apolo (ATM)—, siete de los cuales utilizaron película fotográfica que fue traída de regreso a la Tierra por los astronautas, con registro de emisiones solares que abarcan desde la luz visible hasta los rayos X de longitud de onda más corta. Durante nueve meses, que concluyeron en febrero de 1974, la tripulación y el equipo del Skylab, junto con el equipo y personal de tierra relacionado con el proyecto, llevaron a cabo la investigación más intensa y mejor organizada que se ha realizado jamás de un cuerpo estelar, y este cuerpo estelar fue el Sol.

 

Figura 15. El Skylab. Una de las misiones espaciales más ambiciosas que se han llevado a cabo para estudiar el Sol desde el espacio fue sin lugar a dudas la del Laboratorio Espacial (Skylab) que tuvo una fase tripulada y reunió, durante nueve meses de intensa operación, informes de la emisiones solares en casi todas las longitudes de onda.

En 1980 otros dos observatorios solares se pusieron en órbita alrededor de la Tierra: la Misión del Máximo Solar, conocido como el SMM y el Inotori, un satélite japonés. El SMM transporta un arreglo semejante al ATM del Skylab sólo que en menor escala y automatizado, con telescopios capaces de detectar hasta rayos . El Inotori también transporta telescopios para observar las regiones de muy corta longitud de onda. Ambos fueron específicamente planeados para observar al Sol durante el más reciente periodo de máxima actividad solar que ocurrió alrededor de 1980 y que, como veremos en capítulos posteriores, se repite aproximadamente cada 11 años.

PARTÍCULAS Y CAMPOS

Hasta aquí hemos tratado solamente con los esfuerzos que se han hecho por detectar las emisiones electromagnéticas del Sol (del tipo de la luz); pero el Sol también emite partículas, algunas en forma continua —lo que se ha llamado el "viento solar"— y otras en forma esporádica y explosiva; estas últimas se conocen como "partículas energéticas solares" y "rayos cósmicos solares". De todas las emisiones del Sol hablaremos en los siguientes capítulos, pero aquí deseamos hacer una revisión de las maneras como se registran las partículas solares. En primer lugar, ni el viento solar ni las partículas energéticas llegan a la superficie de la Tierra; su observación se realiza en el medio interplanetario por medio de satélites y sondas espaciales que llevan a bordo detectores capaces de medir los flujos de partículas y de discriminar su masa, su carga y su energía, y en ocasiones también la dirección en que se mueven. Las partículas más energéticas que provienen del Sol, los rayos cósmicos solares, fueron observados por primera vez por detectores en globos a gran altura y en ocasiones pueden desencadenar en la atmósfera una serie de reacciones nucleares capaces de producir otras partículas que sí pueden detectarse sobre la superficie de la Tierra.

Por otra parte, la observación del campo magnético no sólo en la superficie del Sol, sino en todo el medio interplanetario proporciona también mucha información respecto a los procesos solares, por lo que muchos satélites y sondas espaciales incluyen entre su equipo de detección magnetómetros cada vez más refinados. En particular, en 1974 y 1976 fueron lanzados los vehículos espaciales Helios A y B para ser puestos en órbitas solares. Estos vehículos espaciales, que pasan más cerca del Sol que Mercurio, no transportan telescopios sino detectores de partículas y de campos magnéticos. Otros vehículos espaciales han hecho extensas mediciones de partículas y campos magnéticos solares desde 1960. Futuras misiones, incluyendo la Misión Polar Solar, que circundará al Sol no por su plano ecuatorial sino pasando por los polos, y una misión específica de exploración de la corona solar, se encuentran ya en preparación, y seguramente la tecnología espacial de las próximas décadas hará todavía mucho por ayudarnos a conocer al Sol.

INTERRELACIÓN CIENCIA-TECNOLOGÍA

Todo lo expuesto con anterioridad en este capítulo puede dar la impresión de que la investigación del Sol —y en general, la investigación científica— ha tenido que esperar pacientemente a que los desarrollos tecnológicos le permitan avanzar. Nada más falso que esto. La urgencia de mejores y nuevos aparatos de registro para la investigación ha sido a lo largo de la historia un gran impulsor de la tecnología. La astronomía solar actual requiere de diseños ópticos de alta calidad, de aparatos electrónicos de gran especialización, de detectores de campos y partículas muy sensibles y específicos, de procesadores de información de gran capacidad y precisión. Estos requerimientos han forzado a técnicos y científicos a trabajar juntos en la construcción de aparatos de tecnología cada vez más avanzada. Por supuesto que toda esta actividad ha requerido y seguirá requiriendo de grandes inversiones. Pero todo el dinero que se ha invertido en el desarrollo tecnológico específico que ha demandado la investigación solar, y en general la astronomía y la exploración del espacio, está ampliamente justificado con las aplicaciones a nivel social que han encontrado estos desarrollos en la industria, la organización social, las construcciones, la medicina, la transportación, la seguridad de la población, etc., sin contar la ayuda que prestan también al desarrollo de otras ramas de la ciencia. Pero aun cuando no hubiera sido así, aun cuando la tecnología específica requerida por la ciencia fuera sólo útil para la ciencia misma el gasto y el esfuerzo valdrían la pena. El mejor conocimiento de nuestro Universo, incluyéndonos a nosotros mismos, es en sí una empresa suficientemente valiosa. La ciencia moderna es una actividad bastante cara, pero no es sólo el lujo que se da el hombre de satisfacer su curiosidad natural y poner en funcionamierito sus cualidades racionales más elevadas; es, en su mayor parte y en su esencia misma, la búsqueda persistente de una vida mejor.

NOTAS : (1) Cuando la luz se emite en un campo magnético, una línea de emisión se puede convertir en varias muy cercanas. (2) El angstrom es una unidad de longitud comúnmente usada para medir longitudes de onda muy cortas y equivale a una cienmillonésima de centímetro.


V. ¿CÓMO ES EL SOL?

UNA ESFERA DE GAS

La historia de nuestro conocimiento físico del Sol se inicia en los siglos XVIII y XIX, cuando las propiedades de los gases se estudiaron ampliamente en el laboratorio. En 1869 el americano Jonathan Lane propuso la idea de que el Sol es una esfera de gas que se mantiene unida por fuerzas gravitacionales y que contiene una fuente central de energía. A principios del siglo XX sus ideas fueron desarrolladas en más detalle por el astrofísico suizo Jacob Robert Emden, quien propuso el primer modelo teórico del Sol según el cual éste consiste en una serie de capas gaseosas concéntricas; los dos principios básicos del modelo son que en cada nivel la presión interna debe ser suficiente para soportar el peso del gas que hay encima y que éste está determinado por la atracción gravitacional de todo el gas que yace debajo. Calculando de las observaciones el tamaño del Sol, y por medio de la teoría de la gravitación su masa, fue posible estimar su densidad media que es de alrededor de 1.4 g/cm3. Esta densidad es superior a la del agua (cuya densidad es de 1 g/cm3), por lo que el Sol, aunque es gaseoso, no podría flotar en ella.

La interpretación cuantitativa de las observaciones de la superficie del Sol y de sus capas atmosféricas que permitió conocer su composición química, su temperatura y su presión fue posible gracias al desarrollo de la espectroscopía hace más de 100 años. En el siglo XIX fue posible ya deducir la temperatura de la superficie del Sol a partir de su brillantez y de la distribución de ésta respecto a la longitud de onda del espectro visible. La temperatura así deducida es de cerca de 6 000°K(1) y es por esto que el Sol es amarillo; si su superficie fuera más caliente se vería más azul y si fuera más fría se vería más roja. A principios de este siglo ya se conocían muchas de las propiedades físicas fundamentales de nuestra estrella. En 1874 J. Norman Lockyer publicó un voluminoso libro sobre el Sol al que con posterioridad se dio el nombre de Física solar, por lo que ésta era ya una ciencia madura mucho antes de que nacieran los científicos que se encuentran ahora activos en ese campo.

 

Figura 16. La temperatura del Sol. La temperatura del centro del Sol es del orden de 15 a 20 millones de grados C y disminuye hacia la superficie donde alcanza un valor mínimo de alrededor de 4000 grados C. Sorprendentemente, la temperatura a partir de ahí vuelve a aumentar llegando a un valor que rebasa el millón de grados en la corona.

Al disponer de mejores instrumentos para observar el Sol y de teorías más completas del comportamiento de los gases fue posible conocer mejor sus características y generar modelos más detallados y más satisfactorios. El desarrollo de la física atómica y de la teoría electromagnética en los primeros años de este siglo permitió hacer cálculos teóricos respecto de las características del interior del Sol. A. S. Eddington, Karl Schwarzschild, Subrahmanyan Chandrasekhar, y otros, demostraron que la temperatura central del Sol debería estar alrededor de los ¡10 millones de grados! y que su densidad debería estar cercana a ¡100 veces la densidad del agua! Ahora se estima que la temperatura del núcleo debe ser aún más alta, entre 15 y 20 millones de grados. A pesar de su densidad tan alta, alrededor de 12 veces la densidad del plomo, la materia en el núcleo del Sol es gaseosa, y no líquida ni sólida, debido a la altísima temperatura. A temperaturas de millones de grados los átomos están completamente ionizados, es decir, ya no tienen ligados a ellos a sus electrones, sino que éstos se mueven de manera libre en la gran agitación térmica.

Desde el centro hacia la superficie la temperatura del Sol disminuye hasta llegar a los 6 000 grados, pero a cierta altura, en su atmósfera, la temperatura aumenta de nuevo y vuelve a alcanzar valores superiores a un millón de grados. Esta es una de las características más sorprendentes del Sol y de ella hablaremos con detalle en el siguiente capítulo. La mayor parte de la masa del Sol está concentrada hacia el centro: aproximadamente el 90% está en su mitad interior. A la mitad del camino del centro hacia afuera la densidad del Sol es igual a la del agua y en su superficie es tan delgada que tiene un valor menor a una diez milésima de la densidad de nuestro aire.

¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL SOL?

Como se mencionó en el capítulo anterior, la espectroscopía ha permitido desde el siglo pasado la identificación de los elementos químicos que constituyen el Sol, y en tiempos más recientes la detección en el espacio de los rayos cósmicos solares ha ayudado también a conocer mejor de qué está hecho. En 1859 Gustav Kirchhoff logró identificar ocho elementos en el Sol analizando el espectro de absorción de Fraunhofer. En 1897 Henry Augustus Rowland publicó un mapa fotográfico de 12 metros del espectro solar que permitió identificar la presencia de 39 elementos químicos en el Sol. Con la extensión de las observaciones del espectro solar hacia el infrarrojo por un lado y hacia el ultravioleta por el otro, lo cual ha sido posible con el empleo de vehículos fuera de nuestra atmósfera y con el análisis de la composición de las partículas que el Sol lanza hacia el espacio, se ha podido constatar que éste se encuentra compuesto de los mismos elementos químicos que la Tierra, aunque en proporciones muy diferentes. La mayor parte del Sol es hidrógeno; aproximadamente el 92% de sus átomos son átomos de hidrógeno y casi todo el resto de helio. Los demás elementos son prácticamente impurezas, pues constituyen solo el 0.1% del número total de átomos.

Sin embargo, tanto la espectroscopía como el análisis de las partículas emitidas por el Sol nos dan información solamente de la composición química de las capas más externas del Sol (la llamada atmósfera solar), pues es de éstas de donde proceden tanto la luz como las partículas que registramos. La mayoría de las líneas oscuras de Fraunhofer se originan en las capas más bajas de la atmósfera solar, por lo que las abundancias derivadas de estas líneas corresponden a las abundancias en esa región. Las líneas de emisión solares (líneas brillantes) se originan en las capas altas de la atmósfera solar y por lo tanto reflejan las condiciones de estas capas. En el interior del Sol las abundancias relativas de los diversos elementos pueden ser diferentes y de hecho se espera que lo sean por consideraciones teóricas de los procesos que se supone que ahí ocurren. Así pues, las abundancias mencionadas en el párrafo anterior corresponden en términos generales a la composición global de nuestra estrella, aunque las proporciones no sean exactamente las mismas en las diferentes capas del Sol.

LAS CAPAS DEL SOL

El Sol es una esfera de gas caliente, pero no una esfera homogénea; tiene una estructura diferenciada en capas concéntricas de diferentes propiedades. La superficie visible del Sol es la fotósfera, cuyo nombre quiere decir "esfera de luz' y es una capa muy delgada, de aproximadamente 300 kilómetros de espesor (0.05% del radio del Sol). Aunque parece que ésta es la capa más externa, en realidad no es así. Cuando la brillante luz de la fotósfera es cubierta por el disco de la Luna durante un eclipse total de Sol, es posible distinguir dos capas superiores de tenue brillo pero claramente diferentes. La primera de ellas es una capa de luz rojiza llamada cromósfera, de aproximadamente 8 000 kilómetros de espesor. Por encima de ella se encuentra la corona, de tenue luz aperlada que se extiende hasta más allá de la Tierra. En realidad, el Sol no tiene una "superficie" bien definida, sino que su densidad disminuye continuamente desde su centro hacia afuera a través de todo el sistema planetario y se mezcla, más allá de él, con el material interestelar. Lo que llamamos "el radio del Sol" es la distancia del centro al borde superior de la fotósfera, pero el Sol se extiende en realidad por muchísimos millones de kilómetros y hablando de manera propia deberíamos decir que la Tierra y todos los planetas se encuentran inmersos en él.


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Figura 17. Las capas del Sol. La estructura solar no es homogénea; el Sol está formado por diferentes capas sobrepuestas. Su parte central es el núcleo en el cual se genera toda energía; más afuera se encuentra otra zona donde esta energía se propaga en forma de radiación y se llama zona radiativa; cubriendo a está se encuentra la zona conectiva, donde la energía se emplea en hacer circular el material desde el fondo de esta zona hasta la superficie del Sol. Por encima de Estas se encuentran otras tres capas: la fotósfera, que es desde donde se emite la mayor parte de la luz que nos llega del Sol; la cromósferaque es una delgadísima capa de tono rojizo; y finalmente la tenue corona que se extiende hasta más allá de la orbita de Plutón.

La estructura del interior del Sol no puede observarse en forma directa y sólo puede deducirse mediante consideraciones teóricas a partir de sus características superficiales. De esta manera se ha estimado que su interior está diferenciado en tres zonas. La más interna, que va desde el centro hasta una distancia de aproximadamente dos décimas del radio del Sol, es el núcleo, donde se produce de forma constante una enorme cantidad de energía. Esta energía es transportada hacia la superficie del Sol, primero en forma de radiación —por absorción y emisión de rayos X— y posteriormente en forma convectiva — por medio de burbujas de gas caliente que suben hasta la superficie—. La primera región es la llamada zona radiativa, que se extiende desde dos décimas hasta seis u ocho décimas del radio del Sol, y la segunda es la zona convectiva, que va desde seis u ocho décimas del radio del Sol hasta la superficie. Del interior del Sol hablaremos con más detalle en el capítulo VII. Describiremos ahora someramente las capas atmosféricas del Sol, cuyas características serán también discutidas con detalle en capítulos posteriores.

La fotósfera: la mayor parte de la energía solar que se recibe en la Tierra proviene de la fotósfera que emite un continuo de radiación electromagnética, casi toda en el visible. Las capas superiores de la fotósfera también absorben radiación, produciendo el espectro de líneas de absorción de Fraunhofer que se superpone al espectro continuo de emisión. La capa baja de la fotósfera está compuesta por material parcialmente ionizado —en su mayor parte hidrógeno— y en sus capas altas el hidrógeno es principalmente neutro. La densidad típica de la fotósfera es de manera aproximada de un 10 milésimo de la del aire al nivel del mar y contiene en total sólo un quinto de una billonésima de la masa del Sol. En la fotósfera la temperatura disminuye de abajo hacia arriba, desde 8 500ºK en su base hasta unos 4 500°K en la parte superior, y su temperatura media es de alrededor de 5 770°K.


 

Figura 18. Gránulos y manchas solares. Las observaciones telescópicas de la superficie solar han mostrado que ésta tiene una estructura granulosa en constante cambio pero siempre presente. Aquí y allá suelen también observarse en el Sol zonas obscuras, llamadas manchas solares, que surgen y luego desaparecen. El número y la posición de las manchas solares varía cíclicamente, siguiendo reglas bastante precisas.

Cuando se observa en detalle a través de un telescopio, la fotósfera presenta un aspecto granuloso; la superficie del Sol está cubierta por un sinnúmero de pequeñas celdas brillantes separadas por delgadas líneas oscuras. Estas celdas, llamadas gránulos tienen un tamaño promedio de 2 000 km y son de vida muy corta: cada gránulo individual tiene una vida de alrededor de 10 minutos después de los cuales se desvanece, por lo que el aspecto granular de la superficie solar es cambiante de forma continua. Además de estos pequeños gránulos, se encuentra una granulación de mayor escala, los llamados supergránulos, de aproximadamente 30 000 kilómetros de diámetro, cuyas vidas son de alrededor de un día y suman del orden de 5 000 en cada momento. Pero la característica más notable de la fotósfera son las llamadas manchas, enormes regiones oscuras con tamaños entre 1 000 y 100 000 kilómetros (más de siete veces el diámetro de la Tierra) que rotan con el Sol y cuyo número aumenta y disminuye siguiendo un ciclo de aproximadamente 11 años. Las manchas y su evolución son tan importantes en la dinámica solar que les dedicaremos más atención en los capítulos IX y X. En la fotósfera solar aparecen también las fáculas, que son regiones más brillantes y más calientes que el resto de la fotósfera y que suelen estar asociadas a las manchas. El exceso de temperatura en una fácula es cuando más de 250 grados.

La cromósfera: hasta antes de la invención del cronógrafo, en 1930, la cromósfera y la corona solares sólo podían ser observadas durante eclipses totales de Sol, cuando la Luna bloquea la intensa luz del disco. En esos momentos es posible observar un anillo de intensa coloración rojo magenta que yace inmediatamente encima de la fotósfera con un grosor muy variable, entre 1 000 y 8 000 kilómetros; esta intensa coloración es la que dio a la cromósfera su nombre que significa "esfera de color". En la parte inferior de la cromósfera, la temperatura es de unos 4 000 grados Kelvin y sus primeros 3 000 kilómetros están compuestos en especial por átomos neutros (no ionizados) de hidrógeno, con una densidad del orden de un billón de átomos por centímetro cúbico. Cerca de los 3 000 kilómetros de altura la temperatura empieza a subir rápidamente, alcanzando un valor de un millón de grados Kelvin alrededor de los 8 000 kilómetros; a esta altura la densidad ha bajado hasta unos 1 000 millones de átomos por centímetro cúbico y todo el material se encuentra ionizado. Esta región en la parte alta de la cromósfera se conoce como la región de transición; a partir de ahí empieza la corona, la capa del Sol de mayor extensión, la cual envuelve a todos los planetas del Sistema Solar.

El gas en la cromósfera tiene una densidad tan baja que no puede emitir luz blanca; sólo emite en algunas líneas espectrales, de las cuales las más intensas pertenecen al hidrógeno, al helio y al calcio, y son las que le dan su coloración. Como el gas cromosférico es prácticamente transparente a la luz fotosférica, no es posible observarlo en luz blanca, salvo en los momentos de un eclipse total, pero con la ayuda de un espectroheliógrafo que tome imágenes del Sol sólo en las longitudes de onda donde la cromósfera emite intensamente se pueden obtener imágenes bastante detalladas de esta capa sobre toda la superficie del Sol en cualquier momento. Donde se estudia mejor la cromósfera es en una de las líneas del hidrógeno (la llamada Ha) de 6 563A, en la parte roja del espectro.

Vista sobre el limbo (orilla del disco) solar, la cromósfera presenta el aspecto de una llameante pradera de la cual surgen enormes lengüetas individuales aquí y allá. El aspecto de pradera llameante lo constituye una gran cantidad de pequeños chorros de material llamados espículas que se levantan y se desvanecen entre 5 y 10 minutos. Las espículas aparecen como pequeñas y brillantes oleadas, algunas muy delgadas y otras hasta de unos 500 kilómetros de grueso. Emergen a partir de los 1 500 kilómetros de altura y se levantan hasta una altura aproximada de 8 000 kilómetros, aunque algunas sobrepasan los 15 000 kilómetros de altura sobre la fotósfera; el material en el chorro alcanza una velocidad de entre 20 y 30 kilómetros por segundo. Las espículas no se encuentran dispersas sobre la fotósfera, sino en grupos que semejan arbustos; con frecuencia se encuentran en la base de estos arbustos zonas brillantes llamadas playas que generalmente están cerca de las manchas solares y constituyen la extensión cromosférica de las fáculas. A estas regiones se les llama también "regiones activas", pues en ellas suelen ocurrir intensas y brillantes explosiones llamadas ráfagas.

Sobre el borde formado por las espículas, y adentrándose ya en la corona, surgen de vez en cuando inmensos arcos de material, enormes volúmenes de hidrógeno más denso y más frío que el gas circundante, que se alzan hasta unos 50 000 kilómetros o más sobre la superficie del Sol, los cuales pueden permanecer durante semanas y aun meses sin desvanecerse. Estas inmensas oleadas, llamadas protuberancias estacionarias, se observan sobre el disco en la línea Ha como largos filamentos oscuros que se enrollan a lo largo de cientos de miles de kilómetros.  La característica más importante de la cromósfera es que toda su estructura está dominada por el campo magnético del Sol, del cual hablaremos más adelante en este capítulo. Esto se debe a que el material en ella está ionizado y la presión del gas es muy baja comparada con la presión magnética, por lo que las líneas del campo controlan y ordenan los movimientos del material.

La corona: más arriba de la cromósfera se encuentra la última y más extensa capa del Sol: la corona, llamada así porque al observarla durante un eclipse total de Sol resplandece con tenue luz blanca aperlada, coronando el disco oscurecido. La luz de la corona cerca del Sol es apenas tan intensa como la de la Luna llena por lo que sólo es posible observarla sobre el limbo durante un eclipse total.


 

Figura 19. La corona observada durante un eclipse. Desde hace más de dos mil años se han hecho registros del aspecto que muestra la corona solar al ser observada durante un eclipse total de Sol. Su tenue luz blanca y su estructura en formas alargadas como pétalos o rayos constituyen un espectáculo realmente bello. El material en la corona es tan caliente que se encuentra casi totalmente ionizado y constituye lo que se conoce como un plasma.

Las primeras observaciones de la corona durante la ocurrencia de un eclipse total de Sol datan de por lo menos el año 100 a.C. En 1842, unos astrónomos en el sur de Francia fueron los primeros en tomar notas cuidadosas de su estructura y en ese mismo siglo se obtuvieron sus primeras fotografías. En estas fotografías la corona se puede ver extendiéndose hasta más allá de dos radios solares, mostrando una estructura irregular de rayos y arcos suavemente curvados, sugiriendo en algunas partes plumas o pétalos de dalia. Su imagen, extraordinariamente bella y sorprendente, puede también observarse ahora con la ayuda de coronógrafos, los cuales, si se colocan fuera de la atmósfera a bordo de cohetes o satélites, pueden registrar su luz mucho más lejos del Sol que vista desde la Tierra (hasta 12 radios solares) y pueden proporcionarnos una observación casi continua de ella.

La corona es tan tenue que cuando ocurre el eclipse pueden observarse las estrellas a través de ella. Al pasar de la cromósfera a la corona, la densidad de partículas baja rápidamente, siendo del orden de 1 000 veces menor en unos 100 000 kilómetros. En la corona baja, donde la densidad es mayor, ésta es del orden de 100 millones de partículas por centímetro cúbico, lo cual representa casi un billonésimo de la densidad de la atmósfera terrestre al nivel del mar. Cerca del Sol, el brillo de la corona es de un millonésimo del brillo del disco y decrece muy rápidamente con la distancia; a unos dos radios solares su brillo es ya 100 veces menor. Su temperatura, por el contrario, aumenta con la distancia al Sol, alcanzando un valor mediode dos millones de grados Kelvin a una distancia de dos radios solares. En la corona todo el material está ionizado y hay una gran cantidad de electrones libres que se mueven a gran velocidad. Estos electrones dispersan la luz emitida por la fotósfera y esta luz fotosférica dispersada es la que produce el pálido brillo blanquecino de la corona. La luz emitida por los átomos de la corona es sólo el 1% de la luz coronal; en esta emisión se observan las líneas espectrales de átomos altamente ionizados, correspondientes a las altísimas temperaturas que prevalecen en la corona. Estas altas temperaturas y la baja densidad del gas coronal provocan ciertas emisiones espectrales que nunca han sido observadas en los laboratorios terrestres y que llevaron a los científicos a suponer que en la corona solar existía un nuevo elemento, al que llamaron coronio. Hace unos 45 años, el físico sueco Elden mostró que estas líneas correspondían en realidad a elementos bien conocidos como el fierro y el calcio con grados de ionización muy altos.

Las más intensas líneas de emisión visible de la corona están en el verde y el rojo y en ocasiones una en el amarillo. Estas fueron las que dieron la clave de su temperatura tan soprendentemente alta, hecho que aún en nuestros días no tiene explicación cabal. Por desgracia, aun usando filtros que aislen estas líneas no es posible observar la corona frente al disco solar, pues la emisión fotosférica las opaca por completo. Sin embargo, la emisión más intensa de la corona no es en la región visible, sino en las longitudes de onda más cortas: el lejano ultravioleta y los rayos X. En estas longitudes de onda la emisión coronal no tiene competencia con las emisiones fotosféricas ni cromosféricas y puede observarse limpiamente la corona sobre el disco. El único problema es que, como hemos visto, estas emisiones no atraviesan la atmósfera de la Tierra, por lo que es necesario observarlas desde el espacio.

Las primeras imágenes de la corona sobre el disco en rayos X fueron proporcionadas en la década pasada, en especial por el Skylab, y mostraron configuraciones inesperadas, como hasta ahora ha resultado todo lo relativo a ella. Durante mucho tiempo se pensó que la corona era una extensión homogénea del gas solar, sin embargo las imágenes del Skylab mostraron que toda su parte baja, la corona interna, está constituida por flujos de material en forma de anillos estrechamente tramados, arcos grandes y pequeños, algunos cerrados en forma de rizos y otros abiertos que se extienden hacia la parte alta de la corona y ahí se desvanecen. Estas configuraciones arqueadas son el trazo que hace el material coronal de las líneas del campo magnético solar que surgen de la fotósfera. Como el material coronal está por completo ionizado (es un plasma), sus movimientos van a ser controlados en parte por la configuración magnética local; en la corona baja, donde el campo magnético es más fuerte y el gas coronal menos caliente, la estructura magnética domina y organiza el material a lo largo de los arcos magnéticos.

Por encima de estos arcos y rizos se extienden los largos haces filamentosos y "bulbos" que forman la corona externa y que son los que han sugerido las plumas y pétalos de dalia con que se ha descrito a la corona observada durante un eclipse. La formación de estas estructuras es el resultado del juego entre dos efectos en competencia: la configuración de las líneas del campo magnético y las fuerzas expulsivas que sobre este material surgen como resultado de su altísima temperatura. En la corona externa, el predominio de la fuerza de expansión térmica es cada vez mayor y finalmente llega a dominar. Como veremos en el capítulo siguiente, el plasma coronal aumenta tanto su temperatura que a una cierta altura el Sol ya no puede retenerlo y la corona se evapora de manera continua hacia el espacio interplanetario, constituyendo lo que se conoce como viento solar.

Otro descubrimiento importante —y a su vez sorprendente— proporcionado por las imágenes del disco solar en rayos X fueron los hoyos coronales. Esparcidos en el bosque intrincado de los anillos de la corona baja se observan algunos "claros", regiones sin anillos, cuya imagen en rayos X es oscura y por eso fueron llamados "hoyos". En estas regiones no hay aros magnéticos que constriñan el material coronal y éste puede fluir en forma libre hacia el espacio; por eso son regiones oscuras en rayos X, pues éstos son emitidos por las partículas (electrones) confinadas en los aros magnéticos. En un hoyo coronal, el material fluye velozmente hacia afuera desde la base misma de la corona y las líneas de campo, en vez de curvarse en rizos, se alargan hacia el medio interplanetario. Grandes hoyos coronales se observan en las regiones polares del Sol que permanecen ahí por muchos años, pero también se ven otros más pequeños de vidas más cortas en regiones de bajas latitudes. En los hoyos coronales la temperatura es por lo menos de unos 6 000 grados menos que en el resto de la corona y la densidad de partículas puede ser hasta un tercio del valor normal. Un tercer descubrimiento hecho por la telescopía en rayos X desde observatorios en el espacio fueron los puntos brillantes de intensa emisión en rayos X y ultravioleta que cubren al Sol como viruela. Estos puntos brillantes denotan la presencia de regiones magnéticas muy concentradas, pero lo misterioso es que se observan por todo el Sol, incluyendo las regiones polares y los hoyos coronales. Por lo menos 100 de estos puntos se observan sobre el disco en cada instante y en ciertas épocas su número parece aumentar. Ni su aparición ni su comportamiento están claros aún.

LOS CAMPOS MAGNÉTICOS SOLARES

Hemos estado hablando ya de los campos magnéticos del Sol, así que es tiempo de poner un poco de orden en todo este asunto. La primera evidencia de la existencia de campos magnéticos en el Sol la obtuvo el astrónomo estadunidense George E. Hale en 1908, al observar el desdoblamiento Zeeman de las líneas espectrales provenientes de manchas solares. Los campos magnéticos observados por Hale en las manchas solares eran del orden de 3 000 Gauss o más, que comparados con el campo magnético de la Tierra, que es del orden de 1/3 de Gauss, resultan enormes. Sin embargo, la gente sospechaba que debería existir un campo magnético general en el Sol, además de las concentraciones magnéticas registradas en las manchas. Así como la Tierra tiene un campo general originado en su interior con polos norte y sur bien localizados sobre la superficie del planeta y capaz de orientar las brújulas en cualquier parte del globo, se esperaba que el Sol también tuviera un campo de este tipo, pero Hale fue incapaz de registrar un campo tal.

Fue hasta 1948 que se obtuvieron las primeras evidencias de la existencia de un campo general en el Sol, pero éste fue medido hasta 1952 por H. W. Babckok, quien encontró una magnitud en la superficie del orden de un Gauss (tres veces más intenso que el de la Tierra). La estructura magnética del Sol es bastante compleja y, como veremos más adelante, cambia constantemente. Aunque las zonas de alta latitud, cercanas a los polos, suelen en general tener una sola polaridad (norte o sur como los extremos de una barra de imán), el campo a bajas latitudes muestra zonas de ambas polaridades unidas con frecuencia en regiones bipolares o distribuidas en apariencia al azar. Pero toda esta estructura es muy cambiante e incluso la polaridad magnética de las regiones bipolares se invierte de manera recurrente, pasando a ser sur lo que antes era el polo norte magnético y viceversa. De todo esto hablaremos con más detalle en el capítulo X. En la actualidad es posible obtener mapas diarios de la intensidad y la polaridad del campo magnético sobre la superficie del Sol utilizando un aparato llamado magnetógrafo, el cual emplea el efecto Zeeman para determinar la magnitud y la dirección del campo sobre cada una de las celdas de una red que se establece sobre la imagen del Sol. De esta manera se puede observar con detalle la evolución de las estructuras magnéticas solares.

 

Figura 20. Magnetograma del Sol. Con la ayuda del efecto Zeeman es posible obtener magnetogramas del Sol. En una representación como la ilustrada, las zonas oscuras muestran zonas de polaridad magnética negativa y las zonas claras son de polaridad magnética positiva. También es posible conocer la intensidad del campo en cada región y hacer gráficas que muestren ambas características.

El campo magnético del Sol juega un papel proponderante en la dinámica y evolución de las diferentes estructuras que hemos mencionado que existen en las diversas capas de la atmósfera solar —la fotósfera, la cromósfera y la corona—. También determina en gran medida la ocurrencia de ciertos sucesos violentos que tienen lugar en esas capas y en general controla la ocurrencia de una serie de fenómenos que juntos constituyen lo que se ha llamado actividad solar. De todo esto hablaremos en el capítulo X.

LAS EMISIONES SOLARES

Mencionamos ya en los capítulos II y IV que el Sol emite tanto ondas electromagnéticas (en todas las longitudes de onda) como partículas (en su mayor parte protones y electrones de muy diversas energías). Algunas de estas emisiones son continuas, mientras que otras son esporádicas, originadas sobre todo en las grandes explosiones que ocurren en el Sol, llamadas ráfagas. En forma continua, el Sol emite desde la fotósfera principalmente luz visible y algo en el ultravioleta y el infrarrojo; la mayoría de la emisión ultravioleta se origina en las capas superiores, la cromósfera y la corona, y casi toda la emisión continua en rayos X proviene de esta última. También hay una emisión continua (muy débil) de ondas de radio provenientes principalmente de la alta cromósfera y baja corona. Cuando ocurren ráfagas solares, la emisión de rayos X y de ondas de radio aumenta en forma considerable (además, por supuesto, de un abrillantamiento en la región del visible) y pueden eventualmente emitirse rayos g. Respecto a la emisión de partículas, existe un flujo continuo de plasma solar, constituido en su mayor parte por electrones y protones, que barre todo el sistema planetario; de él hablaremos de forma más extensa en el siguiente capítulo. Asociados con la ocurrencia de una ráfaga, suelen también detectarse protones y partículas alfa (núcleos de helio) muy energéticos, aunque éstos se registran a veces sin que se haya observado una ráfaga. A las más energéticas de estas partículas se les llama rayos cósmicos solares.

NOTAS : (1) °K es la notación para "grados Kelvin" que es la escala de temperatura absoluta. En esta escala la temperatura de congelamiento del agua (cero grados centígrados) es de 273ºK.

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