V. ¿CÓMO ES EL SOL?
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
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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.
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.
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.
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 ésta se encuentra la zona convectiva, 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 cromósfera que 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.
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.
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.