VI. UN VIENTO SOLAR BARRE EL ESPACIO

¿POR QUÉ ES TAN CALIENTE LA CORONA?

HASTA hace menos de 50 años se creía que la corona, por ser la capa más externa del Sol, debería ser la más fría. Esta suposición es totalmente lógica, dado que la energía del Sol se genera en su núcleo y todos sabemos que mientras más lejos estemos de una fuente de calor menos calor sentiremos. Sin embargo, esto no es así: como vimos en el capítulo anterior la corona es muchísimo más caliente que la cromósfera baja y que la fotósfera. ¿Cómo puede ser eso?

Cuando en 1939 Walter Grotrian, en Berlín, y más tarde Bengt Edlén, en Suecia, identificaron las líneas de emisión de la corona como pertenecientes a átomos altamente ionizados, los científicos se llevaron una gran sorpresa: para que un átomo se ionice mucho (pierda muchos de sus electrones) es necesario que esté en un medio con una temperatura muy alta; en particular para las líneas coronales observadas se requerían temperaturas entre uno y dos millones de grados Kelvin. Al finalizar la segunda Guerra Mundial se empezaron a estudiar las emisiones de ondas de radio del Sol y estas nuevas observaciones confirmaron la presencia de temperaturas superiores a un millón de grados a lo largo de toda la corona. Por si alguna duda pudiera quedar, las observaciones del Sol en el extremo ultravioleta y en rayos X, iniciados alrededor de 1950, reconfirman la altísima temperatura de la corona, varios cientos de veces mayor que la de la base de la cromósfera.

Aunque al principio la idea de una corona tan caliente provocó burlas y críticas, finalmente tuvo que aceptarse y la tarea siguiente fue explicar cómo es posible que esto ocurra. La tarea no ha resultado sencilla y aún no se tiene una explicación satisfactoria. Evidentemente no puede haber un flujo de calor de la fotósfera, a 5 600 grados, hacia la corona, a más de un millón de grados; el calor siempre fluye de la región caliente a la fría y por este mecanismo lo más que se podría obtener sería una corona igual de caliente que la fotósfera. Pero como esto no es así, deben existir otros mecanismos que calienten la corona a tan enormes temperaturas. En la actualidad existen dos bandos en competencia: los que argumentan que el calentamiento es producido por ondas que se generan en los gránulos y viajan hacia arriba, y los que argumentan que se debe a corrientes generadas en el material coronal. No vamos a entrar aquí en detalles respecto a ninguna de estas dos posiciones, solamente mencionaremos que hasta ahora ninguna de ellas ha sido suficientemente satisfactoria como para eliminar a la otra y que el problema del calentamiento de la corona solar sigue siendo un problema abierto.

DEMASIADO CALIENTE PARA QUEDARSE AHÍ

Aunque no se sepan con exactitud las causas por las cuales la corona tiene una temperatura tan alta, es posible predecir sus consecuencias. Un gas tan caliente como el de la corona no puede quedar confinado en una capa alrededor del Sol, sino que se espera que se extienda muchísimo más lejos, ya que la atracción gravitacional del Sol no es capaz de retenerlo. A finales de los años cincuenta había dos imágenes respecto a la extensión de la corona: una estática, defendida principalmente por S. Chapman, y una dinámica, desarrollada por E. N. Parker, ambos físicos estadunidenses. En la imagen estática, la corona debería simplemente extenderse hasta muy grandes distancias; en la imagen dinámica, la corona debería fluir, esto es, debería estar escapando de forma continua del Sol como el vapor de una tetera en ebullición. La imagen dinámica no fue muy bien recibida, sobre todo porque una de sus soluciones implicaba un flujo sumamente rápido del gas coronal, por lo que la imagen estática resultó ser la favorita. Sin embargo, ciertas observaciones sugerían la posibilidad de un flujo continuo de partículas provenientes del Sol; en particular el hecho de que las colas de los cometas siempre apuntaran hacia afuera del Sol, independientemente de la posición y trayectoria del cometa, había sido explicado por el astrofísico alemán L. Biermann con la suposición de que el Sol emitía partículas, además de luz, en todas direcciones.

Figura 21. Orientación de la cola de un cometa. En general, los cometas tienen dos colas diferentes: una que sigue al cometa por detrás en su camino y otra que apunta siempre en dirección contraria al Sol. La existencia de esta última se explicó desde 1951 como constituida por material cometario barrido por un flujo de partículas provenientes del Sol. Este flujo, que se debe a la continua evaporación de la corona, ha sido llamado viento solar.

Las sondas espaciales tendrían la palabra final y el triunfo fue para Parker. El viento solar, como él bautizó al continuo fluir de la corona, fue detectado por el satélite ruso Lunik III en 1959 y su presencia fue más tarde confirmada por las sondas soviéticas y estadounidenses que se enviaron a Venus. Más aún, el flujo detectado de la corona solar correspondía en realidad a una velocidad muy alta: ¡entre uno y tres millones de kilómetros por hora! a la altura de la órbita de la Tierra. Con esto quedó demostrado de manera definitiva que la corona solar se está escapando continuamente del Sol, produciendo un viento solar que barre el medio interplanetario a velocidades vertiginosas. Los vehículos espaciales Pionero I y Pionero II, las sondas espaciales que más lejos del Sol han llegado, siguen aún detectando la presencia del viento solar a distancias mayores que 30 unidades astronómicas, y por cálculos teóricos se estima que éste debe estar soplando hasta unas 50 o 100 unidades astronómicas, más allá de la órbita del último de los planetas del Sistema Solar. Este viento está constituido por el plasma coronal, formado esencialmente de protones y electrones libres del enlace atómico, y es la única muestra de material estelar a la que hemos tenido acceso. A la altura de la Tierra tiene una densidad de entre 10 y 100 partículas por centímetro cúbico, un vacío mucho más perfecto que cualquiera que se pueda obtener en los laboratorios terrestres y, sin embargo, muy capaz de hacer notar no sólo su presencia, sino sus efectos. Vivimos pues, y todo el sistema solar de manera conjunta, inmersos en la atmósfera del Sol.

El viento solar despoja a éste de un centésimo de billonésima de su masa cada año, lo cual no es en realidad muy alarmante, pero, además, su flujo frena la rotación del Sol; si el viento solar continuara fluyendo de la misma manera, en unos 4 000 millones de años se habría llevado solamente 40 millonésimas de la masa del Sol, pero habría disminuido la rotación de éste de manera aproximada en un 40%. Sin embargo, al Sol le espera otro destino y de él hablaremos en el último capítulo de este libro.

Un descubrimiento muy importante realizado por el Skylab y reconfirmado posteriormente por diversos vehículos en el espacio es el de que los hoyos coronales son fuentes de viento solar rápido, es decir, más rápido que el viento solar ambiental. Cuando estos hoyos se encuentran cerca del ecuador del Sol y persisten durante varias rotaciones solares, se han detectado chorros de viento rápido golpeando de forma recurrente a la Tierra cada vez que uno de estos hoyos coronales pasa frente a ella, aproximadamente cada 27 días. Más aún, las observaciones y teorías actuales parecen apoyar la idea de que todo el viento solar surge en realidad solamente de los hoyos coronales cuyo flujo a final de cuentas llena todo el espacio.

Mucho hay todavía por aclarar; el estudio de los hoyos coronales apenas empieza y ha demostrado ser de una enorme riqueza. Es muy probable que los años venideros de la investigación en física solar tengan mucho que ver con ellos.

NEUTRO O IONIZADO, ¡UNA GRAN DIFERENCIA!

Hemos mencionado ya que el viento solar está constituido por el flujo del material coronal. Este material, a causa de su alta temperatura, se encuentra prácticamente ionizado en su totalidad constituyendo un plasma que, aunque eléctricamente neutro en conjunto, no está constituido por átomos neutros, sino por iones que tienen carga eléctrica positiva y electrones que tienen carga eléctrica negativa. Esta situación conduce a una gran diferencia debido a que las partículas cargadas son sensibles a la presencia de campos eléctricos y magnéticos. Mientras que un gas neutro puede fluir a través de un campo magnético sin notar su presencia y sin que el campo se altere lo más mínimo a su paso, con un plasma el asunto es mucho más complicado: no sólo el movimiento del plasma se ve alterado por la presencia del campo, sino que además la configuración misma de éste cambia al paso del plasma. La mayor o menor alteración depende de su conductividad eléctrica, que para el caso del viento solar es enorme, debido a su alto grado de ionización.

Figura 22. El campo magnético del Sol con y sin viento solar. Si el viento solar no fluyera, el campo magnético general del Sol se extendería hacia el espacio como el campo de una barra de imán (líneas punteadas). Pero el flujo del plasma coronal arrastra las líneas de campo y las estira dando como resultado una configuración como la mostrada por las líneas continuas.

Uno de los efectos más notables que surgen del hecho de que el gas coronal sea un plasma con una alta conductividad eléctrica es que al fluir hacia afuera del Sol arrastra consigo las líneas del campo magnético que se encuentran establecidas en él. Esto hace que el campo magnético del Sol sea transportado por el viento solar hacia el medio interplanetario, estirando las líneas, que de otra manera se cerrarían cerca del Sol, hasta distancias mucho mayores que el radio del sistema solar. Así el viento solar es un plasma magnetizado que fluye a enormes velocidades, estableciendo en el espacio las condiciones magnéticas del Sol. Diez o cien partículas por centímetro cúbico parecen nada y de hecho serían casi nada si se tratara de átomos de hidrógeno; pero si en vez de eso se trata de protones y electrones independientes son bastante capaces de imponer en el medio interplanetario sus condiciones y de hacer sentir la influencia de la actividad magnética del Sol en un ámbito de millones y millones de kilómetros.

Si el Sol no girara, la configuración de las líneas del campo magnético transportadas por el viento solar sería de rayos rectos saliendo del Sol. Pero como el Sol sí gira, las líneas se curvan y, por ejemplo, a la altura de la Tierra, en vez de que estén a lo largo de la línea que une a la Tierra con el Sol, están inclinadas unos 45 grados respecto a esta línea. Además, como el campo magnético del Sol tiene regiones de distintas polaridades y regiones con campos magnéticos irregulares, estas características son transmitidas al medio interplanetario por el viento solar, de modo que el campo magnético en este medio presenta zonas de diferentes polaridades y se pueden registrar en él un gran número de irregularidades magnéticas que varían de frecuencia e intensidad dependiendo de la actividad solar. Es importante tener en mente que los campos magnéticos en el medio interplanetario no son estáticos, sino que están fluyendo de manera continua arrastrados por el viento solar a velocidades de más de un millón de kilómetros por hora. En ocasiones, cuando ocurren cierto tipo de fenómenos eruptivos en el Sol, se generan además ciertas perturbaciones que viajan en el medio interplanetario alterando tanto la velocidad como la densidad de partículas y el campo magnético del viento solar, de manera que la región donde el viento solar fluye, conocida como la heliósfera, tiene diferentes grados de perturbación en diferentes partes y en distintas épocas. Esto ha llevado a la acuñación del término clima heliosférico para designar la tranquilidad o la turbulencia del plasma que llena la heliósfera, lo cual ciertamente afecta a los cuerpos que en ella se encuentran.

Figura 23. El campo magnético interplanetario. Si el Sol no girara, la estructura del campo magnético transportado por el viento solar sobre el plano del ecuador solar (aproximadamente el plano de la eclíptica) tendría una configuración radial como la mostrada en (a); pero como el Sol sí gira, las líneas de campo se encuentran curvadas, como los chorros de agua de un aspersor giratorio de jardín. Además, las irregularidades y las perturbaciones locales del campo magnético también son transportadas al medio interplanetario, así como las distintas polaridades superficiales, dando como resultado una configuración semejante a la de la figura (b).

 

LA OTRA CORAZA DE LA TIERRA

Hemos comentado ya que un plasma de alta conductividad eléctrica como el viento solar arrastra en su movimiento al campo magnético que en él se encuentra; pero de la misma manera como este plasma no puede abandonar el campo de su lugar de origen, tampoco puede aceptar la presencia de otros campos ajenos, como lo serían los de los otros cuerpos del sistema solar. En particular, la Tierra posee un campo magnético intrínseco, generado en su interior, que se asemeja mucho al de una barra de imán que estuviera alineada en una dirección un poco inclinada respecto de su eje de rotación. Si el viento solar no fluyera, el campo magnético de la Tierra se extendería por todo el medio interplanetario, siendo cada vez más débil pero conservando la configuración de líneas características de un imán de barra. Pero como el viento solar fluye y es un plasma que no admite en su seno campos ajenos a su origen, al fluir barre el campo magnético de la Tierra y lo comprime y deforma dentro de una cavidad reducida alrededor de ella. Esta cavidad, llamada magnetósfera, tiene el aspecto de un cometa con una cola estirada en la dirección contraria al Sol. Del lado solar, la magnetósfera se extiende apenas unos 65 000 kilómetros, mientras que del lado antisolar se estira hasta más allá de la órbita de la Luna. La frontera que delimita la magnetósfera se llama magnetopausa; fuera de ella ya no existe ningún campo magnético de origen terrestre, sólo el campo de origen solar transportado por el viento.

Figura 24. La magnetósfera de la Tierra. El viento solar no sólo arrasa hacia el medio interplanetario el campo magnético del Sol, sino que además barre a su paso todos los otros campos magnéticos que se encuentra, como por ejemplo, el campo de la Tierra. Si el viento solar no existiera, el campo geomagnético se extendería por el medio interplanetario indefinidamente, superponiéndose a todos los otros campos generados en los otros cuerpos. Pero el flujo de el viento solar no permite que se extienda más allá de una cierta región, conocida como magnetósfera, en la cual lo confina y lo deforma dando como resultado una configuración como la de la indicada con las líneas continuas.

Pero el campo magnético terrestre al ser comprimido por el viento solar forma una barrera al paso de éste; dentro de la magnetopausa no fluye ya el viento solar, sino que se desliza por la frontera sin penetrarla, para continuar su camino después de librar la magnetósfera. De esta manera, el campo magnético de la Tierra representa una coraza protectora que impide que el plasma del viento solar choque con su atmósfera. En planetas como Venus, que no tienen campo magnético, el viento solar golpea directamente sobre la parte alta de su densa atmósfera, y en cuerpos sin atmósfera, como la Luna, el viento solar golpea sobre su superficie misma. Ninguno de éstos es el caso de la Tierra ni de los otros planetas que poseen campos magnéticos propios, todos los cuales generan magnetósferas que envuelven al planeta e impiden la penetración del vertiginoso plasma coronal del Sol. Sin embargo, existen circunstancias especiales en las que el viento solar sí logra penetrar hasta la atmósfera; los efectos de esta penetración los discutiremos más adelante, junto con otros efectos producidos por la interacción del viento solar con el campo magnético terrestre.