IV. OBSERVANDO A NUESTRA ESTRELLA
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.
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,
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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 está 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 el azul (longitudes de onda menores); en la figura (b) se muestra un corrimiento hacia el 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 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.
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 cromósfera 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.
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
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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 g .
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.
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.