VI. UN VIENTO SOLAR BARRE EL ESPACIO
�POR QU� ES TAN CALIENTE LA CORONA?
HASTA hace menos de 50 a�os se cre�a que la corona, por ser la capa m�s externa del Sol, deber�a ser la m�s fr�a. Esta suposici�n es totalmente l�gica, dado que la energ�a del Sol se genera en su n�cleo y todos sabemos que mientras m�s lejos estemos de una fuente de calor menos calor sentiremos. Sin embargo, esto no es as�: como vimos en el cap�tulo anterior la corona es much�simo m�s caliente que la crom�sfera baja y que la fot�sfera. �C�mo puede ser eso?
Cuando en 1939 Walter Grotrian, en Berl�n, y m�s tarde Bengt Edl�n, en Suecia, identificaron las l�neas de emisi�n de la corona como pertenecientes a �tomos altamente ionizados, los cient�ficos se llevaron una gran sorpresa: para que un �tomo se ionice mucho (pierda muchos de sus electrones) es necesario que est� en un medio con una temperatura muy alta; en particular para las l�neas coronales observadas se requer�an 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 mill�n 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 alt�sima temperatura de la corona, varios cientos de veces mayor que la de la base de la crom�sfera.
Aunque al principio la idea de una corona tan caliente provoc� burlas y cr�ticas, finalmente tuvo que aceptarse y la tarea siguiente fue explicar c�mo es posible que esto ocurra. La tarea no ha resultado sencilla y a�n no se tiene una explicaci�n satisfactoria. Evidentemente no puede haber un flujo de calor de la fot�sfera, a 5 600 grados, hacia la corona, a m�s de un mill�n de grados; el calor siempre fluye de la regi�n caliente a la fr�a y por este mecanismo lo m�s que se podr�a obtener ser�a una corona igual de caliente que la fot�sfera. Pero como esto no es as�, 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 gr�nulos y viajan hacia arriba, y los que argumentan que se debe a corrientes generadas en el material coronal. No vamos a entrar aqu� 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 AH�
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 much�simo m�s lejos, ya que la atracci�n gravitacional del Sol no es capaz de retenerlo. A finales de los a�os cincuenta hab�a dos im�genes respecto a la extensi�n de la corona: una est�tica, defendida principalmente por S. Chapman, y una din�mica, desarrollada por E. N. Parker, ambos f�sicos estadunidenses. En la imagen est�tica, la corona deber�a simplemente extenderse hasta muy grandes distancias; en la imagen din�mica, la corona deber�a fluir, esto es, deber�a estar escapando de forma continua del Sol como el vapor de una tetera en ebullici�n. La imagen din�mica no fue muy bien recibida, sobre todo porque una de sus soluciones implicaba un flujo sumamente r�pido del gas coronal, por lo que la imagen est�tica result� ser la favorita. Sin embargo, ciertas observaciones suger�an la posibilidad de un flujo continuo de part�culas provenientes del Sol; en particular el hecho de que las colas de los cometas siempre apuntaran hacia afuera del Sol, independientemente de la posici�n y trayectoria del cometa, hab�a sido explicado por el astrof�sico alem�n L. Biermann con la suposici�n de que el Sol emit�a part�culas, adem�s de luz, en todas direcciones.
Figura 21. Orientaci�n de la cola de un cometa. En general, los cometas tienen dos colas diferentes: una que sigue al cometa por detr�s en su camino y otra que apunta siempre en direcci�n contraria al Sol. La existencia de esta �ltima se explicó desde 1951 como constituida por material cometario barrido por un flujo de part�culas provenientes del Sol. Este flujo, que se debe a la continua evaporaci�n de la corona, ha sido llamado viento solar.
Las sondas espaciales tendr�an la palabra final y el triunfo fue para Parker. El viento solar, como �l bautiz� al continuo fluir de la corona, fue detectado por el sat�lite ruso Lunik III en 1959 y su presencia fue m�s tarde confirmada por las sondas sovi�ticas y estadounidenses que se enviaron a Venus. M�s a�n, el flujo detectado de la corona solar correspond�a en realidad a una velocidad muy alta: �entre uno y tres millones de kil�metros por hora! a la altura de la �rbita de la Tierra. Con esto qued� demostrado de manera definitiva que la corona solar se est� escapando continuamente del Sol, produciendo un viento solar que barre el medio interplanetario a velocidades vertiginosas. Los veh�culos espaciales Pionero I y Pionero II, las sondas espaciales que m�s lejos del Sol han llegado, siguen a�n detectando la presencia del viento solar a distancias mayores que 30 unidades astron�micas, y por c�lculos te�ricos se estima que �ste debe estar soplando hasta unas 50 o 100 unidades astron�micas, m�s all� de la �rbita del �ltimo de los planetas del Sistema Solar. Este viento est� constituido por el plasma coronal, formado esencialmente de protones y electrones libres del enlace at�mico, y es la �nica muestra de material estelar a la que hemos tenido acceso. A la altura de la Tierra tiene una densidad de entre 10 y 100 part�culas por cent�metro c�bico, un vac�o mucho m�s perfecto que cualquiera que se pueda obtener en los laboratorios terrestres y, sin embargo, muy capaz de hacer notar no s�lo su presencia, sino sus efectos. Vivimos pues, y todo el sistema solar de manera conjunta, inmersos en la atm�sfera del Sol.
El viento solar despoja a �ste de un cent�simo de billon�sima de su masa cada a�o, lo cual no es en realidad muy alarmante, pero, adem�s, su flujo frena la rotaci�n del Sol; si el viento solar continuara fluyendo de la misma manera, en unos 4 000 millones de a�os se habr�a llevado solamente 40 millon�simas de la masa del Sol, pero habr�a disminuido la rotaci�n de �ste de manera aproximada en un 40%. Sin embargo, al Sol le espera otro destino y de �l hablaremos en el �ltimo cap�tulo de este libro.
Un descubrimiento muy importante realizado por el Skylab y reconfirmado posteriormente por diversos veh�culos en el espacio es el de que los hoyos coronales son fuentes de viento solar r�pido, es decir, m�s r�pido 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 r�pido golpeando de forma recurrente a la Tierra cada vez que uno de estos hoyos coronales pasa frente a ella, aproximadamente cada 27 d�as. M�s a�n, las observaciones y teor�as 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 todav�a por aclarar; el estudio de los hoyos coronales apenas empieza y ha demostrado ser de una enorme riqueza. Es muy probable que los a�os venideros de la investigaci�n en f�sica solar tengan mucho que ver con ellos.
NEUTRO O IONIZADO, �UNA GRAN DIFERENCIA!
Hemos mencionado ya que el viento solar est� constituido por el flujo del material coronal. Este material, a causa de su alta temperatura, se encuentra pr�cticamente ionizado en su totalidad constituyendo un plasma que, aunque el�ctricamente neutro en conjunto, no est� constituido por �tomos neutros, sino por iones que tienen carga el�ctrica positiva y electrones que tienen carga el�ctrica negativa. Esta situaci�n conduce a una gran diferencia debido a que las part�culas cargadas son sensibles a la presencia de campos el�ctricos y magn�ticos. Mientras que un gas neutro puede fluir a trav�s de un campo magn�tico sin notar su presencia y sin que el campo se altere lo m�s m�nimo a su paso, con un plasma el asunto es mucho m�s complicado: no s�lo el movimiento del plasma se ve alterado por la presencia del campo, sino que adem�s la configuraci�n misma de �ste cambia al paso del plasma. La mayor o menor alteraci�n depende de su conductividad el�ctrica, que para el caso del viento solar es enorme, debido a su alto grado de ionizaci�n.
Figura 22. El campo magn�tico del Sol con y sin viento solar. Si el viento solar no fluyera, el campo magn�tico general del Sol se extender�a hacia el espacio como el campo de una barra de im�n (l�neas punteadas). Pero el flujo del plasma coronal arrastra las l�neas de campo y las estira dando como resultado una configuraci�n como la mostrada por las l�neas continuas.
Uno de los efectos m�s notables que surgen del hecho de que el gas coronal sea un plasma con una alta conductividad el�ctrica es que al fluir hacia afuera del Sol arrastra consigo las l�neas del campo magn�tico que se encuentran establecidas en �l. Esto hace que el campo magn�tico del Sol sea transportado por el viento solar hacia el medio interplanetario, estirando las l�neas, que de otra manera se cerrar�an cerca del Sol, hasta distancias mucho mayores que el radio del sistema solar. As� el viento solar es un plasma magnetizado que fluye a enormes velocidades, estableciendo en el espacio las condiciones magn�ticas del Sol. Diez o cien part�culas por cent�metro c�bico parecen nada y de hecho ser�an casi nada si se tratara de �tomos de hidr�geno; 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 magn�tica del Sol en un �mbito de millones y millones de kil�metros.
Si el Sol no girara, la configuraci�n de las l�neas del campo magn�tico transportadas por el viento solar ser�a de rayos rectos saliendo del Sol. Pero como el Sol s� gira, las l�neas se curvan y, por ejemplo, a la altura de la Tierra, en vez de que est�n a lo largo de la l�nea que une a la Tierra con el Sol, est�n inclinadas unos 45 grados respecto a esta l�nea. Adem�s, como el campo magn�tico del Sol tiene regiones de distintas polaridades y regiones con campos magn�ticos irregulares, estas caracter�sticas son transmitidas al medio interplanetario por el viento solar, de modo que el campo magn�tico en este medio presenta zonas de diferentes polaridades y se pueden registrar en �l un gran n�mero de irregularidades magn�ticas que var�an de frecuencia e intensidad dependiendo de la actividad solar. Es importante tener en mente que los campos magn�ticos en el medio interplanetario no son est�ticos, sino que est�n fluyendo de manera continua arrastrados por el viento solar a velocidades de m�s de un mill�n de kil�metros por hora. En ocasiones, cuando ocurren cierto tipo de fen�menos eruptivos en el Sol, se generan adem�s ciertas perturbaciones que viajan en el medio interplanetario alterando tanto la velocidad como la densidad de part�culas y el campo magn�tico del viento solar, de manera que la regi�n donde el viento solar fluye, conocida como la heli�sfera, tiene diferentes grados de perturbaci�n en diferentes partes y en distintas �pocas. Esto ha llevado a la acu�aci�n del t�rmino clima heliosf�rico para designar la tranquilidad o la turbulencia del plasma que llena la heli�sfera, lo cual ciertamente afecta a los cuerpos que en ella se encuentran.
Figura 23. El campo magn�tico interplanetario. Si el Sol no girara, la estructura del campo magn�tico transportado por el viento solar sobre el plano del ecuador solar (aproximadamente el plano de la ecl�ptica) tendr�a una configuraci�n radial como la mostrada en (a); pero como el Sol s� gira, las l�neas de campo se encuentran curvadas, como los chorros de agua de un aspersor giratorio de jard�n. Adem�s, las irregularidades y las perturbaciones locales del campo magn�tico tambi�n son transportadas al medio interplanetario, as� como las distintas polaridades superficiales, dando como resultado una configuraci�n semejante a la de la figura (b).
Hemos comentado ya que un plasma de alta conductividad el�ctrica como el viento solar arrastra en su movimiento al campo magn�tico que en �l 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 ser�an los de los otros cuerpos del sistema solar. En particular, la Tierra posee un campo magn�tico intr�nseco, generado en su interior, que se asemeja mucho al de una barra de im�n que estuviera alineada en una direcci�n un poco inclinada respecto de su eje de rotaci�n. Si el viento solar no fluyera, el campo magn�tico de la Tierra se extender�a por todo el medio interplanetario, siendo cada vez m�s d�bil pero conservando la configuraci�n de l�neas caracter�sticas de un im�n 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 magn�tico de la Tierra y lo comprime y deforma dentro de una cavidad reducida alrededor de ella. Esta cavidad, llamada magnet�sfera, tiene el aspecto de un cometa con una cola estirada en la direcci�n contraria al Sol. Del lado solar, la magnet�sfera se extiende apenas unos 65 000 kil�metros, mientras que del lado antisolar se estira hasta m�s all� de la �rbita de la Luna. La frontera que delimita la magnet�sfera se llama magnetopausa; fuera de ella ya no existe ning�n campo magn�tico de origen terrestre, s�lo el campo de origen solar transportado por el viento.
Figura 24. La magnet�sfera de la Tierra. El viento solar no s�lo arrasa hacia el medio interplanetario el campo magn�tico del Sol, sino que adem�s barre a su paso todos los otros campos magn�ticos que se encuentra, como por ejemplo, el campo de la Tierra. Si el viento solar no existiera, el campo geomagn�tico se extender�a por el medio interplanetario indefinidamente, superponi�ndose a todos los otros campos generados en los otros cuerpos. Pero el flujo del viento solar no permite que se extienda m�s all� de una cierta regi�n, conocida como magnet�sfera, en la cual lo confina y lo deforma dando como resultado una configuraci�n como la de la indicada con las l�neas continuas.
Pero el campo magn�tico terrestre al ser comprimido por el viento solar forma una barrera al paso de �ste; dentro de la magnetopausa no fluye ya el viento solar, sino que se desliza por la frontera sin penetrarla, para continuar su camino despu�s de librar la magnet�sfera. De esta manera, el campo magn�tico de la Tierra representa una coraza protectora que impide que el plasma del viento solar choque con su atm�sfera. En planetas como Venus, que no tienen campo magn�tico, el viento solar golpea directamente sobre la parte alta de su densa atm�sfera, y en cuerpos sin atm�sfera, como la Luna, el viento solar golpea sobre su superficie misma. Ninguno de �stos es el caso de la Tierra ni de los otros planetas que poseen campos magn�ticos propios, todos los cuales generan magnet�sferas que envuelven al planeta e impiden la penetraci�n del vertiginoso plasma coronal del Sol. Sin embargo, existen circunstancias especiales en las que el viento solar s� logra penetrar hasta la atm�sfera; los efectos de esta penetraci�n los discutiremos m�s adelante, junto con otros efectos producidos por la interacci�n del viento solar con el campo magn�tico terrestre.
