VIII. EL SOL NO ES PERFECTO
LA REFERENCIA m�s antigua que se tiene de la observaci�n de manchas oscuras en el disco del Sol corresponde a Teofrasto de Atenas, alrededor de 350 a.C., mucho antes de la invenci�n del telescopio. Es frecuente que aparezcan en el Sol manchas lo suficientemente grandes como para ser observadas a simple vista, en especial cerca del ocaso, por lo que no pod�an escapar a los atentos ojos de los griegos. Los chinos, pueblo minucioso y especialmente interesado en la observaci�n del cielo, registraron de forma sistem�tica las manchas solares desde el a�o 165 a.C. y ya en nuestra era se encuentran algunos registros de manchas solares en los pueblos prehisp�nicos de Am�rica. Existen tambi�n referencias aisladas de registros de manchas en Europa a lo largo de los primeros 16 siglos de nuestra era, pero el �nico registro sistem�tico corresponde a los chinos, el cual, adem�s, no fue conocido por el mundo occidental hasta 1873. As� pues, para los europeos de principios de siglo XVII exist�an s�lo referencias aisladas de las observaciones de manchas oscuras sobre el disco solar y no se le daba mayor importancia a este hecho, pues se interpretaban como fen�menos atmosf�ricos o como sombras debidas al paso de alg�n planeta frente al Sol, ya que en su concepci�n del Universo no cab�a la imagen de un Sol que no fuera fuego puro e inmaculado.
Sin embargo, en 1610, cuando Galileo empez� a utilizar el telescopio para observar los cuerpos celestes pudo registrar que las manchas oscuras aparec�an en el lado este del limbo solar, en el transcurso de unos 13 d�as se desplazaban hasta perderse en el extremo oeste del limbo y volv�an a aparecer de nuevo por el lado este unos 13 d�as despu�s. Esto lo llev� a la conclusi�n de que estos puntos oscuros eran en realidad parte del Sol y que giraban con �l en un periodo de 26 a 27 d�as. Pero Galileo no fue el �nico en dirigir un telescopio hacia el Sol y percatarse de las manchas oscuras. Casi al mismo tiempo que �l, Johannes Fabricius en Alemania us� el telescopio para proyectar una imagen del Sol en una pantalla blanca en un cuarto oscuro con lo que pudo observar las manchas y sus movimientos y concluir que efectivamente estas manchas pertenec�an al Sol. El dise�o de Fabricius, totalmente inofensivo para observaciones solares, evit� que �l corriera la misma suerte que Galileo, quien qued� ciego por hacer observaciones directas del Sol. Esta t�cnica de proyectar la imagen solar en una pantalla para su estudio a�n se usa en nuestros d�as en algunos casos.
El fraile jesuita Christopher Scheiner en Alemania del sur tambi�n observ� en 1611 las manchas solares, pero cuenta la historia que cuando Scheiner avis� de su descubrimiento a su superior �ste le dijo: "He le�do los escritos de Arist�teles de principio a fin y puedo asegurarte que en ninguna parte de ellos he encontrado nada similar a lo que t� mencionas; as� que hijo m�o ve en paz y tranquil�zate; puedes estar seguro de que lo que tomaste como manchas en el Sol, son fallas de tus lentes o de tus ojos." Por fortuna Scheiner no se convenci� y fascinado por la posibilidad de que el Sol tuviera manchas prosigui� sus observaciones con minuciosidad y leg� a los cient�ficos de nuestros d�as unos registros que han resultado ser muy valiosos.
Las manchas en general se encuentran en regiones activas y aunque pueden verse en el Sol manchas individuales, es m�s frecuente que aparezcan en grupos que contienen manchas grandes y peque�as; las m�s grandes pueden llegar a medir hasta 40 000 km (tres veces el di�metro de la Tierra) y las m�s peque�as pueden ser simples poros de 1 000 a 2 000 kil�metros de di�metro. Como caso excepcional, en 1858 se registr� una enorme mancha de 225 000 kil�metros de di�metro, casi 20 veces el di�metro de la Tierra. Los grupos de manchas en ocasiones pueden ser tan grandes como de un sexto del di�metro del Sol. Una mancha individual peque�a puede durar por un d�a o menos, mientras que las manchas grandes y los grupos pueden estar presentes durante tres o cuatro meses.
Figura 25. Acercamiento de una mancha. En las fotograf�as telesc�picas de alta resoluci�n se puede distinguir en detalle la estructura de una mancha solar. La oscura sombra del centro (o umbra) se encuentra rodeada por una regi�n filamentosa con fibras claras y oscuras llamadas penumbra. Las manchas peque�as suelen carecer de penumbra y en los grandes grupos de manchas es com�n que las penumbras individuales se confundan en una penumbra com�n.
En general, las manchas constan de dos partes bien definidas: un n�cleo oscuro llamado umbra (o sombra) el cual est� rodeado de un borde filamentoso menos oscuro llamado penumbra. Las manchas peque�as carecen por lo general de la penumbra y en los grandes grupos de manchas, �stas suelen estar a veces tan cercanas que comparten una penumbra com�n.
NATURALEZA DE LAS MANCHAS SOLARES
La naturaleza de las manchas solares fue motivo de muchas especulaciones en los albores de la astronom�a y sigue siendo uno de los focos de mayor atenci�n en la astrof�sica moderna. Hace 200 a�os se cre�a que las manchas eran las partes altas de s�lidas monta�as que emerg�an de un oc�ano de brillante lava; pero en 1774, Alexander Wilson pudo observar que eran en realidad depresiones y no protuberancias. Sir William Herschel, que para muchos ha sido el m�s grande astr�nomo observacional de todos los tiempos, arg��a de manera enf�tica en 1794 que toda la radiaci�n solar se originaba en una delgada capa de nubes muy calientes, pero que el Sol era s�lido y fr�o. As�, las manchas observadas representaban agujeros en las nubes brillantes que permit�an ver la fr�a superficie sobre la cual, especulaba Herschel, podr�a incluso haber habitantes.
Ahora que conocemos m�s del Sol sabemos que esto es imposible, su superficie es en realidad muy caliente y si las manchas aparecen oscuras es porque son regiones m�s fr�as que la fot�sfera circundante. En efecto, con el desarrollo de la espectroscop�a hace unos 100 a�os se hizo posible conocer la naturaleza f�sica y qu�mica de las manchas y se sabe ya que una mancha solar es una depresi�n en la fot�sfera de unos cuantos cientos de kil�metros de profundidad en la que la temperatura es del orden de 2 000 grados menor; mientras que la temperatura general de la fot�sfera es de unos 5 700°K, la umbra de una mancha tiene alrededor de 3 800°K, por lo que su brillo es de menos de una cuarta parte del de la superficie adyacente; por esa raz�n la vemos oscura. Sin embargo, una mancha no es oscura en absoluto, si toda la fot�sfera se cubriera con una enorme mancha, la luz que recibir�amos del Sol ser�a a�n comparable a la de un atardecer, con un acusado color rojo; y si una t�pica mancha solar sustituyera a todo el Sol, iluminar�a con un brillo superior al de 10 lunas llenas.
A la temperatura de una mancha muchos compuestos qu�micos son estables y de la espectroscop�a de su luz se ha encontrado la presencia de componentes moleculares. Por medio del efecto Doppler se han podido observar flujos del material de la mancha saliendo del centro fr�o de la umbra hacia el extremo de la penumbra con una velocidad de dos kil�metros por segundo. En los niveles m�s altos de la atm�sfera solar sobre la mancha se ha observado un flujo inverso, esto es, desde el borde hacia el centro.
EL CAMPO MAGN�TICO EN UNA MANCHA
�Qu� es lo que hace una mancha sea m�s fr�a que sus alrededores? La respuesta es: el intenso campo magn�tico que poseen. A finales del siglo pasado, Hale observ� que el aspecto filamentoso de la penumbra de una mancha se asemeja mucho al ordenamiento que adquieren las limaduras de hierro cuando se esparcen sobre un cart�n que est� colocado encima del polo de un im�n. Esto le sugiri� que las manchas solares eran polos magn�ticos y se propuso medir la intensidad de su campo por medio del reci�n descubierto efecto Zeeman, consistente en el desdoblamiento de las l�neas espectrales emitidas por los �tomos cuando �stos se encuentran en un campo magn�tico. En 1908, Hale pudo comprobar que efectivamente las manchas solares pose�an campos magn�ticos muy intensos, del orden de miles de gauss, y que ten�an una sola polaridad (norte o sur); cuando las manchas aparecen en pares, una de ellas tiene polaridad norte y la otra tiene polaridad sur.
En general, mientras m�s grande es una mancha m�s intenso es su campo magn�tico: una mancha peque�a suele tener un campo de alrededor de 500 gauss, mientras que las grandes pueden alcanzar una intensidad magn�tica de 4 000 gauss. Estos campos, comparados con el campo de la Tierra que es de 1/3 de gauss, y con el mismo campo general del Sol que es del orden de un gauss, no dejan de ser impresionantes. El campo magn�tico en una mancha es m�s intenso en el centro de la umbra y disminuye hasta un valor muy peque�o en el extremo exterior de la penumbra. En el centro de la umbra las l�neas del campo magn�tico son verticales, esto es, perpendiculares a la superficie del Sol, pero hacia afuera de la mancha se van inclinando hasta volverse casi horizontales (paralelas a la superficie del Sol) en el extremo de la penumbra. M�s all� de la penumbra, el campo magn�tico vuelve a entrar en el Sol, con frecuencia en una mancha vecina de polaridad opuesta.
Pero, �qu� tiene esto que ver con que la mancha est� m�s fr�a que la fot�sfera circundante? En la fot�sfera solar parte del material se encuentra ionizado, por lo que el gas fotosf�rico es un buen conductor el�ctrico. Ya vimos al hablar del viento solar que los movimientos de los buenos conductores son fuertemente afectados por los campos magn�ticos, al grado de que un campo magn�tico intenso puede impedir el paso de un fluido conductor, como ocurre con el viento solar en las magnetopausas planetarias. De modo semejante, el enorme campo magn�tico de una mancha solar va a controlar el movimiento del material fotosf�rico en ella y de alguna manera, que no est� a�n perfectamente entendida, va a detener los movimientos de ebullici�n de este material, produciendo con ello un enfriamiento. Aunque la sola existencia de una mancha —de una regi�n mucho m�s fr�a enclavada durante meses en un fluido turbulento a miles de grados— pudiera parecer imposible, su existencia y persistencia nos muestran la capacidad que tiene el intenso campo magn�tico de esas regiones no s�lo para enfriarlas, sino para mantenerlas fr�as durante mucho tiempo. De hecho, el campo magn�tico de una mancha es su caracter�stica principal y el responsable tanto de la existencia misma de la mancha como de otros fen�menos asociados a ella, de los cuales hablaremos en el siguiente cap�tulo.
Observada a simple vista o proyectada sobre una pantalla, la superficie del Sol parece ser s�lida y tersa, sin embargo, al observarla con un telescopio, la imagen que se nos presenta es una imagen de continua actividad. Esto en realidad no es sorprendente, pues sabiendo que el Sol es una esfera de gas muy caliente, ser�a absurdo esperar que estuviera est�tico. Sin embargo, los movimientos de ebullici�n y turbulencia que observamos en la superficie del Sol con el telescopio no son ca�ticos, ni siquiera se observan en ella remolinos. La superficie solar parece estar ondulando con columnas de gases ascendentes y descendentes y el disco solar parece estar cubierto por losetas. Todo el material fotosf�rico est� organizado en celdas o gr�nulos donde el material circula surgiendo desde la parte baja de la fot�sfera, desplaz�ndose un poco por la superficie y hundi�ndose nuevamente; las velocidades verticales del material fotosf�rico var�an desde 1 500 kil�metros por hora en la parte m�s baja de la fot�sfera hasta 6 000 kil�metros por hora en la fot�sfera superior; el material surge del centro de los gr�nulos, los cuales tienen forma poligonal irregular, y se hunde en las orillas. Aproximadamente cuatro millones de gr�nulos cubren la superficie del Sol los cuales duran entre 7 y 10 minutos, el tiempo que le toma al material circular una sola vez; posteriormente el gr�nulo se divide y se desvanece y en su lugar aparece un nuevo gr�nulo. La circulaci�n del material fotosf�rico se debe a que el gas caliente de su parte baja se expande y por tanto se eleva; conforme se eleva se va enfriando, radiando parte de su energ�a al exterior, y al enfriarse se va volviendo m�s denso, hasta que finalmente vuelve a hundirse hacia el interior del Sol. La temperatura entre la base y la parte superior del gr�nulo var�a de unos 10 000 grados Kelvin a unos 4 200 grados Kelvin; la profundidad de un gr�nulo es del orden de unos cientos de kil�metros y su di�metro en la superficie es de entre 250 y 2 000 kil�metros. Los supergr�nulos, con dimensiones del orden de 30 000 kil�metros, tambi�n constituyen circuitos de circulaci�n del material fotosf�rico en las que �ste puede verse desplaz�ndose del centro hacia las orillas con una velocidad de casi 2 000 kil�metros por hora. El material que circula por los supergr�nulos va a profundidades mucho mayores que el de los gr�nulos, hasta unos 8 000 o 10 000 kil�metros bajo la superficie. Del orden de 5 000 supergr�nulos pueden observarse en el Sol a la vez, durando cada uno de ellos alrededor de un d�a, que es tambi�n el tiempo que le toma al material circular una sola vez. Adem�s de estos movimientos r�pidos en gr�nulos y supergr�nulos, existen movimientos sistem�ticos del gas superficial con velocidades de 70 kil�metros por hora que salen de regiones cercanas al ecuador y se dirigen hacia los polos. Este movimiento debe estar compensado por otro flujo de material de los polos al ecuador que se lleve a cabo bajo la superficie, pues de otra manera el material se acumular�a en los polos.
Parece ser que fue William Herschel quien primero se interes� en observar la estructura detallada de la superficie del Sol a principios del siglo pasado, pero con la poca resoluci�n de los telescopios de que dispon�a no fue capaz de apreciar detalles claros. En 1862, James Nasmyth, un astr�nomo aficionado ingl�s, construy� un telescopio lo suficientemente grande como para apreciar la estructura fina de la superficie solar e interes� a otros a tratar de precisarla con mejores instrumentos. Cuando en la d�cada de los setenta del siglo pasado se empezaron a imprimir placas fotogr�ficas de los registros telesc�picos, Pierre Janssen, astr�nomo franc�s, se dio a la tarea de tomar impresiones fotogr�ficas de la superficie solar y en la d�cada de los ochenta del siglo pasado sus fotograf�as causaron gran revuelo entre los astr�nomos pues parec�an mostrar peque�as estructuras brillantes en el Sol, rodeadas de bordes oscuros, aunque por desgracia las imagenes se hallaban muy distorsionadas a causa de la turbulencia de nuestra propia atm�sfera. Setenta a�os despu�s, en 1957, Martin Schwarzschild obtuvo fotograf�as de la superficie solar con un telescopio a bordo de un globo y �stas mostraron finalmente, sin dejar lugar a ninguna duda, su estructura granulada. Desde entonces, la resoluci�n de los telescopios modernos, el mejoramiento de las emulsiones fotogr�ficas y la posibilidad de tomar fotos desde el espacio han mostrado con todo detalle la estructura y la din�mica de los gr�nulos solares y han terminado para siempre con la rom�ntica imagen de un Sol terso y pulido.
Figura 26. Las protuberancias. Como manifestaciones espectaculares de la gran actividad de la superficie solar se encuentran las protuberancias que son enormes oleadas de material que surge hacia la corona y que se mantienen erguidas a veces hasta por varios meses. La protuberancia de la fotograf�a tiene una altura de 370 000 km (casi 30 veces el di�metro de la Tierra) y por ella el material se eleva con una velocidad de casi 600 000 kil�metros por hora.
Adem�s de toda esta circulaci�n continua de material sobre la superficie solar que podr�amos llamar cotidiana, es frecuente ver surgir (en la luz de la l�nea Ha) aqu� y all�, de vez en vez, grandes chorros de material que se levantan y se arquean llegando hasta la corona y permaneciendo erguidos durante d�as y aun meses. Estos enormes arcos, llamados protuberancias, pueden alcanzar alturas de cientos de miles de kil�metros y, aunque a veces se mantienen suaves como chorros de una fuente, en ocasiones suelen tener violentos y espectaculares movimientos de chicoteo, proporcionando im�genes en verdad impresionantes. Las protuberancias pueden permanecer suspendidas sobre la superficie solar, inmersa en la corona, durante semanas y aun meses, sostenidas por el campo magn�tico; de hecho, toda la estructura de la protuberancia est� controlada por las l�neas del campo magn�tico que, ancladas en la fot�sfera, se estiran hacia la corona solar. El material que constituye la protuberancia es mucho m�s denso y m�s fr�o que el material coronal que la rodea, pero puede permanecer as�, sin calentarse ni diluirse, por la presencia del campo magn�tico que, de manera semejante a lo que ocurre en las manchas, inhibe el flujo de calor hacia estas regiones. Las protuberancias estacionarias tienen temperaturas entre 8 000 y 10 000 grados, mientras que las protuberancias activas que muestran oleadas y chicoteos tienen temperaturas hasta de 100 000 grados. Las protuberancias suelen estar asociadas a las regiones activas y con frecuencia las f�culas fotosf�ricas constituyen sus pies.
Las protuberancias se observaron por primera vez durante la ocurrencia de los eclipses totales de Sol, cuando la Luna cubre todo el disco solar. En la Edad Media se pensaba que estas protuberancias eran parte de la atm�sfera lunar y no se cre�a que formaran parte del Sol. Esta creencia persisti� hasta que en 1860 se pudo observar y fotografiar con detalle un eclipse total de Sol que ocurri� en Espa�a y al observar el movimiento de la Luna a trav�s de ellas se demostr� que no segu�an a la Luna sino que pertenec�an al Sol. Desde entonces la observaci�n de las protuberancias, su mapeo y el registro de su evoluci�n han sido motivo de diaria labor con ayuda de coron�grafos y filtros y su estudio constituye una parte fundamental en el entendimiento de la actividad solar y del comportamiento de los plasmas en general.
Pero las m�s violentas manifestaciones de la actividad solar son sin duda las
r�fagas, enormes explosiones que suelen durar desde unos minutos hasta
una hora o m�s y que pueden emitir en ese tiempo m�s energ�a que toda la radiaci�n
solar recibida en la Tierra en �300 a�os! Se estima que si toda la energ�a de
una de las grandes r�fagas se pudiera almacenar, servir�a para abastecer a la
Tierra a la raz�n de su consumo actual durante m�s de 100 000 a�os. Éstas
ocurren en las regiones activas asociadas con las manchas, en especial con los
grupos grandes de manchas, y aunque no est� a�n bien entendido el mecanismo
f�sico que las dispara y que proporciona cantidades tan altas de energ�a, es
seguro que tiene que ver con los intensos campos magn�ticos de estas regiones.
Durante la explosi�n de una r�faga se pueden generar temperaturas superiores
a los 100 millones de grados, considerablemente mayores que la temperatura del
propio n�cleo del Sol, por lo que es posible que ocurran aqu� tambi�n reacciones
de fusi�n nuclear, aunque la densidad en la regi�n de la r�faga es much�simo
menor. En efecto, en 1972 con un detector de rayos gamma a bordo de un veh�culo
OSO se registraron por primera vez se�ales de fusi�n nuclear provenientes
de una gran r�faga que ocurri� en agosto de ese a�o. Abundando en las comparaciones,
mencionaremos que se ha calculado que la energ�a liberada en una de estas r�fagas
es comparable a la que se obtendr�a de la explosi�n de 3 000 millones de bombas
de hidr�geno.
A pesar de toda esta energ�a liberada, las r�fagas s�lo en muy rara ocasi�n se pueden observar en luz visible, dado que la explosi�n ocurre en la crom�sfera y casi toda la energ�a se emite aqu� y en la corona, que ya sabemos que emiten principalmente en otras frecuencias. S�lo las r�fagas m�s intensas pueden calentar la superficie y entonces pueden observarse a simple vista. Donde mejor se observan las r�fagas es en la l�nea Ha, por lo que se puede obtener un registro detallado de su ocurrencia y evoluci�n desde la Tierra usando filtros en esa longitud de onda.
Durante el estallido de una r�faga intensa se lanzan hacia la corona electrones a velocidades del orden de 1/3 de la velocidad de la luz y ah� producen emisiones de radio ondas de diferentes tipos. Tambi�n se lanzan electrones hacia abajo del �rea de explosi�n y �stos se sumergen en la fot�sfera produciendo estallidos de rayos X y de microondas. Adem�s de esto, al estallar una r�faga se generan veloces nubes de plasma que se lanzan hacia la corona perturb�ndola y provocando otras emisiones de radio, y hasta hace poco tiempo se cre�a que este plasma r�pido sal�a del Sol y se propagaba por el medio interplanetario; sin embargo, las observaciones m�s recientes indican que no es as� y que todos los flujos de plasma lentos o r�pidos que se observan en el espacio interplanetario provienen de hoyos coronales.
Tambi�n es posible y muy frecuente que durante el estallido de una r�faga se emitan part�culas individuales muy energ�ticas, con velocidades muy cercanas a la velocidad de la luz. Estas part�culas, llamadas rayos c�smicos solares, son principalmente protones y part�culas alfa (n�cleos de hidr�geno y de helio), aunque tambi�n se observan algunos n�cleos m�s pesados. El proceso capaz de acelerar las part�culas hasta tan alt�simas velocidades a�n no se conoce bien, pero es indiscutible que tiene tambi�n que ver con el intenso campo magn�tico de estas regiones. En la actualidad, con la posibilidad de la telescop�a fuera de la atm�sfera se tienen observaciones de las emisiones de las r�fagas pr�cticamente en todas las longitudes de onda, incluyendo, como ya dijimos, los energ�ticos rayos g, y se pueden registrar tambi�n las part�culas que en ellas se emiten.
A veces una r�faga intensa puede provocar el fin de una protuberancia que se halle sostenida por encima de ella, la cual se desvanece en menos de una hora, aunque a veces vuelve a surgir despu�s de un tiempo en el mismo lugar y pr�cticamente con la misma configuraci�n. Esto sugiere que aunque durante la ocurrencia de la r�faga debe haber alteraciones del campo magn�tico muy dr�sticas, �ste puede volver a establecerse como estaba antes de la explosi�n. De todos estos detalles y de las emisiones observadas se han tratado de crear modelos f�sicos consistentes, pero el problema, como casi todos los de la f�sica solar, sigue abierto.
Como detalle hist�rico curioso, simplemente a�adiremos que las r�fagas fueron por primera vez identificadas por un astr�nomo aficionado ingl�s, Richard Carrington en 1859, cuando al estar observando las manchas solares vio un par de destellos luminosos que atravesaban la sombra de una de ellas, aumentando r�pidamente en brillantez y extensi�n, y debilit�ndose posteriormente para luego desvanecerse. Todo el espect�culo no dur� m�s de cinco minutos, pero bast� para abrir una nueva rama de la investigaci�n del Sol, la cual desde el punto de vista de los habitantes de la Tierra es una de las m�s importantes por el efecto que tienen estas r�fagas en el medio ambiente terrestre y del cual hablaremos en el pr�ximo cap�tulo.
Que el Sol rota alrededor de s� mismo fue algo que se descubri� en cuanto se empezaron a observar las manchas, hace ya casi 400 a�os. El eje alrededor del cual gira, o sea el eje que une su polo norte con su polo sur, es casi perpendicular al plano de la �rbita de la Tierra —plano de la ecl�ptica—, inclinado solamente siete grados. De este modo, la mitad del a�o podemos ver el polo norte del Sol y la otra mitad su polo sur, aunque solamente un poco, pues la inclinaci�n es muy peque�a. El Sol gira en la misma direcci�n que la Tierra y al igual que en �sta se definen en �l un ecuador y meridianos y paralelos para localizar puntos sobre su superficie por medio de la longitud, medida alrededor del Sol, y la latitud, medida desde el ecuador hacia los polos.
Observando caracter�sticas notables sobre la superficie solar es posible medir el tiempo que le toma al Sol dar una vuelta completa. Las primeras caracter�sticas obvias que se usaron como trazadores fueron las manchas solares y con base en su observaci�n se estim� el periodo de rotaci�n del Sol en unos 27 d�as. Sin embargo, las observaciones m�s detalladas llevadas a cabo posteriormente dejaron ver una cosa muy curiosa, el Sol no gira como un cuerpo s�lido, todo al mismo tiempo, sino que sus regiones ecuatoriales giran m�s r�pido que sus regiones polares. A este tipo de rotaci�n se le llama rotaci�n diferencial y si esto puede ocurrir en el Sol es precisamente porque no es un cuerpo s�lido sino gaseoso. Desde 1863 qued� confirmado el hecho de que la rapidez de rotaci�n de las manchas solares depende de su latitud, siendo su periodo de rotaci�n de unos 25 d�as en el ecuador, y disminuyendo hacia los polos. Como las manchas no aparecen nunca en latitudes mayores a unos 40 grados (norte o sur), para explorar la rotaci�n de las altas latitudes solares se ha usado otro tipo de caracter�sticas, como las protuberancias y ciertas regiones magn�ticas identificadas; con esto se ha encontrado que el periodo de rotaci�n aumenta continuamente con la latitud y que las regiones polares tienen un periodo de rotaci�n de alrededor de 37 d�as, �12 d�as mayor que el del ecuador! Analizando los dibujos de manchas solares hechos por Scheiner y por Heyelius en el siglo XVII puede verse que la rotaci�n diferencial del Sol deducida de estos trazadores ha permanecido pr�cticamente igual desde las primeras observaciones.
Un m�todo m�s directo de medir la rotaci�n consiste en analizar el efecto Doppler en su espectro. Al girar el Sol, uno de sus extremos se dirige hacia nosotros, mientras que el otro se aleja, de modo que el espectro de luz emitido por un extremo se correr� hacia el azul y el emitido por el otro se correr� hacia el rojo; la medida de estos corrimientos indicar� la velocidad de rotaci�n. Hasta 1967 fue posible obtener mediciones espectrosc�picas con la precisi�n requerida para registrar los peque�os corrimientos producidos por la lenta rotaci�n del Sol y el resultado, para variar, fue una sorpresa. Resulta que los gases fotosf�ricos donde no hay manchas giran de manera m�s lenta que �stas (con un periodo de unos 27 d�as en el ecuador), por lo que las manchas de hecho "cortan" la fot�sfera en su avance. Lo mismo se ha observado para las dem�s caracter�sticas de tipo magn�tico que se han usado hasta ahora como trazadores. Esto sugiere que la regi�n donde los campos magn�ticos se originan, muy por debajo de la superficie, debe estar girando m�s r�pidamente que los gases fotosf�ricos y arrastrando por lo tanto a las manchas y a otras caracter�sticas dominadas por el campo magn�tico a trav�s de la fot�sfera.
El que las capas internas del Sol giren m�s r�pido que su superficie ya hab�a sido sugerido por algunos astrof�sicos que, al observar estrellas semejantes al Sol pero m�s j�venes, han encontrado que giran con mucha m�s velocidad que �ste. Como ya mencionamos en el cap�tulo VI, el flujo del viento solar ha ido haciendo que el Sol rote cada vez m�s lentamente, pero como aqu�l se emite desde la superficie y el Sol no es s�lido, no hay por qu� esperar que las capas internas del Sol se frenen por la emisi�n del viento solar. Es posible que el n�cleo del Sol conserve a�n la r�pida rotaci�n de la estrella joven, aunque ahora su superficie gire de forma m�s lenta.
Por razones meramente te�ricas, basadas en el comportamiento de la �rbita de Mercurio, R. H. Dicke de la Universidad de Princeton ha supuesto tambi�n que el n�cleo del Sol debe girar mucho m�s r�pido que su superficie, con un periodo de alrededor de dos d�as. Si esto fuera as�, el ecuador solar deber�a expandirse un poco de modo que el di�metro ecuatorial solar deber�a medir unos 35 kil�metros m�s que el di�metro polar. Dicke ha reportado que registr� ya esa diferencia, pero observaciones posteriores realizadas por otros astr�nomos no han confirmado su registro.
Sin embargo, la posibilidad de que el interior del Sol gire de manera m�s veloz que su superficie ha despertado un gran inter�s en los f�sicos solares por las consecuencias que esto traer�a y porque tal vez as� se expliquen algunos de los enigmas del Sol, como ser�a, por ejemplo, la falta de neutrinos. Si el n�cleo solar girara tan r�pido como para completar una rotaci�n en casi dos d�as, la presi�n y la temperatura en �l ser�an menores que las que se han supuesto y esto implicar�a un flujo menor de neutrinos, m�s o menos en la medida en que se ha observado. Por otra parte, la rotaci�n m�s veloz de las capas internas del Sol tendr�a profundas implicaciones en el ciclo de actividad solar, al que dedicaremos buena parte del pr�ximo cap�tulo, el cual representa la forma como var�an en el tiempo las diferentes manifestaciones de actividad del Sol como son las manchas, las protuberancias, las f�culas, las r�fagas y aun los hoyos coronales.
La forma m�s directa de salir de dudas respecto a esta diferencia de rotaci�n consiste en poner en �rbita cerca de la superficie solar a un veh�culo espacial. Del mismo modo como los sat�lites geod�sicos han mostrado la forma real, aperada, de nuestro planeta y sus peque�as deformaciones por medio de alteraciones en sus �rbitas, la �rbita de un sat�lite solar muy cercano a su superficie ser�a extremadamente sensible a cualquier deformaci�n del Sol, en particular el ensanchamiento ecuatorial predicho.
Por razones obvias, las dificultades t�cnicas de un proyecto tal son enormes; sin embargo, dada la importancia que tienen estas posibles deformaciones en el entendimiento de la f�sica del Sol, la NASA tiene ya programado para fines de este siglo un proyecto semejante, al que se ha bautizado con el nombre de "Starprobe" o "Sonda Estelar". Pero existe otra manera, si no tan directa, s� bastante prometedora, de explorar el interior del Sol y es mediante una nueva disciplina que se ha llamado sismolog�a solar y que al igual que en nuestro planeta consiste en estudiar las oscilaciones que presenta el Sol para conocer su estructura interna. De esto hablaremos en la siguiente secci�n, pero antes terminaremos de analizar la rotaci�n superficial.
Uno de los resultados m�s sorprendentes del reci�n utilizado efecto Doppler es que, en periodos cortos, la rotaci�n diferencial del Sol var�a. Esto quiere decir que si nos fijamos por ejemplo en los casquetes polares, �stos giran primero m�s r�pido y despu�s m�s lento, para aumentar de nuevo su velocidad hasta completar un ciclo en aproximadamente 11 a�os. De esta manera, el Sol se tuerce primero hacia un lado y luego hacia el otro y esta oscilaci�n torcional viaja hacia el ecuador y regresa a los polos en un periodo de 22 a�os. Como veremos en el pr�ximo cap�tulo, �stos son tambi�n los periodos del ciclo de actividad solar y ah� analizaremos tambi�n las conexiones de este ciclo con la extra�a rotaci�n del Sol.
Por si todo esto fuera poco, resulta que el Sol tambi�n vibra, lo cual en realidad no es muy sorprendente pues el Sol es una masa de gas que se mantiene en equilibrio por la fuerza gravitacional de atracci�n que se opone a la expansi�n producida por la presi�n del gas caliente. En estas condiciones, un desbalance de estas fuerzas generar� perturbaciones que se propagar�n tanto en su interior como en su superficie. Las ondas en la superficie del Sol se pueden detectar por medio de desplazamientos superficiales, observables con el corrimiento Doppler del espectro emitido, o por variaciones de temperatura, detectables a trav�s de fluctuaciones de brillantez. Las observaciones muestran que en el Sol ocurren una gran cantidad de oscilaciones que van desde vibraciones de muy baja frecuencia del Sol entero hasta ondas magnetoac�sticas de alta frecuencia localizadas en determinadas regiones magn�ticas de la superficie y la atm�sfera. La mayor�a de estas oscilaciones se deben a ondas sonoras que en el Sol se desplazan entre 20 y 25 veces m�s r�pido que en la Tierra, debido a las temperaturas m�s altas y a la ligereza de los gases (principalmente hidr�geno) que lo componen.
En la zona de convecci�n deben estarse generando una gran cantidad de ondas sonoras debido a la turbulencia de esta zona, las cuales deben propagarse en todas direcciones en el Sol. La primera evidencia de oscilaciones en la superficie solar la obtuvo Robert Leighton del Instituto de Tecnolog�a de California en 1960 cuando estaba estudiando la evoluci�n de los gr�nulos. Encontr� que cada trozo de la atm�sfera se eleva y se hunde con un periodo de alrededor de cinco minutos y puede estar haciendo esto durante unos 25 o 30 minutos. Es como si la atm�sfera del Sol fuera perturbada por r�fagas de ondas, que producen unas oscilaciones peri�dicas de cinco minutos y luego se aquieta, para volver a perturbarse de nuevo. Al principio estas oscilaciones fueron interpretadas como respuestas locales de la atm�sfera solar a impulsos provenientes de abajo, como podr�an ser los creados por celdas convectivas calientes que se elevaran, pero en 1970 y 1971 Roger Ulrich, tambi�n de California, present� una teor�a en t�rminos de oscilaciones globales que entran en resonancia y se refuerzan en ciertos momentos y lugares dando como resultado las oscilaciones localizadas que se observan. En 1975, F. L. Dubner de Alemania comprob� en forma observacional los detalles predichos por esta teor�a, pero se observaron ligeras diferencias en los valores esperados que sirvieron para corregir el tama�o estimado de la zona de convecci�n en el interior del Sol. El gran �xito de la teor�a de Ulrich ha abierto un nuevo campo en la f�sica solar que se ha llamado heliosismolog�a.
En 1974, el astr�nomo norteamericano Henry Hill, al tratar de medir con mucha precisi�n el di�metro del Sol, encontr�, para su gran sorpresa, que �ste tiene una variaci�n peri�dica de unos 25 kil�metros. Esto, aunque es muy poco comparado con su radio de casi 700 000 kil�metros, es suficiente para poderse medir. As� pues, el Sol se hincha y se contrae continuamente como si estuviera respirando. Muchas estrellas oscilan de este modo, expandi�ndose y contray�ndose con periodos que van desde el orden de un a�o hasta algunos d�as y menos, y no es raro que su radio m�ximo sea de varias veces su radio m�nimo. M�s recientemente un equipo de astr�nomos franceses, usando sensores a bordo del veh�culo espacial norteamericano OSO, detect� una expansi�n y contracci�n de la atm�sfera solar con un periodo de 14 minutos y una amplitud de 1 300 kil�metros.
Todos estos estudios, que pertenecen ahora a la heliosismolog�a, han despertado un gran inter�s entre los f�sicos solares pues, principalmente, el estudio de estas oscilaciones permitir�n conocer mejor la estructura interna del Sol, del mismo modo que la sismolog�a terrestre ha permitido que sepamos c�mo es el interior de nuestro planeta. Se espera con ella poder determinar la densidad, temperatura y composici�n del interior del Sol, medir las diferentes velocidades de rotaci�n de las capas internas y as� tal vez ayudar a resolver el problema de los neutrinos faltantes y esclarecer los mecanismos del ciclo de actividad solar. Se espera tambi�n poder determinar el campo magn�tico interno del Sol y sus caracter�sticas gravitacionales con m�s detalle y se buscan adem�s indicios de las caracter�sticas iniciales del Sol para poner a prueba los modelos cosmol�gicos.
Sin embargo, el problema principal de la heliosismolog�a es que requiere de la observaci�n prolongada del Sol durante periodos continuos, cosa que no se puede hacer desde un observatorio terrestre, pues para �l el Sol est� sobre el horizonte s�lo unas cuantas horas. Una soluci�n que ya se est� planeando es la de establecer una red de observatorios con telescopios id�nticos a diferentes longitudes sobre la Tierra de modo que aquel siempre pueda ser observado por alguno de ellos. Otra posibilidad, en la que tambi�n ya se est� trabajando, es la de colocar un observatorio en �rbita terrestre de manera tal que nunca cruce la sombra de la Tierra y pueda observar al Sol continuamente. Una tercera posibilidad, que ya se ha llevado a cabo, es la de observar desde los polos de la Tierra durante el verano, cuando el Sol se mantiene continuamente sobre el horizonte. Una expedici�n con este prop�sito fue organizada en 1980 por cient�ficos franceses y norteamericanos, quienes se establecieron una temporada en el polo Sur, la cual result� de mucho �xito. De las observaciones realizadas a trav�s de cinco d�as continuos se obtuvo informaci�n que permiti� afinar mejor la estructura interna del Sol y que sugiere que en efecto el interior solar gira m�s velozmente que su superficie y que el n�cleo debe estar girando de dos a nueve veces m�s r�pido que la fot�sfera.
