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 �poca permitieron un gran n�mero de importantes descubrimientos astron�micos al acercar, por primera vez, los cuerpos celestes a nuestros ojos. Usando el telescopio, Galileo y algunos otros contempor�neos 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 sufri� en los �ltimos a�os de su vida, pues entonces se desconoc�a el peligro de observar al Sol directamente.
En el siglo XVIII se fabricaron ya telescopios m�s grandes, de mayor alcance y resoluci�n, y hoy se les fabrica realmente gigantescos, tanto as� que aumentan la sensibilidad del ojo humano en casi un mill�n de veces. Lejanos cuerpos nunca antes observados se muestran ahora n�tidamente ante nuestros ojos y los detalles de la superficie de nuestra estrella se pueden apreciar con una claridad tan sorprendente que es como si estuvi�ramos mirando al patio del vecino. Los problemas que presenta la opacidad de la atm�sfera han sido superados por la tecnolog�a espacial que ha permitido poner telescopios en �rbita por encima de ella, ampliando de manera gigantesca las posibilidades de observaci�n.
La telescop�a, que se inici� �nicamente en la regi�n �ptica (esto es, registrando solamente luz), se ha visto enriquecida en este siglo con la radiotelescop�a, que registra se�ales de radio procedentes del espacio, y gracias a la tecnolog�a espacial se hace ahora tambi�n telescop�a 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 im�genes detalladas; la telescop�a moderna no s�lo nos ha acercado un sinn�mero de cuerpos distantes, sino que nos ha proporcionado nuevos ojos para ver otras luces. No existe ya ning�n mensaje electromagn�tico en el Universo que no estemos en posibilidades de recibir.
La telescop�a ha recibido gran ayuda de las t�cnicas fotogr�ficas a partir
de 1870 y en la actualidad la observaci�n visual est� pr�cticamente desterrada
de los observatorios profesionales. La c�mara fotogr�fica 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.
Adem�s, las placas fotogr�ficas son sensibles a radiaciones que el ojo humano
no puede ver y con un tiempo prolongado de exposici�n pueden obtenerse impresiones
de im�genes tan tenues que nuestros ojos nunca podr�an registrar. La fotograf�a
ha sido una herramienta muy valiosa en la investigaci�n del Sol, no s�lo proporcionando
placas fijas con gran cantidad de informaci�n, sino tambi�n pel�culas que nos
permiten registrar la din�mica de los procesos solares.
Si encontramos una roca que nos interesa conocer podemos llevar un trozo de ella a un laboratorio y analizar sus caracter�sticas f�sicas y qu�micas, pero �qu� hacer con el enorme Sol que est� tan lejos? No podemos ir a �l para tomar una muestra y traerla a nuestro laboratorio, ni podemos colocar detectores o medidores en su superficie para obtener informaci�n de su estado f�sico; todo lo que tenemos aqu� en la Tierra es la luz que de �l nos llega, y esto despu�s de haber sido parcialmente absorbida y dispersada por nuestra atm�sfera. A finales del siglo XIX el fil�sofo franc�s Auguste Comte declar� que el hombre deber�a resignarse a la ignorancia eterna de la composici�n y las caracter�sticas f�sicas de las estrellas; unos cuantos a�os bastaron para demostrar lo equivocado que estaba. La astronom�a moderna dispone hoy de suficientes teor�as, m�todos y aparatos como para saber la composici�n de las estrellas, su temperatura, sus movimientos, su magnetismo, su estructura, etc., con s�lo analizar la luz que emiten. Un mundo de informaci�n llega a nosotros en cada rayo de luz y las �ltimas d�cadas de desarrollo cient�fico y tecnol�gico nos han permitido penetrar en ese mundo.
Despu�s de la invenci�n del telescopio, el siguiente avance importante en instrumentaci�n ocurri� 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 difracci�n finamente rayada sobre la superficie de un espejo metalizado. Isaac Newton, en 1666, hab�a 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 l�neas espectrales muy estrechas, correspondiendo a distintos colores o longitudes de onda de la luz. Lo interesante es que el an�lisis de este conjunto de l�neas, o espectro solar, nos permite saber una gran cantidad de cosas respecto al Sol.
En primer lugar, cada elemento qu�mico al calentarse emite luz en una serie de l�neas 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, �sta absorber� aquellos colores que corresponden a su espectro de emisi�n produciendo un espectro de absorci�n que la identifica igualmente. En 1802 William Wollaston, en Londres, descubri� algunas l�neas oscuras en el espectro de emisi�n del Sol y durante los siguientes 10 a�os, el f�sico alem�n Joseph von Fraunhofer desarroll� grandes mejoras en los espectroscopios de su �poca y pudo localizar casi 600 de estas l�neas oscuras en el espectro solar. En 1859 otro f�sico alem�n, Gustav Kirchhoff, explic� el significado de estas l�neas oscuras, describiendo al Sol como un cuerpo caliente rodeado de capas de vapor m�s fr�as 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 l�neas de Fraunhofer con los espectros observados en el laboratorio para elementos conocidos se ha podido saber de qu� est� hecho el Sol y la intensidad de las l�neas permite conocer qu� tan abundante es el elemento identificado. As� se han encontrado en el Sol 63 elementos y 11 mol�culas y sus respectivas abundancias. Entre los elementos observados se encontr� uno que hasta entonces no se hab�a observado en la Tierra; se le puso por nombre "helio" que es la palabra griega para Sol, y de hecho constituye el segundo elemento m�s abundante en nuestra estrella. Actualmente, con las observaciones realizadas por encima de la atm�sfera, 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 l�neas de absorci�n. En el lejano ultravioleta, el espectro solar se convierte en un espectro de emisi�n que corresponde a los elementos constituyentes de las capas m�s externas de la atm�sfera del Sol.
Por otra parte, del an�lisis de las curvas de emisi�n solar y de las caracter�sticas de los espectros se pueden deducir la temperatura, la presi�n, 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 l�neas 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 l�neas espectrales,1 se pueden identificar y medir campos magn�ticos. Con el magnet�grafo fotoel�ctrico se han podido medir y cartografiar los campos magn�ticos solares, tanto los de regiones localizadas, como el campo magn�tico general.
Figura 14. L�neas espectrales. Al observar la luz del Sol con un espectroscopio se aprecian distintas l�neas espectrales o sea distintas se�ales en diferentes longitudes de onda; una representaci�n esquem�tica de esto se muestra en la figura (a). En el conjunto de l�neas caracter�sticas de algunos elementos y as� descubrir de que está hecho el Sol. De la intensidad de la l�nea de puede saber la abundancia de cada elemento y del conjunto de ellas se puede deducir la temperatura. Tambi�n es posible saber si el material est� en movimiento, pues en ese caso se produce el llamado efecto Doppler que consiste en un corrimiento de las l�neas 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. Tambi�n es posible saber si el material est� o no magnetizado, pues en presencia de un campo magn�tico algunas l�neas se desdoblan en varias como se muestran en la figura (c). A esto se le conoce como el efecto Zeeman. La separaci�n entre ellas permite conocer la intensidad del campo y las internsidades relativas entre ellas informan de su direcci�n.
Como hemos mencionado, el espectr�metro est�ndar separa en los diferentes colores la luz que llega del Sol. Sin embargo, la posibilidad de obtener im�genes a una sola longitud de onda resulta muy necesaria para apreciar ciertos detalles de gran valor para la investigaci�n solar. A finales del siglo pasado, George Ellery Hale desarroll� el espectroheli�grafo, un instrumento con la habilidad de estrechar el rango de color a una sola l�nea y producir una imagen en esa longitud de onda. El espectroheli�grafo fue responsable de gran parte del progreso en la f�sica solar de las primeras d�cadas de nuestro siglo; hizo posible; por ejemplo, obtener una imagen del Sol en la luz roja brillante de hidr�geno, en la luz violeta del calcio y en muchos otros colores de los diversos elementos excitados en la atm�sfera 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 im�genes notables del Sol. T�cnicas m�s recientes logran el mismo resultado usando filtros de transmisi�n de banda angosta, basados en un dise�o original del astr�nomo franc�s Bernard Lyot, en 1950. Con el dise�o reciente del filtro �ptico sintonizable se pueden observar en sucesi�n varias l�neas espectrales o explorar el perfil de una sola l�nea espectral para ver el desdoblamiento Zeeman o el corrimiento Doppler.
El ingenio del hombre ha logrado descifrar toda la informaci�n 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 m�s altas de la atm�sfera solar —la cromosfera y la corona—, cuya luz es tan d�bil 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 astr�nomos se las han ingeniado para producir eclipses artificiales que permitan el estudio de la interesante atm�sfera exterior del Sol. En 1930, Bernard Lyot construy� un coron�grafo, 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 modificaci�n de este instrumento, el coron�metro K, inventado en 1950, usa detecci�n fotoel�ctrica y permite observar la corona a nivel del mar y a trav�s del cielo brumoso.
Aunque la idea del coron�grafo es muy simple, su construcci�n requiri� del desarrollo de instrumentos �pticos de gran calidad, pues el �xito de su funcionamiento depende de la calidad �ptica de los lentes usados, ya que la dispersi�n de una peque�a fracci�n de la luz del disco solar ser�a suficiente para opacar la tenue emisi�n de las capas m�s exteriores del Sol.
Como se mencion� anteriormente la telescop�a solar ha tenido que remontarse por encima de la atm�sfera 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 d�cadas de este siglo se ech� mano de los aeroplanos y dirigibles para enviar equipo y observadores por encima de la capa m�s densa de la atm�sfera, y tambi�n se inici� el env�o de globos no tripulados con equipo autom�tico o controlado desde Tierra. Sin embargo, el �xito de estos vuelos result� muy limitado, pues la capa de atm�sfera que a�n quedaba encima de ellos bloqueaba bastante la radiaci�n solar.
Las observaciones realmente fuera de la atm�sfera 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 a�os siguientes la tecnolog�a de la astronom�a en cohetes progres� de manera continua y el rico espectro de longitud de onda corta del Sol fue muestreado hasta unos cuantos angstroms2 abarcando la zona de rayos X. Los resultados obtenidos fueron tan excitantes que estimularon el inter�s por realizar observaciones de m�s larga duraci�n a bordo de sat�lites, pues la corta duraci�n del vuelo de un cohete no permite realizar estudios astron�micos muy adecuados.
Con la puesta en �rbita del primer sat�lite artificial en 1957 se abri� la posibilidad de la astronom�a desde el espacio y se inici� un proyecto para lanzar los sat�lites Vanguard, equipados con detectores de rayos X. Este proyecto fracas�, pero en 1960 el programa Solrad logr� poner en �rbita su primer monitor espacial para mantener una observaci�n continua del flujo solar en rayos X y en una de las l�neas espectrales del hidr�geno, la l�nea Lyman a. En ese mismo a�o se obtuvo la primera imagen burda del Sol en rayos X.
En 1962 se puso en �rbita el primero de la serie de los "observadores solares orbitales" (OSO), un ambicioso proyecto que const� en total de ocho veh�culos espaciales en �rbita alrededor de la Tierra, los cuales mantuvieron una observaci�n casi continua de las emisiones de onda corta del Sol durante 17 a�os.
Pero sin lugar a dudas, el m�s grande de los observatorios solares en �rbita terrestre ha sido el Skylab, una estaci�n espacial tripulada que transport� un conjunto de ocho telescopios —el Montaje Telesc�pico Apolo (ATM)—, siete de los cuales utilizaron pel�cula fotogr�fica que fue tra�da 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 m�s corta. Durante nueve meses, que concluyeron en febrero de 1974, la tripulaci�n y el equipo del Skylab, junto con el equipo y personal de tierra relacionado con el proyecto, llevaron a cabo la investigaci�n m�s intensa y mejor organizada que se ha realizado jam�s de un cuerpo estelar, y este cuerpo estelar fue el Sol.
Figura 15. El Skylab. Una de las misiones espaciales m�s 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 reuni�, durante nueve meses de intensa operaci�n, informes de la emisiones solares en casi todas las longitudes de onda.
En 1980 otros dos observatorios solares se pusieron en �rbita alrededor de
la Tierra: la Misi�n del M�ximo Solar, conocido como el SMM y el
Inotori, un sat�lite japon�s. El SMM transporta un arreglo semejante
al ATM del Skylab s�lo que en menor escala y automatizado, con telescopios capaces
de detectar hasta rayos g .
El Inotori tambi�n transporta telescopios para observar las regiones de muy
corta longitud de onda. Ambos fueron espec�ficamente planeados para observar
al Sol durante el m�s reciente periodo de m�xima actividad solar que ocurri�
alrededor de 1980 y que, como veremos en cap�tulos posteriores, se repite aproximadamente
cada 11 a�os.
Hasta aqu� hemos tratado solamente con los esfuerzos que se han hecho por detectar las emisiones electromagn�ticas del Sol (del tipo de la luz); pero el Sol tambi�n emite part�culas, algunas en forma continua —lo que se ha llamado el "viento solar"— y otras en forma espor�dica y explosiva; estas �ltimas se conocen como "part�culas energ�ticas solares" y "rayos c�smicos solares". De todas las emisiones del Sol hablaremos en los siguientes cap�tulos, pero aqu� deseamos hacer una revisi�n de las maneras como se registran las part�culas solares.
En primer lugar, ni el viento solar ni las part�culas energ�ticas llegan a la superficie de la Tierra; su observaci�n se realiza en el medio interplanetario por medio de sat�lites y sondas espaciales que llevan a bordo detectores capaces de medir los flujos de part�culas y de discriminar su masa, su carga y su energ�a, y en ocasiones tambi�n la direcci�n en que se mueven. Las part�culas m�s energ�ticas que provienen del Sol, los rayos c�smicos solares, fueron observados por primera vez por detectores en globos a gran altura y en ocasiones pueden desencadenar en la atm�sfera una serie de reacciones nucleares capaces de producir otras part�culas que s� pueden detectarse sobre la superficie de la Tierra.
Por otra parte, la observaci�n del campo magn�tico no s�lo en la superficie del Sol, sino en todo el medio interplanetario proporciona tambi�n mucha informaci�n respecto a los procesos solares, por lo que muchos sat�lites y sondas espaciales incluyen entre su equipo de detecci�n magnet�metros cada vez m�s refinados. En particular, en 1974 y 1976 fueron lanzados los veh�culos espaciales Helios A y B para ser puestos en �rbitas solares. Estos veh�culos espaciales, que pasan m�s cerca del Sol que Mercurio, no transportan telescopios sino detectores de part�culas y de campos magn�ticos. Otros veh�culos espaciales han hecho extensas mediciones de part�culas y campos magn�ticos solares desde 1960. Futuras misiones, incluyendo la Misi�n Polar Solar, que circundar� al Sol no por su plano ecuatorial sino pasando por los polos, y una misi�n espec�fica de exploraci�n de la corona solar, se encuentran ya en preparaci�n, y seguramente la tecnolog�a espacial de las pr�ximas d�cadas har� todav�a mucho por ayudarnos a conocer al Sol.
INTERRELACI�N CIENCIA-TECNOLOG�A
Todo lo expuesto con anterioridad en este cap�tulo puede dar la impresi�n de que la investigaci�n del Sol —y en general, la investigaci�n cient�fica— ha tenido que esperar pacientemente a que los desarrollos tecnol�gicos le permitan avanzar. Nada m�s falso que esto. La urgencia de mejores y nuevos aparatos de registro para la investigaci�n ha sido a lo largo de la historia un gran impulsor de la tecnolog�a. La astronom�a solar actual requiere de dise�os �pticos de alta calidad, de aparatos electr�nicos de gran especializaci�n, de detectores de campos y part�culas muy sensibles y espec�ficos, de procesadores de informaci�n de gran capacidad y precisi�n. Estos requerimientos han forzado a t�cnicos y cient�ficos a trabajar juntos en la construcci�n de aparatos de tecnolog�a cada vez m�s avanzada.
Por supuesto que toda esta actividad ha requerido y seguir� requiriendo de grandes inversiones. Pero todo el dinero que se ha invertido en el desarrollo tecnol�gico espec�fico que ha demandado la investigaci�n solar, y en general la astronom�a y la exploraci�n del espacio, est� ampliamente justificado con las aplicaciones a nivel social que han encontrado estos desarrollos en la industria, la organizaci�n social, las construcciones, la medicina, la transportaci�n, la seguridad de la poblaci�n, etc., sin contar la ayuda que prestan tambi�n al desarrollo de otras ramas de la ciencia.
Pero aun cuando no hubiera sido as�, aun cuando la tecnolog�a espec�fica requerida por la ciencia fuera s�lo �til para la ciencia misma el gasto y el esfuerzo valdr�an la pena. El mejor conocimiento de nuestro Universo, incluy�ndonos a nosotros mismos, es en s� una empresa suficientemente valiosa. La ciencia moderna es una actividad bastante cara, pero no es s�lo el lujo que se da el hombre de satisfacer su curiosidad natural y poner en funcionamierito sus cualidades racionales m�s elevadas; es, en su mayor parte y en su esencia misma, la b�squeda persistente de una vida mejor.
NOTAS
1 Cuando la luz se emite en un campo magn�tico, una l�nea de emisi�n se puede convertir en varias muy cercanas.
2 El angstrom es una unidad de longitud com�nmente usada para medir longitudes de onda muy cortas y equivale a una cienmillon�sima de cent�metro.
