V. �C�MO ES EL SOL?
LA HISTORIA de nuestro conocimiento f�sico del Sol se inicia en los siglos XVIII y XIX, cuando las propiedades de los gases se estudiaron ampliamente en el laboratorio. En 1869 el americano Jonathan Lane propuso la idea de que el Sol es una esfera de gas que se mantiene unida por fuerzas gravitacionales y que contiene una fuente central de energ�a. A principios del siglo XX sus ideas fueron desarrolladas en m�s detalle por el astrof�sico suizo Jacob Robert Emden, quien propuso el primer modelo te�rico del Sol seg�n el cual �ste consiste en una serie de capas gaseosas conc�ntricas; los dos principios b�sicos del modelo son que en cada nivel la presi�n interna debe ser suficiente para soportar el peso del gas que hay encima y que �ste est� determinado por la atracci�n gravitacional de todo el gas que yace debajo.
Calculando de las observaciones el tama�o del Sol, y por medio de la teor�a de la gravitaci�n su masa, fue posible estimar su densidad media que es de alrededor de 1.4 g/cm3. Esta densidad es superior a la del agua (cuya densidad es de 1 g/cm3), por lo que el Sol, aunque es gaseoso, no podr�a flotar en ella.
La interpretaci�n cuantitativa de las observaciones de la superficie del Sol
y de sus capas atmosf�ricas que permiti� conocer su composici�n qu�mica, su
temperatura y su presi�n fue posible gracias al desarrollo de la espectroscop�a
hace m�s de 100 a�os. En el siglo XIX fue posible ya deducir la
temperatura de la superficie del Sol a partir de su brillantez y de la distribuci�n
de �sta respecto a la longitud de onda del espectro visible. La temperatura
as� deducida es de cerca de 6 000°K1
y es por esto que el Sol es amarillo; si su superficie fuera m�s caliente se
ver�a m�s azul y si fuera m�s fr�a se ver�a m�s roja.
A principios de este siglo ya se conoc�an muchas de las propiedades f�sicas fundamentales de nuestra estrella. En 1874 J. Norman Lockyer public� un voluminoso libro sobre el Sol al que con posterioridad se dio el nombre de F�sica solar, por lo que �sta era ya una ciencia madura mucho antes de que nacieran los cient�ficos que se encuentran ahora activos en ese campo.
Figura 16. La temperatura del Sol. La temperatura del centro del Sol es del orden de 15 a 20 millones de grados C y disminuye hacia la superficie donde alcanza un valor m�nimo de alrededor de 4000 grados C. Sorprendentemente, la temperatura a partir de ah� vuelve a aumentar llegando a un valor que rebasa el mill�n de grados en la corona.
Al disponer de mejores instrumentos para observar el Sol y de teor�as m�s completas del comportamiento de los gases fue posible conocer mejor sus caracter�sticas y generar modelos m�s detallados y m�s satisfactorios. El desarrollo de la f�sica at�mica y de la teor�a electromagn�tica en los primeros a�os de este siglo permiti� hacer c�lculos te�ricos respecto de las caracter�sticas del interior del Sol. A. S. Eddington, Karl Schwarzschild, Subrahmanyan Chandrasekhar, y otros, demostraron que la temperatura central del Sol deber�a estar alrededor de los �10 millones de grados! y que su densidad deber�a estar cercana a �100 veces la densidad del agua! Ahora se estima que la temperatura del n�cleo debe ser a�n m�s alta, entre 15 y 20 millones de grados. A pesar de su densidad tan alta, alrededor de 12 veces la densidad del plomo, la materia en el n�cleo del Sol es gaseosa, y no l�quida ni s�lida, debido a la alt�sima temperatura. A temperaturas de millones de grados los �tomos est�n completamente ionizados, es decir, ya no tienen ligados a ellos a sus electrones, sino que �stos se mueven de manera libre en la gran agitaci�n t�rmica.
Desde el centro hacia la superficie la temperatura del Sol disminuye hasta llegar a los 6 000 grados, pero a cierta altura, en su atm�sfera, la temperatura aumenta de nuevo y vuelve a alcanzar valores superiores a un mill�n de grados. Esta es una de las caracter�sticas m�s sorprendentes del Sol y de ella hablaremos con detalle en el siguiente cap�tulo. La mayor parte de la masa del Sol est� concentrada hacia el centro: aproximadamente el 90% est� en su mitad interior. A la mitad del camino del centro hacia afuera la densidad del Sol es igual a la del agua y en su superficie es tan delgada que tiene un valor menor a una diez mil�sima de la densidad de nuestro aire.
Como se mencion� en el cap�tulo anterior, la espectroscop�a ha permitido desde el siglo pasado la identificaci�n de los elementos qu�micos que constituyen el Sol, y en tiempos m�s recientes la detecci�n en el espacio de los rayos c�smicos solares ha ayudado tambi�n a conocer mejor de qu� est� hecho.
En 1859 Gustav Kirchhoff logr� identificar ocho elementos en el Sol analizando el espectro de absorci�n de Fraunhofer. En 1897 Henry Augustus Rowland public� un mapa fotogr�fico de 12 metros del espectro solar que permiti� identificar la presencia de 39 elementos qu�micos en el Sol. Con la extensi�n de las observaciones del espectro solar hacia el infrarrojo por un lado y hacia el ultravioleta por el otro, lo cual ha sido posible con el empleo de veh�culos fuera de nuestra atm�sfera y con el an�lisis de la composici�n de las part�culas que el Sol lanza hacia el espacio, se ha podido constatar que �ste se encuentra compuesto de los mismos elementos qu�micos que la Tierra, aunque en proporciones muy diferentes.
La mayor parte del Sol es hidr�geno; aproximadamente el 92% de sus �tomos son �tomos de hidr�geno y casi todo el resto de helio. Los dem�s elementos son pr�cticamente impurezas, pues constituyen solo el 0.1% del n�mero total de �tomos.
Sin embargo, tanto la espectroscop�a como el an�lisis de las part�culas emitidas por el Sol nos dan informaci�n solamente de la composici�n qu�mica de las capas m�s externas del Sol (la llamada atm�sfera solar), pues es de �stas de donde proceden tanto la luz como las part�culas que registramos. La mayor�a de las l�neas oscuras de Fraunhofer se originan en las capas m�s bajas de la atm�sfera solar, por lo que las abundancias derivadas de estas l�neas corresponden a las abundancias en esa regi�n. Las l�neas de emisi�n solares (l�neas brillantes) se originan en las capas altas de la atm�sfera solar y por lo tanto reflejan las condiciones de estas capas. En el interior del Sol las abundancias relativas de los diversos elementos pueden ser diferentes y de hecho se espera que lo sean por consideraciones te�ricas de los procesos que se supone que ah� ocurren. As� pues, las abundancias mencionadas en el p�rrafo anterior corresponden en t�rminos generales a la composici�n global de nuestra estrella, aunque las proporciones no sean exactamente las mismas en las diferentes capas del Sol.
El Sol es una esfera de gas caliente, pero no una esfera homog�nea; tiene una estructura diferenciada en capas conc�ntricas de diferentes propiedades. La superficie visible del Sol es la fot�sfera, cuyo nombre quiere decir "esfera de luz" y es una capa muy delgada, de aproximadamente 300 kil�metros de espesor (0.05% del radio del Sol). Aunque parece que �sta es la capa m�s externa, en realidad no es as�. Cuando la brillante luz de la fot�sfera es cubierta por el disco de la Luna durante un eclipse total de Sol, es posible distinguir dos capas superiores de tenue brillo pero claramente diferentes. La primera de ellas es una capa de luz rojiza llamada crom�sfera, de aproximadamente 8 000 kil�metros de espesor. Por encima de ella se encuentra la corona, de tenue luz aperlada que se extiende hasta m�s all� de la Tierra. En realidad, el Sol no tiene una "superficie" bien definida, sino que su densidad disminuye continuamente desde su centro hacia afuera a trav�s de todo el sistema planetario y se mezcla, m�s all� de �l, con el material interestelar. Lo que llamamos "el radio del Sol" es la distancia del centro al borde superior de la fot�sfera, pero el Sol se extiende en realidad por much�simos millones de kil�metros y hablando de manera propia deber�amos decir que la Tierra y todos los planetas se encuentran inmersos en �l.
Figura 17. Las capas del Sol. La estructura solar no es homog�nea; el Sol est� formado por diferentes capas sobrepuestas. Su parte central es el n�cleo en el cual se genera toda energ�a; m�s afuera se encuentra otra zona donde esta energ�a se propaga en forma de radiaci�n y se llama zona radiativa; cubriendo a ésta se encuentra la zona convectiva, donde la energ�a se emplea en hacer circular el material desde el fondo de esta zona hasta la superficie del Sol. Por encima de estas se encuentran otras tres capas: la fot�sfera, que es desde donde se emite la mayor parte de la luz que nos llega del Sol; la crom�sfera que es una delgad�sima capa de tono rojizo; y finalmente la tenue corona que se extiende hasta m�s all� de la �rbita de Plut�n.
La estructura del interior del Sol no puede observarse en forma directa y s�lo puede deducirse mediante consideraciones te�ricas a partir de sus caracter�sticas superficiales. De esta manera se ha estimado que su interior est� diferenciado en tres zonas. La m�s interna, que va desde el centro hasta una distancia de aproximadamente dos d�cimas del radio del Sol, es el n�cleo, donde se produce de forma constante una enorme cantidad de energ�a. Esta energ�a es transportada hacia la superficie del Sol, primero en forma de radiaci�n —por absorci�n y emisi�n de rayos X— y posteriormente en forma convectiva —por medio de burbujas de gas caliente que suben hasta la superficie—. La primera regi�n es la llamada zona radiativa, que se extiende desde dos d�cimas hasta seis u ocho d�cimas del radio del Sol, y la segunda es la zona convectiva, que va desde seis u ocho d�cimas del radio del Sol hasta la superficie. Del interior del Sol hablaremos con m�s detalle en el cap�tulo VII.
Describiremos ahora someramente las capas atmosf�ricas del Sol, cuyas caracter�sticas ser�n tambi�n discutidas con detalle en cap�tulos posteriores.
La fot�sfera: la mayor parte de la energ�a solar que se recibe en la Tierra proviene de la fot�sfera que emite un continuo de radiaci�n electromagn�tica, casi toda en el visible. Las capas superiores de la fot�sfera tambi�n absorben radiaci�n, produciendo el espectro de l�neas de absorci�n de Fraunhofer que se superpone al espectro continuo de emisi�n. La capa baja de la fot�sfera est� compuesta por material parcialmente ionizado —en su mayor parte hidr�geno— y en sus capas altas el hidr�geno es principalmente neutro. La densidad t�pica de la fot�sfera es de manera aproximada de un 10 mil�simo de la del aire al nivel del mar y contiene en total s�lo un quinto de una billon�sima de la masa del Sol. En la fot�sfera la temperatura disminuye de abajo hacia arriba, desde 8 500�K en su base hasta unos 4 500°K en la parte superior, y su temperatura media es de alrededor de 5 770°K.
Figura 18. Gr�nulos y manchas solares. Las observaciones telesc�picas de la superficie solar han mostrado que �sta tiene una estructura granulosa en constante cambio pero siempre presente. Aqu� y all� suelen tambi�n observarse en el Sol zonas obscuras, llamadas manchas solares, que surgen y luego desaparecen. El n�mero y la posici�n de las manchas solares var�a c�clicamente, siguiendo reglas bastante precisas.
Cuando se observa en detalle a trav�s de un telescopio, la fot�sfera presenta un aspecto granuloso; la superficie del Sol est� cubierta por un sinn�mero de peque�as celdas brillantes separadas por delgadas l�neas oscuras. Estas celdas, llamadas gr�nulos tienen un tama�o promedio de 2 000 km y son de vida muy corta: cada gr�nulo individual tiene una vida de alrededor de 10 minutos despu�s de los cuales se desvanece, por lo que el aspecto granular de la superficie solar es cambiante de forma continua. Adem�s de estos peque�os gr�nulos, se encuentra una granulaci�n de mayor escala, los llamados supergr�nulos, de aproximadamente 30 000 kil�metros de di�metro, cuyas vidas son de alrededor de un d�a y suman del orden de 5 000 en cada momento.
Pero la caracter�stica m�s notable de la fot�sfera son las llamadas manchas, enormes regiones oscuras con tama�os entre 1 000 y 100 000 kil�metros (m�s de siete veces el di�metro de la Tierra) que rotan con el Sol y cuyo n�mero aumenta y disminuye siguiendo un ciclo de aproximadamente 11 a�os. Las manchas y su evoluci�n son tan importantes en la din�mica solar que les dedicaremos m�s atenci�n en los cap�tulos IX y X. En la fot�sfera solar aparecen tambi�n las f�culas, que son regiones m�s brillantes y m�s calientes que el resto de la fot�sfera y que suelen estar asociadas a las manchas. El exceso de temperatura en una f�cula es cuando m�s de 250 grados.
La crom�sfera: hasta antes de la invenci�n del cron�grafo, en 1930, la crom�sfera y la corona solares s�lo pod�an ser observadas durante eclipses totales de Sol, cuando la Luna bloquea la intensa luz del disco. En esos momentos es posible observar un anillo de intensa coloraci�n rojo magenta que yace inmediatamente encima de la fot�sfera con un grosor muy variable, entre 1 000 y 8 000 kil�metros; esta intensa coloraci�n es la que dio a la crom�sfera su nombre que significa "esfera de color". En la parte inferior de la crom�sfera, la temperatura es de unos 4 000 grados Kelvin y sus primeros 3 000 kil�metros est�n compuestos en especial por �tomos neutros (no ionizados) de hidr�geno, con una densidad del orden de un bill�n de �tomos por cent�metro c�bico. Cerca de los 3 000 kil�metros de altura la temperatura empieza a subir r�pidamente, alcanzando un valor de un mill�n de grados Kelvin alrededor de los 8 000 kil�metros; a esta altura la densidad ha bajado hasta unos 1 000 millones de �tomos por cent�metro c�bico y todo el material se encuentra ionizado. Esta regi�n en la parte alta de la crom�sfera se conoce como la regi�n de transici�n; a partir de ah� empieza la corona, la capa del Sol de mayor extensi�n, la cual envuelve a todos los planetas del Sistema Solar.
El gas en la crom�sfera tiene una densidad tan baja que no puede emitir luz blanca; s�lo emite en algunas l�neas espectrales, de las cuales las m�s intensas pertenecen al hidr�geno, al helio y al calcio, y son las que le dan su coloraci�n. Como el gas cromosf�rico es pr�cticamente transparente a la luz fotosf�rica, no es posible observarlo en luz blanca, salvo en los momentos de un eclipse total, pero con la ayuda de un espectroheli�grafo que tome im�genes del Sol s�lo en las longitudes de onda donde la crom�sfera emite intensamente se pueden obtener im�genes bastante detalladas de esta capa sobre toda la superficie del Sol en cualquier momento. Donde se estudia mejor la crom�sfera es en una de las l�neas del hidr�geno (la llamada Ha de 6 563A, en la parte roja del espectro.
Vista sobre el limbo (orilla del disco) solar, la crom�sfera presenta el aspecto de una llameante pradera de la cual surgen enormes leng�etas individuales aqu� y all�. El aspecto de pradera llameante lo constituye una gran cantidad de peque�os chorros de material llamados esp�culas que se levantan y se desvanecen entre 5 y 10 minutos. Las esp�culas aparecen como peque�as y brillantes oleadas, algunas muy delgadas y otras hasta de unos 500 kil�metros de grueso. Emergen a partir de los 1 500 kil�metros de altura y se levantan hasta una altura aproximada de 8 000 kil�metros, aunque algunas sobrepasan los 15 000 kil�metros de altura sobre la fot�sfera; el material en el chorro alcanza una velocidad de entre 20 y 30 kil�metros por segundo. Las esp�culas no se encuentran dispersas sobre la fot�sfera, sino en grupos que semejan arbustos; con frecuencia se encuentran en la base de estos arbustos zonas brillantes llamadas playas que generalmente est�n cerca de las manchas solares y constituyen la extensi�n cromosf�rica de las f�culas. A estas regiones se les llama tambi�n "regiones activas", pues en ellas suelen ocurrir intensas y brillantes explosiones llamadas r�fagas.
Sobre el borde formado por las esp�culas, y adentr�ndose ya en la corona, surgen de vez en cuando inmensos arcos de material, enormes vol�menes de hidr�geno m�s denso y m�s fr�o que el gas circundante, que se alzan hasta unos 50 000 kil�metros o m�s sobre la superficie del Sol, los cuales pueden permanecer durante semanas y aun meses sin desvanecerse. Estas inmensas oleadas, llamadas protuberancias estacionarias, se observan sobre el disco en la l�nea Ha como largos filamentos oscuros que se enrollan a lo largo de cientos de miles de kil�metros.
La caracter�stica m�s importante de la crom�sfera es que toda su estructura est� dominada por el campo magn�tico del Sol, del cual hablaremos m�s adelante en este cap�tulo. Esto se debe a que el material en ella est� ionizado y la presi�n del gas es muy baja comparada con la presi�n magn�tica, por lo que las l�neas del campo controlan y ordenan los movimientos del material.
La corona: m�s arriba de la crom�sfera se encuentra la �ltima y m�s extensa capa del Sol: la corona, llamada as� porque al observarla durante un eclipse total de Sol resplandece con tenue luz blanca aperlada, coronando el disco oscurecido. La luz de la corona cerca del Sol es apenas tan intensa como la de la Luna llena por lo que s�lo es posible observarla sobre el limbo durante un eclipse total.
Figura 19. La corona observada durante un eclipse. Desde hace m�s de dos mil a�os se han hecho registros del aspecto que muestra la corona solar al ser observada durante un eclipse total de Sol. Su tenue luz blanca y su estructura en formas alargadas como p�talos o rayos constituyen un espect�culo realmente bello. El material en la corona es tan caliente que se encuentra casi totalmente ionizado y constituye lo que se conoce como un plasma.
Las primeras observaciones de la corona durante la ocurrencia de un eclipse total de Sol datan de por lo menos el a�o 100 a.C. En 1842, unos astr�nomos en el sur de Francia fueron los primeros en tomar notas cuidadosas de su estructura y en ese mismo siglo se obtuvieron sus primeras fotograf�as. En estas fotograf�as la corona se puede ver extendi�ndose hasta m�s all� de dos radios solares, mostrando una estructura irregular de rayos y arcos suavemente curvados, sugiriendo en algunas partes plumas o p�talos de dalia. Su imagen, extraordinariamente bella y sorprendente, puede tambi�n observarse ahora con la ayuda de coron�grafos, los cuales, si se colocan fuera de la atm�sfera a bordo de cohetes o sat�lites, pueden registrar su luz mucho m�s lejos del Sol que vista desde la Tierra (hasta 12 radios solares) y pueden proporcionarnos una observaci�n casi continua de ella.
La corona es tan tenue que cuando ocurre el eclipse pueden observarse las estrellas a trav�s de ella. Al pasar de la crom�sfera a la corona, la densidad de part�culas baja r�pidamente, siendo del orden de 1 000 veces menor en unos 100 000 kil�metros. En la corona baja, donde la densidad es mayor, �sta es del orden de 100 millones de part�culas por cent�metro c�bico, lo cual representa casi un billon�simo de la densidad de la atm�sfera terrestre al nivel del mar. Cerca del Sol, el brillo de la corona es de un millon�simo del brillo del disco y decrece muy r�pidamente con la distancia; a unos dos radios solares su brillo es ya 100 veces menor. Su temperatura, por el contrario, aumenta con la distancia al Sol, alcanzando un valor mediode dos millones de grados Kelvin a una distancia de dos radios solares. En la corona todo el material est� ionizado y hay una gran cantidad de electrones libres que se mueven a gran velocidad. Estos electrones dispersan la luz emitida por la fot�sfera y esta luz fotosf�rica dispersada es la que produce el p�lido brillo blanquecino de la corona. La luz emitida por los �tomos de la corona es s�lo el 1% de la luz coronal; en esta emisi�n se observan las l�neas espectrales de �tomos altamente ionizados, correspondientes a las alt�simas temperaturas que prevalecen en la corona. Estas altas temperaturas y la baja densidad del gas coronal provocan ciertas emisiones espectrales que nunca han sido observadas en los laboratorios terrestres y que llevaron a los cient�ficos a suponer que en la corona solar exist�a un nuevo elemento, al que llamaron coronio. Hace unos 45 a�os, el f�sico sueco Elden mostr� que estas l�neas correspond�an en realidad a elementos bien conocidos como el fierro y el calcio con grados de ionizaci�n muy altos.
Las m�s intensas l�neas de emisi�n visible de la corona est�n en el verde y el rojo y en ocasiones una en el amarillo. Estas fueron las que dieron la clave de su temperatura tan soprendentemente alta, hecho que a�n en nuestros d�as no tiene explicaci�n cabal. Por desgracia, aun usando filtros que aislen estas l�neas no es posible observar la corona frente al disco solar, pues la emisi�n fotosf�rica las opaca por completo. Sin embargo, la emisi�n m�s intensa de la corona no es en la regi�n visible, sino en las longitudes de onda m�s cortas: el lejano ultravioleta y los rayos X. En estas longitudes de onda la emisi�n coronal no tiene competencia con las emisiones fotosf�ricas ni cromosf�ricas y puede observarse limpiamente la corona sobre el disco. El �nico problema es que, como hemos visto, estas emisiones no atraviesan la atm�sfera de la Tierra, por lo que es necesario observarlas desde el espacio.
Las primeras im�genes de la corona sobre el disco en rayos X fueron proporcionadas en la d�cada pasada, en especial por el Skylab, y mostraron configuraciones inesperadas, como hasta ahora ha resultado todo lo relativo a ella. Durante mucho tiempo se pens� que la corona era una extensi�n homog�nea del gas solar, sin embargo las im�genes del Skylab mostraron que toda su parte baja, la corona interna, est� constituida por flujos de material en forma de anillos estrechamente tramados, arcos grandes y peque�os, algunos cerrados en forma de rizos y otros abiertos que se extienden hacia la parte alta de la corona y ah� se desvanecen. Estas configuraciones arqueadas son el trazo que hace el material coronal de las l�neas del campo magn�tico solar que surgen de la fot�sfera. Como el material coronal est� por completo ionizado (es un plasma), sus movimientos van a ser controlados en parte por la configuraci�n magn�tica local; en la corona baja, donde el campo magn�tico es m�s fuerte y el gas coronal menos caliente, la estructura magn�tica domina y organiza el material a lo largo de los arcos magn�ticos.
Por encima de estos arcos y rizos se extienden los largos haces filamentosos y "bulbos" que forman la corona externa y que son los que han sugerido las plumas y p�talos de dalia con que se ha descrito a la corona observada durante un eclipse. La formaci�n de estas estructuras es el resultado del juego entre dos efectos en competencia: la configuraci�n de las l�neas del campo magn�tico y las fuerzas expulsivas que sobre este material surgen como resultado de su alt�sima temperatura. En la corona externa, el predominio de la fuerza de expansi�n t�rmica es cada vez mayor y finalmente llega a dominar. Como veremos en el cap�tulo siguiente, el plasma coronal aumenta tanto su temperatura que a una cierta altura el Sol ya no puede retenerlo y la corona se evapora de manera continua hacia el espacio interplanetario, constituyendo lo que se conoce como viento solar.
Otro descubrimiento importante —y a su vez sorprendente— proporcionado por las im�genes del disco solar en rayos X fueron los hoyos coronales. Esparcidos en el bosque intrincado de los anillos de la corona baja se observan algunos "claros", regiones sin anillos, cuya imagen en rayos X es oscura y por eso fueron llamados "hoyos". En estas regiones no hay aros magn�ticos que constri�an el material coronal y �ste puede fluir en forma libre hacia el espacio; por eso son regiones oscuras en rayos X, pues �stos son emitidos por las part�culas (electrones) confinadas en los aros magn�ticos. En un hoyo coronal, el material fluye velozmente hacia afuera desde la base misma de la corona y las l�neas de campo, en vez de curvarse en rizos, se alargan hacia el medio interplanetario. Grandes hoyos coronales se observan en las regiones polares del Sol que permanecen ah� por muchos a�os, pero tambi�n se ven otros m�s peque�os de vidas m�s cortas en regiones de bajas latitudes. En los hoyos coronales la temperatura es por lo menos de unos 6 000 grados menos que en el resto de la corona y la densidad de part�culas puede ser hasta un tercio del valor normal.
Un tercer descubrimiento hecho por la telescop�a en rayos X desde observatorios en el espacio fueron los puntos brillantes de intensa emisi�n en rayos X y ultravioleta que cubren al Sol como viruela. Estos puntos brillantes denotan la presencia de regiones magn�ticas muy concentradas, pero lo misterioso es que se observan por todo el Sol, incluyendo las regiones polares y los hoyos coronales. Por lo menos 100 de estos puntos se observan sobre el disco en cada instante y en ciertas �pocas su n�mero parece aumentar. Ni su aparici�n ni su comportamiento est�n claros a�n.
Hemos estado hablando ya de los campos magn�ticos del Sol, as� que es tiempo de poner un poco de orden en todo este asunto. La primera evidencia de la existencia de campos magn�ticos en el Sol la obtuvo el astr�nomo estadunidense George E. Hale en 1908, al observar el desdoblamiento Zeeman de las l�neas espectrales provenientes de manchas solares. Los campos magn�ticos observados por Hale en las manchas solares eran del orden de 3 000 Gauss o m�s, que comparados con el campo magn�tico de la Tierra, que es del orden de 1/3 de Gauss, resultan enormes.
Sin embargo, la gente sospechaba que deber�a existir un campo magn�tico general en el Sol, adem�s de las concentraciones magn�ticas registradas en las manchas. As� como la Tierra tiene un campo general originado en su interior con polos norte y sur bien localizados sobre la superficie del planeta y capaz de orientar las br�julas en cualquier parte del globo, se esperaba que el Sol tambi�n tuviera un campo de este tipo, pero Hale fue incapaz de registrar un campo tal.
Fue hasta 1948 que se obtuvieron las primeras evidencias de la existencia de un campo general en el Sol, pero �ste fue medido hasta 1952 por H. W. Babckok, quien encontr� una magnitud en la superficie del orden de un Gauss (tres veces m�s intenso que el de la Tierra).
La estructura magn�tica del Sol es bastante compleja y, como veremos m�s adelante, cambia constantemente. Aunque las zonas de alta latitud, cercanas a los polos, suelen en general tener una sola polaridad (norte o sur como los extremos de una barra de im�n), el campo a bajas latitudes muestra zonas de ambas polaridades unidas con frecuencia en regiones bipolares o distribuidas en apariencia al azar. Pero toda esta estructura es muy cambiante e incluso la polaridad magn�tica de las regiones bipolares se invierte de manera recurrente, pasando a ser sur lo que antes era el polo norte magn�tico y viceversa. De todo esto hablaremos con m�s detalle en el cap�tulo X. En la actualidad es posible obtener mapas diarios de la intensidad y la polaridad del campo magn�tico sobre la superficie del Sol utilizando un aparato llamado magnet�grafo, el cual emplea el efecto Zeeman para determinar la magnitud y la direcci�n del campo sobre cada una de las celdas de una red que se establece sobre la imagen del Sol. De esta manera se puede observar con detalle la evoluci�n de las estructuras magn�ticas solares.
Figura 20. Magnetograma del Sol. Con la ayuda del efecto Zeeman es posible obtener magnetogramas del Sol. En una representaci�n como la ilustrada, las zonas oscuras muestran zonas de polaridad magn�tica negativa y las zonas claras son de polaridad magn�tica positiva. Tambi�n es posible conocer la intensidad del campo en cada regi�n y hacer gr�ficas que muestren ambas caracter�sticas.
El campo magn�tico del Sol juega un papel proponderante en la din�mica y evoluci�n de las diferentes estructuras que hemos mencionado que existen en las diversas capas de la atm�sfera solar —la fot�sfera, la crom�sfera y la corona—. Tambi�n determina en gran medida la ocurrencia de ciertos sucesos violentos que tienen lugar en esas capas y en general controla la ocurrencia de una serie de fen�menos que juntos constituyen lo que se ha llamado actividad solar. De todo esto hablaremos en el cap�tulo X.
Mencionamos ya en los cap�tulos II y IV que el Sol emite tanto ondas electromagn�ticas (en todas las longitudes de onda) como part�culas (en su mayor parte protones y electrones de muy diversas energ�as). Algunas de estas emisiones son continuas, mientras que otras son espor�dicas, originadas sobre todo en las grandes explosiones que ocurren en el Sol, llamadas r�fagas.
En forma continua, el Sol emite desde la fot�sfera principalmente luz visible y algo en el ultravioleta y el infrarrojo; la mayor�a de la emisi�n ultravioleta se origina en las capas superiores, la crom�sfera y la corona, y casi toda la emisi�n continua en rayos X proviene de esta �ltima. Tambi�n hay una emisi�n continua (muy d�bil) de ondas de radio provenientes principalmente de la alta crom�sfera y baja corona. Cuando ocurren r�fagas solares, la emisi�n de rayos X y de ondas de radio aumenta en forma considerable (adem�s, por supuesto, de un abrillantamiento en la regi�n del visible) y pueden eventualmente emitirse rayos g.
Respecto a la emisi�n de part�culas, existe un flujo continuo de plasma solar, constituido en su mayor parte por electrones y protones, que barre todo el sistema planetario; de �l hablaremos de forma m�s extensa en el siguiente cap�tulo. Asociados con la ocurrencia de una r�faga, suelen tambi�n detectarse protones y part�culas alfa (n�cleos de helio) muy energ�ticos, aunque �stos se registran a veces sin que se haya observado una r�faga. A las m�s energ�ticas de estas part�culas se les llama rayos c�smicos solares.
NOTAS
1 °K es la notaci�n para "grados Kelvin" que es la escala de temperatura absoluta. En esta escala la temperatura de congelamiento del agua (cero grados cent�grados) es de 273�K.
