El Sol, su campo magnético y las manchas solares

 

Manchas solares en el Sol (Fuente. SOHO (ESA/NASA))

Una versión de esta entrada fue publicada originalmente en Hablando de Ciencia en una serie de dos artículos (Parte 1 y  Parte 2)

***

Nota: A finales de Junio ofrecí una charla titulada “Nuestro Sol, uno de tantos” en el marco de la exposición Ciencia de Acogida organizada por Principia. La charla trató sobre el origen, evolución y estructura del Sol como excusa para hablar sobre Pedro Carrasco Garrorena, Físico pacense que, entre otras muchas cosas, estudió el Sol y por motivos políticos tuvo que exiliarse a México. Durante el turno de preguntas una de las asistentes (Paula) me preguntó sobre las manchas solares. Dado que el tiempo era limitado la respuesta fue breve e incompleta. En este articulo (muy extenso) intento dar una respuesta más detallada. 

Pocas veces le prestamos al Sol la atención que se merece por ser algo tan cotidiano para nosotros. De vez en cuando nos acordamos de él como, por ejemplo, cuando hay un eclipse de Sol o cuando vamos a hacer una actividad al aire libre y aparecen las nubes. Pero el Sol es mucho más y, además de ser la fuente de energía gracias a la cual existe la vida en la Tierra, es una estrella. Una estrella igual que las que vemos por las noches y que, como esas estrellas, tiene una gran actividad que también suele pasar desapercibida.

Parte de esa actividad se debe a las manchas solares. Quizá uno de los fenómenos más llamativos e interesantes para los físicos solares, astrónomos aficionados y todo aquel que haya tenido la oportunidad de ver el Sol, proyectado en una pantalla blanca o una pared, a través de un telescopio.

La manchas solares son zonas más frías de la superficie el Sol. Mientras que la superficie del Sol está a una temperatura de aproximadamente 5778 K (5504,85 oC), las manchas solares están a una temperatura de entre 1500 K a 2000 K (1226,85 oC a 1726,85 oC)

Pero, ¿por qué se producen las manchas solares? El motivo es por el campo magnético del Sol.

Para entender el campo magnético del Sol te tienes que olvidar de los típicos imanes que has visto y que, probablemente, tengas en la puerta de tu frigorífico.

Pero primero, haz un sencillo experimento con uno de los imanes que tengas en el frigorífico. Coge un clavo de hierro y, con mucha paciencia, rállalo hasta que tengas un montón de virutas de hierro. Esparce esas virutas encima de un folio en blanco y pon el imán debajo del folio. Verás que todas esas virutas se empiezan a reorganizar hasta formar una figura como la siguiente.

Virutas de hierro en el seno de un campo magnético (Fuente. Wikipedia)

Puedes ver que las virutas se sitúan a lo largo de unas líneas que salen del polo norte del imán y van hacia el polo sur del mismo. Son las líneas del campo magnético.

Por otro lado, un campo magnético también se genera cuando tenemos una corriente eléctrica, es decir cuando tenemos cargas eléctricas que se mueven, esta hace que se genere un campo magnético. Y esto es lo que pasa en el Sol. Ahí no tenemos imanes como los del frigorífico, pero sí un montón de cargas eléctricas moviéndose que hacen que aparezca ese campo magnético.

En realidad es algo más complicado, así que vamos a verlo con calma.

El Sol, al igual que todas las estrellas, está formado está formado por gases. Esto hace que no se comporte como un sólido, sino como un fluido. Cuando un fluido rota, tiene una característica que lo distingue de los sólidos y es que diferentes partes de ese fluido rotan a diferentes velocidades. En el Sol, ocurre esto y provoca que en el ecuador, y las regiones cercanas, la velocidad sea mayor que en los polos.

Al mismo tiempo, el Sol no es una estructura homogénea, es decir, está formado por diferentes capas, desde el núcleo dónde se genera la energía, hasta las capas más externas como la fotosfera, que es la capa que vemos cuando miramos al Sol, o incluso más allá de la fotosfera, donde se encuentran otras capas como son la cromosfera, que solo la podemos ver con filtros especiales o en eclipses de Sol, y la corona que todavía sigue siendo un misterio ya que no sabemos por qué la temperatura es tan alta en ella.

Nota: por favor, no mires al Sol sin los filtros adecuados o proyectándolo en una pantalla, es peligroso, te puedes quemar la retina y quedarte ciego.

Estructura del Sol (Fuente. Wikipedia)

Por debajo de la fotosfera, el transporte de la energía y la radiación, que se genera en el núcleo a través de reacciones de fusión nuclear, se realiza de dos maneras. En la zona más cercana al núcleo se encuentra una zona radiativa, en la que la energía se transporta por radiación, es decir, los fotones generados en las reacciones nucleares son absorbidos y reemitidos muchas veces, durante años, hasta que llegan a la siguiente capa. En la zona más cercana a la fotosfera, el transporte se realiza por convección en una zona llamada zona convectiva. En la zona convectiva, el transporte es turbulento e inhomogéneo.

Para entender el campo magnético del Sol la convección es importante, así que vamos a detenernos un poco con ella.

La convección se produce porque cuando un fluido se calienta, sus moléculas se aceleran y su temperatura aumenta. Esto hace que la densidad disminuya y “pesen” menos por lo que ascienden. Al ascender, se enfría y las moléculas se desaceleran por lo que descienden.

En el Sol, el gas de la zona convectiva que está más cercano a la zona radiativa se calienta más, ya que la temperatura es mayor, y asciende. Cuando llega a la zona cercana a la fotosfera, más fría, el gas se enfría y vuelve a descender. Estos gases, que se están moviendo por convección, son eléctricamente conductores. Es decir, son cargas eléctricas que se están moviendo.

Ya casi estamos a punto de entender como se produce el campo magnético en el Sol y de paso hemos descrito su estructura interna porque, como casi todo en ciencia si quieres entender algo tienes que estudiar también todo lo que rodea a ese algo, si no sólo conseguirás una visión sesgada e incompleta de lo que realmente sucede.

Recapitulemos. Tenemos un Sol que rota como un fluido y, por lo tanto, tiene una rotación diferencial. También tenemos una zona en la que hay un movimiento de cargas eléctricas. Si recordamos que el movimiento de cargas eléctricas genera un campo magnético, vemos que tenemos un campo magnético que se genera y se mantiene gracias a la rotación diferencial. Es decir, tenemos una dinamo.

¿Cómo funciona esta dinamo?

La convección hace que las líneas de campo magnético, las líneas según las cuales se orientaban las virutas de metal sobre el folio, se orienten a través de los meridianos del Sol, es decir, generan un campo magnético poloidal que se orienta de norte a sur. Sin embargo, la rotación diferencial hace que, en las zonas más cercanas al ecuador del Sol, el campo magnético se deforme hasta que adquiere una forma toroidal o, en un lenguaje menos topológico, una forma de rosquilla. Es decir, la rotación diferencial hace que el campo magnético se oriente en la dirección de los paralelos del Sol, de este a oeste.

Ahora tenemos un campo toroidal que está inmerso en una zona de convección y que, dependiendo de si las zonas convectivas están localizada en el ecuador o los polos del Sol, gira a una velocidad diferente. ¿Qué es lo que pasa ahora? Que, como siempre, todo es más complicado, ya que hay que tener en cuenta algo que seguro habrás escuchado alguna vez: las fuerzas de Coriolis.

Las fuerzas (ficticias) de Coriolis hacen que, cuando una gran masa se mueve en una dirección norte-sur en el seno de un cuerpo que está girando, debido a la rotación del cuerpo, esta se desvíe hacia el este o el oeste. En la tierra lo vemos a menudo cuando tenemos grandes tormentas y vemos que las nubes giran en sentido de las agujas del reloj si estamos en el hemisferio norte y contrario en el hemisferio sur (los Simpsons ya demostraron que el agua no se va en un desagüe en el sentido contrario de las agujas del reloj por mucho que queramos).

Efecto Coriolis debido a la rotación de la Tierra según la latitud (Fuente. Wikipedia)

El campo magnético toroidal que teníamos, debido a las fuerzas de Coriolis, intenta volver a recuperar su forma poloidal, es decir se retuerce hasta conseguir esa forma. Esta forma poloidal del campo magnético dará lugar a las manchas solares, pero lo veremos en el siguiente artículo.

a) Campo magnético poloidal. b) Campo magnético poloidal que se vuelve toroidal debido a la rotación diferencial. c) Campo magnético toroidal que se vuelve poloidal en los extremos debido a la fuerza de Coriolis (Fuente. El Sol y la Tierra, una relación tormentosa)

Ya estamos cerca de entender como se producen las manchas solares y sus peculiaridades pero antes tenemos que hablar de otro fenómeno: la flotabilidad magnética.

En general, la flotabilidad se produce cuando un cuerpo, inmerso en un fluido, experimenta una presión en la parte inferior que es superior a la suma de la presión ejercida en su parte superior más la fuerza debida a su propio peso. Si alguna vez te has sumergido en agua lo habrás notado ya que tendrás la impresión de flotar menos.

En el Sol, el campo magnético tiende a concentrarse en tubos magnéticos. Estos tubos magnéticos son trasladados a la fotosfera, recuerda que es la capa del Sol que podemos ver, por la convección, ya convertidos de nuevo en campos poloidales, como vemos en la imagen anterior (están orientados en la dirección norte-sur) debido a la rotación diferencial, convección y fuerza de Coriolis que hemos visto. La convección, que tenía el efecto de enviar lo caliente hacia arriba y lo frío hacia abajo, empuja el campo magnético hacia fuera ya que, por muy campo magnético que sea, el gas cargado eléctricamente que lo genera está ahí y tira de él, es decir, sufre un efecto de flotabilidad ya que la presión en parte inferior es mayor que en la superior.

Cuando este empuje hace que el tubo surja por encima de la fotosfera, la convección queda inhibida porque… ¡no hay nada que transportar! Recuerda, la convección transporta energía. Se llega a un punto donde no hay nada que transportar más arriba de la fotosfera, es decir, no hay energía, ni luz, ni calor, ni nada que transportar… En ese momento el gas que se estaba transportando hasta la fotosfera y que no puede pasar de ahí, porque no se puede transportar más allá, se enfría y adquiere un color más oscuro que el gas que le rodea y…

¡Tenemos una mancha solar!

Bueno, esto no es cierto, en realidad…

¡Tenemos dos manchas solares!

Sí, tenemos dos manchas solares porque lo que ha salido por encima de la fotosfera es un tubo y en lugar de una zona donde la convección está inhibida, tenemos dos.

Tubo magnético flotante que emerge a través de la superficie del Sol y forma las manchas solares (Fuente. Imagen del libro Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández)

¿Por qué sabemos que esto es así, es decir, que las manchas solares las producen estos tubos magnéticos que salen a la superficie y se producen de dos en dos?

La respuesta está en la polaridad. Hemos visto que los tubos tienen una forma poloidal, es decir, tienen una dirección norte-sur. El tubo al retorcerse y salir por encima de la fotosfera, se puede asimilar a un imán como el que teníamos al principio en el frigorífico: tiene que tener un polo norte y un polo sur. Aunque los estamos buscando, todavía no se han descubierto monopolos magnéticos que son aquellos que solo tienen un polo norte o un polo sur. Si en una mancha vemos (lo podemos medir gracias al efecto Zeeman) que el campo magnético va de dentro a fuera y en otra, que está al lado (o cerca) el campo magnético va de fuera a dentro, eso quiere decir que, en efecto, tenemos un tubo que entra y sale de la superficie del Sol, de la fotosfera.

Pero, las manchas solares son como los ojos del Guadiana. ¿Por qué hay veces que las vemos y otras que no? Es más, ¿por qué hay veces que hay muchas manchas, otras que hay pocas y épocas en las que no hay ninguna?

Recordemos que el campo magnético se genera por cargas eléctricas en movimiento (zona convectiva) que inicialmente tiene un campo poloidal de norte a sur. La rotación diferencial lo retuerce hasta convertirse en un campo toroidal de este a oeste. La fuerza de Coriolis, lo vuelve a retorcer hasta convertirse en un campo poloidal de norte a sur…

¿A qué os suena?

Hemos vuelto a la situación inicial. Y lo que pasará a continuación es que este campo poloidal, por efecto de la rotación diferencial se volverá a convertir en toroidal, que por efecto de las fuerzas de Coriolis se volverá a convertir en poloidal, que por efecto de la rotación diferencial se volverá a convertir en… ¡lo has adivinado! ¡En un campo toroidal!

Si has seguido el razonamiento, verás que lo que ocurre es que tenemos un ciclo periódico. Cuando hemos pasado del campo poloidal al toroidal y de nuevo al poloidal, tendremos manchas solares en la superficie el Sol, es decir, en la fotosfera.

Para todos los que piensen que la astronomía, en general, y la Física solar, en particular, es algo restringido a los astrónomos profesionales con grandes telescopios e instrumentos complejos es necesario decirles que están equivocados. El descubrimiento del ciclo de las manchas solares lo hizo un astrónomo aficionado, Heinrich Schwabe, y lo hizo en una fecha en la que la tecnología estaba tan avanzada que permitía tener equipos caros y telescopios muy potentes, 1843… Habréis notado que se trata de una ironía.

En realidad Schwabe no pretendía estudiar las manchas solares, sino descubrir un nuevo planeta que estuviera más cerca del Sol que Mercurio. La existencia de ese nuevo planeta explicaría el problema de la precesión de Mercurio, cosa que Albert Einstein, gracias a su teoría de la relatividad general, explicaría si necesidad de recurrir a la existencia de un nuevo planeta. Pensaba que la mejor manera de descubrir ese planeta era a través de un tránsito del mismo por delante del Sol, por lo que, desde 1826 a 1843 (a eso se le llama perseverancia), observó el Sol todos los días para ver si ese planeta, al que llamó Vulcano, pasaba por delante del disco solar. No encontró el planeta pero mientras tanto observó las manchas solares y se dio cuenta de la variación periódica que había.

Schwabe publicó estas observaciones y posteriormente Johann Rudolf Wolf que se dedicó a la astronomía de manera más profesional, revisó las observaciones de Schwabe y estableció la duración del ciclo solar en 11 años. Años después, se ha encontrado que el ciclo de 11 años no es del todo exacto, ya que hay épocas en las que el ciclo llega a ser de 13 años y épocas en las que el ciclo es más corto, no superando los 9 años.

Número de manchas solares desde el año 1610 hasta el año 2000. Se llega hasta 1610 gracias a la reconstrucción que hizo Wolf, aunque los datos para esa época no son del todo fiables (Fuente. Wikipedia)

Wolf estableció un indicador que mide la actividad solar diaria que viene dado por una fórmula muy sencilla y que se sigue utilizando actualmente.

R = K (10g + f)

  • R nos indica el número relativo de manchas solares. Es también conocido como el número de Wolf.
  • K es un factor personal de normalización. Suele variar con la situación desde donde estemos observando y la instrumentación que utilicemos. Normalmente, este factor toma el valor 1 y una vez se han hecho las observaciones el valor verdadero lo asigna el centro coordinador de las observaciones que hay hecho el estudio anual de todas las observaciones.
  • f es el número de manchas observadas individualmente
  • g es el número de grupos. Las manchas a menudo se presentan agrupadas. Este número representa el número de grupos que hay cada día en la superficie del Sol.

A lo largo de los años que se llevan observando y registrando las manchas solares, este periodo medio de 11 años es, quizá, una de las cosas menos llamativas. Cuando observamos manchas solares, vemos que no se distribuyen al azar sobre la superficie del Sol sino que siguen un patrón particular.

Se ha observado que cada vez que comienza el ciclo de actividad de 11 años, las manchas comienzan a aparecer en latitudes elevadas, en torno a los 400. Para que te hagas una idea, si hacemos el símil entre el Sol y la Tierra, las manchas empiezan a aparecer a la latitud, en el hemisferio norte, a la que se encuentra Tarancón (soy natural de ahí, para más señas). Durante el máximo de actividad se encuentran en latitudes de entre 30o y 10o (continuando con el símil con la Tierra estaría entre los límites superiores de la península de Florida en Estados Unidos y la capital de Venezuela, Caracas) y al final del ciclo, las manchas se localizan en el ecuador solar.

Como curiosidad, si se representa la localización de las manchas solares por cada periodo de actividad, se obtiene un diagrama con forma de alas de mariposa, que es de gran interés para los físicos solares a la hora de entender los ciclos y la formación de manchas solares. Este diagrama ayuda a predecir la latitud en la que aparecerán las manchas. Esta predicción se conoce como ley de Spörer.

Diagrama de mariposa de las manchas solares: Ley de Spörer (Fuente. Wikipedia)

Además, como hemos visto los tubos magnéticos tienen una forma poloidal que, recordemos, van de norte a sur, pero también pueden ir de sur a norte, es decir, depende de cómo esté orientado el campo magnético. Esta orientación también ocurre en la tierra y se conoce como inversión del campo magnético terrestre que sirve, entre otras cosas, para datar restos paleontológicos ya que el campo magnético de la tierra nunca ha tenido la misma polaridad y podemos determinar si unos restos son de una fecha u otra si el material magnético que haya a su alrededor tiene una polaridad magnética u otra.

Esto lleva a una curiosidad que se da en cada ciclo: el ciclo solar afecta a la polaridad magnética. Si tenemos una mancha solar que durante un ciclo aparece en el hemisferio norte con polaridad norte, en el siguiente ciclo aparecerá una mancha con polaridad sur. De esta manera, se pueden distinguir perfectamente las manchas correspondientes a cada ciclo. Además, esto nos lleva a aumentar el ciclo solar de 11 años a 22, ya que si durante un ciclo las manchas solares aparecían en un hemisferio con una polaridad, durante el siguiente aparecerán con polaridad opuesta hasta que se repita el ciclo, dando lugar a un periodo de 22 años.

Cambio de polaridad de las manchas solares con el ciclo (Fuente. Imagen del libro: Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández)

Las manchas solares son un fenómeno llamativo y que incluso han llamado la atención de Iker Jiménez para conspiraciones varias a cargo de los astrónomos de la NASA (que como su nombre indica es una Administration que se encarga de administrar, como para tener a astrónomos observando…). Como siempre la realidad está más lejos de teorías conspiranoicas. No hagáis caso. Simplemente pensad en el Sol como una estrella que es algo más que la fuente de luz y calor que os pone morenos en la playa.

¡Disfrutad del Sol como estrella!

Para saber más sobre el Sol:

Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández. EUDEMA Universidad

El Sol. Nuestra estrella, nuestra energía. Rafael Bachiller.

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