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La superficie del Sol, las manchas y el magnetismo

 

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La superficie del Sol, las manchas y el magnetismo

Continuando alejándonos hacia el exterior del Sol, llegamos a lo que se puede considerar como su superficie, aunque no se trate realmente de un límite bien definido. Esta región de algunas centenas de kilómetros de espesor se llama fotosfera. La temperatura sólo baja allí ligeramente, de 6000 a 4000 grados, pero la densidad disminuye muy rápidamente.

Por esta razón, todas las capas de gas situadas más allá son muy tenues, así pues, transparentes. Así, la fotosfera es la última capa opaca y brillante y es ella la que vemos cuando miramos el Sol. Además, como la caída de densidad es muy rápida, los contornos de esta región están bien definidos, lo que explica que el disco solar posee un contorno muy neto en vez de límites borrosos.

Un aspecto granuloso

La superficie del Sol está lejos de ser uniforme. Las observaciones a alta resolución muestran, en efecto, que la fotosfera presenta un aspecto granuloso. Continuamente, millones de granos son visibles sobre el disco solar, con un tamaño medio de un millar de kilómetros. Imágenes sucesivas muestran, además, que el aspecto de la superficie varía muy rápidamente porque cada grano vive sólo algunos minutos.

Gracias al análisis espectral, los astrónomos mostraron que estos granos están vinculados a la convección en las capas próximas a la superficie. El gas caliente remonta de las profundidades y alcanza la superficie al centro de los granos, luego se extiende por todo enfriándose al mismo tiempo antes de volver a sumergirse hacia el interior por los bordes de los granos. Así pues, el gas que brota en el centro de los granos tiene una temperatura superior de 300 grados al que vuelve a sumergirse a los bordes, y es esta diferencia de temperatura, pues, de luminosidad, que da lugar al aspecto granuloso del disco solar.

Observemos que más en profundidad se producen otros movimientos de gas a una escala más grande. Estos movimientos definen enormes células que pueden alcanzar 30.000 kilómetros de diámetro, y poseyendo una duración de vida del orden de un día.

Las manchas solares

Otros fenómenos afectan la fotosfera de manera más transitoria. Las manchas solares son el ejemplo más conocido, puesto que astrónomos chinos ya las observaban hace más de mil años. Se trata de pequeñas regiones oscuras, cuyo diámetro varía entre algunos millares y un centenar de millares de kilómetros, y que duran entre algunos días y varios meses.

También observamos regiones brillantes, llamadas fáculas, que aparecen un poco antes de las manchas y persisten varias semanas después de la desaparición de éstas.

La observación continua del Sol mostró que el número de manchas no es constante, sino que varía mucho con el tiempo. Oscila entre cero y un valor máximo en un ciclo que dura 11 años. Un máximo data del año 2000 y el siguiente se produjo a principios de 2012.

 

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Un grupo enorme de manchas solares observado por la sonda SOHO en el 2000. Crédito: SOHO / MDI (ESA / Nasa)

Las manchas solares son regiones de la fotosfera donde la temperatura es ligeramente más baja que la media, alrededor de 4000 grados en vez de 6000. Emiten así un poco menos de luz que su vecindad y aparecen oscuras por contraste. Su análisis espectral reveló la presencia de un campo magnético muy intenso. Esta es, muy probablemente, la causa de la diferencia de temperatura, aunque el mecanismo exacto no esté aún muy claro.

Varias hipótesis han sido emitidas. En particular, puede que el campo magnético impida a las corrientes de gas caliente ascendientes alcanzar la superficie, pero es también posible que intensas ondas magnéticas sean emitidas al nivel de las manchas, lo que implicaría una pérdida de energía, así pues, un enfriamiento.

El ciclo solar

El ciclo de 11 años de las manchas solares está vinculado a la presencia de un campo magnético combinado a otros dos fenómenos: la rotación diferencial del Sol y los movimientos de convección cerca de su superficie. Por rotación diferencial, es necesario comprender que nuestra estrella no gira sobre sí misma en bloque como un cuerpo rígido. Al contrario, cada zona de latitud determinada gira a una velocidad diferente de las otras. Por ejemplo, cerca de los polos, un giro completo se efectúa en 35 días, mientras que sólo dura 25 días cerca del Ecuador solar.

Para explicar como se produce el ciclo de 11 años, acudamos al concepto de líneas de campo. Se trata de líneas imaginarias que indican la dirección del campo magnético en cualquier punto, y son muy útiles como medio de representación.

En período de calma, cuando no hay mancha visible, las líneas de campo conectan simplemente los dos polos del Sol uno al otro, siguiendo más o menos el eje de éste. Es entonces la rotación diferencial que comienza a perturbar las cosas. Debido a ella, en efecto, las líneas de campo giran más rápidamente en el Ecuador que en el polo. Esto las obliga a enrollarse sobre sí mismas y a acercarse unas a las otras.

Después de un gran número de rotaciones, las líneas de campo se asemejan finalmente a espirales fuertemente enrolladas sobre ellas mismas y muy concentradas en las regiones ecuatoriales, lo que se traduce allí por un campo magnético muy intenso.

Durante este tiempo, los movimientos convectivos cerca de la superficie afectan también las líneas de campo deformándolas y retorciéndolas. Es entonces posible, de vez en cuando, que una línea de campo muy torcida emerge de la zona convectiva y viene a formar un bucle fuera del Sol. Es a los pies de este bucle, en el lugar donde la línea cruza la fotosfera, que aparecen entonces dos manchas solares. Así es como nacen poco a poco las manchas, apareadas dos a dos, y que el Sol se cubre de puntos oscuros.

Finalmente, en medio del ciclo, la multiplicación de los bucles provoca interacciones entre las diferentes regiones magnéticas. Estas conducen a una disminución general de la intensidad y a una redistribución de las líneas de campo entre diferentes manchas. Cuando esta etapa de recombinación se acaba, las líneas de campo han repetido el aspecto de espiral fuertemente enrollada, pero en el sentido opuesto al precedente. No le queda más entonces a la rotación diferencial que desenrollar las líneas para que encuentren su aspecto inicial y que el Sol vuelva a un periodo tranquilo sin manchas solares.

 

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Una imagen compuesta del Sol, creada a partir de observaciones en el rayo ultravioleta por el Satélite SOHO en 1998. Crédito: SOHO / ESA / NASA

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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