El Sol es una estrella, es decir, un objeto ligado por su propia gravedad que emite energía generada por sí mismo. Esto último lo consigue porque fusiona hidrógeno en su interior, ingrediente que posee en grandes cantidades, tal y como descubrió la Prof.ª Dra. Cecilia Payne-Gaposchkin siendo doctoranda en el Observatorio de Harvard. Este resultado es uno de los logros más fundamentales jamás conseguidos en la astrofísica, ya que concierne no solo al Sol, sino a todas las estrellas y a toda la materia bariónica (Baryonic Matter | COSMOS, leer en https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/b/Baryonic+Matter) del Universo, pues esta está compuesta principalmente de hidrógeno. La energía generada por la fusión del hidrógeno es transportada desde el interior del Sol hasta su superficie, desde donde abandona definitivamente la estrella.
El estudio de las estrellas cercanas, como aquellas con las que trabajaba Payne-Gaposchkin, es fundamental para derivar propiedades del Universo en general, y esto impulsa el conocimiento detallado del Sol. Es nuestro primer laboratorio para analizar los procesos que ocurren de forma general en el cosmos.
Al aproximarnos al Sol, podemos registrar la energía por unidad de tiempo y área (también llamada flujo) que emite el Sol a través de la capa más baja de su atmósfera, la fotosfera. Cuál es nuestra sorpresa al encontrar que hay lugares, umbras, donde el flujo que recibimos es un tercio de aquel que registramos normalmente. Acabamos de detectar las manchas solares. Si sumamos en un momento dado el área ocupada por todas ellas, no representa más del 1% de la superficie total del Sol. Tienen un tamaño aproximado de entre 500 y 100,000 kilómetros, desaparecen al transcurrir un periodo de tiempo bastante difícil de determinar (desde menos de una hora a varios meses), y siempre aparecen en parejas orientadas paralelamente al ecuador.
Desde el Real Observatorio de Bélgica, Bruselas, nos comunican que nos pueden proporcionar los registros del número de manchas solares que aparecen en el Sol cada año desde 1700. ¡Es fantástico! Decidimos escuchar lo que nos dicen estos datos:
Audio 1: Sonificación del número de manchas solares encontradas en la fotosfera del Sol cada año en el periodo 1700-2020. Tonos más graves corresponden a un menor número de manchas. Los datos oscilan entre valores próximos a cero hasta llegar a 250 manchas solares en determinados años. El ciclo de actividad solar se repite cada 11 años, aproximadamente.
Notamos que existe una periodicidad de aproximadamente 11 años en el número de manchas que aparecen cada 12 meses. El número de manchas es prácticamente nulo al empezar el ciclo, se alcanzan entre 100 y 250 manchas (dependiendo del ciclo particular en el que nos encontremos) al cabo de aproximadamente 5 años y medio, y el número vuelve a decaer hasta casi desaparecer al final del siguiente semiperiodo, momento en el cual este proceso vuelve a comenzar.
La duración de los ciclos (11 años) se puede calcular mediante una herramienta matemática que se llama análisis de Fourier. A grandes rasgos, se basa en reconstruir la señal que tenemos entre manos mediante la suma de funciones de periodos conocidos, como pueden ser senos y cosenos. La frecuencia de la función dominante encontrada en este proceso determinará el periodo que estamos buscando.
Resulta que las manchas solares forman parte de la familia de acontecimientos que suceden en el Sol debido a su actividad, que es cíclica, tales como fulguraciones, eyecciones de gas coronal, o prominencias. Pueden llegar a ser fenómenos muy violentos.
El Observatorio Real de Greenwich, y las organizaciones USAF y NOAA también nos hacen llegar sus observaciones sobre el número de manchas observadas cada año en función de su latitud . De nuevo, sonificamos (¿Qué es la sonificación? | Astronomía Accesible, leer en http://astroaccesible.iaa.es/content/¿qué-es-la-sonificación) los datos correspondientes a las manchas del hemisferio norte:
Audio 2: Latitud de media de las manchas solares que aparecen cada año en el hemisferio norte de la fotosfera del Sol. Tonos más agudos corresponden con latitudes mayores, que toman un valor máximo de aproximadamente +30 grados. Las manchas aparecen cada vez a latitudes menores conforme el ciclo avanza. Una vez llegan el ecuador, se produce un salto brusco que marca la finalización del ciclo, al aparecer de nuevo a las latitudes alrededor de +30 grados.
y los referentes a las que se localizan en el hemisferio sur:
Audio 3: Equivalente al Audio 2, pero esta vez los datos se corresponden a las manchas solares en el hemisferio sur de la fotosfera del Sol. Tonos más graves se siguen identificando con latitudes menores, que esta vez toman un valor mínimo de aproximadamente -30 grados, y un valor máximo de 0 grados (el ecuador). Las manchas solares siguen la misma evolución temporal que las del hemisferio norte.
¡Vaya! Parece que las manchas aparecen siempre en el Sol situándose a latitudes alrededor de 30º (equivalente a la posición en la Tierra de países como Sudáfrica, México o Irán) y el valor de este parámetro disminuye hasta llegar al ecuador al finalizar el ciclo.
¿Cómo se puede explicar el comportamiento que acabamos de describir en los datos recibidos? Para contestar esta pregunta debemos dar un paso más allá en nuestras medidas sobre las propiedades de las manchas solares.
Vamos a medir el flujo (que habíamos definido como la energía por unidad de área y tiempo) emitido por la fotosfera, pero esta vez vamos a clasificar los fotones que recibimos en función de su longitud de onda (El Espectro Electromagnético, una aparición casi invisible | Astronomía Accesible, leer en http://astroaccesible.iaa.es/content/el-espectro-electromagnético-una-aparición-casi-invisible) gracias a un espectroscopio.
Los átomos (formados por neutrones y protones en el núcleo, y electrones en la corteza) que viven en la fotosfera, tienen sus electrones colocados en diferentes niveles de energía. El salto desde un nivel de energía superior a otro más inferior supone un cambio en la energía que posee el electrón. Esta energía sobrante la emite al medio interestelar en forma de un fotón, con una longitud de onda equivalente a la energía entre los dos niveles involucrados (Photons: The Quanta of Light, leer en http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/mod2.html#c5). Este proceso se registra como un flujo muy intenso a esta longitud de onda específica, referido como la aparición de una línea, en comparación con la cantidad de flujo que medimos a longitudes de onda cercanas a esta, también llamado el continuo.
Cuando colocamos el átomo dentro de un campo magnético, los niveles de energía en los que se pueden situar los electrones se multiplican. Esto es porque los electrones tienen momento dipolar magnético, una propiedad que les permite interaccionar con el campo magnético de manera que unas orientaciones les resulten más cómodas que otras, al necesitar menos energía para estar en ellas. Así, las transiciones entre estos niveles ahora desdoblados no van a provocar una única longitud de onda como la descrita en el párrafo anterior, sino una serie de estas, centradas alrededor de la longitud de onda original.
Este proceso se llama efecto Zeeman, y nos permite:
- Comprobar la existencia de campos magnéticos.
- Medir cuál es la intensidad del campo magnético que produce este efecto imagen.
Pues bien, al analizar con nuestro espectroscopio los fotones emitidos en la umbra, las líneas individuales que aparecían solas en la fotosfera tranquila, se presentan ahora como grupos de estas, ¡se han desdoblado por la presencia de un campo magnético!
El astrónomo George Hale realizó en 1908 estas mismas medidas, para encontrar campos magnéticos muy intensos, del orden de 2000 gauss (el campo magnético de la Tierra no llega a superar el gauss), en las manchas solares.
La presencia de este campo magnético también nos permite explicar por qué el flujo de la umbra era un tercio del registrado en la fotosfera sin manchas. La disminución en el flujo se relaciona con una disminución de la temperatura, a través de la ley de Stefan-Boltzmann (Stefan-Boltzmann Law, leer en http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbasees/thermo/stefan.html): mientras que la temperatura en la fotosfera es de 5800 kelvin, en la umbra cae drásticamente hasta unos 4300 kelvin. Esto sucede porque el campo magnético suprime parcialmente el transporte de energía desde el interior estelar hacia el exterior a través de la mancha solar.
El campo magnético del Sol es el responsable directo de su actividad en relación a la aparición de las manchas solares. El modelo dinamo inicialmente propuesto por Babcock en 1961, aunque aún constituye una línea abierta de investigación, explica tanto la presencia de un ciclo de 11 años, como las latitudes a las que aparecen dichas manchas. En líneas generales describe cómo:
- El proceso se inicia en el periodo de menor actividad, cuando apenas hay manchas solares. En estos momentos las líneas de campo magnético discurren desde el polo sur al norte. El Sol se comporta como un imán, en el cual los dos hemisferios tienen polaridades opuestas.
- El Sol tiene rotación diferencial, es decir, gira más rápido a latitudes ecuatoriales (donde tiene un periodo de 24 días) que cerca de los polos (periodo de 33 días). Este hecho fue ampliamente reconocido tras las observaciones publicadas por el astrónomo Carrington en 1863.
- La rotación diferencial del Sol hace que las líneas de campo magnético se estiren en la dirección este-oeste en el ecuador, respecto a su orientación norte-sur en los polos.
- Estas líneas se entrelazan e intensifican, y son llevadas a la superficie mediante los flujos convectivos que ocurren en las capas exteriores del Sol.
- Cuando irrumpen en la superficie, crean una región bipolar, emergiendo a través de una de las manchas de cada par y sumergiéndose a través de la otra. Ambas tienen polaridades opuestas. La que circula por delante de su compañera tiene la polaridad de su hemisferio.
- Las regiones activas se van desplazando hacia el ecuador, momento en el cual las manchas conductoras de los hemisferios norte y sur se anulan entre sí al tener polaridades opuestas.
- Las manchas conducidas ascienden a los polos, cambiando la polaridad del Sol.
- Acaban de transcurrir 11 años. El proceso se vuelve a iniciar. Para volver a la configuración inicial han de transcurrir 22 años en total, pues las polaridades deben volver a invertirse.
Las manchas solares son una medida de la actividad solar, la cual está relacionada aquí en la Tierra con fallos en satélites o apagones en el suministro de electricidad. Esto ha creado una necesidad de entender y predecir mejor el comportamiento del Sol. Su actividad también puede producir variaciones en el clima de la Tierra: se ha medido cómo niveles bajos de actividad están asociados a flujos menores de energía solar que llegan a la Tierra, y que parecen asociados a su vez con periodos más fríos en nuestro planeta. Sin embargo, el calentamiento global que venimos midiendo en los últimos años es demasiado grande como para poder ser explicado únicamente por la actividad solar. De hecho, el aumento de la temperatura global de nuestro planeta, producido por los gases de efecto invernadero resultantes de la actividad humana, es unas 50 veces mayor que el causado por la actividad solar.
Referencias:
[1] Donovan Moore, What Stars Are Made Of: the Life of Cecilia Payne-Gaposchkin. Harvard University Press (2020)
[2] Antia, H.M., Bhatnagar, A., Ulmschneider, Peter (Eds.). Lectures on Solar Physics. Springer-Verlag Berlin Heidelberg (2003)
[3] Sunspot Index and Long-term Solar Observations (SILSO), Real Observatorio de Bélgica, Bruselas. http://sidc.be/silso/home. Última consulta: 7 de marzo 2021
[4] Real Observatorio de Greenwich, USAF/NOAA: datos sobre manchas solares. https://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml. Última consulta: 7 de marzo 2021
[5] Dr. Lisa Upton and Dr. David Hathaway: Solar Cycle Science. Discover the Solar Cycle! http://www.solarcyclescience.com/solarcycle.html. Última consulta: 7 de marzo 2021
[6] NASA's Global Climate Change Website: What Is the Sun's Role in Climate Change?. https://climate.nasa.gov/blog/2910/what-is-the-suns-role-in-climate-change/. Última consulta: 7 de marzo 2021