Volumen
11 - Nº 6
Febrero-Marzo 1990
Febrero-Marzo 1990
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Volumen
11 - Nº 6
Febrero-Marzo 1990 |
Intranquilidad en el Sol
 Imagen de una fulguración tomada en ultravioleta |
El Sol es como un prodigioso horno nuclear. Cada segundo, 6x1011 kg de hidrógeno (H) se transforman en helio (He) y 4x 109 kg de materia se transforman en energía, generando alrededor de 3,8 x 1023 kW. Aunque durante mucho tiempo se lo consideró una esfera inmaculada, hace más de 2.000 años que se observaron manchas en el disco solar, pero fueron atribuidas a la presencia ya sea de nubes oscuras en nuestra atmósfera o de planetas entre el Sol y la Tierra. Con los primeros telescopios, a partir de 1610, Galileo y otros astrónomos pudieron tener una visión clara de la estructura de las manchas y confirmar que las mismas estaban sobre la superficie del Sol. La observación continua también reveló que eran fenómenos transitorios: pueden persistir durante varios días o aun varios meses, pero finalmente se desvanecen. Esta era la primera evidencia de la actividad solar.
Hace unos 100 años se pudo establecer que el número de manchas tiene una variación cíclica, con máximos cada 11 años aproximadamente, a lo que se llama el ciclo solar. Poco después del descubrimiento de esta periodicidad de la actividad solar se observó una fuerte correlación entre el número de manchas y el número de auroras -una luminosidad momentánea resultante de la precipitación de partículas sobre la atmósfera-, tanto en las zonas boreales como en las australes. También se descubrió que un aumento en el número de manchas traía aparejado una mayor frecuencia en las alteraciones del campo magnético terrestre (las llamadas tormentas magnéticas).
El estudio del espectro de la luz emitida por las manchas mostró que
eran regiones con temperaturas menores que las de la fotosfera circundante (véase
"La estructura del
Sol"). Son zonas con temperaturas de alrededor de 4.300 K (algo más
de 4.000 °C), todavía más caliente que la llama de acetileno
utilizada para la soldadura de metales, pero considerablemente más frías
que los 6.000 K de la fotosfera. Además, las manchas son regiones con
campos magnéticos muy intensos, tanto como para impedir el flujo de materia
caliente hacia la superficie.
Pero las manchas no son la única manifestación de la actividad solar. Por el contrario, acompañando la aparición de aquéllas existe una cantidad de fenómenos fuertemente correlacionados.
 Corona solar en rayos X |
Para entender todas las manifestaciones de la actividad solar y, en particular, los fenómenos transitorios que afectan el medio ambiente terrestre, es necesario tener una idea de la importancia de los campos magnéticos presentes en la superficie del Sol. Si bien su campo promedio es de aproximadamente 1 gauss (apenas un poco mayor que el terrestre), aparecen aisladamente extensas estructuras magnéticas con campos muy intensos, de hasta varios miles de gauss, en las manchas y zonas aledañas (regiones activas). El Sol es, desde el punto de vista de su actividad magnética, una estrella variable. Las manchas, las regiones activas, los agujeros coronales (zonas de campo magnético abierto hacia el espacio interplanetario donde se origina el "viento solar"), varían en ciclos de 11 años. En la cromosfera, la región de transición y la corona, tanto la estructura a largo plazo como la dinámica de la materia están determinadas por el campo magnético, ya que la baja densidad de estas capas hace que la presión magnética predomine sobre la presión del gas.
Los eventos más violentos y energéticos de todos los que ocurren
en el Sol y, por lo tanto, en el sistema solar, son las fulguraciones. En un
lapso de 100 a 1.000 segundos pueden liberarse hasta 1032 ergios,
el equivalente a 12.000 millones de bombas atómicas iguales a la lanzada
sobre Hiroshima. Estas perturbaciones transitorias son las responsables más
directas de las perturbaciones en escalas de tiempo cortas (minutos o días)
que produce el Sol sobre el entorno de la Tierra.
En esencia, una fulguración es una liberación explosiva de energía
en la atmósfera solar, concentrada espacialmente y a la que le sigue
un decaimiento gradual del movimiento del material y de la temperatura. El plasma
(gas ionizado, es decir que sus componentes están cargados ya sea positiva
o negativamente) de la fulguración, con temperaturas de varias decenas
de millones de grados, queda confinado por las líneas del campo magnético
conformando gigantescos arcos de materia con alturas que alcanzan centenas de
miles de kilómetros. La fuente de la energía liberada en estos
eventos es el campo magnético acoplado a los movimientos del material
fotosférico.
Las fulguraciones producen emisión en todo el rango del espectro electromagnético: ondas de radio, luz visible, ultravioleta, rayos X, rayos gama. Por las observaciones de rayos X de alta energía y rayos gama hechas durante el último máximo de actividad solar (1980-1981) se estableció que toda esta emisión está acompañada por la aceleración de un considerable número de partículas, tanto electrones como protones. Tales procesos de alta energía se presentan no sólo en las fulguraciones solares, sino también en una gran variedad de otros sitios astrofísicos, como magnetosferas planetarias, fulguraciones estelares y supernovas.
Si bien hay fulguraciones aun en los mínimos de la actividad solar, durante los máximos aumenta su frecuencia y se producen los eventos con mayor liberación de energía (véase la figura 1).
 Fig. 1. Prediciones del número de manchas (curva) y del número de fulguraciones en rayos X (histograma) estimadas para el próximo máximo de actividad solar (ciclo 22). Fuente: National Oceanic Atmospheric Administration (NOAA). |
La fase más compleja de una fulguración es la inicial o impulsiva,
que dura únicamente algunos minutos. Entre sus características
más importantes está la intensa emisión de rayos X de alta
energía. Las observaciones hechas por medio de satélites durante
el último máximo mostraron por primera vez que esta emisión
se produce en áreas pequeñas de la zona de transición.
Estas son, aparentemente, las bases de estructuras magnéticas (loops)
en forma de arco que se extienden en la corona. Los loops siempre conectan
zonas de polaridad magnética opuesta (véase la figura 2).
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La emisión de rayos X de alta energía podría ser producida por partículas aceleradas en el loop, en la zona coronal. Estas, confinadas por el campo magnético, chocan con capas más densas de la zona de transición. Los rayos X emitidos se generan por el frenado de las partículas cargadas.
La fase impulsiva es acompañada por un aumento de la emisión de rayos X de baja energía de todo el loop debido al calentamiento del plasma con temperaturas de entre 10 a 20 millones de grados.
Las fulguraciones ocurren porque, por alguna inestabilidad magnetohidrodinámica
del plasma, se produce la eyección de materia coronal (filamento), que
comienza a elevarse por debajo de los loops arrastrando las líneas
de campo magnético. A medida que el filamento sube y abre las líneas
del campo, por debajo comenzará la reconexión del mismo. Las sucesivas
reconexiones, a alturas progresivamente mayores, dan lugar a la formación
de un nuevo sistema de loops en la corona, en una configuración
de menor energía. En este proceso de liberación de energía
se calienta el plasma a temperaturas muy altas y en regiones confinadas, fenómeno
acompañado por aceleración de partículas que se dirigirán
hacia la base del loop emitiendo rayos X de alta energía y radiación
en líneas espectrales del átomo de hidrógeno. A continuación,
en la fase gradual, la emisión de rayos X de baja energía alcanza
un máximo y luego decae por el enfriamiento progresivo del plasma.
Las fulguraciones solares exhiben muchos de los procesos físicos fundamentales
de la magnetohidrodinámica y de la física del plasma (reconexión
magnética, aceleración y propagación de partículas
y disipación turbulenta). Por lo tanto, la física de las fulguraciones
tiene relevancia directa sobre los plasmas de laboratorio y en una gran variedad
de fenómenos astrofísicos.
Si bien las observaciones del Sol desde telescopios y radiotelescopios proveen valiosa información a los astrónomos, la presencia de la atmósfera terrestre pone límites muy severos a las longitudes de onda observables, pues actúa como un filtro y absorbe las longitudes de onda más cortas que el violeta o más largas que el rojo. Las capas más activas del Sol (la cromosfera superior, la región de transición y la corona) radian la mayor parte de su energía en el ultravioleta y en los rayos X. La presencia de la atmósfera también afecta la calidad de las imágenes; a causa de su turbulencia, disminuye la resolución espacial de las mismas.
Estas limitaciones hicieron que se utilizaran todos los medios disponibles para eliminar o atenuar los efectos de la atmósfera. En primer lugar se ubicaron telescopios en las cimas de las montañas, luego se usaron globos, a partir de la Segunda Guerra Mundial los cohetes y finalmente, desde 1960, los satélites.
El próximo máximo de actividad solar, entre 1991 y 1994, permitirá nuevamente un estudio intensivo de las fulguraciones. Los adelantos en la instrumentación logrados desde el último máximo (véase "La observación del Sol desde el espacio") ayudarán a avanzar en las cuestiones fundamentales de la física de las fulguraciones solares: ¿cuándo y dónde se almacena la energía liberada en las fulguraciones?, ¿cómo se inicia una fulguración?, ¿cuáles son los mecanismos de liberación de la energía?, ¿cómo son aceleradas las partículas?, ¿cuáles son los mecanismos de transporte de la energía?, ¿cómo se propagan los efectos de las fulguraciones hacia la Tierra?
Muchos países ya han definido programas de observación del Sol
durante el próximo máximo. En algunos casos, estos programas incluyen
observaciones desde el espacio: Japón, EE.UU., URSS y un conjunto de
países europeos tienen aprobadas misiones con satélites. La coordinación
internacional de todos los planes permitirá un avance más rápido
en la resolución de los problemas de la física del Sol y evitará
la superposición de esfuerzos. Con este fin se ha instrumentado un programa
internacional, FLARES 22 (por flares, "fulguraciones", research
en el próximo máximo solar, denominado ciclo 22) a cargo del Comité
Científico Internacional de Física Solar-Terrestre (SCOSTEP).
Este programa incluirá también vuelos de larga duración
de globos, la participación de observatorios terrestres en campañas
de observación con fines específicos y la promoción de
intercambio de información y colaboración internacional en el
área de los cálculos teóricos. La dirección y coordinación
general del programa estará a cargo de físicos solares argentinos.
Dentro del marco de un acuerdo firmado por la Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE) y la NASA en junio de 1989, la Argentina se planteó participar en la observación del Sol desde el espacio durante el próximo máximo de actividad solar.
El proyecto argentino contempla la construcción de un satélite
pequeño, el Satélite de Aplicaciones Científicas (SAC),
para ser puesto en órbita por el Transbordador Espacial en el segundo
semestre de 1992 (véase "Satélites
pequeños, la nueva tendencia").
El objetivo científico fundamental del SAC es estudiar la liberación y transporte de la energía en estructuras magnéticas durante las fulguraciones, desde los loops coronales hasta las capas profundas de la cromosfera.
En particular las observaciones del SAC están dirigidas a:
El peso total del SAC es de 113 kg, compartidos entre la instrumentación
científica y los distintos sistemas de servicio que integran el satélite
propiamente dicho: la estructura mecánica, el sistema de generación
de potencia, el sistema de orientación, el sistema de procesamiento de
la información recolectada por el satélite y el sistema de comunicaciones.
El control de la orientación del SAC se hará mediante un sistema
magnético que actuará en forma automática, asegurando que
los instrumentos científicos siempre estén orientados hacia el
Sol.
El satélite podrá almacenar en memorias de estado sólido
hasta 4,25 Mbit de información: 2,25 Mbit corresponderán a datos
científicos y 2 Mbit a datos de ingeniería (temperaturas, tensiones
y otros parámetros que permiten conocer el estado del satélite).
La información será transmitida a tierra durante cada pasaje
del SAC sobre la estación terrena, ubicada en el norte de la Argentina.
Durante cada pasaje, además de recibir los datos almacenados a bordo,
también se transmitirán desde tierra órdenes de control
para cambiar, de ser necesario, ciertos parámetros de funcionamiento
de los instrumentos científicos y de los sistemas de servicio.
Los instrumentos científicos que irán a bordo del satélite son los siguientes:
Un espectrómetro de rayos X de alta energía. Este instrumento
consiste en un detector omnidireccional que observa todo el Sol. Provee espectros
de la emisión en rayos X duros (entre 20 y 320 keV) con alta resolución
temporal, de hasta unos pocos milisegundos para fulguraciones intensas. La obtención
de espectros cada pocos milisegundos es suficiente como para seguir la evolución
de los electrones responsables de la emisión en rayos X, a medida que
viajan a lo largo de los arcos magnéticos.
Un fotómetro de banda ancha. Con este instrumento se obtendrán
las primeras mediciones de la energía total radiada por las fulguraciones
en el rango de 49 a 9.000Å (1Å = 10-8 cm). También
permitirá medir variaciones en el flujo total del Sol.
La construcción del satélite está bajo la responsabilidad
de la Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE) y los instrumentos
científicos, del Instituto de Astronomía y Física del Espacio
(IAFE). La CNIE ha gestionado el apoyo de la Secretaria de Ciencia y Tecnología
para atender los costos de la participación argentina.
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