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¿Qué es el viento solar?

Ya en 1850, el astrónomo inglés Richard C. Carrington, estudiando a la sazón las manchas solares, notó una pequeñísima erupción en la cara del Sol que permaneció visible durante unos cinco minutos. Carrington pensó que había tenido la suerte de observar la caída de un gran meteoro en el Sol.

El uso de instrumentos más refinados para el estudio del Sol mostró hacia los años veinte de este siglo que esas "erupciones solares" eran sucesos comunes, que solían ocurrir en conjunción con las manchas solares. El astrónomo americano George E. Hale había inventado en 1889 el "espectroheliógrafo", que permitía observar el Sol a través de la luz de una longitud de onda determinada y fotografiar el Sol con la luz de hidrógeno incandescente de la atmósfera solar o del calcio incandescente, por ejemplo. Y se comprobó que las erupciones solares no tenían nada que ver con los meteoritos, sino que eran efímeras explosiones de hidrógeno caliente.

Las erupciones de pequeño tamaño son muy comunes pudiéndose detectar cientos de ellas en un día, especialmente donde hay grandes complejos de manchas solares y cuando éstas están creciendo. Las de gran tamaño, como la que vio Carrington, son raras, apareciendo sólo unas cuantas cada año.

Hay veces en que la erupción se produce justo en el centro del disco solar y explotan hacia arriba en dirección a la Tierra. Al cabo de un tiempo empiezan a ocurrir cosas muy curiosas en nuestro planeta. En cuestión de días las auroras boreales se abrillantan, dejándose ver a veces desde las regiones templadas. La aguja magnética se desmanda y se vuelve loca, por lo que a veces se habla de una "tormenta magnética".




Hasta el siglo presente tales sucesos no afectaban gran cosa a la población general. Pero en el siglo XX se comprobó que las tormentas magnéticas también afectaban a la recepción de radio y al comportamiento de los equipos electrónicos en general. La importancia de las tormentas magnéticas aumentó a medida que la humanidad fue dependiendo cada vez más de dichos equipos. Durante una de esas tormentas es muy posible que la transmisión por radio y televisión se interrumpa y que los equipos de radar dejen de funcionar.





Cuando los astrónomos estudiaron las erupciones con más detenimiento se vio que en la explosión salía despedido hacia arriba hidrógeno caliente y que parte de él lograba saltar al espacio a pesar de la gigantesca gravedad del Sol. Como los núcleos de hidrógeno son simples protones, el Sol está rodeado de una nube de protones (y de otros núcleos más complicados en cantidades más pequeñas) dispersos en todas direcciones. En 1958 el físico americano Eugene N. Parker llamó "viento solar" a esta nube de protones que mana hacia fuera.





Aquellos protones que salen despedidos en dirección a la Tierra llegan hasta nosotros, aunque la mayor parte de ellos bordean el planeta, obligados por la fuerza del campo magnético. Algunos, sin embargo, logran entrar en la atmósfera superior, donde dan lugar a las auroras boreales y a una serie de fenómenos eléctricos. Una erupción especialmente grande, que proyecte una nube muy intensa hacia la Tierra, producirá lo que podríamos llamar una "galerna solar" y dará lugar a los efectos de la tormenta magnética.

El viento solar es el agente responsable de las colas de los cometas. Lo que hace es barrer hacia afuera la nube de polvo y gas que rodea al cometa, cuando pasa cerca del Sol. También se ha observado el efecto del viento solar sobre los satélites artificiales. Uno de ellos, el Echo I, grande y ligero de peso, se desvió perceptiblemente de su órbita calculada por la acción del viento solar.

¿Hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra?



El Sol podrá mantener la vida terrestre (tal como la conocemos) mientras radie energía como lo hace ahora, y a este período de tiempo podemos ponerle ciertos límites.

La radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno a helio. Para producir toda la radiación vertida por el Sol hace falta una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 654.600.000 toneladas de hidrógeno en 650.000.000 toneladas de helio. (Las 4.600.000 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre. La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida de nuestro planeta).

Nadie diría que con este consumo tan alto de hidrógeno por segundo el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese cálculo no tiene en cuenta el enorme tamaño del Sol. Su masa totaliza

2.200.000.000.000.000.000.000.000.000 de toneladas
(más de dos mil cuatrillones) de toneladas. Un 53% de esta masa es hidrógeno, lo cual significa que el Sol contiene en la actualidad

1.166.000.000.000. 000.000.000.000.000 de toneladas,
aproximadamente, de hidrógeno. (Para satisfacer la curiosidad del lector, diremos que el resto de la masa del Sol es casi todo helio. Menos del 0,1% de su masa está constituido por átomos más complicados que el helio. El helio es más compacto que el hidrógeno. En condiciones idénticas, un número dado de átomos de helio tiene una masa cuatro veces mayor que el mismo número de átomos de hidrógeno. O digámoslo así: una masa dada de helio ocupa menos espacio que la misma masa de hidrógeno. En función del volumen, el hidrógeno ocupa el 80% del Sol).





Si suponemos que el Sol fue en origen todo hidrógeno, que siempre ha convertido hidrógeno en helio al ritmo de 654 millones de toneladas por segundo y que lo seguirá haciendo hasta el final, se calcula que ha estado radiando desde hace unos cuarenta mil millones de años y que continuará así otros sesenta mil.

Pero las cosas no son en realidad tan simples. El Sol es una "estrella de la segunda generación", constituida a partir del gas y polvo cósmicos desperdigados por estrellas que se habían quemado y explotado miles de millones de años atrás. Así pues, la materia prima del Sol contenía ya mucho helio, desde el principio casi tanto como tiene ahora. Lo cual significa que el Sol ha estado radiando durante un ratito solamente (a escala astronómica), porque sus reservas originales de hidrógeno sólo han disminuido moderadamente. El Sol puede que no tenga más de seis mil millones de años.

Pero además es que el Sol no continuará radiando exactamente al mismo ritmo que ahora. El hidrógeno y el helio no están perfectamente entremezclados. El helio está concentrado en el núcleo central, y la reacción de fusión se produce en la superficie de este núcleo.

A medida que el Sol siga radiando, ese núcleo de helio irá adquiriendo una masa cada vez mayor y la temperatura en el centro aumentará. En última instancia, la temperatura sube lo suficiente como para transformar los átomos de helio en átomos más complicados. Hasta entonces el Sol radiará más o menos como ahora, pero una vez que comience la fusión del helio, empezará a expandirse y a convertirse poco a poco en una gigante roja. El calor se hará insoportable en la Tierra, los océanos se evaporarán y el planeta dejará de albergar la vida en la forma que conocemos.




Los astrónomos estiman que el Sol entrará en esta nueva fase dentro de unos ocho mil millones de años. Y como ocho mil millones de años es un plazo bastante largo, no hay motivo para alarmarse todavía.

Si la temperatura de la superficie solar es tan alta que está al blanco, ¿por qué las manchas solares son negras? Para ser negras tendrían que ser frías, y ¿cómo puede haber algo frío en el Sol?


La pregunta, tal corno está formulada, parece una verdadera pega. De hecho, a principios del siglo pasado el gran astrónomo William Herschel concluyó que las manchas solares tenían que ser frías porque eran negras. La única manera de explicarlo era suponer que el Sol no era caliente en su totalidad. Según Herschel, tenía una atmósfera incandescente, pero debajo había un cuerpo sólido frío, que es lo que nosotros veíamos a través de una serie de grietas de la atmósfera solar. Estas grietas eran las manchas solares. Herschel llegó incluso a pensar que el frío interior del Sol podía estar habitado por seres vivientes.

Pero esto es falso. Hoy día estamos completamente seguros que el Sol es caliente en su totalidad. Es más, la superficie que vemos es la parte más fría del Sol, y aun así es ya demasiado caliente, sin lugar a dudas, para los seres vivos.

Radiación y temperatura están estrechamente relacionadas. En 1894, el físico alemán Wilhelm Wien estudió los distintos tipos de luz radiada a diferentes temperaturas y concluyó que, en condiciones ideales, cualquier objeto, independientemente de su composición química, radiaba una gama determinada de luz para cada temperatura.

A medida que aumenta la temperatura, la longitud de onda del máximo de radiación se hace cada vez más corta, del mismo modo para todos los cuerpos. A unos 600º C se desliza en la porción visible suficiente radiación para conferir al objeto un aspecto rojo mate. A temperaturas aún mayores, el objeto se hace rojo brillante, anaranjado, blanco y blanco azulado. (A temperaturas suficientemente altas, la radiación se hallaría en su mayor parte en el ultravioleta, y más allá aún).

Midiendo con cuidado la longitud de onda del máximo de radiación solar es posible calcular la temperatura de la superficie solar: resulta ser de unos 6.000º C.





Las manchas solares no se hallan a esta temperatura. Son bastante más frías y su temperatura en el centro hay que situarla en los 4.000º C solamente. Parece ser que las manchas solares representan gigantescas expansiones de gases, y tales expansiones, ya sean en el Sol o en un frigorífico, dan lugar a una importante caída de temperatura. Qué duda cabe que para mantener fría una gigantesca mancha solar durante días y semanas contra el calor que afluye de las zonas circundantes, más calientes, hace falta una enorme bomba térmica, y lo cierto es que los astrónomos no han dado aún con un mecanismo completamente satisfactorio para la formación de esas manchas.

Incluso a 4.000º C, las manchas solares deberían ser muy brillantes: mucho más que un arco voltaico, y un arco voltaico es ya demasiado brillante para mirarlo directamente.




Lo que ocurre es que las manchas solares son, efectivamente, más brillantes que un arco voltaico, y de ello pueden dar fe los instrumentos. El quid está en que el ojo humano no ve la luz de un modo absoluto, sino que juzga el brillo por comparación con el entorno. Las zonas más calientes de la superficie solar, las que podríamos llamar normales, son de cuatro a cinco veces más brillantes que las regiones más frías en el centro de una mancha solar, y comparando éstas con aquéllas, nos parecen negras. Ese negro es una especie de ilusión óptica.

Que esto es así puede demostrarse a veces durante los eclipses. La Luna eclipsante, con su cara oscura vuelta hacia la Tierra, es realmente negra contra el globo brillante del Sol. Cuando el borde de la Luna pasa por encima de una gran mancha solar, de modo que el "negro" de la mancha contrasta con la Luna, entonces se ve que la mancha, en realidad, no es negra.