AAIINFORMACIÓN y ACTUALIDAD ASTRONÓMICAhttp://www.iaa.csic.es/revista.html FEBRERO 2007, NÚMERO: 21

2 0 0 7 : E L A Ñ O D E L S O L

E L S O L , P O R P A R T E SM A N C H A S S O L A R E S

E L C A M P O M A G N É T I C O S O L A R

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍAConsejo Superior de Investigaciones CientíficasIAA-CSIC http://www.iaa.csic.es

Director: Carlos Barceló. Jefa de ediciones: Silbia López de Lacalle. Comité editorial: Antxon Alberdi, Emilio J. García,Rafael Garrido, Javier Gorosabel, Rafael Morales, Olga Muñoz, Miguel Ángel Pérez-Torres, Julio Rodríguez, Pablo Santosy Montserrat Villar. Edición, diseño y maquetación: Silbia López de Lacalle. Imprime: ELOPRINT S.L.

Esta revista se publica con la ayuda de la Acción Complementaria CCT005-06-00178 del Programa Nacional de Fomentode la Cultura Científica y Tecnológica.Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente “IAA:Información y Actualidad Astronómica” y al autor o autores.

Instituto de Astrofísica de Andalucíac/ Camino Bajo de Huétor 50 , 18008 Granada. Tlf: 958121311 Fax: 958814530. e-mail: revista@iaa.es

Depósito legal: GR-605/2000ISSN: 1576-5598

SUMARIO

REPORTAJESLa estrella imprescindible ...3Pero, ¿cómo medimos el campo magnético? ...5El interior de las manchas solares ...8

CIENCIA: PILARES E INCERTIDUMBRES ...11

DECONSTRUCCIÓN Y otros ENSAYOSEl satélite que indagará en el campo magnético solar ...12

ACTUALIDAD ...14

ENTRE BASTIDORES ...16

HISTORIAS DE ASTRONOMÍAUna predicción, un cristal, un derrumbe y un incendio ...17

HOMENAJE A LUCAS LARA ...18

ACTIVIDADES IAA ...20

El increíble y asombroso viaje de Fotón ...23

En enero de 1875, Carl Weyprecht sugirió a la Academiade Ciencias de Viena la necesidad de realizar un estudiodel Polo Norte, coordinado entre científicos de todo elmundo. Las observaciones comenzaron en agosto de1882 y terminaron en 1883. Fue el Primer AñoInternacional Polar, al que siguió un segundo entre 1932y1933. En 1957, más de 60.000 científicos de 66 naciones fun-daron el Año Internacional Geofísico, centrado en el estu-dio global de nuestro planeta. El siguiente paso lógicoconsistía en extender este estudio global para abarcar laconexión entre la Tierra y el Sol a través de la heliosfera,la zona de influencia del Sol. Por este motivo el año2007 ha sido declarado Año Internacional Heliofísico. Era lógico que dedicáramos este número de Informacióny Actualidad Astronómica al astro rey.

20072007Año Internacional Heliofísico

AL IGUAL QUE EL RESTO DE LASESTRELLAS, el Sol es una esfera de gasincandescente que debe su energía a lasreacciones termonucleares de su núcleo: lafusión de átomos de hidrógeno da lugar alhelio, proceso en el que se libera la energíaque viaja hacia la superficie y que se mani-fiesta en forma de luz y calor. Pero en eseviaje hasta la superficie la energía se trans-porta de distintos modos y a través de lasdiversas capas del Sol, en un recorrido quepuede durar un millón de años.

El interior del SolEl núcleo solar, que comprende un 25% del

radio del Sol y alberga unas condiciones detemperatura y densidad que permiten lafusión del hidrógeno (hasta 15 millones degrados y 150 kg/l, diez veces la densidaddel plomo), limita con la zona radiativa,que abarca el siguiente 45% del radio solary se caracteriza por el modo en que setransporta la energía: los fotones, o partí-culas de luz, tras chocarse insistentementecon los apretadísimos átomos que constitu-yen el material estelar, consiguen acarrearsu contenido energético hasta la zona con-vectiva, que se extiende casi hasta la super-ficie. Aquí el movimiento de los gases tomael relevo en el transporte de energía: el gas,

al igual que en una cazuela con agua hir-viendo, se mezcla y burbujea. Al ascendertransporta la energía hacia la superficie,donde se manifiesta en forma de lo que seconoce como granulación.

Las regiones externasLa imagen del Sol que estamos acostum-brados a ver, la de un disco amarillo conalgunas manchas oscuras, corresponde a lafotosfera o "esfera de luz", una capa muyfina que presenta estructuras muy carac-terísticas, como gránulos y manchas. Entanto que los primeros se deben a la "ebu-llición" del gas ya mencionada, las man-

La estrella imprescindible

EPORTAJESEL SOL: UNA INTRODUCCIÓN REL SOL: UNA ESTRELLAMEDIANA QUE GIRAALREDEDOR DEL CENTRO DELA VÍA LÁCTEA JUNTO CONOTROS CIEN MIL MILLONESDE ESTRELLAS. PERO ES LAÚNICA IMPRESCINDIBLE PARANOSOTROS, Y TAMBIÉN LAÚNICA QUE PODEMOSESTUDIAR DE CERCA.Por Silbia López de Lacalle(IAA-CSIC)

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aEL SOL: datos básicos

Diámetro: 1.391.980 km (109 veces el terrestre).Masa: 2 x 1030 kg (2000 billones de billones detoneladas, o 332.946 veces la terrestre)Temperatura en la superficie: 6.000º CTemperatura en el centro: 15.000.000ºCComposición:- Hidrógeno (93,9%)- Helio (5,9% de su masa)- Elementos pesados (0,2% de trazas de carbono,nitrógeno, oxígeno, neón, magnesio, silicio y hierro).Estado: ni sólido ni gaseoso, la masa solar sedenomina plasma. Este plasma es tenue y gaseo-so en las zonas cercanas a la superficie y vahaciéndose más denso hacia el núcleo. Rotación: el Sol no rota de forma rígida como losplanetas sólidos, sino que las regiones ecuatoria-les rotan más rápido, con un periodo de unos 24días, que los polos, que completan una vuelta enunos 30 días.

chas son zonas más frías que vemososcuras en comparación con sus alrede-dores. Casi totalmente transparente, la cromos-fera se encuentra justo por encima de lafotosfera. Las imágenes que se han obte-nido de esta región han sido tomadasdurante el principio y el final los eclipsesdel Sol totales, en los que aparece comoun anillo rojizo, o con filtros muy especí-

ficos. Dichas imágenes revelan una seriede fenómenos, como los filamentos, pro-tuberancias y espículas. Finalmente, la corona es la capa másexterna de la atmósfera solar, formadapor gas de muy baja densidad y con unaextensión que supera los millones dekilómetros. Podemos observarla durantelos eclipses totales de Sol como un haloblanquecino y, por su fuerte emisión en

rayos X debido a su elevada temperatura-cercana al millón de grados-, tambiéncon telescopios diseñados para esta lon-gitud de onda. Con ellos se han obtenidoimágenes que muestran "agujeros" en lospolos de la corona, de donde se cree queprocede el viento solar, un chorro departículas eléctricamente cargadas que,con velocidades de unos 400 km/s, inva-de el espacio interplanetario.

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EL SOL NO ROTA DE FORMA RÍGIDA,sino que su región ecuatorial gira más rápi-do que los polos; debido a esta "rotacióndiferencial", las líneas del campo magnéticoque, en condiciones normales, deberíandirigirse directamente de norte a sur, se vantorciendo y formando densos haces endirección este-oeste (ver imagen). Dichoshaces se manifiestan en la superficie enforma de manchas, regiones en las que elcampo magnético bloquea el transporte deenergía hacia la superficie y ocasiona undescenso de temperatura. Estas manchas,conocidas desde hace más de dos mil años,se forman por grupos y constituyen lasregiones donde se localiza la actividad solary la mayoría de los fenómenos asociados aella. Las manchas solares, cuyo tamañomedio se ha establecido en unos 10.000km, pueden desarrollarse en unos pocosdías y durar entre unos días y unos meses. Entre 1645 y 1715, el Sol atravesó unaetapa de inactividad, hoy denominadaMínimo de Maunder, en la que la ausen-

cia de manchas en la superficie solar vinoacompañada de una "pequeña edad dehielo" en la Tierra. Cuando la actividadsolar se reanudó, los astrónomos, conven-cidos de la relación entre las manchassolares y el clima terrestre, comenzaron aguardar registros de las primeras. En1843, el astrónomo aficionado HeinrichSchwabe estudió estos registros y descu-brió que el número de manchas experi-mentaba un máximo cada once años, conlo que se estableció el ciclo de actividadsolar. Los ciclos solares se empezaron aenumerar a partir del mínimo acaecidoalrededor del 1755, y en la actualidad elSol se halla en el final número 23.

El Sol en acciónLas manchas solares son una prueba de queel Sol no emite energía de forma uniformeen toda su superficie, pero existen otrosfenómenos que lo corroboran. Entre ellosdestacan las fulguraciones solares, fenóme-nos explosivos que pueden liberar, en susescasos minutos de duración, cantidades deenergía equivalentes a millones de bombasde hidrógeno. Hoy día se cree que las ful-guraciones se deben a la liberación deenergía acumulada en líneas de campomagnético que han experimentado una fuer-te torsión; si comparamos las líneas decampo magnético con las gomas de un tira-chinas, entenderemos mejor esta acumula-

LA CARA VIOLENTA DEL SOL

CROMOSFERA: FILAMENTEOS Y PROTUBERAN-CIAS

Son densas nubes de material más frío que quedan sus-pendidas sobre la superficie siguiendo los bucles del

campo magnético. Como consecuencia de su menor tempe-ratura, se muestran oscuras en el disco (filamentos) y brillantes

en el limbo (protuberancias). En la cromosfera también se distin-guen las espículas, pequeñas erupciones que ascienden y descienden a

una velocidad del orden de 20km/s, y cuyo aspecto puede compararse con el deuna pradera en llamas.

FOTOSFERA. LA “PIEL” DEL SOLCasi toda la energía que recibimosdel Sol procede de la fotosfera,una capa muy delgada, de unos600 kilómetros; se trata de una delas zonas más frías del Sol y lamás densa de la superficie solar.Es lo que vemos cuando miramosel Sol: un enorme disco amarillo conalgunas manchas oscuras.

CORONASe trata de una capa formada por gas de muy baja densidad

situada sobre la superficie del Sol. Su extensión supera los millo-nes de kilómetros, pero es tan tenue que sólo puede observarse

durante los eclipses totales, cuando la sombra de la luna tapacompletamente el luminoso disco solar.

La temperatura de la corona es altísima, cercana al millón de gra-dos, por lo que emite mayormente en rayos X. Se desconoce lacausa de la elevada temperatura de esta región, aunque parece

tener relación con los complejos campos magnéticos solares.

ción de energía: en un momento dado laslíneas alcanzan el límite de torsión y liberantoda la energía repentinamente, una energíaque, en el caso del tirachinas, se transmite ala piedra que lanzamos. Las fulguracionescausan tormentas magnéticas en la Tierra ygeneran efectos adversos en los sistemas téc-nicos terrestres, por lo que se han buscadométodos para predecirlos. Dada su correla-ción con las manchas solares, se ha estable-cido una clasificación de manchas depen-diendo de sus probabilidades para producir

fulguraciones, lo que ha permitido mejorarla capacidad para predecir, sobre todo,dónde tendrán lugar estos eventos. Otro interesante fenómeno asociado a laactividad solar son las eyecciones de masacoronal, enormes burbujas de gas que, tam-bién motivadas por el campo magnético, sonexpulsadas del Sol en el curso de variashoras. Aunque en muchas ocasiones apare-cen asociadas a fulguraciones o protuberan-cias, también se dan de forma independien-te, con una frecuencia dependiente del ciclo

solar: durante el mínimo se observa una porsemana, en tanto que cerca del máximo sedan dos o tres por día. Las eyecciones de masa coronal pueden alte-rar el flujo del viento solar y, al igual que lasfulguraciones, pueden generar desde cam-bios climáticos a interferencias en las comu-nicaciones, así como las hermosas aurorasboreales, producidas cuando las partículascargadas expulsadas por el Sol son conduci-das por el campo magnético terrestre e inte-raccionan con los gases de la atmósfera.

EL SOL: UNA INTRODUCCIÓN

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El Sol en dos momentos diferentes del ciclo. Fuente: NASA. Fotogramas de una fulguración solar. Fuente: TRACE.

ESCUDO PROTECTOR. El viento solar, un flujo constante de partículas que emite el Sol, va erosionando lasatmósferas de los planetas vecinos, Marte y Venus, algo que no sucede en la Tierra gracias a un "caparazón"magnético invisible denominado magnetosfera. Generada por el campo magnético interno, la magnetosferadesvía el 99% de las partículas provenientes del Sol. De hecho, la magnetosfera está en parte moldeada por elSol: debido al viento solar, se hallacomprimida en el lado diurno y estirada en elnocturno. Y durante una tormenta magnética,la magnetosfera se comprime, el campomagnético terrestre es perturbado y aparecenauroras boreales porque parte del viento solarse cuela por los polos, donde el escudo esmás débil.

EL CAMBIO CLIMÁTICO. Lo que llama-mos "clima" constituye una compleja interac-ción entre el calor que emite el Sol y los pro-cesos que lo distribuyen en la Tierra; así,además de la energía solar, los climatólogosdeben tener en cuenta la atmósfera terrestre,sus océanos, ríos y lagos, las masas de aguahelada, la tierra y la vida animal y vegetal. Por esto resulta tan difícil determinar en qué proporción afecta la varia-bilidad solar al cambio climático, aunque sí parece seguro que a partir de la Revolución Industrial el Sol dejó deser el factor más influyente en el clima terrestre. El calentamiento global se relaciona directamente con las emi-siones de dióxido de carbono, y se estima que en el 2050 la temperatura habrá aumentado entre tres y cincogrados; no parece mucho, pero todo cambia si consideramos que la temperatura global en el cenit de la últimaedad de hielo era "sólo" cuatro grados menos que la actual. A nivel global, un par de grados generan cambiosdrásticos. Un aumento de temperatura global supondrá un aumento de la evaporación y de las precipitaciones, y el calen-tamiento de los océanos provocará tormentas cada vez más devastadoras. Además, el vapor de agua es, aligual que el dióxido de carbono, un gas que produce efecto invernadero, y las consecuencias de un efecto inver-nadero descontrolado serían catastróficas.

CONEXIÓN TIERRA-SSOLLA TIERRA, EL MAYOR DE LOS PLANETASROCOSOS DEL SISTEMA SOLAR, ESCOGIÓEL LUGAR IDÓNEO PARA ESTABLECER SUÓRBITA ALREDEDOR DEL SOL Y SE SITUÓDENTRO DE LA "FRANJA DE HABITABILI-DAD", O REGIÓN ALREDEDOR DE UNAESTRELLA EN LA QUE LAS CONDICIONESDE PRESIÓN Y TEMPERATURA LE PERMI-TEN ALBERGAR AGUA LÍQUIDA. PERO LASRELACIONES TIERRA-SOL NO SIEMPRESON AMIGABLES: EN UN MUNDO DEPEN-DIENTE DE LOS SATÉLITES, LA CORRIENTEELÉCTRICA Y LAS COMUNICACIONES PORRADIO, LAS TORMENTAS MAGNÉTICASGENERADAS POR LA ACTIVIDAD SOLARCONSTITUYEN UN RIESGO CONSTANTE.

EN NUESTRA VIDA DIARIA, QUIENMÁS Y QUIEN MENOS TIENE CLAROQUÉ ES UN CAMPO MAGNÉTICO O,MEJOR, CUÁLES SON SUS EFECTOS,ES DECIR, CÓMO NOTAMOS SU PRE-SENCIA: las virutas de hierro se adhierena los imanes a la menor proximidad, y unabrújula "enloquece" ante un imán porque seorienta de manera natural con el campomagnético terrestre marcando los polos(magnéticos) Norte y Sur de nuestro plane-ta. Algunos también sabemos que el mismocampo magnético terrestre desvía las partí-culas cargadas provenientes del Sol con

gran energía hacia los polos y produce lasespectaculares auroras. Hasta nuestro len-guaje común está salpicado de magnetismocon frases como "los polos opuestos seatraen y los similares se repelen", por rela-ción directa a lo que ocurre entre dos ima-nes. Como somos capaces de conocer losefectos del magnetismo, nos resulta fácilentender que los físicos midan dicho campomagnético. Sin embargo, cuando pensamos en el Sol oen otro objeto astrofísico, la preguntadeviene más compleja. ¿Tiene efectosobservables el campo magnético como para

que los astrofísicos sean capaces de deter-minarlo? La respuesta es, obviamente, afir-mativa; pero, como también debe resultarevidente, no se puede recurrir ni a brújulasni a imanes, ni a instrumentos más sofisti-cados conocidos como magnetómetros,porque simplemente es imposible acercarseal objeto de medida. Resulta preciso, pues,descubrir la huella que deja el campomagnético solar en lo que casi únicamentesaben medir los astrónomos: la luz prove-niente de los objetos celestes. En el casodel Sol, esa huella queda "impresa" en laslíneas espectrales, esas marcas que distin-

TAJESMEDICIONES DEL CAMPO MAGNÉTICO SOLARRREPO

Pero, ¿cómo medimos elcampo magnético?

LA LUZ SECOMPORTA DEFORMA DISTINTAEN PRESENCIA DEUN CAMPOMAGNÉTICO, Y ÉSTECONSTITUYE UNADE LAS CLAVESPARA CONOCER AFONDO NUESTROSOLPor Jose Carlos delToro (IAA-CSIC)

Porción del espectro del Sol en cal-ma (en ausencia de campo magné-

tico intenso). Se ven dos líneas de absor-ción del hierro neutro (las más anchas)acompañadas por otras dos telúricas(más estrechas y formadas en la atmós-fera de la Tierra).

La acción combinada de la convec-ción -”ebullición” del gas- y la rotacióndiferencial -más rápida en el ecuador queen los polos- genera el campo magnéti-co (líneas rojas).

guimos en el espectro y que nos indican laexistencia y el estado físico de los diferen-tes átomos presentes en la atmósfera solar.En el rango de longitudes de onda visibles,las líneas espectrales del Sol y estrellas desu tipo son fundamentalmente en absorción(ver gráfico pág.6), es decir, muestran undéficit de radiación como consecuencia dela absorción de la misma por un átomo: unode sus electrones cambia de nivel energéti-co tras absorber un cuanto de luz o fotón,de una longitud de onda (o energía) bienprecisa y no otra. Pues bien, cuando ese proceso de absorciónse produce en presencia de un campomagnético, las circunstancias cambian y lasconsecuencias también.Esas consecuencias se manifiestan median-te dos efectos fundamentales: el efectoZeeman y el efecto Hanle, llamados así enhonor a sus descubridores respectivos en ellaboratorio. Con mucho, el primero ha sidoy es la principal fuente de informaciónsobre campos magnéticos en la fotosfera; elsegundo, por su parte, está incrementandosu importancia a medida que, en los últimosdiez años, vamos conociendo más y conmayor sensibilidad el espectro del limbosolar y el de líneas cromosféricas y corona-les. A pesar de ser distintos, ambos efectostienen que ver con modificaciones de lo queconocemos como estado de polarización dela luz. Ésta, como cualquier onda electro-magnética, viene definida por dos camposvectoriales, uno eléctrico y otro magnéticoque oscilan en el espacio y con el tiempo.Como conocido el uno, tenemos unívoca-mente determinado el otro, nos basta conconsiderar uno de dichos campos; tradicio-nalmente nos quedamos con el eléctrico. Lamejor representación gráfica que podemostener del vector campo eléctrico es la deuna flecha que oscila en amplitud o direc-ción; la propagación de esas flechas osci-lantes es nuestro modelo de luz (imagensuperior). Cuando las oscilaciones se pro-ducen en un plano único o cuando el cam-

bio de planode oscilaciónse produce deciertas maneras bienorganizadas, decimos quela luz está totalmente polarizada.Éste es el caso de la luz monocromáti-ca (de una sola longitud de onda o color).Sin embargo, la luz que percibimos másfrecuentemente, incluida la que recibimosde los astros, además de ser policromática,presenta con igual probabilidad componen-tes que oscilan en todos los planos posibles.En tal caso decimos que la luz es natural ototalmente no polarizada. Entre amboscasos extremos, como el lector habrá intui-do rápidamente, existe toda la gama deestados en los que decimos que la luz estáparcialmente polarizada. Así pues, a modode resumen, cuando hablamos de polariza-ción de la luz nos referimos a una direccióno forma preferente de oscilación, la cualsólo se mantiene si la luz es estrictamentemonocromática o si existe algún mecanismofísico por el que predomine tal estado deoscilación. Justamente, el mecanismo físicoque nos ocupa en este artículo, el campomagnético, es el responsable de incremen-tar la polarización parcial de la luz en elcaso del efecto Zeeman y de modificarla enel caso del efecto Hanle.

Efecto ZeemanEn presencia de un campo magnético, losniveles energéticos del átomo se desdoblan

en subniveles y las posibilidades de saltoelectrónico por absorción de fotones semultiplican (imagen inferior): donde habíauna sola línea espectral, ahora puede habervarias que están separadas en longitud deonda, con una separación que es proporcio-nal al campo magnético. Pero además deestar separadas en longitud de onda, cadauna de las nuevas componentes tiene unestado de polarización bien definido.Gracias al desdoblamiento y a la polariza-ción somos capaces de medir el campomagnético y otras magnitudes importantesque definen el estado físico de la atmósfera

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Modelo geométrico de la radiación electromagnética, laluz. Las flechas azules representan la amplitud del cam-po eléctrico que se propaga oscilante en la dirección dela flecha amarilla. En el caso de la figura la luz está total-mente polarizada puesto que la oscilación del campoeléctrico tiene lugar en un único plano..

Esquema de generación de una línea de absorciónen ausencia (izquierda) y en presencia de un cam-po magnético. Las líneas horizontales gruesas repre-sentan los niveles atómicos de energía entre losque se producen saltos electrónicos representadospor las flechas. Cuando no existe campo magnéti-co, el electrón sólo tiene una posibilidad de salto yello se traduce en una única línea espectral en lalongitud de onda λ0. El campo magnético desdoblalos niveles en subniveles y, ahora, los electronestienen más posibilidades de salto lo cual conducea que se produzcan más líneas espectrales (com-ponentes) separadas en longitud de onda y con unestado de polarización bien definido.

solar. En la imagen superior derecha tene-mos una simulación de los parámetros deStokes correspondientes a una línea espec-tral en dos condiciones atmosféricas distin-tas. El distinto aspecto de los perfiles quese representan en ambos casos ya es unaidentificación de la diferencia. De izquier-da a derecha y de arriba a abajo tenemospor orden, I, la intensidad total de la luz, Qy U, que nos hablan de la polarización line-al, y V, que da cuenta del grado de polari-zación circular. Sin entrar en detalles sobreesos dos nuevos términos que, a fin de cuen-tas, reflejan distintos "modos de oscilación"de nuestra radiación electromagnética,puedo afirmar que cualquier físico solarmínimamente avezado en estos asuntospodría decir con un simple vistazo de lafigura que los perfiles negros correspondena una zona del Sol más caliente, porque I esmayor, y con un campo magnético másintenso, porque V es mayor, y más inclina-do con respecto a la vertical, porque Q y Uson mayores que en el caso de los perfiles

rojos. Esta interpretación cualitativa se basaen que el campo magnético es suficiente-mente intenso en estas simulaciones paraque lo que distingamos sea el efectoZeeman.

Efecto HanleLa dispersión de la luz por pequeñas partí-culas materiales también polariza la luz. Sinos imaginamos un fotón que emerge verti-cal de la superficie del Sol y es desviado a90º por una partícula de las capas altas de laatmósfera hacia el observador, la luz, queinicialmente era natural, deviene linealmen-te polarizada. Ese proceso ocurre de formanatural en las proximidades del limbo solar.Pero si ese proceso de dispersión se produ-ce en presencia de un pequeño campomagnético orientado en la dirección hacia odesde el observador, el resultado es que elgrado de polarización de la luz desviada dis-minuye y, además, el plano de polarizaciónrota. Este es uno de los casos del menciona-do efecto Hanle. Si el proceso de dispersión

de luz en cambio se realiza a 0º, es decir, sila luz dispersada continúa en la mismadirección en que incidió en la partícula, laluz es natural. Sin embargo, un campomagnético perpendicular a la dirección depropagación produce en este caso una pola-rización lineal neta de la luz dispersada. Enresumen, el efecto Hanle puede modificar(disminuir o aumentar) el grado de polariza-ción de la luz y con estas modificaciones,medibles, somos capaces de inferir los valo-res del campo magnético. Quizá el ejemplomás característico de efecto Hanle lo tene-mos en la imagen superior izquierda, dondese muestran las dos componentes del doble-te D del sodio. Las características de losperfiles de polarización lineal sólo puedenexplicarse con un nuevo mecanismo intrín-seco al efecto Hanle.En definitiva, la respuesta a la pregunta deltítulo puede ser bastante sencilla si la resu-mimos: somos capaces de medir el campomagnético interpretando las señales de pola-rización en las líneas espectrales.

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R MEDICIONES DEL CAMPO MAGNÉTICO SOLAR

El estado de polarización de una líneaespectral ficticia se mide con los cua-tro parámetros de Stokes, I, Q, U y V.Los perfiles negros y rojos simulan dosatmósferas solares diferentes: unamás caliente y con un campo magné-tico más intenso e inclinado (la negra)que la otra (la roja).

Porción del espectro del Sol cercanoal limbo que incluye las dos líneas Ddel sodio. El perfil de polarización line-al Q, sólo se puede interpretar en tér-minos del efecto Hanle y del campomagnético subyacente.

El IAA es uno de los cuatro institutos españo-les* implicados en el diseño, desarrollo yconstrucción del magnetógrafo solar IMaX(siglas inglesas de Imaging MagnetographeXperiment; magnetógrafo experimental conimagen). Éste es uno de los tres instrumen-tos posfocales del telescopio de un metroembarcado en el globo estratosférico árticoSunrise, una colaboración entre la agenciaespacial alemana, DLR, la estadounidenseNASA y el Programa Nacional de Espacio,español. Como su propio nombre indica,IMaX pretende producir mapas del campomagnético de regiones extensas de la super-ficie solar. Ello será posible, como podráncomprender los lectores del artículo, porque

el instrumento medirá la polarización de la luzen líneas espectrales. El análisis de polariza-ción lo hace con unos dispositivos denomina-dos ROCLI (retardadores ópticos de cristallíquido) que se encuentran a la entrada delinstrumento (parte inferior izquierda en colorrosa fucsia) y el análisis espectral lo lleva a

cabo con un interferómetro Fabry-Perot(parte superior izquierda en colorrojo). Tras un doble paso por esteúltimo, la luz se dirige hacia lascámaras (hacia el centro de la ima-

gen en color amarillo) tras ser desdobladaspor un divisor de haz polarizante (en colorverde). La caja superior corresponde a laelectrónica de proximidad.

MAGNETISMO EN EL IAA

*Los otros son el Instituto de Astrofísica de Canarias, el Instituto Nacional de Técnica Aerospacial y el Grupo de Astronomía y Ciencias del Espacio de la Universidad de Valencia.

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LAS MANCHAS CONSTITUYEN LAMANIFESTACIÓN MÁS OBVIA DELCICLO DE ACTIVIDAD SOLAR. Estánformadas por una zona central muy oscura(la umbra) rodeada por un anillo más bri-llante (la penumbra). La penumbra es unconglomerado de pequeños filamentos quese extienden desde la umbra hasta el sol encalma. Los chinos ya conocían las manchashace miles de años, pues algunas son tangrandes que pueden ser observadas a simplevista. Sin embargo, su estudio sistemáticono comenzó hasta la invención del telesco-pio en 1610. Desde entonces hemos apren-dido mucho sobre su naturaleza, origen, yevolución. Sabemos, por ejemplo, que las manchas sonregiones de la atmósfera solar donde existencampos magnéticos intensos. Los camposmagnéticos impiden al plasma moverselibremente, reduciendo la eficacia del trans-porte de energía por convección. Ello haceque las manchas sean más frías que sus alre-dedores. Sobre el fondo brillante del Sol encalma las manchas aparecen oscuras, peroes sólo una impresión, ya que la temperatu-ra en su interior alcanza valores de hasta5000 grados centígrados. También sabemos que las manchas son res-ponsables de gran parte de los fenómenosviolentos que ocurren en la cromosfera y lacorona solar, las capas más externas denuestra estrella. Las observaciones ultravio-

letas y de rayos X obtenidas por los satélitesYohkoh, SOHO y TRACE nos muestranbucles coronales cuyos pies están ancladosen las manchas. Los bucles representan líne-as de campo magnético, como si fueranlimaduras de hierro esparcidas alrededor de

un imán. Cuando estos bucles interaccionanentre sí se producen reconexiones de campomagnético que liberan grandes cantidadesde energía en muy poco tiempo y dan lugara fulguraciones en la cromosfera y expul-siones de masa coronal.

Las partículas energéticas lanzadas al espa-cio durante una expulsión de masa coronalpueden llegar a la Tierra, donde dificultanlas comunicaciones por radio y amenazan laintegridad de los satélites en órbita.Además, producen las famosas aurorasboreales. Actualmente se están dedicandograndes esfuerzos en predecir las expulsio-nes de masa coronal por los efectos que tie-nen sobre la Tierra, pero para poder hacer-lo con fiabilidad es necesario entender bienla estructura y procesos físicos que ocurrenen los pies de los bucles, es decir, en lasmanchas. Todavía nos encontramos muylejos de esta situación ideal: por el momen-to, ni siquiera hemos identificado los blo-ques básicos que forman las manchas sola-res.

Una compleja estructuraLa penumbra, con su estructura filamentosaa muy pequeña escala, es la región más

El interior de las manchassolares

EPORTAJESUNA MIRADA AL INTERIOR DE LAS MANCHAS SOLARES R

LAS MANCHAS SONRESPONSABLES DE GRANPARTE DE LOS FENÓMENOSVIOLENTOS QUE OCURRENEN LAS CAPAS MÁSEXTERNAS DEL SOL.SIN EMBARGO, AÚN QUEDANINCÓGNITAS CON RESPECTOA SU ESTRUCTURAPor Luis Bellot (IAA-CSIC)

Mancha observada en el Telescopio Solar Richard B. Dunn de Sacramento Peak, Nuevo Mexico (EEUU). La imagen,tomada en la banda G de la molécula de CH alrededor de 430.5 nm, ha sido reconstruida con técnicas speckle y alcan-za una resolución de 0.13 segundos de arco. Cortesía G. Cauzzi (Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italia) y F. Wöger(KIS, Alemania).

Para predecir lasexpulsiones de masa

coronal con fiabilidad esnecesario entender los

procesos en los pies de losbucles, es decir, en las

manchas

compleja de las manchas. El desdoblamien-to Zeeman de las líneas espectrales nosindica que el campo magnético es verticalen el centro de la umbra y se va inclinandocada vez más en la penumbra, hasta que sehace prácticamente horizontal en el bordeexterno de la mancha (imagen derecha).Sin embargo, hay grandes variaciones auna misma distancia de la umbra: Title ycolaboradores descubrieron en 1993 quelos filamentos brillantes y oscuros puedenmostrar diferencias de hasta 20 grados enla inclinación del campo. Estas variacio-nes ocurren a muy pequeña escala, delorden de unos cientos de kilómetros. Los campos magnéticos más horizontalesde la penumbra están asociados con unflujo continuo de materia descubierto en1908 por Evershed y que lleva su mismonombre. Se trata de un movimiento radialdel gas desde la umbra hasta el bordeexterno de la penumbra. El flujo Eversheddesplaza las líneas espectrales hacia elrojo en la cara de la mancha más próximaal limbo solar y hacia el azul en la caraque mira al centro del Sol (imagen dere-cha, abajo). Los campos magnéticos másverticales de la penumbra no parecen estar

asociados a ningún movimiento de gas. Estos resultados se han obtenido a través delanálisis de observaciones polarimétricas delíneas espectrales visibles e infrarrojas conresoluciones espaciales del orden del segun-do de arco (725 km sobre la superficie delSol). La pobre resolución espacial se debe aque se necesitan tiempos de exposición devarios segundos para alcanzar bajos niveles

de ruido, pero impide distinguir los fila-mentos individuales que se observan en imá-genes monocromáticas de alta resolución.Es necesario, por tanto, hacer algunas apro-ximaciones para explicar la estructura finade la penumbra. Lo normal es suponer queen cada píxel coexisten dos atmósferasmagnéticas no resueltas, que darían cuentade las propiedades de los filamentos brillan-tes y oscuros. Cuando se analizan los datosde esta manera se encuentran dos atmósfe-ras con propiedades magnéticas y cinemáti-cas muy diferentes (imagen izquierda). Unade ellas tiene campos intensos y verticales,mientras que la otra posee campos másdébiles y horizontales. La segunda atmósfe-ra es la única que muestra desplazamientosDoppler (la huella del flujo Evershed). Las simulaciones numéricas realizadas porSchlichenmaier y colaboradores modelan elcomportamiento de un tubo de flujo magné-tico inicialmente en equilibrio en la fronte-ra que separa la mancha de sus alrededoresno magnéticos. El tubo es calentado por laradiación que viene del exterior, se expan-de y asciende a la superficie por flotabili-dad. Al emerger se observa como unaestructura brillante con menor campo que

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REstructura magnética global una mancha solar.Las flechas blancas representan el vector campomagnético desde la umbra hasta el borde externode la penumbra. Los pequeños cilindros anaranja-dos representan tubos de flujo penumbrales.Cortesía D. Müller (KIS, Alemania).

Desplazamientos Doppler observados en una manchasolar en la línea de hierro neutro a 709.0 nm. La fle-cha apunta al centro del disco solar. Blanco indicadesplazamientos al azul y negro al rojo. Nótese laestructura filamentosa del flujo Evershed. Cortesía A.Tritschler y H. Uitenbroek (NSO, EEUU).

Velocidad Doppler (km/s)

Inclinación del campo (grados)

Intensidad del campo (kG)

Estructura magnética y cinemática de una manchaobtenida a partir de la inversión de datos espectro-polarimétricos suponiendo dos atmósferas en cadaelemento de resolución. Los mapas muestran, dearriba a abajo, la intensidad del campo magnético, lainclinación del campo con respecto a la vertical, y lavelocidad Doppler para las dos componentes. Losmapas de la izquierda representan la atmósferaambiente y los de la derecha la atmósfera de lostubos de flujo.

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sus alrededores, ya que el campo disminuyedurante la expansión para conservar el flujomagnético. Además, la presión gaseosacrece dentro del tubo para mantener el equi-librio horizontal de fuerzas. El gradiente depresión resultante mueve el plasma a lolargo del tubo y produce un flujo Evershedde varios kilómetros por segundo. Estemodelo es capaz de reproducir muchas delas propiedades de los filamentos penumbra-les. Además, explica sorprendentementebien los resultados obtenidos a partir delanálisis de las observaciones polarimétricas:la atmósfera con campos débiles y horizon-tales representaría los tubos de flujo penum-brales, mientras que la otra atmósfera pare-ce describir el campo ambiente que rodea alos tubos.

Teorías alternativasHasta hace poco, el concepto de penumbraformada por pequeños tubos de flujo (conradios de 100-200 km) embebidos en uncampo ambiente más vertical era aceptadopor la mayor parte de los físicos solares. Enel año 2002, las primeras imágenes tomadascon el nuevo Telescopio Solar Sueco de unmetro de diámetro produjeron una gran sor-presa al revelar que los filamentos penum-brales están formados realmente por unnúcleo oscuro y dos bordes laterales brillan-tes (imagen inferior). Los bordes brillantesse mueven siguiendo las mismas trayecto-rias, como si fueran un mismo objeto, yestán separados por sólo 100-200 km. Muchos investigadores pensaron que por finse estaban viendo los bloques básicos de lapenumbra, es decir, tubos de flujo individua-les. Sin embargo, Spruit y Scharmer propu-sieron un modelo alternativo de penumbra.En dicho modelo, los filamentos con núcleososcuros serían la manifestación de intrusio-nes de gas no magnético situadas por debajo

de la superficie visible de la mancha. La ideaha levantado grandes expectativas en parte dela comunidad, pero todavía hay que demos-trar que es capaz de explicar los aspectosobservacionales de la penumbra al menos tanbien como lo hace el modelo de tubo deflujo. Uno de los problemas más serios a los

que se enfrenta el modelo de Spruit yScharmer es la falta de un lugar en la atmós-fera que pueda albergar el flujo Evershed.Como mencionamos antes, las simulacionesde tubos de flujo explican de forma natural laexistencia de movimientos de gas en lapenumbra, lo que supone un éxito nada des-preciable. La controversia no está cerrada y las discu-siones continúan. Para poder decidir entre unmodelo u otro se necesitan nuevas observa-ciones que resuelvan los núcleos oscuros. Enel año 2005 dimos los primeros pasos en estadirección realizando espectroscopía de fila-mentos penumbrales en el Telescopio SolarSueco con 0,2 segundos de arco de resolu-ción. Los datos demostraron que el flujoEvershed es mucho más intenso en los núcle-os oscuros que en los bordes brillantes.

Además, el campo magnético parece sermenor en los núcleos oscuros. Pero lasobservaciones espectroscópicas no permitencaracterizar completamente las propiedadesde los filamentos: necesitamos medidas depolarización. En la actualidad no existeningún telescopio terrestre capaz de propor-cionarlas. Por este motivo hemos comenzadouna colaboración con el ObservatorioAstronómico Nacional de Japón para anali-zar los datos del satélite HINODE. Lanzadoen septiembre de 2006, este satélite lleva abordo un espectropolarímetro que alcanzauna resolución de 0,3 segundos de arco. Lasprimeras observaciones de HINODE sugie-ren que los núcleos oscuros tienen camposmás débiles e inclinados que los bordes bri-llantes de los filamentos penumbrales. Denuevo, los resultados son compatibles con laidea de que los filamentos representanpequeños tubos embebidos en un campomagnético más intenso y vertical. Pero, ¿es posible reproducir las imágenes dealta resolución utilizando tubos de flujo? Paracomprobarlo hemos resuelto la ecuación detransporte de calor en una atmósfera estrati-ficada formada por un tubo de flujo y uncampo ambiente que lo rodea. Las simula-ciones, realizadas junto a investigadores delInstituto de Astrofísica de Canarias, demues-tran que los tubos de flujo se observan en lasuperficie como filamentos con núcleos oscu-ros (imagen inferior). Parece, pues, que estamos a punto de resol-ver una cuestión básica que ha intrigado a losastrónomos durante siglos: la estructura de lapenumbra. El modelo de tubo de flujo expli-ca la mayor parte de las propiedades de losfilamentos penumbrales. Ahora queda laimportante tarea de caracterizar y entender laevolución de la penumbra y el papel quedesempeña el flujo Evershed en la física delas manchas solares.

UNA MIRADA AL INTERIOR DE LAS MANCHAS SOLARES

Filamentos penumbrales con núcleos oscuros. La imagen fue tomada con elTelescopio Solar Sueco de 1 m por Scharmer y colaboradores el 15 de julio de2002. Las marcas de los ejes representan intervalos de 1000 km. Cortesía RealAcademia de Ciencias de Suecia.

Abajo: Filamento con núcleo oscuro producido por un tubo de flujo embebido en uncampo ambiente más intenso. Cortesía B. Ruiz Cobo (IAC, España) y L. Bellot(IAA, España)

De nuevo, los resultados soncompatibles con la idea de que

los filamentos representanpequeños tubos embebidos en

un campo magnético másintenso y vertical

Parece, pues, que estamos apunto de resolver unacuestión básica que ha

intrigado a los astrónomosdurante siglos: la estructura

de la penumbra

Núcleo oscuro

¿Cómo es posible que la capa más externadel Sol, la corona, esté tan caliente?, ¿cuáles la conexión existente entre las capasmas bajas, fotosfera y cromosfera, conésta?. Éstas son algunas de las preguntasclaves a las que, a día de hoy, la físicasolar no ha sido capaz de dar respuestacompleta. Entender cómo se produce elcalentamiento coronal [1] es un problemaque se han planteado los físicos solaresdesde los años 50.El Sol, al ser una estrella activa, encierrauna gran cantidad de energía en forma decampo magnético [2]. Éste se manifiestade muy variadas formas, como por ejem-plo, en las manchas solares. Pero no soloeso, sino que está presente en todas lascapas del Sol, estableciendo así un víncu-lo entre ellas. Con el propósito de estudiarlos campos magnéticos existentes en elSol, desde su fotosfera hasta la extensacorona, la Agencia de ExploraciónAeroespacial Japonesa (JAXA), la NASAy la PPARC británica, han desarrollado y

lanzado con éxito el satélite espacial Solar-B, bautizado con el nombre de HINODE(amanecer). Este satélite de última genera-ción está equipado con tres instrumentosrevolucionarios en el espacio: un telesco-pio en luz visible [3] (SOT), capaz deregistrar campos magnéticos en la superfi-cie solar con una resolución espacial quealcanza los 200 km y dos instrumentosdestinados a observar la corona y la zonade transición [4] en rayos-X (XRT) y enluz ultravioleta (EIS), longitudes de ondatípicas en las que la corona emite la mayorcantidad de radiación. Mediante el usosimultáneo de estos tres instrumentos y lasobservaciones adicionales de observato-rios en tierra se pretende entender cómo segeneran, evolucionan y finalmente se disi-pan los campos magnéticos en el Sol, esta-bleciendo una conexión entre la estructuramagnética fina de la fotosfera y los proce-sos dinámicos que ocurren en la corona.HINODE ya está operativo, por esta razónmostramos dos resultados recientes de la

EL SATÉLITE QUE INDMAGNÉTI

[1] La temperatura en el núcleo solar es de unos 15millones de grados, y la de su superficie visible, la fotos-fera, de unos 6.000 grados. A partir de ahí la tempera-tura debería disminuir, pero no es así: la corona puedesuperar el millón de grados, lo que requiere un meca-nismo de calentamiento permanente. Se calcula que serequiere 1/40.000 de la cantidad de energía que emanadel Sol para calentar la corona, pero se desconoce elmecanismo que “transporta” esa energía. De todas lasposibilidades que se han planteado, existen dos favori-tas: la “teoría del calentamiento por ondas” y la de la“reconexión magnética”. La primera, propuesta en 1949, postula que ondas simi-lares a las acústicas, producidas por las turbulenciasgeneradas por la granulación en la fotosfera, transpor-tan la energía hasta la corona; después se convertiránen ondas de choque y disiparán su energía en forma decalor.La segunda teoría se basa en el hallazgo, por el satéli-te SOHO (NASA), de pequeñas regiones donde se con-centra el campo magnético solar y que aparecen ydesaparecen en intervalos de unas 40 horas. Toda lasuperficie solar se hallaría cubierta por ellas, por lo quese ha acuñado el término de “alfombra magnética”. Lainteracción de las líneas de campo magnético proce-dentes de esas pequeñas áreas produciría el calenta-miento coronal: como las líneas no pueden cruzarse, secree que cada vez que dos de ellas se aproximan tienelugar una “reorganización”, y esta reconexión magnéti-ca calentaría la corona.Sin embargo, ambos mecanismos plantean aún seriasdudas, de modo que parece que el problema seguirávigente por algún tiempo.

[2] El campo magnético se produce por el movimiento del plasma dentro del Sol. Peropara conocer en profundidad el campo magnético solar hay que tener en cuentavarios factores: el ciclo de manchas y su periodicidad de once años, la deriva de lasmanchas hacia las regiones ecuatoriales a medida que el ciclo avanza, el hecho deque la polaridad de las manchas en un hemisferio sea opuesta a la de las manchasdel otro hemisferio (y que esta polaridad cambie de un ciclo a otro), y la inversión delos polos magnéticos del Sol durante el máximo de cada ciclo solar (la última tuvolugar en 2001: el polo norte magnético, que se hallaba en el hemisferio norte, pasó aapuntar hacia el sur). El diagrama muestra la compleja actividad magnética solar.

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En esta imagen se muestra una región activa cerca del limbo solar observada por el SOT en una línea de calcio (Ca II H).

En este diagrama, el amarillo corresponde a campos magnéticos con polaridad norte y el azul a la polaridad sur. En latitudes próximas al ecuador, destaca el intenso campo magnético delas manchas que, según avanza el ciclo, tienden a moverse hacia el ecuador. Las regiones uniformes de color amarillo y azul muestran la orientación del campo magnético global.

ecuador

nortemagnético

nortemagnético

surmagnético

surmagnético

FECHA

LATI

TUD

oottrrooss ymisión. Abajo a la izquierda se muestrauna región activa cerca del borde del discosolar visto por SOT en la línea espectral deCa II H (397 nm) [3], que muestrea la bajacromosfera del Sol. En la imagen se venclaramente las espículas [5] sobre la super-ficie, y las líneas de campo magnético sus-pendidas sobre la superficie solar que, for-mando arcos, alcanzan la baja corona.Estas líneas están asociadas a la erupciónmagnética de una región activa (manchasolar). Imágenes como ésta han sido regis-tradas por primera vez y alcanzan unaresolución espacial sin precedentes. Elestudio de regiones activas en las diversascapas del Sol proporciona una informaciónvaliosísima para entender el origen y evo-lución de las fulguraciones solares y laseyecciones de masa coronales.El estudio de los campos magnéticos enzonas no activas también es de vital impor-tancia para entender la corona, ya que secree que gran parte de la energía necesariapara su calentamiento proviene de estas

regiones a través del campo magnético. Laimagen inferior izquierda muestra, a modode ejemplo, una región del Sol en calmaen la que se aprecia claramente la granula-ción solar [6]. Entre los gránulos se pue-den apreciar también puntos brillantes. Yase conocía la existencia de estos puntosbrillantes pero la falta de resolución espa-cial y de observaciones espectropolarimé-tricas no permitía un estudio en profundi-dad de estos. El espectropolarímetro deSOT arrojará interesantes resultados alrespecto.En los próximos meses se espera que losdatos de HINODE aporten respuesta par-cial a multitud de fenómenos físicos, entrelos que cabe destacar los procesos físicosque están detrás del calentamiento de lacromosfera y la corona, por lo que lacomunidad científica está expectante.

DAVID OROZCO (IAA)deconstrucción:SILBIA LÓPEZ DE LACALLE (IAA)

ensayosdeconstrucción

DAGARÁ EN EL CAMPOCO SOLAR

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[3] Las imágenes del Sol dependen del instrumento que se emplee o dela longitud de onda a la que se observe. Por ejemplo, en luz visible vemosla fotosfera (un enorme disco amarillo con algunas manchas), en rayos Xse observa la corona y en el ultravioleta extremo se ve la parteexterior de la cromosfera y la más interior de la corona. Tambiénse puede “afinar” más y limitar la observación a una línea determi-nada del espectro; en el caso del Sol es muy útil la línea H-Alfa(señalada en la imagen), situada en la porción roja del espectrovisible -656.3 nm-, que desvela buena parte de los rasgos de lacromosfera.

La imagen inferior de la página contigua está tomada en la línea del cal-cio -Ca II H (397 nm)-, situada en la región violeta del espectro visible, ymuestra la baja cromosfera.

[5] Las espículas son pequeños chorros de gas que suelenverse en el limbo solar y cuyo aspecto se asemeja a una pra-dera en llamas (ascienden y descienden a una velocidad deunos 20 km/s). Forman parte de la estructura de la cromosfe-ra, junto con los filamentos y las protuberancias (nubes dematerial más frío que quedan suspendidas sobre la superficiesiguiendo los bucles del campo magnético; como consecuenciade su menor temperatura, se muestran oscuras en el disco -fila-mentos- y brillantes en el limbo -protuberancias-).

[6] Los gránulos son regiones más o menos circulares, cuyocentro brillante indica la existencia de gas subiendo hacia lasuperficie (los bordes oscuros indican la existencia de gas másfrío descendiendo hacia el interior del Sol). Los gránulos apa-recen y desaparecen en escalas de tiempo de unos cinco minu-tos y su tamaño medio es de unos 1.000 kilómetros.

Imagen de la granulaciónsolar tomada con SOT enla banda G (430 nm). Laresolución espacial de laimagen alcanza el límitede difracción del telesco-pio que a la longitud deonda dada equivale a~145 km sobre la superfi-cie de la fotosfera. En laimagen se distinguen cla-ramente (puntos brillan-tes) (cursiva), zonasdonde encontramos altasconcentraciones decampo magnético.

[4] La región de transición es una capa fina e irregular de laatmósfera solar que separa la corona de la cromosfera -muchomás fría-. El calor fluye de la primera a la segunda y en el pro-ceso se genera la región de transición, donde la temperaturacambia rápidamente de un millón de grados centígrados aunos 20.000 grados. La región de transición emite en la regiónultravioleta del espectro y sólo es posible observarla desde elespacio.

Porción del espectro visible del Sol. H-Alfa 656.3

En astronomía, los objetosdébiles y lejanos se contemplan tal ycomo eran en el pasado remoto,cuando emitieron la luz que obser-vamos. Así, es posible obtener imá-genes de la infancia del Universo sise dirige la mirada a los objetos máslejanos. Pero para lograr una buenarepresentación de cada etapa de lahistoria del Universo es necesariocontar con una cantidad de objetosconsiderable en cada intervalo dedistancia (o sea, en cada intervalode antigüedad). Por eso no bastatomar una imagen muy profunda,sino que además hay que cubrir unaporción de cielo lo mayor posible.En los últimos años se han empren-dido varios sondeos (o surveys)cosmológicos que han llegadoextremadamente lejos cubriendoáreas celestes reducidas. Otrosestudios han abarcado porcionesdel cielo muy amplias pero sinalcanzar distancias demasiado

grandes. ALHAMBRA se diseñópara llenar el hueco existente entrelos estudios que abarcan unapequeñísima porción del cielo,como los "Campos Profundos" deltelescopio espacial Hubble, y losque recogen una gran área peroque son poco profundos, y por tantosólo permiten describir el universolocal, relativamente brillante.ALHAMBRA cubre una fracción delcielo que equivale a 20 veces elárea de la Luna llena. Debemostener en cuenta que todos los cam-pos profundos tomados por el teles-copio espacial Hubble cubren unárea 500 veces menor. Al mismotiempo, la profundidad de ALHAM-BRA (o sea, la distancia alcanzada)permite reconstruir el 90% de la his-toria del Universo. Con una muestrade este tamaño y de esta profundi-dad se podrán observar y medir losfenómenos asociados al origen y laevolución de diferentes cuerpos

celestes, así como la aparición ydesarrollo de los diferentes tipos degalaxias que observamos hoy endía. Además se han elegido para elestudio ocho áreas separadas del

cielo, para tener en cuenta las posi-ble heterogeneidades locales, la lla-mada varianza cósmica, y dar vali-dez general al resultado.David Galadí (IAA).

Las imágenes del proyecto ALHAMBRA obtenidas con el telescopio de 3.5 m. de CalarAlto revelan la potencia espectacular de este sondeo para estudiar la evolución cós-mica. Esta imagen corresponde a una región de 1/3 del área de la Luna llena, y pre-senta alrededor de 10.000 objetos. La mayoría de ellos son galaxias remotas, perotambién hay cuásares, galaxias activas, estrellas de nuestra propia Galaxia situadasen primer plano, e incluso objetos del Sistema Solar (asteroides y quizá objetostransneptunianos). Fuente: M.Moles, equipo ALHAMBRA, V.Peris.

Un equipo internacional de investigadores,liderados por Mariano Moles (IAA-CSIC), estállevando a cabo en Calar Alto un cartografiadocósmico a gran escala (llamado ALHAMBRAsurvey) que, cuando se complete, constituirála referencia sobre la historia del universo.

ALHAMBRA: la historia del Universo a la vista

Durante décadas, los astróno-mos han discutido sobre cómo degrandes pueden ser las estrellas.Pero medirlo no resulta sencillo: lasestrellas gigantes, además deescasear, tienden a formarse ensistemas múltiples, de modo que unsistema estelar doble puede pare-cer, con la distancia, una estrelladesmesuradamente grande. Estees el caso de Pismis 24-1, una can-didata a "peso pesado" de la VíaLáctea que parecía establecer unlímite máximo de masa en más de200 soles, pero que ha resultadoser un sistema formado por tresestrellas: Pismis 24-1SW y la estre-lla doble Pismis 24-1NE. El equipoinvestigador, liderado por JesúsMaíz (Instituto de Astrofísica deAndalucía, IAA-CSIC), ha emplea-

do el instrumento de mayor resolu-ción en el óptico a bordo del

Telescopio Espacial Hubble(NASA/ESA), el Canal de Alta

Resolución de la Cámara Avanzadapara Sondeos.

La estrella Pismis 24-1, con una masa estimada de más de 200soles, es en realidad un sistema estelar triple

La estrella que nos engañó

Actualidad

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COROT es un telescopio quemedirá la variación del brillo de dece-nas de miles de estrellas con unaprecisión nunca alcanzada y cum-plirá un doble objetivo: estudiar elinterior de las estrellas y detectar pla-netas de tipo terrestre a su alrededor. La misión, desarrollada por el CentroNacional de Estudios Espacialesfrancés (CNES) cuenta con un 20%de participación de otros países,entre los que se encuentra España.Un grupo del Instituto de Astrofísicade Andalucía, liderado por RafaelGarrido, ha trabajado en el proyectodesde sus orígenes y coordina laparticipación española.

La astrosismologíaHace unos treinta años se descubrióque, al igual que el movimiento de lasplacas tectónicas provoca terremotosen la Tierra, el movimiento del gasdentro del Sol produce ondas sísmi-cas que alteran su superficie y pro-ducen oscilaciones (algunas zonasse elevan mientras otras se hunden).La astrosismología, el estudio de lostemblores estelares, ya ha permitido,en el caso del Sol -la única estrella losuficientemente cercana para medi-ciones directas-, realizar impresio-nantes descubrimientos sobre sutemperatura, densidad o composi-ción. La búsqueda de esas pulsacio-nes en otras estrellas ha resultadomás compleja debido a la distancia,pero los astrónomos han hallado unaalternativa: se trata de medir lasvariaciones en luminosidad que se

producen cuando la estrella oscila,método que aplicará COROT, la pri-mera misión dedicada a la astrosis-mología en su programa central.

COROT: mirando de cercaLa astrosismología desde tierra pre-sentaba dos inconvenientes graves:las interferencias provocadas por laatmósfera, que hacen que las estre-llas parpadeen, y la imposibilidad derealizar observaciones de muy largaduración debido a las lagunas que lasalida del Sol y la "puesta" de lasestrellas dejarían. La misiónCOROT, constituida por un telesco-pio pequeño dedicado a la fotometría-medición de la luz- con una preci-sión extrema para observaciones de

larga duración, no sólo evitará losdos inconvenientes mencionados,sino que también incorpora entre susobjetivos la detección de planetasfuera del Sistema Solar. Las primeras cuatro letras del nom-bre (COnvección y ROtación) res-ponden al objetivo principal, la astro-sismología, que se ha desglosado endos programas: el exploratorio, queconsiste en detectar y clasificar osci-laciones estelares en una gran varie-dad de estrellas y el programa cen-tral, que observará de forma continuadurante cinco meses un grupo deestrellas seleccionadas por su poderde diagnóstico (para cuya selecciónse emplearán los datos del programaexploratorio).

Planetas extrasolaresLa "T" de COROT hace referencia almétodo de los Tránsitos, utilizado enla detección de planetas extrasola-res. Los tránsitos son "mini eclipses"producidos cuando un planeta quegira en torno a una estrella atraviesanuestro campo de visión (cada ciertotiempo podemos observar los tránsi-tos de los planetas más internos delSistema Solar, Mercurio y Venus).Resulta imposible ver esa trayectoriaen planetas extrasolares, pero sí sepuede medir la pequeña disminuciónen el brillo de la estrella que los trán-sitos ocasionan. El método de detección empleadohasta ahora sólo permitía el hallazgode planetas gigantes gaseosos perose espera que, aunque la búsquedade planetas no constituye el objetivoprimero de la misión, las observacio-nes fotométricas de COROT prue-ben la existencia de planetas terres-tres fuera del Sistema Solar.Silbia López de Lacalle (IAA)

Se calcula que, en la Vía Láctea,existe una estrella de más de 65masas solares por cada 15.000estrellas como el Sol. Pero Pismis24, el cúmulo donde se hallaPismis 24-1, muestra una inusualdensidad de estrellas gigantes: elgrupo de Maíz y colaboradores haestudiado también la estrellaPismis 24-17, con una masa deunos cien soles, que constituye lacuarta estrella gigante del cúmulo.

Ahora, los investigadores preten-den, por un lado, estudiar en deta-lle el cúmulo para establecer unlímite de masa para las estrellas y,por otro, "separar" las dos estrellasque se esconden en Pismis 24-1NE (se hallan tan cerca que nopueden tomarse imágenes de lascomponentes, pero se conoce suexistencia por las variaciones develocidad). Estas estrellas tan masivas son las

que, una vez terminado su com-bustible, explotarán como superno-vas y darán lugar a agujerosnegros o estrellas de neutrones,además de expulsar gran cantidadde elementos pesados al mediointerestelar. Su estudio permiteprofundizar en el conocimiento delos agujeros negros, las superno-vas o incluso la composición quími-ca de nuestro Sistema Solar.Silbia López de Lacalle (IAA).

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EN BREVE

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Científicos predicen elpróximo ciclo solar

El ciclo solar 24, cuyo máxi-mo se alcanzará en 2010 o 2011,promete ser uno de los másintensos desde que se comenza-ron a documentar hace casi 400años. Dos astrónomos america-nos han observado los registrosde la actividad del campomagnético terrestre y hallaronque “la cantidad de actividadgeomagnética que registramosahora nos dice cómo va a ser elciclo solar dentro de 6 a 8 años”. De acuerdo con sus análisis,durante el próximo máximo solarel número de manchas puedeascender a 160, lo que lo con-vierte en el ciclo más fuerte delos últimos 50 años. Estos resul-tados coinciden con un estudioprevio basado en modelos com-putacionales.

El pasado 27 de diciembre despegó COROT, una misión única con undoble objetivo: descubrir planetas similares a la Tierra en torno a otrasestrellas y estudiar el interior de éstas a través de sus oscilaciones

COROT despega con éxito

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En la prensa vienen apareciendo, desdehace al menos dos décadas, artículos diver-sos sobre el cambio climático. Se suelecomentar, por ejemplo, el enfrentamientoentre las dos partes con posiciones más cla-ras y opuestas. Por un lado las empresas ygobiernos que se resisten a admitir la grave-dad del problema y a tomar medidas. Porotro, las organizaciones ecologistas y afi-nes, además de la mayoría de los científicos,que no descansan alertando del problema ypidiendo acciones, o acciones más enérgi-cas. Entre ambas posturas parecía andar laprensa y el público no científico, probable-mente crítico con ambos grupos, y quizásalgo distante de la naturaleza detallada delproblema y de sus posibles soluciones.

Pues bien, algo nuevo se observa en elúltimo año. Diría que una atmósfera cam-biante se respira alrededor del cambioclimático. Todos los medios, al unísono,parecen de pronto convencidos de la magni-tud del problema, y casi todos los gobiernosoccidentales empiezan a dar algunos pasos,al menos más serios y decididos de los quevenían dando hasta ahora.

¿Qué ha cambiado en estos últimosmeses para que se dé este cambio brusco depostura y de concienciación?

La respuesta quizás es la peor de todas:

la enfermedad del planeta se agrava. Esdecir, se acumulan las evidencias de sucesosnaturales "inesperados", todos ellos en lamisma dirección. Por recordar unos pocos:desaparecen las nieves del Kilimanjaro y lascataratas Iguazú andan casi secas; los ososdejan de invernar y las ranas de las selvas deCosta Rica de croar; se reduce notablementela masa de hielos polares y aumentan losgrandes icebergs; crecen la erosión y ladesertificación, escasean las cosechas y seacentúan las sequías en países limítrofes conregiones desérticas (como España); y sebaten récords estadísticos, como que la últi-ma década ha sido la más cálida en todo elplaneta desde que se tienen registros.

Parece que el calentamiento global esirreversible, dada la inercia de los océanos yla atmósfera. Y a algunos se nos ocurre pre-guntarnos si los científicos hemos informadotarde y/o mal a la opinión pública. Esto partede la hipótesis de que a los científicos se nosescucha, supuesto cuestionable que reque-riría su propio debate. Aceptaré alegremente,por ahora, semejante posibilidad. Propongoaquí un ejercicio interesante: comparar laevolución, durante las últimas dos décadas,en la comunidad científica y en la sociedad,de la opinión general imperante en ambas.

Para este entretenimiento, tenemos que

olvidarnos del diferente valor del concepto"opinión dominante" en la comunidadcientífica y en la sociedad -otro tema quis-quilloso, también digno de ser discutido enotro momento. La razón es que en cienciano debe importar tanto el "consenso": enprincipio basta que un hecho aislado contra-diga una teoría para echarla por tierra, pormuy aceptada que dicha teoría esté hastadicho momento.

Así que lanzo al aire las dos siguientespreguntas:

1) ¿Ha cambiando mucho la visión delos científicos sobre el calentamiento globaldurante las ultimas dos décadas? ¿Haaumentado el "consenso" entre ellos porquelas dificultades científicas asociadas a esteproblema se han venido resolviendo? ¿Otambién los científicos andan impresiona-dos, y ya más convencidos, tras la crecienteavalancha de evidencias de cambio climáti-co?

2) ¿Ha ido cambiado la opinión del ciu-dadano medio de la misma manera? Y si larespuesta es NO, ¿por qué?

A ver si alguien me resuelve estas pre-guntas pronto...

Si no, quizás vuelva con ustedes paraseguir charlando sobre ellas otro día, en estasección.

ENTRE BASTIDORES POR MIGUEL ÁNGEL LÓPEZ VALVERDE

CAMBIO CLIMÁTICO: DOS PREGUNTAS ABIERTAS

Un equipo internacional deastrónomos, del que forma parte elinvestigador del IAA (CSIC) JavierGorosabel, ha observado dos tiposde explosiones cósmicas diferentesa los tres modelos de muerte estelarhasta ahora conocidos. Estos dosfenómenos estelares, registrados porel satélite Swift de la NASA, se pro-dujeron el 5 de mayo y el 14 de juniode este año, en dos galaxias situa-das a una distancia aproximada de1.290 y 1.850 millones de años luzde la Tierra, respectivamente. Las dos explosiones, denominadasGRB 060505 y GRB 060614, tienenmucha similitud con las explosionesde rayos gamma (GRB, en su acró-nimo inglés) de larga duración. Ladiferencia está en que hasta el

momento, cuando se producía unaexplosión de este tipo, siempre seobservaba luego una hipernova,fenómeno que no se ha producidoen ninguno de los dos nuevoscasos observados. Durante lospocos segundos que duró cadaexplosión, se liberó cientos deveces la energía que ha radiado elSol en sus cerca de 5.000 millonesde años de vida. Gorosabel detalla:"Creemos que este fenómeno seprodujo por un proceso de implo-sión, pero sin una explosión asocia-da; es decir, el proceso de explo-sión fue inhibido por alguna razón".Y añade: "El proceso de colapso delnúcleo estelar pudo originar un agu-jero negro que, a través de un meca-nismo desconocido, engulló toda la

estrella, incluyendo la mayoría otodas las capas exteriores que danorigen a la hipernova"."El proyecto ha puesto en evidencia

la complejidad de los fenómenos demuerte estelar en estrellas masivas,y demuestra que los modelos decolapso estelar necesitan una revi-sión", concluye Gorosabel.

Tres tipos de muerte estelar El primero de estos fenómenos seproduce cuando las estrellas pocomasivas (menos de 10 masas sola-res, aproximadamente) agotan sucombustible nuclear y se apaganlentamente, produciendo un cadá-ver estelar llamado enana blanca. Elsegundo de los modelos, el desupernova, se observa en las estre-llas masivas una vez agotan laenergía de su núcleo, por lo que secontraen y se colapsan. La explo-sión se produce porque las capas dela estrella caen de forma radial haciael núcleo colapsado y luego rebotanhacia el exterior.Un tercer tipo de muerte son lashipernovas, una variante energéticade las supernovas. Se diferencian enque las hipernovas emiten rayosgamma en los primeros instantes delcolapso.

En 2006 se observaron dos explosiones derayos gamma que apuntan a la existencia deun nuevo tipo de muerte estelar.

Fenómenos desconocidos

continuará...

La predicciónMediados del siglo XIX. Surge en Europa unaimportante corriente filosófica llamada positi-vismo que, entre otras cosas, defiende comoúnico conocimiento científico válido aquel queproviene de la experiencia directa. En 1835, elpadre del positivismo, Auguste Comte , en suCurso de la filosofía positivista sintetiza estamáxima en una predicción lapidaria: "…todoaquello que no sea observable visualmente nosserá negado. Nunca conoceremos la composi-ción química del interior de las estrellas…"Apenas una década después ya se conocían losprincipales elementos químicos que constituyenel Sol y, a la postre, el resto del Universo. Ytodo gracias a un trozo de cristal, un derrumbey un incendio.

El cristalRetrocedemos hasta 1669, feria del cristal deStourbridge, un pequeño pueblo al Oeste deInglaterra. Un joven compra un cristal pulidoen forma de prisma. El joven observa quecuando la luz blanca del Sol incide sobre el cris-tal surgen los colores del arco iris proyectadosen varias direcciones. Intrigado por este hecho,experimenta y llega a la conclusión de que laluz del Sol se compone en realidad de luz dediversos colores que, al incidir sobre el prisma,y gracias al fenómeno de refracción, se separanen lo que bautiza con el nombre de "espectro".Aquel joven se llamaba Isaac Newton y esta fuela base de su posterior tratado sobre Óptica y detoda la futura espectroscopía.

El derrumbeRegresamos al 21 de Julio de 1801, Munich.La fábrica de cristal de Philipp AntonWeichelsberger acaba de derrumbarse. En latragedia muere su mujer. Tras cuatro horas deangustiosa espera logran rescatar ileso al apren-diz más aventajado del viejo cristalero, un niñollamado Joseph von Fraunhofer. Entre los testi-gos del rescate se encuentran el príncipeMaximilano José, futuro rey Maximiliano I, yJoseph von Utzschneider, que hacía poco habíaabandonado su carrera política para centrarseen su negocio: la construcción de complemen-tos ópticos de calidad.Príncipe y empresario se apiadan de aquel jovenque había vuelto a nacer bajo las ruinas. El futu-ro rey lo toma bajo su protección, costea sus

estudios y, un año después, comienza a trabajaren la fábrica de Utzschneider. Fraunhofer nodecepciona a sus mecenas. Con tan solo 22 añosdesarrolla nuevas técnicas de fundido de vidrioy diseña, prueba, documenta y supervisa laconstrucción de instrumentos ópticos que se uti-lizan en toda Europa.

Pero Fraunhofer no es sólo un ingeniero. Sucuriosidad lo empuja a emplear sus instrumen-tos en investigaciones científicas y en 1814 repi-te la experiencia de Newton, pero hace pasar laluz del Sol por una fina hendidura antes de queincida sobre el prisma. El resultado es el habi-tual espectro de colores, pero superpuestas apa-recen numerosas líneas oscuras, concretamente574. En realidad algunas de estas líneas yahabían sido observadas por William Wollaston

en 1802, pero fue Fraunhofer quien las estudiasistemáticamente y cataloga: emplea las letrasdel abecedario, en una notación que aún hoy seutiliza. Además descubre que el mismo espec-tro es generado por la Luna y los planetas, perono así por el resto de las estrellas.El 7 de junio de 1826 Fraunhofer muere detuberculosis, acentuada tras años de inhalargases tóxicos en la preparación del vidrio.

El incendioUna tarde de 1857, Mannheim, a la orilla del

Rin (futura cuna automovilística gracias a un talCarl Benz). Se produce un tremendo incendiocuyas llamas se divisan a gran distancia. Heidelberg, a unos 15 kilómetros deMannheim. Dos físicos, Gustav RobertKirchhoff y Wilhelm Bunsen, se afanan en laazotea de su laboratorio por analizar la luz delresplandor del incendio con un aparato de suinvención: el espectroscopio.Kirchhoff y Bunsen habían demostrado que,cuando un compuesto químico era calentado enel mechero invención de este último, emite unespectro formado por líneas brillantes, con unpatrón que es único y propio de cada elementoo compuesto, lo que les permite detectar barioy estroncio en las llamas de Mannheim.Además, Kirchhoff descubre que en muchoscasos estas líneas coinciden con las líneas oscu-ras del espectro solar de Fraunhofer.En 1859 publica que las líneas de Fraunhofer sedeben a que los elementos químicos presentesen la atmósfera solar absorben, selectivamente,parte del espectro continuo generado en el inte-rior caliente del Sol. Kirchhoff logra identificar hasta 16 de estos ele-mentos, entre ellos el hidrógeno, el calcio y elpotasio. Los elementos de los que está hecho elSol. Pocos años después Norman Locyer iden-tifica en el espectro del Sol un nuevo elementono detectado aún en la Tierra. Lo llama Helio,en honor del Dios Griego, Helios.

Una mala predicciónAño 2007. Un observatorio cualquiera. La luzde una galaxia a miles de años-luz penetra através del telescopio en un espectrógrafo. Laslíneas de un espectro aparecen en la pantalla delordenador. Su análisis revelará la composicióndel gas, del polvo y de las estrellas que la for-man, su distancia, velocidad, edad…, y una vezmás se hará trizas la predicción que un filósoforealizó no hace mucho más de un siglo.

HUna predicción, un cristal,un derrumbe y un incendioPOR EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC)

HISTORIASDE ASTRONOMÍA

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Y UNA VEZ MÁS SE HARÁ TRIZAS LA

PREDICCIÓN QUE UN FILÓSOFO HIZO NO

HACE MUCHO MÁS DE UN SIGLO”“

LA LUZ DEL SOL SE COMPONE DE LUZ

DE DIVERSOS COLORES QUE, AL INCIDIR

SOBRE EL PRISMA, SE SEPARAN EN LO QUE

BAUTIZA CON EL NOMBRE DE ESPECTRO”

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Las oscilaciones del Sol se excitan en lazona convectiva y causan ondas sono-ras que rebotan y resuenan en toda laestructura solar. El efecto visible es unaperturbación del plasma de la fotosferaque produce movimientos verticalesque se observan como desplazamien-tos minúsculos de ciertas líneas espec-trales o pequeñísimas variaciones -delorden de unas pocas millonésimas- delbrillo del Sol.Mediante la heliosismología, es decir, elestudio de las vibraciones del Sol, tene-mos un sorprendente conocimiento desu estructura interna. La comparaciónde las pequeñas diferencias entre lavelocidad del sonido observada a

través de estas técnicas y la calculadaen modelos numéricos ha permitido tra-zar con una gran precisión los perfilesde densidad, temperatura y composi-ción solares. Sabemos también que auna distancia del centro de 0,713radios solares se sitúa la parte más bajade la zona convectiva; por debajo deese radio, el transporte de energíadesde el núcleo es radiativo. Las medidas de la velocidad del sonidopermiten saber cuál es la temperaturadel centro del Sol, puesto que actúancomo una especie de 'termómetrointerno'. Un buen símil sería el de uninstrumento de cuerda perfectamenteafinado en una habitación y que seexpusiera a un frío o calor intensos: enambos casos sonaría desafinado ensentidos opuestos. Cálculos detalladosnos dicen que la temperatura delnúcleo del Sol es de 15,6 millones degrados Kelvin.Los heliosismólogos nos han proporcio-

nado también un perfil de larotación interna del Sol. Elpatrón que se observaen la superficie, con laszonas ecuatorialesrotando más rápidoque las zonas a latitu-des más altas envalor absoluto, per-siste a través de lazona convectiva hastallegar a la zona radiativa,donde una rotación unifor-me parece dominar. Y aun más cosas... sabemos dela existencia de flujos de materia muylentos por debajo de la superficie delSol y hemos podido observar el efectode las fulguraciones solares sobre lafotosfera producidos por el choque deelectrones muy energéticos en lascapas densas de la atmósfera. Impresionantes logros tan sólo toman-do el pulso a nuestra estrella.

Samuel Heinrich Schwabe, un far-macéutico y astrónomo aficionadoalemán, sugirió, alrededor de 1840, queel número de manchas en la superficiedel Sol tenía un comportamiento cíclico,con un periodo medio de unos 11 años.A comienzos del siglo XX, las observa-ciones espectroscópicas de las man-chas mostraron, a través del efectoZeeman, que su estructura está íntima-mente ligada al magnetismo solar. Hoydía, desde el punto de vista observacio-nal, tenemos un registro histórico conconteos directos de manchas que seremontan hasta principios del sigloXVII, e indicadores del comportamientodel Sol desde aproximadamente el año1.000 a partir de medidas del carbono

14 en los anillos de los árboles y delnúmero de auroras boreales.En los últimos 290 años, desde 1715,el Sol ha mostrado ciclos con númerosde manchas muy distintos en losmáximos y con periodicida-des que van desde los 9 alos 13 años. Sabemosque en el pasado mile-nio hubo dos periodoscon ausencia casi totalde manchas, los míni-mos de Spörer (1420-1500) y de Maunder(1645-1715), aunque losregistros de berilio 10 muestranque incluso en estos intervalos elSol mantuvo su comportamiento cíclicointernamente.La explicación de las carácterísticas delciclo solar se buscan dentro de losmodelos de acción dinamo, que estu-dian la interacción entre la convección,que ocurre en el último tercio de laestructura del Sol y la rotación diferen-

cial en una zona estrecha, la tacoclina,que separa las zonas convectiva yradiativa. La complejidad de los fenó-menos que ahí ocurren, unida a la prác-

tica imposibilidad de modelar a lavez todos ellos y al desconoci-

miento de muchos de losparámetros del plasmasolar en esa región haceque los modelos hayancolocado correctamentemuchas de las piezas delrompecabezas, pero no

todas ellas. Problemasmuy importantes a resolver

son, por ejemplo, qué sucede conel flujo magnético en una mancha cuan-do ésta desaparece, y a nivel más inter-no, cómo pueden cohabitar en unmismo hemisferio, en los finales de losciclos, tubos de flujo con camposmagnéticos opuestos, que dan lugar alas últimas manchas de un ciclo, a lati-tudes bajas, y a las primeras delsiguiente, a latitudes más altas.

L O S P U L S O S D E L S O L Y S U I N T E R I O R

C I C L O S D E A C T I V I D A D M A G N É T I C A

Pilares científicosCIENCIA: PILARES E

INCERTIDUMBRES

POR BENJAMÍN MONTESINOS, IAA (CSIC) Y LAEFF

Incertidumbres

EL SOL NO SE COMPORTA COMO UN CUERPO

RÍGIDO SINO QUE MUESTRA MÚLTIPLES

MODOS DE VIBRACIÓN. EL ESTUDIO DE LAS

OSCILACIONES SOLARES NOS HA PERMITIDO

CONOCER INTERIOR DE NUESTRA ESTRELLA.

EL SOL ES LA ESTRELLA MÁS CERCANA Y

MEJOR OBSERVADA. SIN EMBARGO, UNA DE

SUS CARACTERÍSTICAS MÁS PROMINENTES,EL CICLO SOLAR, SU ORIGEN Y SUS

PATRONES DE VARIACIÓN, NO ESTÁN AÚN

EXPLICADOS EN SU TOTALIDAD.

¿Qué le ocurrirá a Fotón al salir del Sol y alcanzar la Tierra? Lo averiguarás en el número siguiente...

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Semana de la ciencia 2006IAAA

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SCYT ‘06CTIVIDADES

“En este pabellón te proponemos un viaje: el Sol es una estrella, de modo queindagaremos en su naturaleza como objeto astronómico; pero también es,hasta donde sabemos, la única estrella capaz de hacer crecer plantas, de modoque estudiaremos su influencia sobre nuestro planeta y sobre la vida que ésteacoge; el Sol es tan importante que se le han dedicado templos, mitos eincluso cuadros. Y además es capaz de fulminar a los vampiros. De todo esto, y mucho más, trata este pabellón”. (fragmento de presentación de la entrada)

ARQUEOASTRONOMÍAEn un atestado Salón de Plenos delAyuntamiento de Granada (este improvisadocorresponsal tuvo que seguir la conferencia depie), Juan Antonio Belmonte, del Instituto deAstrofísica de Canarias, impartió la conferenciatitulada: "A la luz de Ra: un ensayo sobre laastronomía del Egipto antiguo". Belmonte,astrónomo especializado en pulsación estelar,lleva varios años volcado en el estudio de laastronomía de las civilizaciones antiguas, laarqueoastronomía, donde es un referente anivel mundial. Pero, Belmonte es ante todo, ycomo una vez más pudimos comprobar, unexcelente divulgador con un fantástico sentidodel humor.En esta ocasión, Belmonte nos habló de uno delos temas que más le atrae y conoce: la astro-nomía en el antiguo Egipto, en este caso cen-trada en el culto al Sol. Tuvimos el privilegio deser testigos de las conclusiones de su investi-

gación más reciente sobre la civilización delNilo.La charla comenzó con una descripción de laprofunda influencia del astro rey en la civiliza-ción egipcia, a través del dios RA, encarnado enla tierra por la figura del faraón, cuya funciónprincipal era la de plasmar el orden cósmico enla Tierra. Parte de esto se lograba a través de laorientación de los templos, que se realizaba enuna ceremonia llamada "el tensado de la cuer-da" que contaba con la presencia del propiofaraón. El exhaustivo trabajo de Belmontedemuestra que existen numerosos e importan-tes templos en Egipto, como el de Abu Simbel,Karnak, o Giza, con una orientación astronómi-ca, determinada por las posiciones del Sol enlos solsticios de invierno y verano. Estas orien-taciones sustituyen o en algunos casos sesuperponen a las puramente topográficas,basadas principalmente en la orografía del Nilo. Emilio J. García (IAA).

PABELLÓN SOLAR

GEOLOGÍA PLANETARIALa charla del profesor Francisco Anguita, de laUniversidad Complutense de Madrid, versó sobre distin-tos aspectos de la estructura climato-geológica de diver-sos planetas, satélites y del Sol. La primera parte de laexposición mostró los mecanismos de algunos planetaspara generar energía o motores en su interior. La Tierra,por ejemplo, crea parte de la energía interna mediantemecanismos de fisión nuclear. Otros planetas, comoVenus, siguen ciclos de súbita actividad que aún no sehan explicado. Por su parte, Marte, Encelado o Tritón,que hasta hace poco se consideraban geológicamenteinactivos, muestran también signos de actividad.Satélites como Ío presentan actividad constante, perogenerada por las fuerzas de marea de Júpiter. Los climas en el Sistema Solar también tuvieron su pro-tagonismo en la conferencia: la Tierra sufre de períodosde glaciación que aún no se entienden, y se cree queMarte puede experimentar épocas húmedas debidas a

LAS CONFERENCIASLAS CONFERENCIAS

Unas 25.000 personas acudieron al Pabellón. Durante las mañanas se organizaron visitasguiadas para institutos de secundaria (un totalde unos 20 grupos de 60 personas), aunque laentrada era libre de 9:30 a 21:30.

Los visitantes contaron con el apoyo de moni-tores excepcionales: científicos de ambos cen-tros realizaron turnos para que ninguna dudaquedara sin resolver. Además del Pabellón, con material gráfico,

audiovisual y de experimentación, los visitan-tes tuvieron a su disposición talleres de relojesy telescopios solares, sesiones de planetario eincluso actividades para los más pequeños, los“payasoles”.

EL SOL ACAMPÓ EN EL PASEO DEL SALÓN DE GRANADA DURANTELA SEMANA DE LA CIENCIA 2006. CON MOTIVO DEL AÑOINTERNACIONAL HELIOFÍSICO, EL INTITUTO DE ASTROFÍSICA DE

ANDALUCÍA Y LA ESTACIÓN EXPERIMENTAL DEL ZAIDÍNINSTALARON EN EL CENTRO DE LA CIUDAD EL PABELLÓN SOLAR,UNA INICIATIVA PARA LA DIVULGACIÓN SIN PRECEDENTES.

Organizar un Pabellón Solar resulta agotador,y nunca se sabe de antemano si interesará a lagente (por eso de que es ciencia...). De ahí laincredulidad, la satisfacción y el agradecimien-to al ver que la gente no sólo entraba a rauda-les -durante el fin de semana unas 300 perso-nas cada media hora-, sino que mostraba uninterés que responde a la pregunta, si aún hayquien se la hace, de si merece la pena divulgarla ciencia. Indudablemente, sí.

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auna repentina actividad volcánica, lo que provocaría unefecto invernadero breve y un aumento de la temperaturasuperficial. Debido a la baja gravedad superficial, losgases volcánicos no podrían retenerse por mucho tiempoy se volvería a una época fría y seca. Ahora mismo Marteatraviesa una fase de deshielo por sublimación en loscasquetes polares, parecido hasta cierto punto al quesufre la Tierra. Durante la exposición también se mostraron satélites,como Europa y Titán, que podrían albergar océanos sub-terráneos y quizás actividad biológica. El conferencianteexpuso varias analogías entre el Sol y los distintos plane-tas con el fin de demostrar que no son tan diferentescomo parecen en un principio: las células convectivas delSol se asemejan a la dinámica de placas tectónicas y lasfulguraciones solares a las erupciones volcánicas.Además, la existencia de las enanas marrones comopuente entre los planetas y las estrellas sugiere que laseparación entre ambos no es tan drástica. Javier Gorosabel (IAA).

DUETO SOLARCuando se le preguntó qué era el Sol para ella(durante los actos de la Semana de la Cienciay la Tecnología), una pescadera del mercadode San Agustín en Granada dijo: "Es lo mejorque Dios podía haber inventado, porque cuan-do sale lo hace para todos, pobres y ricos sindistinción". Nosotros podríamos añadir aquí,para biólogos y astrofísicos por igual. Y es queel Sol es igualmente importante para unos quepara otros. De aquí la idea de hacer una char-la dueto entre un experto en física solar (JoseCarlos del Toro, IAA y otro en la luz en biología(Miguel Ángel de la Rosa, Centro deInvestigaciones Isla Cartuja, CSIC-US). Así, lacharla transcurrió con gran amenidad entre laalternancia de sus bien diferenciadas voces.Mientras el prof. Del Toro nos explicaba loscomplejos mecanismos termonucleares por losque la luz se genera en el Sol, el prof. de laRosa nos relataba cómo esa luz es utilizada

por los seres vivos para recargar nuestras pilasmoleculares o ATPs (adenosín tri-fosfato). Ladescripción del espectro de color del Sol seconectó con las distintas formas de fotoexcita-ción molecular debidas a los distintos colores.A la apabullante plétora de formas y estructurasde las capas exteriores del Sol (fotosfera, cro-mosfera y corona), se contrapuso la gran diver-sidad y versatilidad de la nano-biotecnologíamoderna (la manipulación directa a escalamolecular).La charla terminó con uno de los problemasmás importantes de nuestros días, el cambioclimático. Se discutió el papel del CO2 en elcalentamiento global y la interesante posibili-dad de inyectar los residuos industriales deCO2 en las capas profundas de los océanos.Así, el Sol, muy activo pero a la vez inmutable,seguirá siendo el testigo presencial de los cam-bios en nuestro querido planeta.Carlos Barceló (IAA).

LALA CITCITAA

“Mención especial merece el IAA y la EEZ por el compromisode sus mejores investigadores con esta tarea de divulgar lo quehacemos los científicos. [...] durante mi paseo por laHeliocarpa del Salón me fijé en una niña de pocos años, con elrostro serio, grave, ceñudo por instantes, los ojos abiertos comopara captarlo todo mientras estaba concentrada en su conver-sación sobre los secretos del sol con un prestigioso investigador.Por esa cara, por lo que en su cerebro bullía en ese momento ypor lo que ese cerebro nos deparará en el futuro, por eso -sólopor eso- merece la pena organizar la Semana de la Ciencia”.

Juan Manuel García Ruiz, aparecido en “Opinión”, diario Ideal. ELEL ““LLENAZOLLENAZO””

El Sol. Una biografía. David Whitehouse. Editorial: Kalias no ficción, 2006.

LIBROS DE DIVULGACIÓN

COMENTARIO DE EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC). David Whitehouse,corresponsal de Ciencias para la BBC y anteriormente astrónomo del MullardSpace Science Laboratory, reconoce en el prólogo de su libro El Sol. Unabiografía, que afrontar esta escritura iba a ser un reto "algo" más complejoque su anterior libro, Biografía de la Luna. Y bien que lo es. Intentar reco-ger en 500 páginas toda la complejidad física de nuestra estrella, su importan-cia cultural, la historia de sus descubrimientos, su influencia en el climaterrestre, en la psicología, en la salud, etc. se antoja una tarea titánica. Porello, el autor opta por un libro cuyos capítulos picotean sin profundizar enexceso en los diferentes aspectos de nuestro astro rey, desde el dios egipcioRa hasta el descubrimiento de las manchas solares, pasando por la descrip-ción de la estructura interna del Sol. Y aquí es donde radica la principal vir-tud y defecto de este libro. Por un lado, su lectura es amena, entretenida yrepleta de curiosidades que sorprenderán a más de un lector. Por otro lado,es algo deslabazado, incluso en ocasiones un poco caótico, y quizá no muyrespetado por la traducción. En cualquier caso, un libro recomendable si que-remos atisbar algo de la enorme influencia sobre nuestra existencia de esabola de plasma que brilla a más de 150 millones de kilómetros.

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAA

El IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición de los colegios interesados. Puedenobtener más información en la página Web del instituto o contactando con Cristina Torrededia (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: ctr@iaa.es).

CONFERENCIAS DE DIVULGACIÓN EN EL IAA http://www.iaa.es/conferencias/

FECHA

22 de febrero

29 de marzo

26 de abril

CONFERENCIANTE

Belén Paredes (U. Gutenberg)

Gonzalo Galipienso (INTA)

Enrique Pérez (IAA-CSIC)

TEMA O TÍTULO TENTATIVO

Átomos atrapados en redes de luz: los objetos más fríos del Universo

La Tierra desde el cielo

A G E N D A

VUELVE “A TRAVÉS DEL UNIVERSO”

EL PROGRAMA DE RADIO “A TRAVÉS DEL UNIVERSO”,PRESENTADO POR EMILIO J. GARCÍA Y PABLO SANTOS(IAA), HA COMENZADO SU TERCERA TEMPORADA. YATIENE HABILITADA UNA PÁGINA WEB EN LA QUE SE PUEDECONSULTAR EL CONTENIDO DE CADA PROGRAMA,ADEMÁS DE DESCARGAR TODOS LOS EMITIDOS HASTA ELMOMENTO.

Más información, descarga de programas,etc...http://universo.iaa.es