Actividade solar (II)
Despois de mencionar no número anterior a estrutura do Sol e as principais peculiaridades das súas capas, estamos dispostos a dar a coñecer a actividade que se xera nela, na medida en que a heliofísica pode dar resposta aos diferentes aspectos destes fenómenos. Este último comentario que temos que facer sobre tantos problemas ten una razón especial neste caso. Debido á intensidade da luminosidade do Sol non é posible a súa observación directa e, ademais, ata que hai poucos anos deseñáronse instrumentos especiais, a cromosfera e a coroa só podían verse en eclipses totais de Sol.
Por outra banda, como é sabido, cando as observacións realizáronse a través de telescopios situados na Terra, a información foi meramente auditiva e de radioradiación, pero ultimamente púidose superar este problema coa axuda dos espaciais Skylab e, sobre todo, Solar Maximun Mission (SMM). O nome pódenos facer pensar que o único obxectivo desta última era estudar o Sol. Se lles averió dez meses despois do lanzamento da nave e despois de catro anos en órbita reparárona. A pesar de que enviou menos datos dos esperados, a súa achega tivo una gran importancia na resolución dos problemas que analizaremos en breve.
Tamén se comentou no número anterior que os fenómenos de actividade máis destacados na atmosfera do Sol son as factual, os negros, as erupciones e as protuberancias. Os máis fáciles de ver son os negros, porque son os escuros que, como o seu propio nome indica, poden verse na fotosfera. As fulas, pola contra, coñécense porque crean rexións máis luminosas nunha mesma capa. Ademais, os seus efectos tamén se estenden á cromosfera.
As outras dúas desenvólvense principalmente na cromosfera e coroa. Estas distincións pódense realizar porque cada capa emite radiacións características de diferente lonxitude de onda dunha banda. Por exemplo, da fotosfera chéganos principalmente a luz visible e das zonas máis profundas desta capa chégannos os infravermellos. Desde a rexión de unión da fotosfera e a cromosfera recibimos as ondas milimétricas e as ondas centimétricas e métricas proporciónannos información cromosfera e coroa.
No entanto, cabe destacar que todas estas formas de actividade que mencionamos preséntannos una particularidade común: a súa orixe magnética. Esta é tamén a razón da relación entre algúns dos fenómenos activos. O Sol non é o único campo magnético bipolar que cambia constantemente de punto a punto como a Terra. As forzas magnéticas evolucionan localmente en función da singularidade de cada rexión e do movemento da materia e podemos falar como máximo do valor medio dos campos.
Tratemos de describir e coñecer os fenómenos. As fulas provocan saíntes duns 2.000 km da superficie da fotosfera, que á súa vez son máis luminosos. Crese que estes efectos se producen porque ao reforzar os campos magnéticos nesta rexión, a corrente de convección tende a ordenar e axudar, aumentando máis rapidamente a materia quente interna.
Os negros fórmanse normalmente no interior das fulas, pero a pesar de que estas poden verse en todo o disco solar, os negros só aparecen entre latitudes de 40º e -40º. O seu aspecto non é homoxéneo. Na zona prodúcese una sombra rodeada de luz que representa aproximadamente o 20% da superficie da estrutura. O diámetro dos negros oscila entre os 7.000 e os 50.000 km, aínda que, por suposto, tamén se viron máis grandes. Por exemplo, o pasado mes de marzo púidose ver un duns 200.000 quilómetros. En canto á duración media, só duran uns poucos días, pero se coñeceron excepcións que duraron catro meses.
A temperatura da fotosfera calcúlase ao redor dos 6.500 K; a da luz do negro é de 5.500 K e a da sombra de 4.500 K. Por tanto, os negros son bastante luminosos en si mesmos, e o contraste coa fotosfera é o que escurece aos nosos ollos. Aínda que no caso das fulas a influencia dos campos magnéticos fortalecía as correntes de convección, en canto aos negros debemos dicir que, en lugar de contribuír á convección, as zonas son tan violentas que dificultan a convección. Por tanto, a materia quente sobe menos por dentro e por tanto a temperatura baixa.
As protuberancias son estruturas parecidas a aros que ven no coro. Ao parecer fórmanse por condensación da materia da coroa (como as nubes na atmosfera terrestre). Por tanto, están formados por materia a moi alta temperatura. Normalmente clasifícanse en dous grupos: kiesente e de rápida evolución. As primeiras son bastante persistentes (3 meses ou) e de gran tamaño (200.000 km de lonxitude, 50.000 km de altura e 8.000 km de anchura). Móvense, e aínda que este punto non está completamente confirmado, parece que se forman en latitudes ecuatoriais e diríxense cara aos polos.
As protuberancias de rápida evolución son moito menores. Duran unhas horas e son de forma variable. Aínda que a formación de protuberancias non está clara, a influencia dos campos magnéticos na súa evolución é clara, como en todos os demais fenómenos. Esta especial importancia dos campos magnéticos que mencionamos ao principio vén de que a materia se atopa en estado de plasma no Sol. É un bo condutor pola presenza de materia ionizada, e calquera campo magnético variable xera correntes eléctricas, dando lugar tamén a campos magnéticos.
En todos os procesos descritos, os negros foron os máis coñecidos e observados ao longo da historia. Nas efemérides chinesas, xaponesas e coreanas faise mención aos morenos. En Occidente, pola contra, as referencias son moi escasas, quizais pola concepción grega e cristiá da inmutabilidad do Universo. En 1611 comezaron a observarse con telescopio os negros Fabricius, Galileo e Scheiner, e desde entón coñecemos a súa posición, cantidade e superficie, pero a recollida de datos non se sistematizó até 1750.
A análise deste tesouro de datos permitiu concluír que as peculiaridades físicas dos negros evolucionan cíclicamente. Esta afirmación pódese facer tamén sobre outros tipos de actividades, e púidose comprobar que, tendo en conta a interrelación existente, os períodos son bastante similares paira todos os fenómenos. Por tanto, é indubidable que a actividade solar evoluciona cíclicamente, e ademais, a máis negra considérase un indicador absoluto do ciclo xeral. Imos analizar as peculiaridades deste último.
O número de días ao ano nos que o Sol presenta os bronceados e o número de unidades e grupos dos mesmos utilízase paira obter os números de Wolf representativos da actividade. A súa periodicidade máis acusada é de 11,04 anos. Esta tempada a actividade pasa por un mínimo e un máximo. O primeiro ciclo comeza por convenio ao mínimo de 1755 e o período que demos antes é o valor medio calculado con datos a partir desa data, xa que non é totalmente constante. A tempada até o mínimo foi de 8 a 15 anos.
Parece ser que segundo o número e a superficie diaria dos bronceados existe outro período duns 80 anos e outro que segue a ciclos de máximo nivel baixo, pero estes últimos non están totalmente confirmados, sobre todo porque os efectos a estudar son moi pequenos e o número de medidas é relativamente escaso. En canto ao período de once anos, o último, o 22, comezou co mínimo de 1986. Por tanto, tras o último máximo en 1979, volvemos situarnos no máximo esperado paira 1990 ou 91. Proba diso son as erupciones e os bronceados especiais detectados en marzo.
Nesta ocasión, paira non alargarnos demasiado sobre a influencia da actividade do Sol na Terra e sobre o fenómeno que máis importancia ten desde este punto de vista (as erupciones), terminaremos o próximo número de artigos.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
