Las "nubes" solares

Christoph Kuckein / 03-04-2012

Las observaciones de protuberancias o filamentos en el Sol se han registrado desde el siglo XIII, sin embargo la interpretación de dicho fenómeno ha ido variando a lo largo de la historia. En la actualidad, con telescopios y otra instrumentación astrofísica cada vez más avanzados, se han conseguido entender mejor.

Aunque protuberancia y filamento hagan referencia al mismo suceso, no son sinónimos. La protuberancia se distingue en el exterior del disco solar con el cielo oscuro de fondo, mientras que el filamento se ve sobre el disco y parece negro por contraste con el brillo del Sol. En este texto se utilizará más el término protuberancia, ya que es lo que se observaba más fácilmente en el pasado. Y es allí donde nos trasladamos para continuar este relato.

Los eclipses solares, la ocultación del disco del Sol por la Luna, han contribuido significativamente al estudio de las protuberancias. Durante este tipo de acontecimiento es posible observar la atmósfera de la estrella, que normalmente no se distingue al quedar "escondida" por el brillo intenso del disco. El astrónomo sueco Vassenius, durante el eclipse solar bien visible desde Suecia en el año 1733,  distinguió varias protuberancias.

Vio unas "nubes rojas"  y pensó que formaban parte de  la atmósfera lunar. Hoy en día sabemos que esta explicación no puede ser correcta pues la Luna ¡apenas tiene atmósfera! Su poca gravedad es insuficiente para retener una envoltura gaseosa. El científico y militar español Ulloa aportó en 1779, tras observar el eclipse del año anterior, una propuesta alternativa a la de Vassenius: defendió que las nubes rojas procedían de un agujero en nuestro satélite.

A mediados del siglo XIX los astrónomos cambiaron de cuerpo astronómico y empezaron a considerar que las protuberancias no eran lunares sino que se originaban en el Sol. Todavía desconocían su naturaleza real, y muchos opinaban que no eran más que simples montañas. Una vez más un eclipse, el de 1851, permitió avanzar en la  comprensión de lo que pasó a ser considerado como nubes similares a las terrestres. Depender de que la Luna tenga a bien ocultar el disco solar tiene, para cualquier investigación, sus inconvenientes: ¡no hay eclipses todos los días! Ni cuando los hay está asegurado un cielo despejado que permita realizar observaciones precisas.

La introducción de la espectroscopía en las observaciones astronómicas permitió analizar la radiación electromagnética proveniente del Sol y su interacción con la materia presente a lo largo del recorrido desde que se escapa de la superficie solar hasta que llega a la Tierra. Cuando los astrónomos usaron esta técnica con las "nubes solares" durante el eclipse de 1868, se dieron cuenta de que estos filamentos emitían luz en diferentes colores (dicho científicamente, radiación en distintas longitudes de onda). Por lo tanto las asociaron con masa brillante, lo suficientemente brillante como para ser observadas en condiciones normales, sin mediar un eclipse. Este descubrimiento revolucionó su estudio, que por primera vez podía hacerse "en cualquier momento".

A finales de ese siglo, el astrónomo estadounidense Hale inventó el espectroheliógrafo, capaz de capturar imágenes monocromáticas del Sol. Anteriormente se habían determinado las longitudes de onda en las cuales "brillaban" las protuberancias, por lo que con el nuevo instrumento se podían fotografiar y estudiar las "nubes solares" con fotografías. Algunos astrónomos seguían dedicados a ello a comienzos del siglo XX, cuando Hale utilizó un espectroheliógrafo modificado con el fin de observar las manchas solares, para las que sugirió un origen magnético. Cincuenta años después los astrofísicos Zirin y Severny realizaban las primeras mediciones de campo magnético en protuberancias, donde es mucho más débil que en las manchas solares. Hacía tiempo que se sospechaba que las "nubes solares" tenían relación con el magnetismo.

Para medir el campo magnético en el Sol se usó el efecto descrito por el físico holandés Pieter Zeeman a finales del siglo XIX. El efecto Zeeman consiste en que una línea espectral se puede descomponer en varias componentes, es decir en otras líneas espectrales, en presencia de un campo magnético fuerte. Al conocerse las líneas espectrales (longitud de onda) de las protuberancias, su estudio con el instrumento adecuado podía dar pistas sobre si había o no un campo magnético. Finalmente las características de polarización del efecto Zeeman hicieron posible determinar incluso la cantidad de campo magnético presente en dichos filamentos. Con el mismo fin se hizo posteriormente uso de otro fenómeno físico: el efecto Hanle, en honor al físico alemán Wilhelm Hanle. Este efecto permitió medir campos magnéticos mucho más débiles (algo que no era posible con el efecto Zeeman, en el cual la descomposición de la línea espectral puede no ocurrir con campos magnéticos débiles).

Había llegado el momento de unificar las ideas adquiridas a lo largo de los siglos precedentes para explicar qué son las protuberancias (o filamentos, no lo olvidemos) y cómo "flotan" establemente en la atmósfera solar. En la segunda mitad del siglo XX se desarrollaron varios modelos teóricos sobre este fenómeno y todos tenían algo en común: el magnetismo. En las "nubes solares" se detectaban campos magnéticos. Al tratarse de nubes muy densamente pobladas por diferentes átomos, principalmente hidrógeno y helio, los físicos solares concluyeron que las protuberancias se sostenían en la atmósfera debido a las líneas de campo magnético (líneas imaginarias que se usan para representar y describir visualmente el campo magnético). La estructura de estas líneas de campo se sigue debatiendo hoy en día, pero se aceptan mayoritariamente unos modelos recientes que las describen con forma de hélice, en el interior de la cual quedaría confinado el material.

En la actualidad sabemos que los filamentos son un fenómeno muy común, que forman parte del Sol como las nubes de la Tierra, que su tamaño puede llegar a ser varias veces el de nuestro planeta y que pueden quedar suspendidos en la atmósfera solar durante días e incluso meses. No solamente son visibles cuando, encontrándose más allá del borde del Sol, emiten radiación en sus longitudes de onda, también se distinguen como "nubes" oscuras a lo largo de la superficie o disco solar.  Su oscuridad es debida a que en sus longitudes de onda las "nubes" absorben la radiación electromagnética proveniente de la superficie solar.

En ocasiones las protuberancias evolucionan de manera que son expulsadas violentamente hacia el espacio. Es entonces cuando hablamos de una "eyección de masa coronal", también conocida como CME por sus siglas en inglés (coronal mass ejection). Existen coronógrafos, como el instrumento LASCO a bordo del satélite SOHO, capaces de grabar las CME. Si la CME es expulsada en dirección a la Tierra, las partículas, principalmente electrones y protones, interactúan con el campo magnético terrestre, que nos protege de esta tormenta geomagnética. Aunque el campo magnético terrestre actúe como un escudo, la tormenta geomagnética puede dañar satélites en órbita, interrumpir transmisiones de radio o incluso originar apagones eléctricos. Las auroras boreales o australes pueden ser originadas por la interacción entre las partículas de la CME con la magnetosfera terrestre.

Tras siglos de investigación, hemos aprendido mucho sobre el fenómeno de las protuberancias solares. Con los nuevos telescopios y satélites dedicados al estudio del Sol se abre una nueva puerta para realizar investigaciones con más resolución y continuidad en el tiempo. Estos avances permitirán explicar mejor el nacimiento, la evolución y la desaparición de las protuberancias y, esperamos, aportarán una mayor capacidad de predicción de las eyecciones de masa coronal.  

Bibliografía:

Tandberg-Hanssen, E.: The History of Solar Prominence Research (Review)

New Perspectives on Solar Prominences (ASP Conference Series, Vol. 150, IAU Colloquium 167) 28 April- 4 May 1997.

Editado por David F. Webb, Brigitte Schmieder y David M. Rust, p. 11.

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El autor

Christoph Kuckein es licenciado en Física y posgraduado en Astrofísica por la Universidad de La Laguna. Actualmente es doctorando residente en el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).

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