1. LA ENERGÍA QUE RECIBIMOS DEL SOL:
Es importante conocer la magnitud exacta de la potencia de la radiación solar. El flujo de radiación del Sol
se caracteriza por la llamada constante solar, que es la cantidad total de energía solar que atraviesa en
un minuto una superficie perpendicular a los rayos incidentes con área de 1 cm2, que se encuentra
a la distancia media existente entre la Tierra y el Sol.
La Constante Solar es la cantidad de calor que recibe del Sol un centímetro cuadrado de superficie perpendicular situado a una unidad astronómica de distancia
De acuerdo con un gran número de mediciones, la constante solar, Q, resulta ser:
Q = 1’95 cal/(cm2.min)
Multiplicando esta magnitud por el área de la esfera de radio una U.A., obtenemos la cantidad total de
energía irradiada por el Sol en todas las direcciones en una unidad de tiempo, o sea, su cantidad integral de
luminosidad es igual a 3’8. 1026 J/s. Efectivamente, pasando las unidades de tiempo a segundos, las de
longitud a cms y las unidades de energía a julios, se tiene:
(1 caloría = 4'19 julios, 1 Julio/seg = 1 Watio, radio de la esfera = 15.1012cms )
La unidad de superficie del Sol irradia 6’28. 107 Watios.
En la superficie de la Tierra el flujo de radiación solar disminuye debido a la absorción y dispersión
en la atmósfera terrestre, y es, por término medio, de 800 a 900 Watios/m2.
Para medir la constante solar, se utilizan dos tipos de aparatos:
Pirheliómetros: Miden, en unidades energéticas absolutas, la cantidad total de energía solar que
incide en un tiempo determinado sobre una superficie de área conocida. De todos modos, la indicación de
este aparato no da exactamente la constante solar, pues una parte de la energía radiada por el Sol se pierde
al atravesar la atmósfera terrestre.
Espectrobolómetros: Sirven para registrar la absorción por la atmósfera terrestre de la energía
que el planeta recibe desde el Sol.
Es muy importante controlar en cada momento el valor de la constante solar, pues se cree que solo una
modificación del 1% de la misma podría ocasionar una variación de uno a dos grados en la temperatura
de nuestro planeta. Nuestra supervivencia puede depender de la capacidad que tengamos de estar preparados
y de poder prevenir una hipotética variación importante de la constante solar.
De siempre se ha tenido la idea de que la temperatura de nuestro planeta viene condicionada por la energía
que recibimos desde el Sol, pero no se supo con certeza qué manifestaciones en el Sol podrian hacer
variar de algun modo la constante solar.
El más importante referente histórico sobre este asunto es la época de muy bajas temperaturas en Europa
y en América que se advirtieron entre los años 1640 a 1715, época que se conoce como la de "la pequeña
edad glacial en Europa y América". Se habla, por ejemplo, de que se congeló el río Thamesis en el mismo Londres.
En 1893, el astronomo Edwaard Maunder, del Observatorio inglés de Greenwich, intentó realizar un
estudio de las manchas solares analizando sus apariciones desde la época de las primeras observaciones
de Galileo en 1610. Encontró un hecho sorprendente: entre 1640 y 1715 aparecieron muy pocas manchas
en la fotosfera solar. Se ha comprobado posteriormente por otros métodos, que las manifestaciones
activas del sol en ese periodo fueron extraordinariamente bajas. A este periodo se le acostumbra a
llamar "Mínimo de Maunder". Irónicamente fue en este periodo en el que reinó
en Francia Luis XIV, a quien la historia recuerda como "el rey sol".
Este hecho a permitido relacionar el numero de manchas con la posible actividad energética del Sol. Se ha
descubierto, además, que cuando hay máximos en el número de manchas aumentan las manifestaciones
activas del sol: mayor número de espículas, de fulguraciones, de protuberancias, etc.
Se considera, pues, que los signos de mayor actividad solar influyen de algún modo en las condiciones
climatológicas de la Tierra, aun cuando no está suficientemente estudiado el mecanismo de
tales interacciones.
Sabemos ya que el campo magnético del Sol es distorsionado por el movimiento de rotación
diferencial del astro, provocando diversos fenómenos de variación de su actividad.
Las líneas del campo magnético se distorsionan y penetran por diversos puntos de la fotosfera y salen por
otros puntos, donde se forman las manchas solares.
En la década de los 80, John Eddy, astrónomo solar de la Universidad para la Investigación de la Atmósfera, en
Boulder Colorado, determinó una serie de correlaciones entre las temperaturas medias observadas en
Europa durante el periodo de tiempo en que ocurría el mínimo de Maunder. En ese tiempo el hemisferio norte
sufría los peores inviernos de que se tiene noticia en todo el último milenio y coincidieron con la baja
actividad solar descubierta por Maunder.
No ha sido posible determinar el modelo preciso que explique los mecanismos de interacción del ya complejo
clima terrestre y la actividad solar, pero es un hecho que el Sol influye en el comportamiento de la atmósfera
de La Tierra, lo ha hecho en el pasado y lo hará en el futuro, la pregunta es: ¿cuánto?. Como información
adicional, si el Sol cambia en un 1% su brillo total, las condiciones de vida sobre nuestro mundo se
alterarían drásticamente.
2. LOS SIGNOS DE LA ACTIVIDAD SOLAR:
¿De qué manera se manifiesta la actividad del Sol, que tanta repercusión podría tener en la vida de nuestro
planeta?.
Vamos a detallar algunos de los signos claves de la actividad del sol: gránulos y supergránulos, manchas y
fáculas, espículas, protuberancias y fulguraciones y el fenómeno conocido como "viento solar".
2.1. Gránulos y supergránulos:
Sabemos que la energía procedente del interior del Sol, de la fusión del Hidrógeno, llega a la fotosfera
viajando primero por radiación, pero luego, en los últimos 200.000 kms, por convección, al modo en que
viaja el vapor de agua de un líquido hirviendo. Cuando aparece en la superficie del sol, en la fotosfera, lo
hace al modo de burbujas o celdas, llamadas gránulos.
La fotosfera, pues, no es uniforme, y se producen gránulos, celdas o burbujas debido a la convección.
Pueden tener 1.500 o 2.000 kms de diámetro, separados por zonas más oscuras. Duran pocos minutos y
desaparecen o se absorben por otros gránulos. Un supergránulo es una zona de gran número de gránulos
(pueden presentar hasta 300 gránulos). Los supergránulos pueden durar 24 horas y tener un diámetro
de 30.000 kms.
2.2. Manchas y fáculas:
Las manchas son zonas de la fotosfera de temperatura menor que el resto (unos 1.000 K menos). Constan
de una zona interior más oscura llamada umbra y la zona exterior, llamada penumbra. En ciertos casos la
penumbra es apenas perceptible.
Las manchas se producen en la fotosfera del Sol en los puntos en los que las líneas retorcidas del campo
magnético penetran en la esfera solar, al rechazar dicho campo magnético a los gases ionizados que
acceden a la superficie en ese punto. Es decir, se producen cuando el campo magnético que penetra en un
determinado punto rechaza a gases eléctricamente cargados que acceden a la superficie solar, haciendo que disminuya en el punto correspondiente la corriente de convección y, por consiguiente, la temperatura, lo cual origina la oscuridad de la mancha.
Las manchas pueden tener una amplitud de 8.000 kms y durar hasta dos meses, aunque lo usual es que
duren semanas. Pueden aparecer indistintamente en grupos de manchas o en manchas individuales.
Las fáculas son zonas más brillantes, blanquecinas, de la superficie fotosférica.
También las fáculas se originan en los puntos de penetración de las líneas del campo magnético
distorsionadas cuando los gases que acceden a la superficie no están eléctricamente cargados, es
decir, no ionizados, ya que se acelera el proceso de convección y se origina un aumento de temperatura,
al tender a salir más rápidamente la energía procedente del interior solar.
Puede suceder, y es muy frecuente, que en una corriente convectiva de gases emergentes al exterior
por el punto de tránsito de una línea del campo magnético, alguna zona del interior esté ionizada, pero
el resto de los gases no. En este caso se produce una mancha (por donde aparecen los gases ionizados)
dentro de una fácula (la zona exterior, por donde los gases emergentes no están ionizados).
Es decir, es muy usual que aparezcan las manchas dentro de zonas más brillantes, y no al revés.
Las manchas solares constituyen quizás el fenómeno más observado a todos los niveles por la facilidad
de observación y por considerarse siempre claramente indicativo de la mayor o menor actividad del Sol. Se
acostumbra a usar, desde el siglo XIX, el llamado número de WOLF para indicar el nivel de manchas
observados, aunque existe otra forma de medición , desde 1976, llamada índice INTERSOL.
EL NÚMERO DE WOLF:
El Número de Wolf se obtiene mediante la expresión:
W = k . (10.g + m)
Donde es g el número total de grupos de manchas observados, m es el número total de
manchas, tanto las que están en los grupos observados como las que figuran individualmente en el disco
fotosférico.
El valor k es un factor de corrección, distinto para cada observador, que depende del telescopio
empleado, del sistema de observación que utiliza, etc., al objeto de unificar los criterios de observación
del fenómeno. Esto es, si un observador "ve" poco, se le asigna un valor de k >1, si, en cambio "ve"
mucho, se le asigna un valor de k < 1. Existen muy pocos observadores con un k = 1. El
valor de k lo asigna el centro Sunspot Data Center, de Bruselas. Aunque, también,
cualquier observador puede acabar deduciéndolo si compara sus observaciones durante un cierto periodo de
tiempo con las publicadas por dicho centro durante el mismo periodo.
EL ÍNDICE INTERSOL:
En cuanto al Sistema Intersol, podemos decir que:
1. El índice INTERSOL se define como
IS = gr + grfp + grf + efp + ef.
2. El significado de los términos es:
IS: Índice INTER-SOL
gr: número de grupos.
grfp: número de manchas con penumbra pertenecientes a grupos.
grf: número de manchas sin penumbra pertenecientes a grupos.
efp: número de manchas con penumbra no pertenecientes a ningún grupo.
ef: número de manchas sin penumbra no pertenecientes a ningún grupo.
3. Contrariamente al cálculo común (SIDC, Bruselas) efp y ef no son clasificados como grupos.
4. Cada umbra dentro de una penumbra se cuenta como un grfp.
5. Si el telescopio es menor de 100 mm de diámetro se sugiere la observación directa a través de filtros, puesto que el método de proyección del sol en una pantalla debilita el contraste.
6. Diferentes observaciones realizadas el mismo día deben ser registradas en partes de observación diferentes.
7. La fecha de observación se debe anotar en Tiempo Universal (GMT).
8. Las condiciones de observación se clasifican de la siguiente forma:
1- Muy buena. Imagen muy contrastada y clara, granulación visible.
2- Buena. Limbo o manchas con ligero movimiento, granulación únicamente visible de vez en cuando.
3- Satisfactoria. Limbo o manchas con movimiento medio, granulación no visible.
4- Regular. Limbo solar turbulento, manchas cercanas difíciles de resolver.
5- Pobre. Limbo solar en fuerte ebullición, observación de detalles casi imposible.
9. Los partes mensuales deberán ser enviados tan rápido como sea posible a Volkssternwarte, Postfach 1142,
D-33041 Paderborn, Alemania. (Los partes se consiguen gratuitamente en esta dirección).
10. Todos los partes son evaluados en el Observatorio de Paderborn, calculando medias diarias y mensuales.
11. Los diferentes tamaños de los telescopios se compensan por fi (factor ponderante del instrumento):
fi = apertura (mm) / 60 mm (refractor aficionado estándar).
12. Las condiciones de observación se compensan por fc (factor ponderante de las condiciones).
2.3. Espículas:
Las espículas son llamaradas de entre 100 y 1000 kms de diámetro. Pueden alcanzar 10.000 kms
sobre la fotosfera. Duran de 5 a 10 minutos y pueden alcanzar una temperatura de unos 10.000 K. Se
desarrollan en el interior de la Cromosfera solar.
2.4. Protuberancias y fulguraciones:
Las protuberancias están formadas por partículas altamente ionizadas y se producen en la
corona solar siguiendo las líneas del campo magnético del Sol, al modo que las limaduras de hierro se
disponen siguiendo las líneas de un imán.
Alcanzan centenares de miles de kilómetros y presentan menor temperatura que la corona solar, así como
mayor densidad. Se pueden establecer dos tipos:
Protuberancias eruptivas: alcanzan en pocas horas centenares de miles de kilómetros.
Protuberancias estáticas: que pueden durar hasta tres meses, y que están formadas por
materia atrapada en los campos magnéticos.
Las fulguraciones consisten en una gran liberación de energía por una fácula o por un grupo
de fáculas. Alcanzan el máximo en 20 minutos y desaparecen en horas. No se observan en
el visible (se necesitan los filtros llamados alfa). Tienen una extraordinaria violencia (equivalen a 20.000.000 de
megatones) y alcanzan temperaturas de 500.000 K, pudiendo emitir en el espectro de los rayos X.
2.5. El fenómeno del viento solar:
El Sol, que realiza la fusión del hidrógeno nuclear generando Helio y expulsando al espacio luz y calor, emite
en una banda que va desde los rayos X hasta las ondas de radio, pero, además, realiza una emisión menos
tangible: el viento solar, una corriente continua de partículas cargadas eléctricamente, que tarda unos cuatro
días en llegar a la Tierra, pero no llega a tocar a nuestro planeta, pues está protegido por la magnetosfera
terrestre, una gran burbuja que define el campo magnético terrestre, tendiendo a desviar al viento solar.
La magnetosfera terrestre tiende a desviar las oleadas de las partículas eléctricas que constituyen el viento
solar al modo que la proa de un barco surca el oleaje.
En realidad, la corriente del viento solar tiende a ser desviada con entrada por los polos magnéticos terrestres,
tanto hacia el polo norte como hacia el polo sur, ya que es por esos puntos por donde se definen las
entradas de las líneas magnéticas de la magnetosfera terrestre.
Es en las zonas polares de nuestro planeta a donde pueden llegar partículas cargadas eléctricamente
procedentes del viento solar, partículas que al chocar con la atmósfera terrestre producen los fenómenos
conocidos como las auroras. En el Polo Norte es la Aurora Boreal, y en el Polo Sur es
la Aurora Austral.
