C4. Talleres sobre el magnetismo solar

Y en las profundidades tenía razón. Pero cuando aquellos hilos llegaban a la superficie y se concentraban, se volvían cada vez más poderosos. En algunos lugares conseguían frenar las corrientes ascendentes del plasma, que se enfriaba y perdía parte de su brillo.

—Aquí mando yo —respondía el magnetismo.

Y así nacían las manchas solares, regiones más oscuras donde el calor tenía más difícil llegar. Más arriba, en la cromosfera, el plasma se volvía ligero y débil. Entonces las líneas magnéticas tomaban el control y obligaban al plasma a seguir sus caminos invisibles, formando arcos y chorros de plasma caliente.

Mientras tanto, el plasma seguía empujando desde abajo, retorciendo aquellas líneas magnéticas. La tensión crecía y crecía hasta que, de repente, el campo magnético se reorganizaba violentamente. Entonces el Sol estallaba en una fulguración o lanzaba una gigantesca nube de plasma al espacio. Y así, día tras día, el plasma y el magnetismo continuaban su antigua rivalidad. Ninguno vencía para siempre, porque el Sol vivía precisamente de su lucha. 

Procedimiento

• La bola de plasma de la figura 1 se parece de algún modo al Sol. No es tan grande ni está tan caliente y la presión en el interior no es comparable, pero está formada por una mezcla de gases cargados eléctricamente: plasma. Al ponerla en funcionamiento, rayos de color rosa y violeta salen del centro hacia el exterior.

2. El Sol en calma

Las manchas solares son la manifestación visible de intensos campos magnéticos. Pero, ¿qué sucede en el resto de la fotosfera, allí donde el Sol parece estar "en calma"? Incluso en esas regiones, el plasma caliente permanece en constante movimiento, formando células de convección del tamaño de países enteros que surgen y desaparecen en apenas unos minutos. En las fotografías de la fotosfera solar, estas estructuras pueden apreciarse claramente, otorgándole al Sol su característico aspecto granulado, como se muestra en la figura 6 (a la izquierda se muestra la granulación de la fotosfera y a la derecha una ampliación de esa granulación). 

Podemos imitar esa granulación de forma sencilla y visual soplando con una pajita en un recipiente con agua jabonosa (figura 7).

Cuando soplas con una pajita en agua jabonosa las burbujas que se forman y se juntan recuerdan a esos gránulos del Sol. Las paredes entre burbujas simulan las zonas más oscuras de esa granulación donde el material desciende y el movimiento constante del agua al soplar imita el dinamismo de la superficie solar. Es, en esencia, una analogía física de cómo se organiza el plasma en la superficie del Sol. 

3. La polarización de la luz de las regiones activas

Antecedentes

Decimos que la luz es una onda electromagnética. Esto significa que se produce por oscilaciones sincronizadas de los campos eléctrico (E) y magnético (B) que se mueven perpendicularmente entre sí (Figura 8). Cuando el campo eléctrico oscila siempre en el mismo plano, se dice que la luz está linealmente polarizada.

La figura 8 muestra un ejemplo de luz polarizada linealmente. Las flechas azules representan la oscilación del campo eléctrico (E), mientras que las rojas representan la del campo magnético (B). En este caso, el campo eléctrico oscila en dirección vertical y el campo magnético en dirección horizontal.

Este fenómeno ocurre cuando la luz es emitida en una región donde existe un intenso campo magnético. Dicho campo modifica ligeramente la forma en que los átomos emiten la luz, haciendo que esta aparezca dividida en componentes con distintas polarizaciones (figura 9). Gracias a ello es posible conocer la dirección y la intensidad del campo magnético en la superficie del Sol. 

La luz emitida por las manchas solares presenta esta polarización debido al efecto Zeeman.

Con frecuencia, las regiones activas de la fotosfera están formadas por un par de manchas solares. Habitualmente, en una de ellas las líneas del campo magnético emergen de la superficie solar (polo norte o positivo, +), mientras que en la otra penetran en el interior del Sol (polo sur o negativo, −).

Como consecuencia, la luz procedente de una mancha, cuyo campo magnético está dirigido hacia el observador queda polarizada linealmente en una dirección, mientras que la luz de la mancha cuyo campo apunta hacia el interior del Sol queda polarizada en la dirección perpendicular.

Figura 9

Este hecho nos muestra qué polaridad magnética tiene cada mancha solar. De esta manera se confeccionan los magnetogramas, imágenes del Sol en escala de grises en las que la polaridad positiva (+) aparece en blanco y la polaridad negativa (-) en negro. En la figura 10 se ven paralelamente la imagen de la fotosfera solar (izquierda) y su magnetograma correspondiente (derecha).  

Figura 10

Observando el magnetograma con detenimiento, descubrirás que las manchas que van en la vanguardia de cada grupo tienen el mismo color y opuesto a las del hemisferio contrario: en el hemisferio Norte la mancha precedente (p) es de color blanco, mientras que, en el Sur, es de color negro. Además, cada 11 años aproximadamente la polaridad magnética del Sol se invierte. Por eso resulta más comprensible hablar de polaridad positiva o negativa que de Norte o Sur, para evitar confusiones.

Procedimiento

• Podemos simular todo este proceso situando bajo una pegatina, que representa un grupo de manchas solares, dos polarizadores cruzados (perpendiculares entre sí). Un polarizador en la mancha precedente, p (del inglés, preceding) y otro cruzado en la mancha subsiguiente, f (del inglés, following).
• La pegatina está situada sobre un foco LED que, al encenderlo, veremos un vacío en el lugar donde tendrían que aparecer las umbras (zonas más oscuras de las manchas solares, figura 11). Pero, al tratar de ver esa región activa a través de otro polarizador lineal, podremos notar que se oscurecen las manchas de un lado y no las del otro. Si no lo consigues, gira el polarizador lineal hasta que lo logres. 

• Una vez hayas conseguido ese primer objetivo, gira 90º ese polarizador lineal para que las manchas que se oscurezcan sean las del lado opuesto (ver figura 12). 

Figura 12

4. Reconexión magnética

Antecedentes

Las líneas del campo magnético que surgen en las manchas solares, se retuerces y cambian de forma con motivo de la combinación de la convección y de la rotación diferencial. Cuanto más complicada se vuelve la forma de las líneas del campo magnético, más energía acumulan; como cuando retuerces una goma elástica que al soltarla sale "disparada".

Esas líneas del campo magnético ascienden desde la fotosfera, pasan por la cromosfera y llegan hasta la corona solar siguiendo la secuencia de la figura 13, que muestra la evolución del campo magnético en las manchas solares durante una fulguración solar. Si la energía de la fulguración es suficientemente grande se expulsan grandes cantidades de energía y partículas cargas en lo que se llama una eyección coronal de masa, como en la figura 14. 

Figura 13

Figura 14

Procedimiento

• Toma una goma elástica larga y sujétala con los dedos de las dos manos, como en la figura 15. Ténsala fuertemente.

Figura 15

• Las flechas indican la dirección y sentido de las líneas del campo magnético.

• Sitúa dos pinzas, como aparece en la figura 16, uniendo la parte central de la goma. En este momento se produce el colapso de las líneas de campo.

• Corta la goma con unas tijeras por la parte central, entre las dos pinzas, para reproducir de la situación después del colapso. Este hecho provoca la reconexión magnética: otra configuración para que las líneas de campo queden cerradas.
• La goma saldrá "disparada", al igual que lo hace el plasma. Si sale con mucha energía se producirá una eyección coronal de masa. Si no, el plasma volverá a caer sobre el Sol.

Figura 16