el

Numero18mayojunio2012

Efemerides astronomicas

Tormentas solares

La tecnología actual es especialmente vulnerable a los efectos de los fenómenos solares, lo cual

justifica su estudio más allá del interés científico. En una fulguración solar se alcanzan temperatu-ras de millones de grados y en pocos minutos se libera una energía enorme que puede llegar a la

Tierra en sólo ocho minutos.

Por David Perez Aranda

El dios Sol La Humanidad ha vivido en cuevas prácticamente durante toda su historia. Entre otras cosas, dentro de ellas nuestros antepasados sobrevivieron a la última glaciación, procreándose lo suficiente como para no extinguir-nos. El Sol fue para nuestros osados antepasados, no sólo para los que tuvieron que soportar la glaciación,

sino para todos, una figura fundamental en sus ritos de adoración. Vivían a merced de la naturaleza, para lo bueno y para lo malo, y el Sol era sin duda el objeto rey, el agente

que marcaba el día y la noche, y les daba luz y calor. Es por tanto normal que lo adora-ran como a un dios. Hasta la llegada de las religiones monoteístas, un acontecimiento que podemos tildar de reciente en la historia de la Humanidad, los diversos dioses se asociaban a fenómenos naturales como el rayo, la lluvia o el fuego. Pero sobre todos ellos, el dios Sol ocupaba el palco de honor. Alguno pensará que esas antiguas civili-

zaciones eran incultas y salvajes. En efecto, sus ritos lo eran (algunos hacían hasta sacrificios humanos), pero aquellos hombres, a pesar de su escaso o limitado cono-

cimiento de las cosas y del medio que les rodeaba, no iban tan mal encaminados. Es más, yo diría que, a su manera, consiguieron que la sociedad de enton-

ces valorara a nuestro astro mucho más de lo que a día de hoy lo hace la actual sociedad de la información. Es pa-radójico. Vivimos rodeados de sofisticadas y potentes herramientas para adquirir conocimiento. Jamás en la

historia había sido tan sencillo y cómodo obtener respuestas, saber de las cosas. Y sin embargo, nuestra sociedad vive de espaldas al entorno natural que le rodea. Ninguna sociedad o civilización en toda la historia de la humanidad había igno-rado como hoy hace la civilización occidental el firmamento, las fases de la Luna, las constelaciones y los planetas. El pue-blo actual en general es analfabeto en ramas del saber que hasta hace poco eran conocidas y usadas por ese mismo

pueblo (en ningún caso hablamos de intelectuales o cientí-ficos, sino del pueblo llano). Y es que lo que no se usa se

olvida y se abandona. Es posible que ver aparecer la conste-lación de Virgo por el horizonte ya no sea relevante para ningún agricultor, o identificar las constelaciones tampoco lo esté siendo ya para un capitán de barco. Ya no necesitamos a Virgo y a ninguna constelación como referencia. Si mañana no apareciesen en el cielo nos disgustaríamos mucho pero seguiríamos viviendo. Sin embargo, ¿el Sol?. La dependencia del hombre con el Sol sigue siendo absoluta. El Sol es tan importante para nuestra existencia en la Tierra como lo fue en la prehistoria, y es tan digno hoy de ser adorado, si qui-siéramos, como lo fue en la antigüedad. Las antiguas civilizaciones se hubiesen maravillado al descu-brir lo que hoy sabemos de nuestra estrella, y sin duda le hubieran rendido más culto si cabe.

Su tamaño y distancia Cuando es de noche el Sol se encuentra iluminando el otro lado de la Tierra, respecto al lado en el que nos encontra-mos, y por tanto es nuestro propio planeta el que nos hace de pantalla o tapadillo. Eso nos permite ver objetos del cielo que por el día el Sol no nos deja ver, como las estrellas (el Sol no es el único culpable de que no podamos ver las estre-llas de día, la atmósfera es cómplice con él de semejante delito). Todas esas estrellas son también soles, o dicho de otro modo, nuestro Sol es una estrella como otra cualquiera. En el último siglo se ha descubierto que algunas de esas estre-llas son mucho más grandes que el Sol, como por ejemplo Arturo, una gigante roja con un diámetro 25,7 veces mayor que el del Sol. Para que nos hagamos una idea, equivale a comparar una pequeña pelota de tenis con una gran bola de 1,60 metros de altura, tan alta como una persona. Y estrellas del tamaño de Arturo hay unas cuantas. Primera decepción: El Sol es una estrella que pasaría desapercibida para un observador exterior, porque es una estrella de las medianas tirando a pequeña. Bueno, y ¿cuánto de pequeña es, qué tamaño tiene?. Su diámetro es 109 veces el de la Tierra, es decir, de extremo a extremo caben 109 planetas como la Tierra puestos en fila. Eso es mucho. Siguiendo con el símil de la pelota de tenis, la Tierra tendría un diámetro de medio milímetro, tan pequeña como un grano de arena fina. Los 150 millones de kilómetros que nos separan del Sol varían ligeramente a lo largo del año debido a la ligera excentricidad de la órbita terrestre. La máxima distancia se produce en el afelio de la órbita, paso que se produce ac-tualmente alrededor del 4 de julio, mientras que la mínima distancia, nuestro paso por el perihelio, ocurre 6 meses des-pués, el 3 o 4 de enero. La diferencia de la distancia Tierra-Sol entre una y otra es de 5,1 millones de kilómetros. Esta oscilación no es fija, ya que el coeficiente de excentricidad de la órbita a su vez fluctúa sujeto a diversos ciclos, teniendo el de máxima fluctuación un periodo de 413.000 años. Algunos científicos quisieron encontrar aquí la causa de los ci-clos glaciares terrestres, pero se ha comprobado que no existe una pauta. Durante la última glaciación hace 10.000 años la excentricidad de la órbita era igual que la actual. Los 150 millones de kilómetros de la distancia Tierra-Sol equivalen a 1 UA, unidad de medida astronómica muy empleada en grandes distancias. Nuestro fino grano de arena orbita alrededor de la pelota de tenis a una distancia de 7 metros.

Su radio de influencia

Podemos pensar que esa distancia (1 UA) es suficiente para afirmar que la Tierra está lejos del Sol. Pero adjeti-vos como lejos o cerca son utilizados a veces de forma desacertada, y este es un ejemplo. El campo de influen-cia de nuestra estrella se llama Heliosfera y sus límites están entre 110 y 160 UA de distancia, lugar fronterizo que se conoce como Heliopausa. Allí, el viento solar, y que luego explicaremos qué es, deja de expandirse por el espacio, producto de su debilidad por efecto de su dispersión y su difusión radial. Es tan débil que se iguala con la resistencia o presión del entorno interestelar. No confundir la Heliopausa con el límite del Sistema Solar, que se encuentra a más de 65.000 UA, 430 veces más lejos. A esa distancia se encuentra la nube de Oort, y cometas con órbitas muy excéntricas. Viendo el sistema solar desde un punto muy alejado, un observador diría que la Heliosfera es una capa más del Sol, la última tras la Fotosfera, y que todos los planetas y planetoides están sumergidos dentro de ella. La ridícula unidad astronómica que nos separa de la Fotosfera significa además que estamos en la zona más interna de la Heliosfera, tocando casi la superficie visual del Sol (siendo groseros podemos llamar superficie al límite de la Fotosfera). Conclusión: creo que difícilmente podríamos estar más cerca. Bajando a la escala del ejemplo que estamos usando, mientras que la Tierra a escala está a 7 me-tros del Sol, la Heliopausa se encontraría a 1 km, y los límites del Sistema Solar ¡a 455 km!. Una consecuencia de estar tan cerca es que cualquier variación en la actividad solar nos puede afectar muchísimo. Somos una insignificancia flotando dentro de su campo de influencia. Lo que para el Sol es una pequeña perturbación, podría ser tranquilamente el fin de la vida en la Tierra. Y precisamente una estrella no es un cuerpo inerte que tenga motivos para sentirse imperturbable, más bien al contrario. En una estrella con-fluyen fuerzas de la naturaleza que a nivel global la colocan, desde su nacimiento, siembre al borde de la ex-plosión o de la implosión. Afortunadamente son fuerzas que se contrarrestan, dando desde fuera una falsa im-presión de estabilidad. Sin embargo, es otro tipo de fenómenos, perceptibles sólo a nivel local, los que pueden o deberían preocuparnos.

Fuerzas globales He bautizado con el término de fuerzas globales al conjunto de fuerzas que provocan que una estrella sea una estrella, es decir, que hacen que genere e irradie inmensas cantidades de energía cada segundo, durante miles y miles de años. Las dos fuerzas culpables de tal cosa son la fuerza gravitacional y la fuerza nuclear fuerte, esta segunda no de forma directa, sino a través de un fenómeno altamente energético que se denomina fusión nuclear. La fuerza gravitacional nos es muy familiar, porque vivimos so-metidos a ella a diario. Es la fuerza que hace que pesemos. Esa fuerza además aumenta conforme nos acercamos al centro de gravedad del cuerpo que nos atrae, y disminuye si nos alejamos. Por eso pesamos menos en lo alto de una montaña que a nivel del mar. Ese mismo fenómeno se está dando en el interior del Sol, pero a otra escala mu-cho mayor. La masa del Sol es unas 300.000 veces la de la Tierra, y por tanto su fuerza gravitacional es muy intensa, mucho más de lo que puedas imaginar. Aplastaría nuestro planeta y lo reduciría al tamaño de una pequeña ciudad en décimas de segundo. El interior del Sol sin embargo presenta, si exceptuamos su núcleo interno, densidades infe-riores incluso a la del agua, más propias de un globo de gas. Eso se debe a que existe otra fuerza del mismo orden de intensidad que la gravitacional pero de sentido contrario, que empuja con una constan-cia encomiable la materia hacia el exterior, y lo lleva haciendo miles de millones de años. Esa otra fuerza procede del núcleo de la estrella. Allí dentro, la materia, formada por hidrógeno principalmente, soporta tal presión gravitacional que está muy comprimida. Los átomos de hidrógeno apenas tienen sitio entre ellos para moverse, un espacio que reclaman con pasión porque su temperatura es muy alta y se agitan muchísimo producto de la excitación. Recordar que la temperatura de un cuerpo no es otra cosa que el grado de excitación que presentan los átomos de que está compuesto, de ahí que en las moléculas a altas tempera-turas se rompan los enlaces entre átomos. Podemos decir en lenguaje de la calle que se junta el hambre con las ganas de comer. Los impac-tos y colisiones entre átomos de hidrógeno son tan intensos y hay tal cantidad, que algunos de ellos provocan que los núcleos de esos áto-mos casi se vean las caras, estén muy cerca, a una distancia subatómi-ca. A esas distancias minúsculas a veces un par de protones casi se tocan, a pesar de la repulsión que se tienen el uno del otro. Y es que cada núcleo de átomo de hidrógeno está formado por un protón, a veces acompañado de un neutrón si se trata de un isótopo conocido como deuterio. Esa repulsión es la fuerza electromagnética, conocida por todos, y que atrae polos opuestos pero repele los que presentan misma carga eléctrica. Y los protones tienen carga positiva. Esa fuerza repulsiva aumenta de forma cuadrática con el inverso de la distancia. Invito a hacer la prueba de coger dos imanes o electroimanes media-namente potentes e intentar ‘pegar’ a pulso los extremos con la misma carga. Llegarás a tirarte de los pelos pero no lo conseguirás. Pues a escala subatómica las distancias son tan pequeñas que esa fuerza re-pulsiva es casi invencible. De hecho lo sería si no fuese por la presen-cia a esa escala tan reducida de otra fuerza que atrae las partículas, protones y neutrones, unas contra otras: la fuerza nuclear fuerte. Se trata de una fuerza con un campo de influencia muy pequeño, que sólo opera a distancias subatómicas, pero cuyo poder de atracción dentro del núcleo vence al de repulsión electromagnético. Ese es el

motivo por el que los protones de un núcleo atómico no salgan disparados por efecto de la repulsión elec-tromagnética. Además en esos núcleos hay neutrones, que no tienen carga y por tanto no les afecta esa fuerza, pero que en cambio sí interactúan con la nu-clear fuerte. Los neutrones son el pegamento de la física nuclear. Volviendo al interior del Sol, en un pe-queño porcentaje de esas colisiones entre átomos de hidrógeno, los núcleos se acercan tanto que saltan la barrera de la repulsión y quedan atrapados por esa fuerza escondida bajo las entrañas del mundo sub-atómico. Acaba de producirse un acto de fusión nu-clear, en el cual a partir de hidrógeno se produce helio, y parte de la masa inicial se expulsa en forma de energía. El suceso se produce en un porcentaje muy pequeño de las colisiones, pero debido al alto grado de excitación de los átomos son tantas y tantas las colisiones por segundo que importa poco si es en una de cada mil millones. Es suficiente para mantener encendida la estrella, que irradia inmensas cantida-des de energía, cuya fuerza expansiva es tan brutal que consigue mantener a raya a la gravedad. Ese equilibrio en la cumbre es el que permite que el Sol siga luciendo en el cielo un día tras otro y lo vaya a hacer muchos miles de años más. Cada segundo el núcleo del Sol convierte 5 mi-llones de toneladas de masa en energía. Parte de esa energía llega muchos años después a la fotosfera y viaja hasta nosotros en forma de radiación, principal-mente luz y calor. Para conseguirlo, el horno de fu-sión nuclear de su interior está quemando 700 millo-nes de toneladas de hidrógeno por segundo. Por mu-chas reservas de hidrógeno que tenga el Sol, a ese ritmo es de esperar que llegue un día en el que éste se haya agotado, pero bueno, al menos sabemos que eso no va a pasar hasta dentro de unos 3.000 millo-nes de años. Cuando eso suceda, el Sol sufrirá un estremecimiento, la gravedad compactará más el núcleo, entonces formado por helio, y el horno nucle-ar se pondrá a quemar helio 1000 veces más rápido que lo hacía con el hidrógeno, ya que la fusión del helio es mucho menos energética. Por tanto este pe-riodo durará 1000 veces menos que el periodo ante-rior, el del quemado del hidrógeno. Y así sucesiva-mente hasta que la materia disponible en el núcleo ofrezca un nulo rendimiento y no prenda. En ese mo-mento la estrella se encontrará con que ya no puede frenar el gran rodillo gravitacional, cederá irremedia-blemente ante él y se vendrá abajo, muere. La muerte de estrellas mayores que el Sol, de más de 10 veces su masa, es quizás el fenómeno más violento que existe en el Universo.

Morir matando

Una estrella, a través de la fusión nuclear, ha mantenido un pulso titá-nico con la gravedad durante miles de millones de años, aunque a costa de consumirse a sí misma. La presión gravitacional comprimía para que esto fuera así, como un fuelle que prende las brasas cuando estas se apagan. Al final de sus días, la estrella se ha hinchado, es de color rojo, y palpita de forma agónica ya que se enfría, se calienta, y se vuelve a enfriar, mientras quema sus últimas naves. En uno de esos pálpitos, las brasas ya no encienden, por más que empuje y empuje la gravedad, y el interior de la estrella se precipita hacia el centro. En una estrella con una masa 10 veces o más que la del Sol, la densidad, de entrada ya muy alta, pasa a ser abrumadoramente alta, tanto que los núcleos subatómicos se pegan unos con otros y las partículas subató-micas llenan todo el espacio, transformándose en neutrones. La grave-dad sigue empujando, pero aquello ya no se puede compactar más. Un centímetro cúbico de esa sopa de neutrones contiene una masa de 4.000 millones de toneladas. Todo ha sucedido tan rápido que el resto de la estrella, y que contiene la mayor parte de su masa, apenas se ha enterado de lo que ha sucedido en su núcleo. Toda esa masa empieza a caer en tromba, e impacta con la pared de la pelota de neutrones. Si la masa de la estrella que está muriendo es más de 10 veces la del Sol, el choque de trenes es bestial y la estrella explosiona en forma de supernova. La gravedad, tan segura de ganar la batalla, de pronto dobla el brazo y ve resignada cómo la materia ante sus propias nari-ces se esparce por el espacio, alcanzando distancias de años luz. La estrella ha muerto matando. Para estrellas de tamaño medio como el Sol, su muerte en cam-bio es progresiva y suave. La presión en el interior aumenta debido a la fuerza gravitacional, aunque tanto protones como electrones man-tienen su integridad. Hablamos de unas densidades del orden de va-rias toneladas por centímetro cúbico, que son muy altas, pero nada que ver con las miles de millones de toneladas de la pelota de neutro-nes de las estrellas grandes. En ese momento entran en juego unas fuerzas de repulsión entre electrones que son capaces de contrarrestar a la gravedad y por tanto oponerse al colapso. La estrella en ese ins-tante alcanza un nuevo equilibrio entre fuerzas, aunque a cambio ha perdido su capas más externas, empujadas hacia fuera producto de los pulsos térmicos agónicos sufridos en su fase de gigante roja. En el centro de esa nebulosa de gas desparramada por el espacio, lo que queda de la estrella se conoce como enana blanca. La temperatura en su superficie ronda los 30.000 grados centígrados, mientras que en su interior es de cientos de millones de grados. Sin embargo su luminosi-dad es débil, ya que ésta procede de la energía térmica residual, que va radiando poco a poco, y que en consecuencia hace que la enana blanca se vaya enfriando. Afortunadamente el Sol está en la mitad de su vida y todavía le quedan miles de millones de años para llegar al final de sus días. Al ser una estrella de tamaño medio, su destino es terminar como una enana blanca.

Viento Solar

Uno de los fenómenos locales que aconte-cen en el Sol es el viento solar. El viento so-lar se extiende radialmente por toda la Helioesfera. Está formado por átomos ioni-zados de hidrógeno y helio que se despla-zan hacia el exterior del Sistema Solar a altas velocidades. Que sean ionizados signi-fica que están cargados eléctricamente por la presencia de un electrón de más o de menos. Por ejemplo, a su paso por la Tierra el viento solar nos golpea con velocidades que varían entre los 200 km por segundo y los 890 km por segundo. Afortunadamente se trata de un flujo de gas muy poco denso, y que pierde obviamente fuerza y densidad conforme se aleja más y más del Sol, hasta alcanzar la Heliopausa. Esa corriente o viento, repito, está compuesta por partículas cargadas eléctri-camente. Eso hace que al salir del Sol discu-rran en espiral, siguiendo las líneas de flujo del campo electromagnético del Sol, espira-les que se abren y tienden a ser radiales con la distancia. Una exposición al viento solar relati-

vamente prolongada provoca mutaciones en el material genético de las células vivas y puede producir cáncer. Ello obligará a proteger con escudos magnéticos a las futuras naves espaciales tripuladas que se diseñen para ir a Marte, ya que las actuales paredes de naves y estaciones espaciales no aíslan el interior frente al flujo electro-magnético constante del viento solar. En la Tierra estamos a salvo porque disponemos de un campo magnético propio, cuyos polos magnéticos coinciden prácticamente con los polos geográficos. Dicho campo hace de escudo, apartando en cuña el viento solar.

Pasamos a otro fenómeno local, que afecta en este caso a la fotosfera, y que son las famosas manchas solares. Con-sisten en unos gránulos oscuros que se aprecian incluso con un simple telescopio de aficionado. Dichas manchas van evolucionando con el paso de los días y las semanas, cambiando su forma y tamaño. ¿A qué se deben?. Bueno. Lo que vemos del Sol a través de un telescopio convencional (siempre utilizando los filtros necesarios para no quedarnos ciegos) es la fotosfera, que es la capa exterior del Sol ‘visible’ para el ojo humano. En dicha capa, la temperatura ron-da los 6.000 grados centígrados. Es una temperatura que se mantiene constante debido a la radiación de calor proce-dente de capas más internas. El Sol, como pasa con los planetas, está girando sobre sí mismo, con una revolución que dura 27 días terrestres en la zona del ecuador, y es progresivamente más lenta hacia los polos, siendo allí de 31 días terrestres. Es decir, nuestro gran globo de gas caliente presenta diferente velocidad de giro según la latitud. Este fenó-meno tan curioso se conoce como rotación diferencial. Como estamos hablando de un gas, no afecta en nada al con-junto global, y quedaría en mera anécdota si no fuese porque el campo magnético del Sol se ve empujado por ese movimiento de giro. Sus líneas de fuerza, que van de polo a polo como los gajos de una naranja, tras cada giro del Sol adoptan una forma de flecha cada vez más pronunciada, con la punta en el ecuador. Cuarenta giros después,

Manchas solares

existe una avanzadilla de las líneas del campo magnético por la zona del ecuador que le sacan varias vueltas de ventaja a sus extremi-dades cerca de los polos. En esas zonas próxi-mas al ecuador se forman entonces auténticos nudos de flujo electromagnético, montones de líneas de fuerza que se cruzan y se mezclan. Donde la concentración de flujo es máxima y el nudo es mayor, la radiación que asciende de las zonas interiores del Sol se ve desviada en su trayectoria radial, por repulsión del in-tenso flujo magnético, dejando esa área de la fotosfera excluida parcialmente de radiación. Esas áreas dejan de recibir calor del interior y se van enfriando, llegando a bajar su tempe-ratura a los 4.000 grados centígrados. Es de-cir, 2.000 grados menos que a su alrededor. Su color más oscuro es consecuencia de la diferencia de temperatura. No son de color negro, aunque por contraste de luminosidad hace que lo parezcan.

Las primeras imágenes del Telescopio Solar Sueco de 1 metro en la isla de La Palma ofrecen la mejor resolución alcanzada hasta ahora en imágenes de manchas sola-res. El nuevo telescopio situado en el observatorio del Roque de los Muchachos entró en funcionamiento en marzo de 2002. Las nuevas imágenes muestran con una resolu-ción sin precedentes la estructura de las penumbras de las manchas solares. Estas penumbras están compuestas por filamentos en los que ahora se han podido ver núcleos oscuros en constante cambio. Estos núcleos son tubos por los que fluye gas sometido a intensos campos magnéticos y su grosor es de entre 40 y 100 km. Además de los núcleos oscuros de los filamentos de las penumbras, otras formaciones han sido por primera vez observadas y han sido bautizadas con los sugerentes nom-bres de "pelos" y "canales". Los pelos aparecen conectados con poros (pequeñas manchas sin penumbra) mientras que los canales aparecen entre los espacios oscuros existentes entre las burbujas de gas de la granulación. Las teorías del magne-tismo solar se enfrentan ahora al reto de proponer modelos de las manchas solares capaces de predecir o explicar este tipo de formaciones ahora descubiertas. Los telescopios solares situados en tierra deben enfrentarse a la turbulencia del aire. La isla de La Palma es el mejor emplazamiento del mundo para este tipo de investigaciones. Aún así, el Telescopio Solar Sueco se mantiene "al vacío" pa-ra minimizar los efectos de su calentamiento, y está dotado con óptica adaptativa capaz de ajustar la forma del espejo principal mil veces por segundo para compensar las deformaciones de las imágenes introducidas por la turbulencia del aire. Los telescopios en órbita como el SOHO no sufren los efectos de la turbulencia atmosférica pero su resolución es mucho más limitada. Estos telescopios ofrecen una visión complementaria de la que ofrecen los telescopios en tierra. http://www.solarphysics.kva.se/

Por David González Rojas

Erupciones solares

Indudablemente, las manchas solares son un síntoma de que algo irregular le está sucediendo al Sol. Son como el acné de un adolescente. Pero no duran para siem-pre, y un día las manchas desaparecen. Llega un momento en las líneas del cam-po electromagnético en esas zonas están tan retorcidas que la misma línea se en-cuentra consigo misma pero en sentido contrario y ¡plaf!, como un cortocircuito se rompen bruscamente, reordenándose otra vez en forma de gajos de naranja. Este fenómeno se conoce como reconexión magnética. Arranca entonces un nuevo periodo que desembocará en la aparición de nuevas manchas solares, un com-portamiento cíclico que se repite cada 11 años más o menos. La rotura del entre-sijo de líneas de fuerza provoca un latigazo de energía tan intenso, que hace que el Sol vomite por ese punto una llamarada de masa coronaria bestial. Miles de toneladas de partículas cargadas, mayoritariamente protones y electrones, son lanzadas al espacio a velocidades superiores a los 100.000 km por segundo. Si el punto en el que se ha producido la explosión está orientado hacia la Tierra, en pocas horas la bocanada alcanza nuestro planeta. Nuestro campo magnético, habituado a desviar el viento solar, recibe de pronto una onda de choque alta-mente energética y no da abasto. La mayoría de las partículas son desviadas, aunque algunas llegan a entrar en las capas internas del campo magnético y son arrastradas hacia los polos siguiendo las líneas de fuerza. Allí, entran en contacto con la atmósfera terrestre, chocando con las moléculas del aire, nitrógeno y oxíge-no en su mayoría. Parte de la energía liberada en esos ‘microimpactos’ se libera en forma de luz de diversos colores. Si tienes la suerte de estar cerca de un círculo polar, presenciarás uno de los espectáculos de la naturaleza más sobrecogedores: una aurora boreal (en el Polo Norte) o austral (en el Polo Sur). Dependiendo de la intensidad de la eyección solar y de la posición de la Tierra respecto a ella (no es lo mismo recibirla escorado 45º respecto a la perpendicular de la eyección que encontrase justo enfrente), las partículas inciden en capas más internas de nuestro escudo magnético y las auroras se producen sobre latitudes más ecuatoriales, co-mo Bruselas o Paris. Los protones son capaces de atravesar organismos vivos, provocando un daño bioquímico que a pequeña escala puede ser despreciable, pero a gran esca-la como la de una tormenta solar provoca mutaciones genéticas y la muerte. De nuevo, debemos agradecer tanto al campo magnético terrestre como a la atmós-fera la protección que están ejerciendo sobre la vida en la Tierra. Los satélites arti-ficiales que orbitan en cotas altas en cambio sí que están más expuestos, así como la Estación Espacial Internacional y sus habitantes. Afortunadamente se encuen-tran dentro del escudo magnético terrestre, aunque sólo parcialmente.

La tormenta solar de 1859 En verano de 1859 la Tierra sufrió la tormenta solar más potente registrada de la historia, o por lo menos la que con más virulencia impactó. Algunos pueden pensar que no es una información contrastable, pero los científicos han descu-bierto que los estratos de hielo de la Antártida y Groenlandia son un registro perfecto de las tormentas solares que han alcanzado la Tierra. Detectaron que la alta concentración de nitratos en el hielo es un indicador del grado de expo-sición a ese fenómeno. Y la anomalía de nitratos de 1859 es la mayor de los últimos 600 años. También han descubierto que no fue un hecho aislado, y que una tormenta de esa magnitud se está produciendo cada 500 años. Aquel verano se pudieron ver auroras boreales en Roma, Madrid, Islas Hawai, Miami o Cuba. Debido a la onda de choque electromagnética, el cam-po magnético terrestre se deformó adquiriendo forma de cometa, con una larga estela. La precaria red de telégrafos de la época sufrió sobrecargas, cor-tocircuitos, y se llegaron a quemar algunas estaciones de telegrafía. ¿Qué pa-saría hoy si llegara una tormenta de similares características?. Por desgracia todavía no hay un organismo mundial que se dedique seriamente a la meteo-rología espacial. Las agencias espaciales han arrojado algunas suposiciones, pero este tipo de preguntas requieren simulaciones laboriosas y específicas. Está claro que el suministro eléctrico podría verse seriamente afectado. Un suministro eléctrico que hoy día es imprescindible. Es cierto que las centrales eléctricas, acumuladores y estaciones actuales poco tienen que ver con las ca-setillas de telégrafo de mitad del Siglo XIX, pero en los últimos 20 años ya ha habido precedentes en Canadá, como la tormenta solar que en marzo de 1989 paralizó la planta hidroeléctrica de Québec durante 9 horas. Si sabemos anticiparnos al fenómeno, un apagón controlado y puntual de suministro sería la medida preventiva más acertada, aunque inédita en la era moderna. Otra red que podría reventarse son nuestras autopistas de la información. Internet, telefonía móvil, GPS, … nos hemos acostumbrado a sistemas de comunicación que hace 30 años sólo existían en los libros de ciencia-ficción, y su fragilidad frente a una gran tormenta solar es indudable. Las decenas de satélites de comunicaciones, miles de repetidores, y demás estructuras se pueden sobre-cargar, fundir internamente, o simplemente funcionar mal.

¿Y la próxima gran tormenta solar?

Nadie tiene la respuesta a esa pregunta. A finales de 2012 o incluso para la prima-vera de 2013 está previsto el fin del actual ciclo de manchas solares, y la evolución de dichas manchas a lo largo de estos meses puede dar pistas de la magnitud de las eyecciones de material de los últimos días del ciclo. En 2010 la NASA, como parte de su campaña para sensibilizar a administraciones del estado y a la opinión pública (necesitan inyecciones de dinero para liderar nuevos proyectos espaciales) lanzó a la prensa la ambigua noticia de que debíamos protegernos de la gran tor-menta solar de 2012. Los amantes de profecías, ovnis, y fenómenos parapsicológi-cos encontraron un caldo de cultivo perfecto, una noticia avalada nada menos que por la NASA, para hacerla suya y convertirla en amenaza apocalíptica, añadiendo que los mayas ya predijeron que en 2012 llegaría el fin del mundo. Pero no hay ningún indicio que confirme que las tormentas solares que se produzcan al final de este periodo sean más intensas que las de hace 11 años, por ejemplo. Las anomalías de nitratos en los estratos de hielo de los polos marcan además una periodicidad de 500 años, y la última fue hace 150 años. Eso no ase-gura que no se pueda producir, pero repito, es que tampoco existen indicios para temer más a este fin de ciclo solar que a los anteriores. Puestos en lo peor, si por una improbable casualidad se da el caso de que se produce la temida gran tor-menta, el material eyectado tendrá además que estar apuntando hacia nosotros. Y lo más seguro es que nos salvemos por encontrarnos en un ángulo de poca inci-dencia o simplemente fuera de su campo de acción.

Conclusión

La Tierra es apenas una mota de materia orbitando alrededor del Sol, inmersa en las capas más internas de su campo de influencia. Estamos totalmente supeditaos a su devenir. Una ligera o imperceptible variación en los violentos procesos físicos que acontecen en su interior, a nivel global o local, podrían afectar gravemente a nuestro día a día, e incluso echar por tierra el ecosistema de nuestro planeta de un plumazo. Pero lo asombroso del Sol es que, pese al grado tan extremo de sus dile-mas internos, de la abrumadora magnitud de su radiación, en forma de luz, calor, y en otras frecuencias, presenta una extraordinaria constancia y estabilidad, aco-giendo en su seno un delicado ecosistema con vida. Es como un enorme monstruo con una fuerza inimaginable, que sin embargo es capaz de proteger entre sus bra-zos al más delicado y frágil de los seres, sin hacerle un rasguño. Lo más parecido a un dios, desde luego. No iban mal encaminados nuestros antepasados. Más información: http://sdo.gsfc.nasa.gov/ http://sohowww.nascom.nasa.gov/ http://www.solarphysics.kva.se/ http://www.grupoastronomicosilos.org/ (sección heliofísica)

La actividad solar El aspecto del Sol La superficie que irradia y que vemos es la fotosfera o esfera luminosa. La cromosfera es una capa muy delga-da y se requieren filtros especiales para su observación. La corona es muy tenue e irregular, aunque más exten-sa, y sólo es visible en los eclipses o mediante coronó-grafos. Para el aficionado la actividad más accesible es el estudio de la fotosfera. En la fotosfera se puede observar un entramado más o menos regular de pequeños puntos claros y oscu-ros en constante evolución, que se conoce como- granulación. Es una evidencia de los movimientos con-vectivos del material que se encuentra bajo la fotosfera. El aspecto uniforme de la fotosfera se ve interrumpido por la presencia de manchas y fáculas, las primeras os-curas y las segundas claras. Las manchas, más frías, pueden ser puntuales o extensas. Cuando son extensas se aprecian unas estructuras oscuras en el interior, las umbras, y un halo gris de brillo intermedio y forma redondeada, la penumbra. Las fáculas solo se ven con claridad cerca del limbo o borde del disco solar. Allí la fotosfera se ve menos brillante y se produce el contraste suficiente para observar las fáculas. Las llamadas fácu-las polares son unos pequeños puntos redondos y bri-llantes de tamaño intermedio entre el de las manchas y los poros que viven unos 30 minutos en promedio. Se desarrollan, al contrario que las manchas, a latitudes más altas de los 50º. Algunas longitudes de onda son más apropiadas que otras para observar estos fenómenos. Para observar la granulación y las manchas se puede utilizar un filtro verde, ya que incrementa su contraste, al contrario de lo que ocurre con un filtro rojo. Para la observación de fáculas y fulguraciones cuando no se dispone de un fil-tro Ha se puede usar un filtro violeta por ejemplo uno con 20 Å de ancho centrado en 3862 Å. El ecuador del Sol rota sobre su eje en 25 días (periodo sidéreo) pero desde la Tierra el periodo apa-rente es 27 días (periodo sinódico). Como no es un cuerpo rígido sino un gas (muy ionizado, por otra parte) los periodos a latitudes más lejanas del ecuador son mayores, hasta unos 30 días cerca de los polos. Este efecto se conoce como rotación diferencial. El periodo sinódico es el periodo aparente desde la Tierra, que no coincide con el sidéreo ya que a la vez que el Sol gira sobre su eje la Tierra lo sigue en su giro mediante su traslación en torno a él a lo largo del año. Las manchas giran con la superficie del Sol a la velocidad que les corresponde según su latitud de acuer-

Por David González Rojas

do con la rotación diferencial. Desde que una mancha sale por el limbo este hasta que se oculta por el limbo oeste pa-san unas 2 semanas. Claro que las manchas siguen su propia evolución. Pueden aparecer allí donde el día anterior no había nada o desaparecer sin dejar rastro. Crecen y se desarrollan por grupos que duran típicamente una o dos sema-nas. Algunos grupos desarrollan una gran actividad y duran varias rotaciones. Los grupos nuevos de manchas aparecen sobre todo allí donde aparecieron otros anteriormente, del mismo modo que las zonas en las que no aparecen manchas continúan sin producir manchas durante largo tiempo. También es posi-ble que aparezca nuevo flujo magnético cerca de una región activa en formación incrementando así su complejidad. De esta forma las áreas en las que aparecen regiones activas forman cúmulos o nidos que persisten incluso hasta seis rota-ciones solares (más de cinco meses). Por norma general los grupos adoptan en su desarrollo una configuración alineada de este a oeste, casi paralela al ecuador solar. En realidad suelen formar un pequeño ángulo con el ecuador que depende de la latitud del grupo y por tanto del momento del ciclo solar. Este ángulo es del orden de 6º, de tal forma que las manchas delanteras (más al oeste) del grupo están más cerca del ecuador y las traseras (más al este) más lejos de él. Sucede también que las man-chas delanteras del grupo son más duraderas y estables que las traseras. Existe un ciclo de 11 años durante el cual el número de manchas crece y disminuye periódicamente. A la vez que el número de manchas varía, la posición en la que aparecen con más frecuencia es también distinta. Cuando empieza un nuevo ciclo, cerca del mínimo, las manchas aparecen a latitudes de unos 40º. Con los años aparecen a latitudes más bajas, y cerca del siguiente mínimo aparecen casi todas muy cerca del ecuador, momento en que las manchas del si-guiente ciclo comienzan de nuevo a aparecer a altas latitudes. Durante el mínimo de actividad las fáculas polares au-mentan considerablemente en número, mientras que en el máximo son muy escasas. En los espacios libres de manchas los pequeños campos magnéticos que emigran de los polos del Sol o que proceden de viejos grupos de manchas extinguidos y esparcidos se concentran en los bordes del entramado cromosférico, conducidos por el flujo de la supergranulación. Los polos opuestos no se cancelan sino que se acumulan por separado formando grandes regiones magnéticas unipolares (regiones de gran escala) que retornan a los polos en un ciclo de 11 años. La actividad solar se puede evaluar por el número de manchas y grupos de manchas que aparecen. El número de Wolf o Número Internacional Relativo de Manchas Solares, RI, es el índice más utilizado y consiste en multiplicar por 10 el número de grupos y sumarle el número total de focos oscuros, con o sin penumbra. En el máximo de actividad solar son normales números de Wolf de 200 y 250, con una media de 8 grupos diarios y hasta 150 ó 200 manchas. En el mínimo el número de Wolf llega a 0 y esporádicamente aparecen uno o dos grupos con pocas manchas.

visibilidad de los planetas mercurio En mayo visible muy bajo al amanecer con las primeras luces del día. En junio en el crepúsculo a comienzos de mes. venus En mayo, visible durante las primeras horas de la noche, pero poco a poco irá desapa- reciendo en el crepúsculo oeste. En junio, comienza a verse muy bajo al amanecer en el este. marte En mayo será visible durante la práctica totalidad de la noche. En junio hasta bien en trada la noche. júpiter En mayo comienza a estar muy bajo y empieza ha dejar de verse por su proximidad al Sol desde la perspectiva terrestre. En junio se asoma al amanecer a partir de mitad de mes. saturno En mayo y junio es visible prácticamente toda la noche en Virgo. urano En mayo y junio visible al amanecer entre Piscis y Cetus. neptuno En mayo y junio observable al final de la noche en Acuarius.

Fuente: Stellarium y NASA

METEOROS Eta Acuáridas (ETA) Meteoros activos entre el 19 de abril y el 28 de mayo. Máximo el 5-6 de mayo con una tasa (ZHR) que puede llegar a tener picos de hasta 65 meteoros/hora. Produce bólidos muy brillantes, rápidos (66km/s) y con estelas persisten-tes varios segundos. Causados por restos de polvo del cometa Halley, su radiante se sitúa en la constelación de Acuario, casi en el ecuador celeste, por lo que su observación en latitudes más septentrionales, antes del amanecer, será complicada aunque podrán verse fugaces rasantes.

Luna en el perigeo El 6 de mayo a las 3:34 T.U.(5:34 hora local), la Luna estará en el perigeo, es decir, a la mínima distancia a la Tie-rra, situándose a 356955 kilómetros. En esta ocasión, no se tratará de una apreciación subjetiva provocado por nuestro cerebro como ocurre cuando vemos la Luna cerca del horizonte y nos parece enorme. Realmente, la Luna, en fase llena, se verá más grande y más luminosa que cualquier otra noche. En concreto un 8% más grande que de costumbre.

Solsticio de verano: 21 de junio a la 1h 09m de la madrugada.

Luna llena 6 de mayo 05:35 Escorpio

Cuarto menguante 12 de mayo 23:47 Acuario

Luna nueva 21 de mayo 01:47 Géminis

Cuarto creciente 28 de mayo 22:16 Virgo

Luna llena 4 de junio 13:12 Sagitario

Cuarto menguante 11 de junio 12:41 Piscis

Luna nueva 19 de junio 17:02 Géminis

Cuarto creciente 27 de junio 05:30 Libra

Todas las fechas anteriores corresponden a la hora oficial en España.

La Osa Mayor se situará muy alta duran-te la primera parte de la noche en los cielos boreales. Si seguimos la curva que forman las cuatro estrellas del mango del cucharón de la Osa, llegaremos has-ta Arturo en Bootes (el pastor de bue-yes) , y si continuamos en esa dirección alcanzaremos la estrella más brillante de Virgo, Spica. La región suroeste del fir-mamento estará dominada por Regulus, la estrella más brillante de Leo con Marte muy cercano. También podremos disfrutar del un trián-gulo que forman Spica en Virgo, Arcturus en Bootes y Antares en Escorpio.

Imágenes: CalSky.com

sección lunar fases lunares mayo 2012

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luna LLENA 04 HORAS

luna nueva 24HORAS

http://apod.nasa.gov/apod/image/1202/AristarchusWallLROC_2000.jpg

sección lunar fases lunares junio 2012

Imágenes: CalSky.com

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luna LLENA 11 HORAS

luna nueva

15 HORAS

Guía turística de Marte William K. Hartmann William K. Hartmann fue el primer galardonado con la Medalla Carl Sagan de la Socie-dad Astronómica Estadounidense y científico de la misión Mars Global Surveyor entre otras. Su carrera en la NASA comenzó en el proyecto Mariner junto a Carl Sagan. Pero no solo ha estudiado Marte, Hartmann es el mayor experto mundial en craterización de superficies planetarias. Además de científico planetario, es novelista ("Mars underground" en 1997), arqueólogo y artista. El cuadro más conocido es la instantánea del nacimiento de la Luna, cuando en los orígenes del Sistema Solar un planeta chocó contra la Tierra y desprendió material a partir el que se formó nuestro satélite, una teoría propuesta en 1975 por el propio autor y Donald Davis. La primera edición del libro que comentamos este mes fue con su título original " A traveler's guide to Mars" en 2003, y por fin el 22 de noviembre del pasado año se pre-sentó en Madrid su traducción por la editorial Akal. La espera tuvo su recompensa con un maravilloso prólogo de Francisco Anguita, junto a un epílogo del propio autor. En el epí-logo se hace una actualización a la primera edición comentando los detalles novedosos e interesantes que han aportado las misiones al Planeta Rojo posteriores a la primera edi-ción. En el libro el autor ha seleccionado los cuarenta puntos más interesantes del plane-ta y ha confeccionado con ellos una guía con los temas más candentes de la ciencia mar-ciana. Cada uno de estos puntos singulares va acompañado de imágenes en detalle, la mayoría tomadas por las sondas Mars Global Surveyor y Mars Odissey, además de un mapa global de situación y un mapa topográfico regional. En la sección "Mis crónicas marcianas" relata historias muy interesantes sobre cómo se teje la ciencia, vividas en pri-mera persona.

EL LIBRO DEL MES

Por Marta Dueñas Becerril

© Grupo Astronómico Silos de Zaragoza, mayo 2012 

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Constelación del unicornio NGC 2264 es una región de formación de estrellas en la constelación de Monoceros. En esta maraña de gas y polvo, situada a 2.700 años luz de la Tierra, podemos apreciar nebulosas de emisión rojizas, estrellas recién nacidas y oscuras nubes de polvo interestelar. Cuando éstas últimas se encuentran cerca de las estrellas jóvenes y muy calientes reflejan la luz y forman nebulosas de re-flexión de color azulado. Esta formación también es conocida como el Árbol de Navidad por su forma triangular. © Rolf Geissinger © Astronomy Picture of the Day (10.04.2012)