Yo quiero ser Físico Solar - Ramón Oliver

Y yo quiero ser...Físico Solar

(Por Ramón Oliver)

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—Entonces, ¿quieres saber por qué sucedió?

             —Sí, claro —respondo.

             —La "Gran Tormenta Solar" —dice Montse tristemente—. Nos pilló con los pantalones bajados. Hasta los tobillos. A pesar de que sabíamos que podía pasar.

             Estamos casi a oscuras, tan solo iluminados por algunas velas. Casi nada funciona: únicamente el reloj de pulsera de Montse y la radio (de pilas, claro). Desde la GTS, hace 3 meses, no hay electricidad. Y, por tanto, no podemos emplear los móviles, ni los electrodomésticos,... ni nada. En la calle no circulan vehículos a motor. Según Montse, esta situación va a durar muchos meses hasta que los transformadores de las centrales eléctricas sean reparados y se pueda "poner la civilización en marcha nuevamente".

             —¡Vamos allá! —arranca Montse—. El Sol es una bola de gas de 700.000 km...

             —¡Vaya rollo! —la interrumpo—. ¿No puedes ir al grano?

             —Ja, ja. De acuerdo. ¿Tienes idea de por qué brilla el Sol? ¿No? Para empezar, en su centro la temperatura ronda los 16 millones de K. ¿Sabes que cuánto más alta es la temperatura, mayor es la velocidad de las partículas de un gas? Pues en el centro del Sol los protones se mueven a una velocidad media de más de 500 km/s.

             —¿Y? —pregunto.

             —Pues que a estas velocidades dos protones pueden vencer la repulsión de sus cargas eléctricas positivas y fusionarse para crear un núcleo de deuterio—Montse duda y se rasca la cabeza—. Bueno, un poco de Mecánica Cuántica vendría bien ahora...

             —Me parece estupendo —ironizo—, pero ¿qué es el deuterio?

             —¡Ah, sí! Mira, es un núcleo con un protón y un neutrón. O sea, es un isótopo de hidrógeno. Esto... ¿dónde estábamos?

             Montse se para a pensar un momento.

             —¿Por qué brilla el Sol?—le recuerdo.

             —Claro, claro. Para simplificar: en el núcleo del Sol tiene lugar una serie de reacciones nucleares como la anterior, esa en la que se produce un núcleo de deuterio a partir de dos protones. Al final de esta cadena de reacciones nucleares, cuatro protones se juntan y se crea un núcleo de Helio 4.

             —¿Y qué? —intento que no se note que me estoy poniendo impaciente.

             —Resulta que la masa de este núcleo de He es menor que la de los cuatro protones. Se ha perdido masa por el camino... ¿cómo puede ser? ¿Te suena un tal Einstein?

             —¡¡Por supuesto!!

             —¿Y la ecuación E = m c²? La masa no se crea ni se destruye...

             —... ¡sino que se convierte en energía! —termino la frase a mi manera—. La diferencia de masa se transforma en energía...

             —... y por eso brilla el Sol—remata Montse.

             Montse continúa explicándome cómo la energía que se genera en el núcleo solar gracias a estas reacciones de fusión realiza un lento camino hacia la superficie.

             —A unos 470.000 km del centro, la energía empieza a transportarse hacia arriba gracias a la convección...

             —¡Ah, eso me lo sé!—la interrumpo—. Es lo mismo que pasa cuando ponemos... cuando poníamos... la calefacción en marcha. Al calentarse el aire que está en contacto con un radiador, su densidad decrece y el aire sube hacia arriba. Entra en contacto con aire más frío y le cede calor. Entonces se enfría, se vuelve más denso y vuelve a bajar.

             —¡Muy bien! —Montse me guiña un ojo—. Pues ahora vas a tener que fiarte de mí otra vez. El gas está casi completamente ionizado: es una "sopa" de electrones e iones (protones, He⁺², etc.). Es lo que se llama un plasma.

             —¿Cómo el plasma de la sangre? —vuelvo a interrumpir.

             —Ja, ja, nooo. Es solo el mismo nombre, pero no tienen nada que ver —y continúa—. Así que tenemos cargas y movimientos convectivos, vamos, cargas en movimiento. Ya sabes que una carga en movimiento produce un campo magnético, por lo que de esta manera se crean campos magnéticos en el interior del Sol.

             —Me cuesta seguirte —le digo.

             —Me lo imagino, no es fácil. Te dije que te tenías que fiar de mí. El mecanismo por el que se crean estos campos magnéticos se llama dinamo. También tiene lugar en la Tierra y por eso puedes emplear una brújula cuando vas de excursión.

             —Eso sí lo entiendo —sonrío—. La aguja de la brújula se alinea con la dirección del campo magnético.

             —Bien, entonces recuerda que en el Universo nada es gratis: para crear campos magnéticos es necesario "gastar" energía. La dinamo solar convierte energía cinética de la convección en energía potencial magnética.

             —¿Qué me estás contando? —digo, enarcando las cejas—. Me suena a chino.

             —Muy sencillo: si alzas ese libro de ahí, le estás dando energía potencial gravitatoria, ¿no? Si después sueltas el libro, esa energía se convierte en cinética y el libro cae. Con los campos magnéticos pasa exactamente lo mismo: pueden almacenar energía potencial (magnética, claro) y luego la pueden devolver como energía cinética. ¡Y con esto, casi hemos llegado a la GTS!

             Justo en este momento la vela se apaga y tenemos que usar una de las pocas cerillas que quedan para volver a encenderla. Montse me propone tomarnos un descanso, pero, aunque me cueste reconocerlo, quiero que me siga contando su historieta. Y la convenzo. Me explica que los campos magnéticos que se "fabrican" en el interior del Sol suben hacia la superficie como un corcho colocado bajo el agua.

             —Sí, esa es otra cosa en la que te tienes que fiar de mí.

             —De acuerdo, te creo. ¿Y después?

             —Después... sabes que un imán tiene un polo norte y un polo sur, ¿verdad? ¿Y qué lo mismo pasa con la Tierra?

             —Pues claro.

             —Pues la superficie del Sol, que se llama fotosfera, está llena de polos magnéticos norte y sur. Por todos lados.

             Montse rebusca en una carpeta y saca una fotografía con un círculo gris cubierto de manchas blancas y negras (Fig. 1a).

             —Mira, esto es un magnetograma de la superficie del Sol —prosigue—. Los campos magnéticos más intensos corresponden a los colores blanco (polo norte) y negro (polo sur). En la superficie solar una brújula ¡podría apuntar en cualquier dirección!

             —Vaya, pues sí que es curioso.

             —Y aún hay más: estos campos magnéticos intensos impiden los movimientos convectivos, es decir, no permiten que la convección lleve la energía hacia arriba. Por eso el gas fotosférico está más frío en las zonas blancas y negras del magnetograma —Montse rebusca de nuevo en la carpeta y saca otra fotografía, con un disco anaranjado (Fig. 1b)—. Ves, esta es una imagen de la fotosfera, como la veríamos a simple vista con unas gafas especiales para eclipses. Y las manchas negras son manchas solares.

—Galileo ya observaba manchas solares con un telescopio, ¿verdad?

Fig. 1. (a) Magnetograma de la superficie solar (fotosfera). (b) Imagen de la fotosfera. (c) Imagen de la atmósfera solar en la longitud de onda de 21.1 nm, que muestra el plasma de la atmósfera solar a temperaturas cercanas a 2×106 K. (d) Ampliación de la parte de la Fig. 1c dentro del recuadro blanco. © NASA/SDO.

—Efectivamente. Pero Galileo no podía ver la atmósfera del Sol. Sin embargo, ahora la podemos estudiar gracias a telescopios que captan la luz ultravioleta. Mira —me dice mientras hace aparecer dos fotos más—. Aquí (Fig. 1c) puedes ver que encima de los campos magnéticos intensos, o sea, encima de las manchas solares, la atmósfera solar es muy brillante; estas zonas brillantes se llaman regiones activas y son las discotecas de la atmósfera del Sol, dónde pasan cosas, dónde está la marcha.

             A Montse le gusta hacer este tipo de bromas. ¿Qué le vamos a hacer?

             —Si miras esta ampliación (Fig. 1d) verás que esta región activa —y señala a la que está en la parte de arriba de la foto— tiene un montón de arcos (les llamamos bucles) que conectan un polo norte y un polo sur —y ahora señala a las correspondientes manchas, blanca y negra, del magnetograma (Fig. 1a).

             —Esto me suena familiar —intervengo—. Pero no sé a qué me recuerda.

             —Quizás al experimento que consiste en tirar limaduras de hierro sobre un papel colocado encima de un imán. Las limaduras se alinean a lo largo del campo magnético.

             —Entonces, ¿el gas de la atmósfera solar se alinea a lo largo del campo magnético?

             —¡Exactamente!

             —¿Y tiene esto algo que ver con la GTS?

             —Sí, lo has adivinado. Esta otra región activa —señala la que está abajo a la derecha (Fig. 1d)— tiene una pinta rara, ¿no te parece? Esa traza blanca vertical nos dice que el detector está recibiendo demasiada luz.

             —¿Y por qué emite tanta luz esta región activa?

             —Porque se ha acumulado tanto campo magnético en la misma zona que la configuración es inestable. Es como si empujases esa caja que está encima de la mesa: al llegar al borde la caja caerá al suelo. Con la consiguiente conversión de energía potencial (gravitatoria) en cinética. Lo mismo pasa en esta región activa: se ha almacenado una gran cantidad de energía potencial (magnética) y en un momento dado se transforma en energía cinética.

             —Creo que lo entiendo.

             —Esto se conoce como fulguración. Es una explosión gigantesca que puede expulsar una enorme cantidad de materia de la atmósfera solar hacia el medio interplanetario. Y si la Tierra está en el camino de esta materia, entonces ¡empiezan los fuegos artificiales! Estas cargas que llegan desde el Sol pueden inducir corrientes en muchos de nuestros aparatos electrónicos y, lo que es peor, en las líneas de distribución eléctrica...

             —¿La GTS? —¡¡al fin!!, pienso.

             —¡Eso es! Las fulguraciones normales (puede haber incluso unas cuantas en un día) solo provocan auroras boreales y australes. Las más energéticas pueden afectar a las naves espaciales y obligar a modificar las rutas de avión que sobrevuelan el ártico.

             —Eso no es muy impresionante...

             —Cierto, pero en 1859, por ejemplo, hubo una fulguración tan energética que las líneas del telégrafo se llenaron de electrones perversos corriendo alegremente. A finales del siglo XX ya sabíamos que una fulguración como esa nos pondría en apuros muy serios, porque dependemos, mejor dicho, dependíamos muchísimo de la electrónica.

             —¿Y no se hizo nada para prevenir un suceso así?

             —Sí, pero no fue suficiente. Al lado de la GTS, el suceso de 1859 fue como una brisa comparada con un huracán. Los electrones perversos que se "colaron" en las líneas de distribución eléctrica llegaron a las centrales eléctricas y "fundieron" la mayoría de transformadores.

             La vela se apaga de nuevo. Es tarde y hace frío, así que decidimos dejarlo por hoy.

F I N

             Es difícil asegurar que la ficción anterior no vaya a suceder, aunque es poco probable porque las fulguraciones solares tan extremas ocurren muy raramente. Se estima que una fulguración como la de 1859 puede provocar daños por valor de varios billones de $ solo en los EUA y que la economía tardaría varios años en volver a la normalidad. A parte de la GTS, el resto del texto está basado en datos reales, aunque en alguna ocasión he tenido que simplificar la explicación para que resulte más comprensible.

            

Si piensas que estudiar el Sol puede ser divertido, ¡apúntate a un grado en Física!

Notas: Las imágenes están tomadas de la web del satélite SDO.

Para ver el desarrollo de la fulguración de la Fig. 1 podemos descargar la película de NASA.

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Ramón Oliver

Doctor en Física

Catedrático de Universidad, Universitat de les Illes Balears

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