Nuestra Galaxia (la Vía Láctea) tiene unos doscientos mil millones de estrellas, y en ella encontramos desde intentos frustrados de estrellas (las enanas marrones) hasta estrellas muy masivas que pueden llegar a ser miles de millones de veces más luminosas que el Sol.

Y más allá de la Vía Láctea existen muchísimas más galaxias cuyo estudio nos da información sobre los orígenes y la estructura del Universo a gran escala. En este contexto, el Sol es sólo una insignificante estrella amarilla que se encuentra en el disco de una galaxia espiral (la Vía Láctea), a unos dos tercios del centro galáctico donde pensamos que existe un agujero negro masivo que ejerce una dramática influencia en el medio circundante. El disco de nuestra galaxia no sólo contiene muchas más estrellas y sus planetas, sino también enormes extensiones de material expulsado violentamente por estrellas durante las fases finales de sus vidas.

En muchas de estas nubes de material cósmico se dan las condiciones físicas necesarias para que los átomos se unan entre sí dando lugar a la formación de complejas especies moleculares cuyo estudio es clave para poder obtener pistas sobre el origen de la vida en el Universo. ¿Por qué estudiar entonces el Sol cuando tenemos la posibilidad de escoger entre tantos campos atractivos de la Astrofísica?

El Sol, nuestra estrella más cercana y fuente de la vida en la Tierra, resulta ser un sistema astrofísico mucho mas complejo y enigmático de lo que aparenta a simple vista. Cuando se observa y estudia el Sol haciendo uso de potentes telescopios e instrumentos basados en la más avanzada tecnología se descubre que, lejos de manifestarse con la aparente serenidad que inspira cuando lo contemplamos al atardecer, se está de hecho comportando de una forma que, además de exótica y fascinante, interesa mucho a los científicos. Para nosotros el Sol continua siendo el laboratorio que nos permite investigar en detalle la física que controla el comportamiento de muchas de las otras estrellas que pueblan el Universo.

Es importante recordar que, con la actual tecnología, el Sol sigue siendo la única estrella donde podemos observar directamente detalles en su superficie. Cualquier otra estrella se ve sólo como un simple punto luminoso en el foco de nuestros más grandes y potentes telescopios.

El plasma solar (una mezcla de gases formada en su mayor parte por hidrógeno y helio y, en menor concentración, por toda una multitud de elementos químicos) es un gas muy caliente, con una buena proporción de electrones libres y de iones, es decir, está parcialmente ionizado.

El plasma solar es, por tanto, un excelente conductor de la electricidad, sobre todo en el interior estelar donde la conductividad supera incluso a la del cobre a temperatura ambiente. El plasma solar está además rotando continuamente en torno al eje de rotación del Sol, y lo hace con un período (entre 25 y 32 días) cuyo valor preciso (que conocemos gracias a la heliosismología) depende de la latitud y de la profundidad. Como consecuencia de la alta conductividad y de dicha rotación diferencial el Sol genera campos magnéticos mediante un complejo mecanismo que aún no hemos logrado descifrar por completo. Los campos magnéticos pueden visualizarse mediante «líneas de fuerza magnética», como las que podemos ver dibujadas en los libros de texto de física básica, con líneas saliendo de uno de los polos de un imán y uniéndose en forma de arco con el otro polo magnético de polaridad opuesta. Líneas muy cercanas entre sí visualizan fuertes campos magnéticos, mientras que líneas muy separadas indican que el campo es débil.

Es importante resaltar que las leyes del electromagnetismo aplicadas a un plasma que es un excelente conductor de la electricidad implican que los campos magnéticos del Sol se ven atrapados por su propio plasma y son arrastrados a medida que éste se mueve hacia arriba y hacia abajo en la llamada «zona de convección», situada bajo la superficie visible del Sol. Es como si tuviésemos espaguetis cocinados sumergidos en miel de abeja y sometidos por completo a los movimientos del fluido.

En la zona de convección del Sol que llega en profundidad hasta un tercio del radio solar tienen lugar vigorosos movimientos turbulentos que recuerdan a aquellos que observamos en el agua hirviendo. Su origen físico se debe al hecho de que el interior del Sol donde tienen lugar las reacciones termonucleares de fusión es enormemente caliente (unos 15 millones de grados) y denso (unas 100 veces la densidad del agua), mientras que su superficie visible es relativamente fría (unos 6000 grados) y muy tenue.

Si el plasma de esta zona de convección no fuese un excelente conductor de la electricidad no tendríamos la continua y variopinta generación de campos magnéticos que se producen en el Sol. Y si esto fuese así el Sol no sería entonces lo interesante y útil que resulta ser de cara a poder aspirar a entender, en términos físicos, muchos de los fenómenos que acontecen en otros contextos astrofísicos.

Mediante un complejo proceso que aún no es comprendido en su totalidad, parte de los campos magnéticos que emergen en la superficie del Sol se concentran y se intensifican hasta formar las gigantescas manchas solares que vienen siendo observadas desde los tiempos de Galileo. Estas sombras oscuras en la superficie solar (oscuras por estar relativamente unos 2000 grados más frías que sus alrededores) pueden apreciarse en ocasiones a simple vista utilizando un filtro adecuado, y su número va en aumento a medida que la actividad magnética solar se acerca a su máxima intensidad, algo que sucede cada 11 años.

Una mancha solar puede llegar a tener un diámetro tan grande como cincuenta mil kilómetros, lo que equivale aproximadamente a unas cinco veces el diámetro de la Tierra. Intensos campos magnéticos se extienden por todo su volumen y atraviesan su superficie. Tales campos magnéticos tienen una intensidad típica de unos 3.000 gauss. Comparativamente, el campo magnético terrestre que hace funcionar una brújula tiene un valor de medio gauss, mientras que un imán casero genera un campo magnético de unos 100 gauss. Un campo magnético de 3.000 gauss es realmente impresionante. Campos magnéticos tan intensos pueden de hecho generarse en los laboratorios terrestres con la ayuda de electroimanes.

En el seno de ellos una cacerola de hierro saldría disparada para pegarse de inmediato en el polo más cercano al imán. Sin embargo, los campos magnéticos del Sol tienen un comportamiento muy distinto respecto de los que podemos experimentar en el aire no conductor que respiramos. Hasta cierto punto podemos simular sus efectos en gases calientes confinados por campos magnéticos generados en los laboratorios terrestres, lo que constituye la base de la idea para producir energía mediante la fusión de hidrógeno en helio. No obstante, dadas las enormes dimensiones de una mancha solar, y del Sol en su conjunto, hay un amplio dominio de la física que no es accesible mediante experimentos en los laboratorios terrestres. En cambio, el Sol realiza continuamente y gratuitamente nuevos experimentos en su propio laboratorio.

Otro ejemplo fascinante de estructuras magnetizadas del plasma solar lo constituye las protuberancias solares, las cuales se extienden cientos de miles de kilómetros en forma de arco por encima de la superficie visible. Se trata de estructuras gigantescas de plasma relativamente denso y frío que se encuentran embebidas en el seno del plasma enormemente caliente (un millón de grados) de la extensa corona solar, la cual se encuentra en continua expansión y es tan extremadamente tenue que sólo puede observarse durante un eclipse total de Sol o con la ayuda de unos telescopios llamados coronógrafos.

Las protuberancias solares constituyen un ejemplo particularmente interesante y útil de un plasma que se encuentra confinado por la acción de los campos magnéticos. Actualmente, en el Instituto de Tecnología de California (EE UU), y en otros centros de investigación de países que apoyan de forma inteligente con visión de futuro la investigación básica, grupos de investigadores en Física de Plasmas están intentando simular en los laboratorios terrestres protuberancias en miniatura, un billón de veces más pequeñas que las que se producen de forma natural en el Sol.

Lo han logrado muy recientemente, si bien se trata de estructuras de plasma que sólo viven un microsegundo. El objetivo final de este grupo de investigación es lograr confinar un plasma muy caliente mediante campos magnéticos con vistas a la construcción de máquinas capaces de una producción mucho menos contaminante de energía mediante la fusión termonuclear controlada, lo cual es diferente del proceso de fisión nuclear que constituye la base de las actuales y controvertidas centrales nucleares. Es de gran interés notar que muchas de las protuberancias que los astrofísicos estudiamos en el Sol «viven» durante semanas, mientras que otras desaparecen en un evento explosivo al cabo de solo unos minutos de su formación. Creemos que la estabilidad del plasma confinado en las protuberancias solares de larga vida está íntimamente relacionada con la topología de sus campos magnéticos, la cual estamos intentando descifrar con la ayuda de una técnica (la espectropolarimetría) que luego mencionaremos.

Pero el magnetismo solar no se reduce a estructuras gigantescas como las manchas y protuberancias solares. En general, los campos magnéticos emergen en la superficie del Sol de una forma filamentosa, altamente intermitente y con frecuencia con las dos polaridades magnéticas separadas por distancias espaciales tan pequeñas que no podemos resolver con los telescopios actuales (cuyo límite de resolución es de unos 300 km sobre la superficie del Sol). Estos filamentos magnéticos se encuentran en un estado altamente dinámico causado precisamente por los movimientos turbulentos del plasma de la zona de convección.

Cuando conjuntos de líneas de campo magnético de polaridad magnética opuesta entran en contacto en la atmósfera del Sol tiene lugar un catastrófico proceso de disipación de energía que pensamos es el responsable del enigmático calentamiento de la corona solar. Tales procesos de reconexión magnética pueden llegar a ser muy violentos y conllevan con frecuencia la eyección en el medio interplanetario de partículas cargadas (electrones y protones) con velocidades cercanas a la de la luz.

En algunas ocasiones tienen lugar impresionantes erupciones de masa en las que billones de toneladas de gas coronal son expulsadas al espacio, lo que constituye una seria amenaza para los astronautas en misiones espaciales y para los satélites artificiales en órbita alrededor de la Tierra. Tenemos, sin embargo, sólo una idea general de por qué se producen estos y otros fenómenos explosivos en el Sol. Sólo podemos decir con seguridad que se deben a la acción de los campos magnéticos, los cuales se generan en todos los plasmas astrofísicos en rotación, pero queda aun mucho por investigar y descubrir.

La clave para obtener información empírica sobre la intensidad, topología y evolución temporal de los campos magnéticos del Sol la constituye la observación y la interpretación física de la polarización de la luz solar. La luz es radiación electromagnética. Y ésta no sólo se caracteriza por su intensidad para cada longitud de onda, sino además por su estado de polarización, el cual está relacionado con la orientación del vector campo eléctrico de la onda en el plano perpendicular a la dirección de propagación. La luz emitida por los átomos en presencia de un campo magnético está polarizada, tanto más cuanto mayor es la intensidad del campo magnético. Gracias a la existencia de dos efectos físicos descubiertos en los laboratorios terrestres (los efectos Zeeman y Hanle) podemos obtener información sobre campos magnéticos en la atmósfera solar en un rango de intensidades que va desde una milésima de gauss hasta miles de gauss.

Recogiendo la luz solar mediante modernos telescopios, analizándola cuidadosamente con instrumentos adecuados (en particular, con espectropolarímetros), e interpretando las observaciones mediante estudios rigurosos de astrofísica teórica y simulaciones numéricas del proceso de generación y transporte de radiación polarizada en plasmas magnetizados, los astrofísicos intentamos explorar de esta manera un dominio de la física que de otra forma sería, hoy por hoy, inaccesible. Esta física es necesaria para poder llegar a entender el origen y los mecanismos del magnetismo en Astrofísica. En el caso concreto del Sol es además crucial porque el clima terrestre y el «clima» del espacio que rodea a la Tierra está modulado y se ve afectado por la propia actividad magnética del Sol.

Por: Dr. Javier Trujillo Bueno (iac.es)

Fotografias: NASA