Los sonidos del Sol.T. ROCA CORTÉSLa corona solar.

T. ROCA CORTÉS¿De qué está hecho el Sol?

T. ROCA CORTÉSEl ciclo de actividad solar.

A. EFF-DARWICH,B. GARCÍA-LORENZO

La rotación del Sol.C. RÉGULO RODRÍGUEZ

Influencia de la actividad solaren las misiones espaciales.

F. HERRERA CABELLOLas barreras de la Tierra contra

la influencia solar.M. VÁZQUEZ ABELEDO

Conviviendo con una estrella.I. RODRÍGUEZ HIDALGO

Magnetismo solar: la clave paradescifrar los enigmas del Sol.

J. TRUJILLO BUENOUn viaje al Sol.

A. JIMÉNEZ MANCEBOLas futuras misiones

heliosféricas de la AgenciaEspacial Europea.

V. MARTÍNEZ PILLET¿Por qué los astrónomos

estudian el Sol?J. SÁNCHEZ ALMEIDA

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Las actividades organizadas por el IAC -a través de su Área deInvestigación, su Gabinete de Dirección y sus Observatorios delTeide y del Roque de los Muchachos-, junto con el Departamentode Astrofísica de la ULL y el Museo de la Ciencia y el Cosmos deTenerife, en el marco de la campaña «El Sol, la estrella de nuestravida», se orientaron hacia diferentes tipos de público:

Se difundieron en la prensa localy nacional una serie de artículosdivulgativos firmados porastrofísicos del IAC y de la ULL,más notas de prensa anunciado-ras de los eventos. A través delos Centros de Profesores (CEP)se estableció una colaboración conlos Centros de Enseñanza Secun-daria y Bachillerato de Canariaspara hacer llegar al alumnado lafilosofía de la campaña, facilitan-do y promoviendo un mayor co-nocimiento del Sol y su influenciasobre nosotros. Se organizaroncharlas de divulgación sobre elmismo tema en museos y centrosculturales, que fueron impartidaspor científicos del IAC y la ULL.Finalmente, se celebró una jorna-da de puertas abiertas en los te-lescopios solares del Observato-rio del Teide.

El resultado de la campaña fue altamente positivo. En lo referido alos artículos de prensa, en este especial se reproducen los artículospublicados en medios de comunicación locales y de ámbito nacio-nal. En total se generaron más de 40 noticias en prensa y numero-sas entrevistas en radio y televisión, tanto regional como nacional.

La labor realizada con los centros de enseñanza consistió en ofre-cer al profesorado, a través de los CEP, material didáctico audiovisualy escrito sobre el Sol procedente de la NASA y convenientementetraducido y adaptado por personal del IAC, de modo que los do-centes interesados pudieron contar con charlas y material de apo-yo ya preparado para impartir sus clases. En total se distribuyeron71 paquetes de material didáctico a profesores que lo solicitaron,además de 114 CD-Rom con material didáctico y sobre el satéliteSOHO, que fueron distribuidos a los 19 CEP de todas las islas, y 150carteles divulgativos y conmemorativos de las jornadas que fueronrepartidos entre los centros de enseñanza de las islas. Además, elmaterial, junto con enlaces de interés y una selección de imágenesde la galería del Instituto, se colocó en una página especial dedica-da a la campaña dentro de la página web del IAC (http://www.iac.es/educa).

El mismo día 27 de abril se impartieron 8 charlas divulgativas: 5 enTenerife, 2 en La Palma y 1 en Gran Canaria, que estuvieron acargo de especialistas en Física Solar del IAC y de la Universidadde La Laguna.

Por último, a modo de clausura de las actividades del Día interna-cional Sol-Tierra, las instalaciones solares del Observatorio del Teideabrieron sus puertas a unos 2.500 visitantes a lo largo del día 28 deabril. (Ver última página de este suplemento).

El día 27 de abril, las agenciasespaciales estadounidense yeuropea celebraron el quintoaniversario del lanzamientodel satélite SOHO organizandoel Día internacional Sol-Tierra.El Instituto de Astrofísica de

Canarias (IAC) participó enesta iniciativa lanzando unacampaña de divulgación de laFísica Solar con el lema “ElSol, la estrella de nuestravida”. Esta campaña consistióen una serie de actividadespara el público en general quetuvieron lugar los días 27 y 28de abril. El IAC, encolaboración con elDepartamento de Astrofísicade la Universidad de LaLaguna (ULL) y el Museo de laCiencia y el Cosmos, se sumóasí al esfuerzo de divulgaciónsimultáneo en centroseducativos, museos,planetarios, etc. de Europa yde Estados Unidos, orientadoa extender a la sociedad elconocimiento del Sol, suinfluencia en la vida sobre laTierra y su estudio desdeobservatorios en tierra y en elespacio. La campaña incluía ladifusión de una serie deartículos de divulgaciónfirmados por especialistas enel estudio del Sol, que fueronpublicados en prensa local ynacional y que se reproducenen este suplemento especialdedicado al Día internacionalSol-Tierra.

Coordinación del contenido de este suplemento:Begoña López Betancor y Carmen del Puerto

Diseño: Gotzon Cañada y Begoña López Betancor

Más información:http://www.iac.es/educa/sol-tierra/pagweb/pre.htmRevistas del IAC:http://www.iac.es/gabinete/iacnoticias/iacnot.htm

Diseño: Ramón Castro (SMM/IAC)

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La luz visible que nos llega del Sol procede de su superficie,una finísima capa cuyo espesor es de sólo un 0,1% de suradio. Por tanto, podemos decir que el Sol mismo con su luznos impide ver qué hay debajo de la superficie y cuáles sonlas condiciones físicas en las que está el plasma allí. Conse-cuentemente, lo que conocemos del funcionamiento del inte-rior solar es fruto de las predicciones de modelos matemáti-cos que construimos utilizando la física conocida. Así es quela pregunta: ¿podemos obtener información cuantitativa delo que sucede en el interior solar?, tiene perfecto sentido. Larespuesta es afirmativa y, en este corto relato, voy a tratarde explicarles la técnica necesaria para ello.

Si acercamos nuestro oído a uno de los raíles de la vía deltren, somos capaces de saber si un tren ha pasado o va apasar por allí dentro de poco. Lo que hacemos en realidad esdetectar el sonido que producen las ruedas del tren en sucontacto con los raíles y que se propaga desde allí hastanuestra oreja (el detector) mucho más rápido que el tren. Elsonido se propaga en forma de ondas acústicas; y la forma ocómo lo hace depende del medio en el que se propaga, esdecir, del material del que están hechos los raíles. Si son dehierro o de cualquier otro metal o aleación, el sonido se pro-paga de forma más o menos rápida.

Estas ondas que se propagan a lo largo de los raíles hastaque se desvanecen se llaman «ondas viajeras». El caso deun instrumento musical, de una cuerda de un timple por ejem-plo, es ligeramente distinto. Podemos tocar una de sus cuer-das (una dimensión), la onda viajera se transmite a lo largode la cuerda en ambas direcciones y llega a ambos extre-mos; allí se refleja y ambas vuelven hacia atrás, llegan otravez a los extremos, se reflejan y así sucesivamente. Cuandose encuentran unas con otras se produce el fenómeno deinterferencia; la consecuencia es que en algunos puntos dela cuerda el movimiento se cancela (nodos) y en otros seamplifica, dependiendo de la longitud de la cuerda, de sutensión y del material de que está hecha. De esta forma, seselecciona qué ondas pueden permanecer vibrando; estasondas se llaman «estacionarias» y, como sólo dependen decada situación particular, se las llama también modos propiosde vibración de la cuerda. De esta forma, si podemos medirsu frecuencia o su longitud de onda (el doble de la distanciaentre nodos), podemos saber qué estructura está vibrando.Para afinar el timple (que el sonido emitido tenga la frecuen-cia correcta), tenemos que cambiar las condiciones del mis-mo; como no podemos cambiar la longitud ni el material de lacuerda, cambiamos la tensión a la que está sometida. Obvia-mente, cualquier instrumento de cuerda funciona de formaparecida. Otros instrumentos, como los de viento, funcionanigual sólo que, en este caso, lo que vibra es el aire en lostubos de las trompetas, trombones, trompas, etc...

De forma semejante podemos razonar con un instrumentoalgo más complicado cómo es un tambor (dos dimensiones).Cuando lo golpeamos, producimos ondas acústicas que sepropagan hasta donde estamos nosotros. Pero si nos fija-

mos en la frecuencia del sonido,veremos que cambia dependien-do de si golpeamos (con la mismafuerza y en el mismo sitio) un tam-bor pequeño u otro grande, o dosdel mismo tamaño pero de dife-rente material. Los modos propiosde vibración en cada caso son di-ferentes y tienen diferentes fre-cuencias. Como pueden ver, lasfrecuencias de estas vibracionesnos revelan no sólo de qué ins-trumento se trata, sino que tam-bién nos informa de su estructu-ra (grande o pequeño, materialde que está hecho, tensión,etc...). En general, en una orques-ta musical cuando están afinan-do los instrumentos, la mismanota emitida por cada uno de ellos«suena» diferente y su director losabe, porque los instrumentos tie-nen diferente «timbre», tienen

Los sonidos del SolProf. Teodoro Roca Cortés

Universidad de La LagunaInstituto de Astrofísica de Canarias

Simulación de oscilaciones solares.

ã IAC.

diferentes modos de vibración.Toda estructura física tiene suspropios modos de oscilación cu-yas frecuencias definen su estruc-tura.

Modernamente este tipo de téc-nicas han encontrado gran apli-cación en diferentes campos, enconcreto la medicina. Hasta haceunos 30 ó 40 años era imposiblever el interior del cuerpo humanosin utilizar un bisturí y abrir al pa-ciente o irradiándolo con rayos X

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(dañinos a grandes dosis). Ahorase suelen utilizar diversas técni-cas que permiten hacerlo de for-ma menos traumática, como laecografía. Estoy seguro de que lasmujeres saben bien a qué me re-fiero ya que ahora pueden ver elfeto antes de que haya nacido, esdecir, dentro de su propio vientre.Mediante el ecógrafo se envíanondas de sonido (ultrasonidos)que penetran en el vientre y sereflejan parcialmente en lo quevan encontrando. El análisis deestas ondas reflejadas es el quepermite «ver» qué hay allí dentro,sin necesidad de verlo con nues-tros propios ojos sino con elecógrafo. Ahora este aparato seusa ampliamente en la medicinainterna y en otras ramas. Tambiénse utiliza en la industria para elanálisis de estructuras, en laconstrucción, etc...

Esta es también la técnica queusan los geofísicos para conocerel interior de nuestro planeta Tie-rra. Explosiones, terremotos uotras perturbaciones en la corte-za terrestre excitan los modos devibración propios de la Tierra quepueden ser hasta de varios millo-nes; el estudio de parte de elloso todos en su conjunto por mediode sismógrafos ofrece la posibili-dad de conocer la estructura delas capas que atraviesan.

Bueno, pues de forma similar po-demos conocer el interior de nues-tro Sol. Si, ya sé que no podemosir al Sol y golpearlo o enviarleultrasonidos; tampoco podemosinstalar allí sismógrafos. No haynecesidad. El propio Sol se encar-

ga de autoexcitarse a través de movimientos turbulentos ensu interior (convección). Estos crean ondas de sonido que sepropagan por su interior, se reflejan y vuelven hasta la su-perficie deformándola ligeramente; tan ligeramente, que es-tas deformaciones son menores que una diez millónesimaparte de su radio. Sucede algo parecido en el mar o los océa-nos, su superficie se ve deformada por las olas, que no sonsino manifestaciones superficiales de la acción de las ondasque se propagan por su interior. De esta forma, observandola superficie solar con heliosismógrafos muy precisos, ya seaen el Observatorio del Teide (en Tenerife) o en el satéliteSOHO, podemos descubrir las frecuencias de las ondas quese propagan por su interior y, de su estudio, podremos de-ducir las características físicas del interior solar por dondeellas se propagan. Así pues, los sonidos del Sol nos envíaninformación de cómo es por dentro. Sus frecuencias se sitúanalrededor de 3 milihertzios, que corresponden a una longitudde onda de unos 5 minutos; nosotros, los humanos, no po-demos oírlos directamente ya que nuestros oídos sólo sonsensibles a vibraciones de frecuencias entre 100 y 20.000hertzios, pero los heliosismógrafos sí pueden detectarlos.

No sólo podemos conocer su estructura, sino también su di-námica. En efecto, si el interior solar está girando afectará alas frecuencias de las ondas acústicas, pero no de la mismaforma a todas. Estudiando cómo les afecta podemos llegar aconocer cuál es la velocidad de rotación a diferentes profun-didades en el Sol. Así, la superficie del Sol, que gira más rápi-do en el ecuador que en los polos, mantiene este tipo de girohasta una profundidad de 2/7 partes de su radio; a partir deallí, la rotación es igual en todos sus puntos, como si fuerauna bola (sólido rígido). Esta capa está situada justo debajode donde empieza el transporte energético por convección.

Para poder medir estos pequeñísimos desplazamientos hahabido que esperar hasta hace un par de décadas. En traba-jos pioneros realizados en el Observatorio del Teide por in-vestigadores del IAC y de la Universidad de Birmingham (In-glaterra) se pusieron a punto tanto las técnicas instrumentalescomo de observación. El desarrollo de ambas ha pasado por elestablecimiento de redes mundiales de heliosismógrafos, comola red GONG por ejemplo, y finalmente ha culminado en tresinstrumentos a bordo del satélite SOHO, los GONG, VIRGO yMDI construidos por consorcios internacionales de científicosde diferentes países, en los que han participado los del IAC.El resultado de todo ello es que el conocimiento cuantitativo

del interior solar es hoy una realidad, descubriendogran cantidad de fenómenos que ocurren allí y apor-tando datos numéricos que ayudan a desvelar la bellacomplejidad del funcionamiento de una estrella, nues-tro Sol.

En particular, podemos comparar ahora las prediccio-nes de los modelos físico-matemáticos antes mencio-nados con las medidas heliosísmicas. En general, com-probamos que dichos modelos explican bien, grossomodo, el funcionamiento solar. No obstante, cerca dela base de la zona de convección no lo hacen y tam-poco cerca del núcleo solar. Ambas zonas son de ca-pital importancia ya que en la primera es donde secree que se acumula el campo magnético solar antesde aflorar a la superficie en forma de manchas, mien-

tras que la segunda es donde se produce la energía solarpor medio de reacciones termonucleares. Las medidasheliosísmicas son tan precisas que permiten distinguir estosdetalles y, por tanto, han revelado nuevos conocimientos yauguran otros interesantes para un futuro inmediato.

Nodos de la Red GONG en todo elmundo. El instalado en elObservatorio del Teide (Tenerife)fue el segundo de ellos en entrar enfuncionamiento. Imagen cortesía dela Red GONG.

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Todo rey tiene su corona y el Sol, que lo es en nuestro entor-no cercano, no podía ser menos. La corona solar es la parteexterna de su atmósfera, que se extiende más de un millónde kilómetros, se adentra en el espacio interplanetario y pue-de observarse en eclipses totales de Sol cuando la Luna tapael disco solar. Hoy en día sabemos que es extremadamentetenue, ya que su densidad es un billón de veces inferior al dela atmósfera de la Tierra a una altura de 90 km y sólamentecomparable al mejor vacío que podemos conseguir hoy endía en los laboratorios terrestres. No obstante, es extrema-damente caliente, ya que su temperatura es de unos 2 millo-nes de grados. Una prolongación, o la misma corona solarque está en constanteexpansión, la constituyeel llamado “viento solar”,que es un flujo continuode plasma que al pasarpor la Tierra tiene unos400 km/s de velocidad yllega hasta los confinesdel Sistema Solar.

La luz visible que emitela corona solar es muydébil si la comparamoscon la emitida por lafotosfera (su superficie)que es mil millones deveces más intensa. Así esque la corona no puedeobservarse si no es ocul-tando perfectamente eldisco solar: ya sea du-rante un eclipse (el discolunar oculta el solar), outilizando un instrumen-to llamado coronógrafo(en el que un disco me-tálico oculta el de unaimagen del Sol producida por un telescopio) como el de LASCOo UVCS (experimentos a bordo del satélite SOHO). Es tandébil, debido a la pequeña cantidad de partículas (electronese iones) que difunden la luz procedente de la fotosfera, loque da una idea de la pequeña densidad del material enesta zona. Podría decirse que la corona es una especie deneblina muy tenue situada por encima de la superficie.

La primera evidencia científica de su existencia se produjodurante el eclipse de 1870, en el que Charles Young observóuna raya (verde) en el espectro de la luz coronal; décadasmás tarde se descubrieron otras (roja y amarilla) que no secorrespondían con las producidas por ningún otro elementoconocido en la Tierra. A comienzos del siglo XX, los astróno-mos estaban tan perplejos que llegaron a proponer la exis-tencia de un elemento químico nuevo presente en el Sol, y noen la Tierra, al que se llamó “coronio”. No obstante, el augede la espectroscopía hacia 1940 propició trabajos como losde Edlen y de Grotrian, que demostraron que estas rayas

La corona solarProf. Teodoro Roca Cortés

Universidad de La LagunaInstituto de Astrofísica de Canarias

Imagen en el UV compuesta obteni-da por dos instrumentos a bordo de

SOHO: el UVCS, espectro-coronógrafo (parte externa) y EIT,

telescopio (parte interna). Laimagen interna se produce por la

emisión de luz de átomos de hierro(11 veces ionizado a cerca de 2

millones de grados); obsérvenselas áreas oscuras (agujeros

coronales) casi de un polo a otro,por donde escapa el viento solar

más rápido. En la imagen externamás allá de una vez y media el

radio solar, la luz es emitida porátomos de oxígeno (cinco veces

ionizado) que son acelerados, enesta región, a velocidades supersó-

nicas para escapar hacia el mediointerplanetario.

Imagen de SOHO (ESA-NASA).

espectrales eran producidas porátomos altamente ionizados deelementos conocidos como el hie-rro (9 y 13 veces ionizado) y elcalcio (14 veces). Estas condicio-nes de ionización se dansólamente si la temperatura delmedio es muy alta, por ejemplounos dos millones de grados,cuando el átomo de hierro ha per-dido 13 de sus 26 electrones. Portanto, la presencia de estas ra-

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mejoró ostensiblemente. Modernamente, el instrumento EIT,a bordo del satélite SOHO, ha obtenido imágenes de grannitidez en diferentes filtros en el UVE (ver figura).

No obstante, ¿cómo es posible que existan capas externastan calientes?; de hecho, la corona ¿es tan caliente como elinterior solar? Esta pregunta que empezaron a plantearselos físicos solares en los años 50 sólo comienza a ser contes-tada con certeza en la actualidad tras los experimentos abordo de SOHO. Tenemos ya evidencias certeras de que elcalentamiento se produce por la energía que transportan on-das de tipo acústico y otras asociadas al campo magnético,producidas en las capas situadas más abajo, cercanas a lasuperficie.

Los rayos X emitidos en la corona se producen básicamentepor los electrones acelerados y no en transiciones energéti-cas en átomos. Estos electrones acelerados se mueven tanrápido que no pueden ser capturados por los iones presen-tes, sino que interaccionan con los protones cambiando detrayectoria. La emisión no es uniformemente brillante en todala corona, sino que aparecen zonas o puntos muy intensos,normalmente asociadas a la presencia de manchas en la su-perficie (pero no siempre), así como zonas muy oscuras queson llamadas agujeros coronales (ver la figura). Imágenesen rayos X del Sol delatan la estructura de la corona; zonasmás brillantes indican lugares donde el plasma es más densoy caliente. Hoy en día, los satélites YOHKOH(«mssly1.mssl.ucl.ac.uk/ ydac/»), el primero dedicado a la emi-sión coronal en rayos X, y después los SOHO(«sohowww.estec.esa.nl») y TRACE («vestige.lmsal.com/TRA-CE/») que están consiguiendo imágenes solares en rayos Xde muy alta resolución, demuestran los complicados proce-sos que ocurren entre el plasma coronal y los campos mag-néticos allí presentes. El movimiento de los componentes enla corona está determinado fundamentalmente por el campomagnético producido en el interior solar, que aparece allí enformas de bellos arcos en los que quedan atrapadas las par-tículas. Donde quiera que el campo magnético no existe oqueda en configuración libre (por ejemplo, en los agujeroscoronales) su densidad es menor y por allí escapa el plasmahacia el medio interplanetario en el viento solar.

La existencia del viento solar, que ya había predicho Biermannen 1951 al estudiar la forma de las colas de algunos cometas,siempre opuesta a la dirección donde se hallaba el Sol, fueexplicada y predicha correctamente por Parker, en 1958.Predijo, por medio de un modelo teórico, que la corona nopodía ser estática y debía necesariamente estar en expansión.Sus predicciones fueron confirmadas con el satélite Mariner2, en su vuelo a Venus en 1962, que midió un flujo de partículasprocedentes del Sol con una velocidad de entre 300 y 700km/s a su paso por el entorno de la Tierra. También midióuna densidad de partículas de unos 5 millones por metrocúbico, menos de una diez millonésima parte de la que hayen la corona. Así pues, el Sol no sólo nos envía luz, sino quetambién nos envía materia. Este plasma normalmente nopenetra la atmósfera terrestre porque la Tierra es ungigantesco imán; es decir, tiene un campo magnético que, amodo de cascarón, la protege desviando este flujo. Solamentepartículas con mucha mayor energía pueden penetrar estecaparazón magnético, entrar en la atmósfera y llegar hasta lasuperficie. El satélite ULYSSES (www.sp.ph.ic.ac.uk/Ulysses/)ha completado un estudio del viento solar en todas lasdirecciones, no sólo en las cercanías de la Tierra o en el planode su órbita.

yas espectrales delataba, trasuna correcta interpretación, laexistencia de plasma a muy altastemperaturas en la corona solar.

No obstante, el plasma de la co-rona solar emite radiación en di-ferentes longitudes de onda, deforma que observarla en el visi-ble es la peor elección posible. Dehecho, la corona emite más radia-ción en longitudes de onda muycortas, como las de la luz en elultravioleta extremo (UVE) y losrayos X. Esta radiación que, afor-tunadamente para los seres vivosterrestres, es eficientemente fil-trada en nuestra atmósfera porla capa de ozono, también haceque, desgraciadamente, no poda-mos observar la corona solar nidesde las montañas más altas delplaneta. No fue hasta 1946, en elque puede considerarse el co-mienzo de la investigación espa-cial, que en un vuelo de un cohe-te tipo V2 (capturado a los ale-manes en la Segunda Guerra Mun-dial) lanzado desde White Sands(Nuevo México, USA) a sólo 90 kmde altura, se obtuvo la primeraimagen del Sol en el UVE; másadelante, en los años sesentapodía observarse la corona algomejor con vuelos suborbitales yde corta duración. Pero no fuehasta el lanzamiento del Skylab,en 1973, con astronautas-astró-nomos como tripulación e instru-mentación más sofisticada (tam-bién en rayos X) a bordo, cuandonuestra observación de la corona

Imagen de un eclipse de Sol en luzblanca, obtenida por el Dr. F.Baudin, del Instituto de AstrofísicaEspacial de París, desde Irán en1999 con un filtro neutro especialvariable. Esta luz proviene de lafotosfera, o superficie solar, y esdispersada por los electronespresentes en la corona.

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Volviendo a la corona, los electrones pueden ser aceleradospor las fulguraciones solares a velocidades próximas a la dela luz que, cuando caen hacia capas inferiores más densas,chocan violentamente contra ellas produciendo emisionesintensas de rayos X. Los satélites norteamericanos GOES6 y7 (www.goes.noaa.gov) observan el flujo solar en rayos Xde forma continua. A principios del mes de abril, SOHO regis-tró la fulguración solar más intensa jamás detectada. En estetipo de sucesos, no sólo se libera una enorme cantidad deenergía, sino que los electrones y protones acelerados es-capan del Sol pudiendo llegar a la Tierra en un solo día ypenetrar en su atmósfera por los polos magnéticos, el pun-to más débil del caparazón magnético antes descrito. Afor-tunadamente, en el caso antes mencionado, la fulguraciónno estaba dirigida hacia la Tierra. Asociadas a ellas, pero nosiempre, SOHO ha descubierto cuán frecuentes son tambiénlas llamadas eyecciones coronales de materia, que no sonmás que flujos intensos de materia de la corona que se in-yectan en el medio interplanetario.

Ésta fue la pregunta con la que Manuel, un niño de 12 años,inició la conversación una tarde calurosa de junio en la es-cuela de San Borondón, donde Don Heliodoro, maestro y afi-cionado a la Astronomía, daba sus clases de Ciencias.

- El Sol está hecho con los mismos materiales de que estánhechos la Tierra y los demás planetas del Sistema Solar. Siaceptamos la teoría de que todo el Sistema Solar, incluido elSol, se formó a la vez en esta zona de la Galaxia que ahoraocupamos, a partir del material que había por ahí en aquellaépoca, llegaremos a la conclusión de que en los objetos delSistema Solar debemos encontrar los mismos elementos quí-micos, es decir, la misma clase de átomos y moléculas queencontramos en la Tierra.

- Pero, ¿en las mismas proporciones, Don Heliodoro?, pre-guntó María.

- No, evidentemente no tendríamos por qué encontrar encada uno de ellos las mismas proporciones de los mismosconstituyentes ya que, si así fuera, todos los objetos se pa-recerían mucho más unos a otros a simple vista y es evidenteque hay planetas rocosos, otros gaseosos, cometas, meteo-ritos, el mismo Sol...

- Pero, todo lo que nos ha dicho hasta ahora se deduce de lasuposición de una simple teoría y de una ojeada a simplevista. Y las evidencias y los hechos de los que usted siemprenos habla, Don Heliodoro, ¿dónde están?

- Buena pregunta, Manuel. Veamos, el Sol es el objeto másgrande del Sistema Solar, es la única estrella que hay en él,es decir, el único objeto capaz de producir energía por sí mis-mo. Esta energía que irradia en todas direcciones es la queha permitido que aparezca y se desarrolle vida en nuestroplaneta llegando, en su evolución, hasta la aparición de vidainteligente. Casi la totalidad de esta energía nos llega en

Teniendo en cuenta laautomatización creciente de lavida humana en la Tierra y la de-pendencia de nuestra forma devida de las comunicaciones, elestudio de la corona solar y susemisiones ha superado el interésmeramente científico y cultural.En efecto, el estudio de lo que seha dado en llamar el medio am-biente espacial, es decir, el entor-no espacial del planeta Tierra,debe incluir de forma prioritariael estudio de la fuente de sus con-tinuas, y cada vez más dramáti-cas, alteraciones: el Sol y, en con-creto, su corona y su viento.

forma de luz y calor que nos per-miten observar su superficie de untono anaranjado, precisamente elcolor que tendría cualquier obje-to a la misma temperatura,aproximadamente 5.500 ºC. Sidescomponemos la luz que nosllega del Sol por medio de un pris-ma, por ejemplo, podemos obser-var los colores que componen laluz blanca, desde el violeta hastael rojo, en una serie de bandas,es lo que se llama espectro. Unobservador más avezado podríadescubrir entre toda esta gamade colores unas finísimas rayasoscuras, de diferentes tonos gri-ses, como si faltara energía enestas zonas, tal y como puedeobservarse en el espectro adjun-to. Estas rayas, mis queridosalumnos, son la evidencia de queen la superficie solar hay átomosdiferentes.

- Interesante Don Heliodoro, ter-ció Yaiza . ¿Quiere decir con elloque la posición de estas rayas enel espectro nos delata de qué áto-mos se trata?

- Efectivamente, estas rayas sedenominan de absorción o deFraunhöffer (en honor al físico ale-mán que las descubrió a principiosdel siglo XIX y que identificó 574,de las 26.000 aproximadamente

¿De qué está hecho el Sol?Prof. Teodoro Roca Cortés

Universidad de La LagunaInstituto de Astrofísica de Canarias

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que se conocen actualmente) por-que son precisamente estos áto-mos los que han absorbido laenergía que falta, dejando unasombra oscura en su lugar. Misqueridos alumnos, cada elemen-to químico que conocemos aquí enla Tierra tiene una serie de rayas,parecidas a éstas, situadas endiferentes lugares en el espectro.Comparándolas con las del espec-tro solar podemos saber qué ele-mentos hay en el Sol.

- Entiendo. Nos está diciendo quepodemos saber de qué elementose trata sin más que medir la po-sición de las rayas en el espec-tro. Entonces, esto es parecido acómo la policía científica identificaa cualquier persona humana pormedio de sus huellas dactilares (osu ADN). Interesante, dijo David,aficionado a los detectives.

- Pues bien, en la superficie delSol se han identificado todos loselementos químicos conocidosaquí, en la Tierra. Es más, algunode ellos, el Helio por ejemplo, se

identificó en el Sol antes de hacerlo en ningún laboratorioterrestre, unos 30 años más tarde. De ahí su nombre, queproviene de cómo llamaban los griegos al Sol.

- Y también el suyo, ¿no?

- Efectivamente, Dácil, y también el mío.

- Pero, y las proporciones, ¿qué nos dice de las proporcio-nes?, insistió María.

- ¡Ah! sí!, las proporciones. Las abundancias de los elemen-tos las podemos deducir también de las rayas espectrales.De hecho, la anchura de estas rayas y su tonalidad de grisestán relacionadas con la cantidad de átomos de este ele-mento presente en la superficie solar. Los astrónomos, pue-den calcularlas con facilidad. De hecho, se encuentra que el93,9% del total de átomos presentes es Hidrógeno, el 6% esHelio y el 0,1% restante son elementos más pesados queestos dos, el Oxígeno, el Carbono, el Silicio, el Hierro, etc. Elnúmero total de átomos, en sus diversas formas, que hay enel Sol es de alrededor de 1057, es decir, un uno seguido de 57ceros.

- Interesante, pero me ha parecido entender que hay diver-sas formas de un mismo átomo presentes en el Sol. Teníaentendido que el átomo es la parte más pequeña de un ele-mento químico que conserva todas sus características, y deestos hay solamente unos 104 tipos en la naturaleza.

Imagen del espectro solar, creada a partir del Atlas Solar Digital obtenido con el espectrógrafo FTS en eltelescopio McMath-Pierce en Kitt Peak (Arizona, USA). Va desde 400 nm (parte inferior izquierda) a 700 nm(parte superior derecha), en tiras de 6 nm cada una. 1nm es la millonésima parte de un milímetro. Losastrónomos clasifican al Sol como una estrella de tipo espectral G2. Esta imagen es una cortesía de N. Sharpdel NOAO-NSO-AURA-NSF.

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- No se les escapa nada, ¡eh! Efectivamente, el átomo esuna partícula eléctricamente neutra y es diferente para cadauno de los elementos de la Tabla Periódica en que los clasi-ficó por primera vez el ruso Dimitri Mendeléev. Constan deun núcleo central masivo con protones o cargas positivasrodeado del mismo número de electrones con carga negati-va de manera que, en conjunto y en condiciones normales,forman un átomo neutro.

- Usted lo ha dicho, en condiciones normales. Pero, ustednos acaba de decir que la temperatura de la superficie solares muy alta, no es normal.

- Tienen razón, en las condiciones físicas solares muchoselementos han perdido algunos o incluso todos los electro-nes de forma que los átomos, ahora cargados positivamen-te, se llaman iones (o cationes) mientras que los electronesque quedan libres son iones cargados negativamente (oaniones). De esta forma, las partículas que forman esta es-pecie de gas del que se compone el Sol están cargadaseléctricamente y este nuevo estado en que podemos en-contrar la materia se ha venido a denominar “plasma”.

- Pero Don Heliodoro, hasta ahora nos ha hablado de lasevidencias que encontramos en la superficie del Sol; y en suinterior, ¿qué pasa en su interior? ¿Quién nos garantiza queallí dentro encontraremos los mismos elementos? ¿Y en quéproporciones?

- Muy perspicaz. Efectivamente, el espectro de la luz solarsólo nos da información de su superficie, que es desde don-de es emitida. Pero hay una evidencia más: si hacemos unabuena fotografía del Sol y la aumentamos suficientementeobservaremos que está formada por pequeñas celdillas (deunos 1.000 km de tamaño) que son consecuencia del esta-do de ebullición continua en que se encuentra el plasmasolar por debajo de su superficie. Esta ebullición transportacalor desde el interior hasta la superficie por medio del pro-ceso de convección, de igual forma que un caldero con pota-je, calentado por debajo, va calentando la parte de arriba.Este proceso en el que también se mezcla el material, misqueridos alumnos, asegura que lo que observamos en lasuperficie es fiel reflejo de lo que hay debajo. Al menos, hastael fondo de la zona que se encuentra en ebullición. Estazona está aproximadamente a unos 2/7 delradio solar (unos 200.000 km) por debajo dela superficie.

- Esto quiere decir que el interior del Sol estáaún más caliente que su superficie, ¿no es así?Esto es excitante, dijo David. Y por debajo deesta zona, ¿qué pasa?

- Por supuesto, está mucho más caliente. Dehecho, el centro del Sol es una zona donde latemperatura llega a tener unos 15 millones degrados; es allí donde se producen las reaccio-nes termonucleares que producen la energíaque luego es transportada hacia el exterior, deuna forma lenta primero (por radiación) y deotra rápida después (por convección), como yahemos dicho. En estas reacciones termonuclea-res resulta que 4 núcleos de Hidrógeno setransforman en uno de Helio y en este proce-so se obtiene, además, energía. El Sol quema, aproximada-mente, 600 millones de toneladas cada segundo y produceuna potencia que permitiría mantener encendidas unos 4

billones de billones de bombillasde 100 vatios, como las que te-nemos en casa.

- Entiendo, pero entonces tam-bién se cambian las proporcionesde Hidrógeno y de Helio, ¿no?

- Obviamente, allí se gasta mu-cho Hidrógeno, con lo que habrámenos cantidad que en la super-ficie, y se obtiene Helio, con lo quehabrá más. Efectivamente, lasproporciones ahí de estos doselementos han cambiado. Lasproporciones nuevas sólo se pue-den calcular utilizando modelosmatemáticos de cómo funcionauna estrella como el Sol. Estosmodelos predicen que en el cen-tro del Sol se puede haber gas-tado cerca de la mitad del Hidró-geno que habría al comienzo dela formación del Sol, justo antesde que las reacciones empezarana funcionar.

- Y, ¿dónde están las evidenciasde todo esto?

- Eso, mis queridos alumnos, esmucho más difícil de obtener. Sólomuy recientemente, hacia 1979,ha sido posible comenzar a ob-tener evidencias experimentalesindirectas de lo que sucede allídentro, por medio de lo que seha dado en llamar laHeliosismología. Y, a propósito,esta investigación se realizó cer-ca de aquí, en el Observatorio delTeide, del Instituto de Astrofísicade Canarias. Pero, de ello amigosmíos, hablaremos otro día.

Esquema de la estructura delinterior solar. Cortesía del

International Solar-TerrestrialPhysics Program y de NASA.

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El Sol es una gigantesca bola de gas a la que la Tierra, aligual que el resto de los cuerpos del Sistema Solar, se en-cuentra íntimamente ligada. Pequeños cambios en las pro-piedades físicas del Sol pueden tener, y de hecho han tenido,efectos enormes en el clima y la vida en nuestro planeta.

El cambio más evidente en el clima son las estaciones. Du-rante el verano hace calor, llueve poco y apetece comerseuna ensalada fresca. En el invierno, por el contrario, hacefrío, llueve mucho y apetece un buen escaldón. Las estacio-nes son provocadas por cambios de orientación de la Tierrarespecto al Sol que inducen variaciones en la cantidad deenergía (en general en forma de luz) que nos llega del Sol.Hay, por otra parte, variaciones con el tiempo de la cantidadde energía emitida por el Sol. Estas últimas se engloban enlo que los científicos denominan el “ciclo de actividad solar”, yel estudio de sus efectos en nuestro planeta ha despertadoun enorme interés en los últimos años.

La energía producida en el interior del Sol es unacantidad más o menos constante, al menos así loha sido en los últimos mil millones de años. Sinembargo, la energía que escapa del Sol al restodel Sistema Solar cambia con el tiempo. Debe ha-ber algo que está controlando la emisión, y se creeque ese algo está relacionado con el hecho que elSol es un enorme imán o, como se dice en térmi-nos científicos, tiene un campo magnético.

El imán que tiene el Sol es producido, a grandesrasgos, por el mismo fenómeno físico que explicael siguiente experimento: cojamos un clavo demetal y enrollemos alrededor de él un cable eléctrico delgadoque conectaremos a una pila de pequeño voltaje. Si acerca-mos un trocito de metal al clavo, éste lo atraerá. Lo que haocurrido es que el clavo se ha convertido en un imán al circu-lar alrededor de él una corriente eléctrica. En el interior delSol también se producen corrientes eléctricas que lo imantandel mismo modo que al clavo. Este imán solar puede contro-lar el transporte de energía y la forma en que parte de ellaaflora y escapa de la superficie del Sol. La teoría física queintenta explicar el fenómeno del campo magnético solar, asícomo la forma en que éste es capaz de hacer variar la ener-gía que emite el Sol, es tan compleja como incompleta. Estono es de extrañar, ya que son muchos los distintos procesosinvolucrados y muy sutil la forma en que éstos se relacionan.En pocas palabras, puede decirse que el modo en que elimán solar interactúa con el movimiento del gas y cómo estegas es capaz de ajustar su densidad y temperatura, son lasclaves que explican la variación de energía emitida por el Sol.

Cualquier teoría debe ser capaz de explicar lo que se obser-va en la realidad. Históricamente, las observaciones necesa-rias para explicar la teoría del imán solar, las variaciones deenergía con el tiempo y su efecto en la Tierra, empezaron deforma casual (como otras muchas cosas en ciencia) hace másde dos mil años. El astrónomo chino Liu Hsiang descubrióunas pequeñas manchas oscuras en la superficie del Sol queno sabía a qué atribuir. Mucho más tarde, en el siglo XV, los

El ciclo de actividad solarAntonio Eff-Darwich (Univ. de La Laguna)Begoña García-Lorenzo (ING, La Palma )

europeos se interesaron por es-tas estructuras, siendo ThomasHarriot quien, en 1610, realizó elprimer estudio cuidadoso de estefenómeno. Descubrió que estasestructuras crecían o menguabancon el tiempo, variando su formay apariencia. Las “manchas sola-res”, nombre con el que ahora lasconocemos, provocaron una delas primeras disputas protagoni-zadas por el famoso astrónomoGalileo Galilei con la Iglesia de suépoca. Galileo afirmaba que lasmanchas eran una propiedad delSol, mientras que la Iglesia man-tenía que eran pequeños plane-tas que cruzaban frente al Sol. En-

tre 1826 y 1843, HeinrichSchwabe, un astrónomo aficiona-do de profesión farmacéutico, em-prendió la búsqueda de un su-puesto pequeño planeta más cer-cano al Sol que Mercurio, al quedenominaban Vulcano. A lo largode esos años, Heinrich anotó laaparición, evolución y posteriordesaparición de multitud de man-chas en la superficie del Sol. Des-pués de casi dos décadas de ob-servaciones, llegó a la conclusiónde que el planeta Vulcano no exis-tía. No obstante, encontró algoque a todos los astrónomos se leshabía escapado hasta aquel mo-mento: el número de manchas enla superficie del Sol aumentabaprogresivamente durante cinco

Evolución mensual del número demanchas solares desde 1875 hastanuestros días. Obsérvese que la dis-tancia entre pico y pico es de unosonce años. Datos obtenidos por el Ob-servatorio de Greenwich (Inglaterra).

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este aumento es muy abrupto y proviene de gigantescas ex-plosiones provocadas cuando estas estructuras magnéticasse «cortocircuitan». No hace mucho, en marzo de 1989, seismillones de personas en Canadá y Estados Unidos se que-daron sin electricidad durante más de nueve horas, debido aque una gigantesca explosión en el Sol afectó drásticamentea una central hidroeléctrica en Quebec (Canadá). Los pasa-jeros de cualquier avión que estuviese cruzando el Atlánticoen esos momentos, recibieron más radiación que la que semide al hacernos una radiografía, que es mucha. También seprodujeron graves desperfectos en varios satélites de tele-comunicaciones. Curiosamente, la mayor explosión registra-da en el Sol en los últimos 25 años tuvo lugar hace unosdías: el 2 de abril de 2001 se produjo una explosión solarque liberó al espacio mucha más energía que el famoso casode 1989. Afortunadamente, toda esta energía no fue expul-sada directamente hacia nosotros. Pese a la elocuencia deestos ejemplos, se cree que este tipo de fenómenos explosi-vos tienen muy poco impacto en el conjunto del planeta.

El estudio de la relación entre la actividad magnética solar ynuestro planeta empezó en 1873, cuando Edward Maunderrealizaba un programa de fotografías diarias de la manchas

solares. Pronto se dio cuenta de que ciertos fenó-menos que ocurrían en la Tierra, como las aurorasboreales, estaban relacionados directamente conla actividad solar. Astrónomos del siglo XIX obser-varon que procesos asociados al magnetismo so-lar provocaban perturbaciones en muchos apara-tos de medida terrestres. Últimamente se está es-tudiando la posible relación entre el cambio climáticoy la variación del nivel de energía emitida por el Soldebida a su ciclo de actividad. Incluso pequeñísi-mos cambios del nivel de energía que recibimos delSol pueden afectar a los procesos químicos y físi-cos que tienen lugar en la parte alta de la atmósfe-ra y provocar, a través de complejos y más biendesconocidos procesos, cambios en el clima del pla-neta. Un caso muy ilustrativo, que fue estudiado

por Maunder, ocurrió entre los siglos XVII y XVIII. Duranteeste periodo de tiempo, conocido con el nombre de ‘mínimode Maunder’ (que para eso lo estudió), el Sol permanecióprácticamente inactivo, con registros de números de man-chas muy bajos e incluso nulos durante algunos años. Esteperiodo coincidió con un enfriamiento en nuestro planeta queprovocó continuas heladas en Europa. El desastre en la agri-cultura fue enorme y miles de personas se vieron obligadas aemigrar a tierras más cálidas como, por ejemplo, las coloniasde América. Gracias a otros registros históricos y geológicosse ha constatado que el ‘mínimo de Maunder’ ha ocurridomás veces a lo largo de la historia de nuestro planeta. Elcaso contrario parece que se dio entre los siglos XI y XII, cuan-do un largo periodo de fuerte actividad solar (si los datos dis-ponibles no engañan) produjo un aumento generalizado delas temperaturas en Europa y severas sequías en América.

La Tierra está, literalmente, a merced de los designios mar-cados por el Sol. Poco o nada podemos hacer para evitarlo,pero el estudio de los fenómenos físicos que ocurren en elSol y su más que probable relación con el clima pueden ayu-darnos a paliar sus efectos. Desde el punto de vista de unfísico, sería gratificante poder desentrañar misterios como elciclo de actividad solar. Toda la nueva física resultante de es-tos estudios se podrá siempre aplicar a otros fenómenos queocurren en el Universo ya que, no se olviden, el Sol es una delas estrellas más comunes entre los cientos de miles de millo-nes que pululan por el espacio.

Fotomontaje de imágenes del Soltomadas por el satélite japonésYohkoh durante cinco años. Laprimera imagen de la izquierda fueobtenida en 1991, durante unmáximo de actividad, mientras quela última de la derecha fue tomadaen 1995, durante un mínimo deactividad en el Sol.

años, a partir de entonces empe-zaba a disminuir y, transcurridosotros cinco años, volvía a crecerde nuevo. Hacia la mitad del sigloXIX, Richard Carrington, otro as-trónomo aficionado, notó que laposición de las manchas en la su-perficie solar no era arbitraria, sinoque evolucionaban desde los po-los del Sol, cuando el número demanchas es mínimo, hasta con-centrarse en el ecuador cincoaños después, cuando el númerode manchas es máximo. A partirde entonces, se ha mantenido unregistro continuo del número demanchas, su posición y evoluciónen la superficie de nuestro Sol. Deesta forma, se ha confirmado elhallazgo de Schwabe y se ha es-tablecido en aproximadamenteonce años el tiempo que transcu-rre entre un máximo en el núme-

ro de manchas y el siguiente. Enotras palabras, el ciclo de activi-dad solar tiene un periodo de unosonce años.

Durante el pasado siglo XX, tantolas teorías físicas como nuevasobservaciones han demostradoque las manchas solares son unamanifestación del campo magné-tico solar («el imán solar») que,al evolucionar con el tiempo, pro-voca que el número de manchasy su localización varíen cada onceaños aproximadamente. Cuandoel número de manchas es muygrande, la superficie del Sol sevuelve muy turbulenta y aumen-ta la cantidad de materia y ener-gía emitidas al espacio. A veces,

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Que el Sol rota es un resultado observacional conocido des-de la época en que Galileo apuntó por primera vez al cielocon su telescopio en 1608.

Contrariamente a las ideas de la época, apoyadas porAristóteles y aceptadas por la iglesia católica como dogmasde fe, de que los objetos celestes, incluido el Sol, eran obje-tos perfectos y sin mancha, las observaciones de Galileo de-mostraron que en la superficie del Sol existían manchas os-curas que aparecían y desaparecían con periodos de días osemanas. Estas manchas se movían sobre el disco solar deeste a oeste y tardaban unas dos semanas en cruzarlo.Galileo explicó acertadamente estas observaciones por me-dio de la rotación del Sol sobre un eje ligeramente inclinadohacia la Tierra.

Hoy sabemos que, en efecto, el Sol rota sobre un eje quetiene una inclinación máxima de unos 7 grados respecto delplano en el que orbita la Tierra, y también sabemos que elSol, que no es un sólido rígido, rota de forma diferencial, esdecir, rota más rápido en el ecuador que en los polos, deforma que, mientras en el ecuador tarda unos 26 días endar una vuelta completa, cerca de los polos tarda más de 30días. Esta rotación diferencial del Sol desempeña un papelmuy importante en la vida de nuestra estrella ya que, juntocon la convección, es la responsable de la generación y man-tenimiento del campo magnético solar según las teorías ac-tuales.

Aproximadamente en el último tercio del radio solar, la ener-gía que se ha generado en el interior de la estrella, alpropagarse hacia el exterior, genera un movimiento de ma-teria similar al de un líquido cuando hierve, donde el ma-terial más caliente asciende, se enfría y desciende de nue-vo: es la zona convectiva solar. Hoy en día se acepta queel campo magnético solar se regenera continuamente apartir de la combinación de la rotación diferencial y delos movimientos convectivos en la parte externa del Sol.A este mecanismo se le denomina “efecto dinamo”, porser similar a las dinamos de los motores de los coches.

Este campo magnético solar, generado con la ayuda de larotación diferencial del Sol, es el responsable de todos losfenómenos activos de la superficie del Sol, así como de lasemisiones de gas y del viento solar. El viento solar estáformado por partículas cargadas eléctricamente, básica-mente protones y electrones que se mueven a velocida-des de 400 km por segundo y que alcanzan a todo el sis-tema solar; cuando llegan hasta nosotros son las res-ponsables no sólo de efectos tan impresionantes comolas auroras boreales, sino también de muchos proble-mas en las comunicaciones en la Tierra y en los satélitesartificiales que la rodean, por lo que, hoy en día, debido anuestra creciente dependencia de los satélites de comuni-caciones, su estudio ha cobrado una enorme importancia.

Sabemos, por tanto, que el Sol rota en su superficie, querota de forma diferencial y que esta rotación gobierna una

La rotación del SolDra. Clara Régulo Rodríguez

Universidad de La LagunaInstituto de Astrofísica de Canarias

Gráfico con las diferentes bandasde la rotación solar: más

rápida en rojo y amarillo y máslenta en verde y azul. En la

imagen se ve cómo las bandasavanzan hacia el ecuador con el

ciclo de actividad. Imagen cortesíade NSO/NSF.

parte importante de la vida de laestrella, pero ¿qué ocurre en suinterior?, ¿rota el Sol igual que ensu superficie?, ¿queda en su in-terior memoria de la rotación desu época de formación? Las res-puestas a estas preguntas sonclaves para entender los meca-nismos de generación y conser-vación del campo magnético so-lar, pero no tienen una respues-ta fácil debido a que el Sol es opa-co y no podemos observar su in-terior, al menos de forma directa.

Sin embargo, existen caminos in-directos para observar el interiordel Sol y esta observación es tanimportante para la comprensiónde la estructura interna del Sol y,con ello, de la estructura de lasestrellas, de las cuales el Sol essólo una más, que, en diciembrede 1995, se lanzó un satélite ar-tif icial SOHO (SOlar andHeliospheric Observatory), dedica-do exclusivamente al estudio denuestra estrella. Este satélite, si-tuado a 1,5 millones de km de laTierra y que continúa operativo,es un proyecto de cooperacióninternacional entre la agencia es-pacial europea ESA y la agenciaespacial norteamericana NASA. Elsatélite tiene 11 instrumentos abordo, 3 de ellos dedicados a la

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observación del interior del Sol pormedio de técnicas “helio-sismológicas”. La heliosismología esla técnica que nos permite “ver” elinterior del Sol y está basada en lasmismas técnicas que han permiti-do conocer cuál es la estructurainterna de la Tierra: el estudio dela propagación de ondas en suinterior. Estas ondas, generadasen los terremotos, en los movi-mientos sísmicos o bien

Instantáneas de la rotación solar en dos tiempos distintos.

terior, lo que sí se puede medir a partir, por ejemplo, de medi-das de pequeños cambios en el radio, la temperatura o laenergía de la estrella.

Son estas medidas indirectas del interior del Sol las que noshan permitido conocer, entre otros muchos resultados, cómorota el Sol en su interior.

Así se ha podido saber que el Sol rota igual que en su super-ficie, es decir, rota más rápido en el ecuador que en los polos,a lo largo de toda su zona convectiva, un tercio del radiosolar, y que, a partir de aquí, rota como un sólido rígido. La

estrecha zona en la que se produceeste cambio en la rotación y que sesitúa en la parte baja de la zonaconvectiva solar recibe el nombre de“tacoclina”, y es donde actualmentese sitúa la zona de generación ymantenimiento del campo magnéti-co solar. Esta rotación interna del Sol,con la aparición de la tacoclina, cuyaexistencia no se sospechaba antesde la realización de las observacio-nes de SOHO, ha permitido avanzary profundizar en la comprensión dela generación del campo magnéticodel Sol, que aún hoy no está del todoesclarecida.

En el gráfico, cortesía de SOHO (MDI,data gallery), se muestran los resul-tados obtenidos por el satélite SOHOsobre la rotación del Sol. En el ejehorizontal está representado el ra-dio solar, en el eje vertical izquierdola velocidad de rotación, y en el ejevertical derecho la latitud solar engrados (cero para el ecuador y 90para los polos). En la figura se ob-serva claramente cómo la rotación di-ferencial de la superficie solar semantiene hasta la base de la zonaconvectiva donde se transforma enuna rotación de sólido rígido con unavelocidad aproximadamente igual ala que presenta la superficie del Sola unos 30 grados de latitud.

Pero ¿es esto importante?, ¿es importante que el Sol rote?,¿nos afecta cómo rota el Sol?, ¿merece la pena tanto esfuer-zo, no solo humano, sino también económico, para intentarentender qué es lo que ocurre en el Sol? Desde lasimplicaciones filosóficas que tuvo en su momento el hecho deque los cielos no fueran inmutables hasta los efectos realesde los campos magnéticos solares que hoy en día sabemosque afectan a nuestra vida cotidiana, pasando por el merodeseo de conocimiento, la respuesta a todas estas pregun-tas es SÍ. Cuando Galileo descubrió que el tiempo que tardaun objeto en caer una distancia dada partiendo del reposoes proporcional a la raíz cuadrada de dicha distancia, nació laciencia, nació la idea de que una fórmula matemática, no undios, controlaba el comportamiento del mundo material. Laciencia nos ayuda a construir un cuadro de la realidad ob-jetiva y nos ayuda a situarnos en él. La rotación del Sol esuna pieza más de conocimiento que, sumada a otras mu-chas, nos permite ir comprendiendo qué es el universoque nos rodea, lo que sin duda nos ayudará a compren-der qué es el hombre.

artificialmente, han permitido ex-traer información de cómo es elinterior de la Tierra, dado que ladirección y la velocidad de propa-gación de las ondas dependen dela temperatura y composición quí-mica de las zonas que la ondaatraviesa. Ahora bien, ¿de quémanera podemos obtener estainformación para el Sol, dado queno podemos poner sismógrafosen su superficie?

En el interior del Sol se generan ypropagan distintos tipos de ondasque producen movimientos en elgas atmosférico solar y es estemovimiento de las capas superfi-ciales del Sol, producido por lasondas que se propagan en su in-

Gráfico con los resultados obtenidos por SOHO sobre larotación solar.

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La puesta en órbita de un vehículo tripulado o no tripuladoimplica, aparte de disponer del lanzador (cohete) y lasinfraestructuras de lanzamiento y seguimiento adecuadas,resolver una serie de problemas a los que estará sometidoen el espacio exterior, que obviamente son más críticos en elcaso de los vuelos tripulados. Estos problemas son: el im-pacto de los micrometeoritos (en parte resuelto, pues sehan diseñado las naves con los datos aportados por los pri-meros satélites), la basura espacial que, presente en deter-minadas zonas (especialmente en la órbita geoestacionaria),constituye siempre un riesgo, la ausencia de gravedad y loscambios de aceleración a los que están sometidas las tripu-laciones, dando lugar a cambios importantes en el organis-mo (todavía no suficientemente conocidos) que dependerándel tiempo de vuelo y las radiaciones que constituyen unode los mayores peligros en el espacio exterior, tanto cercanocomo lejano.

Las fuentes de radiación más importantes son la radiacióncósmica galáctica (generada en la explosión de supernovas)y la radiación cósmica solar, que modula todo el medio am-biente espacial, causando problemas no sólo de instrumen-tación, navegación y aceleración de la caída de los vehículosde órbita baja, sino que pueden poner en peligro la vida delos astronautas si no se toman las medidas de protecciónadecuadas. Por sus repercusiones veamos, aunque sea bre-vemente, la naturaleza de esta última, asociada estrecha-mente a los periodos de actividad solar.

Situado a una distancia de 1 unidad astronómica (unos150 millones de kilómetros), el Sol es una esfera ga-seosa altamente ionizada (plasma) de aproximada-mente un millón cuatrocientos mil kilómetros de diá-metro, compuesta en un 93,1% por hidrógeno y un6,8% de helio. Esta masa no gira uniformementecomo un cuerpo rígido sino como lo que es, una esfe-ra de gas cuyo periodo de rotación depende de lalatitud, tomándose como rotación media aproxima-damente los 27 días.

Podemos considerar al Sol como constituido por 4 re-giones. El núcleo es donde tienen lugar los procesostermonucleares de fusión donde 4 átomos de hidró-geno se unen para dar 1 átomo de helio que quedacomo ceniza de la reacción, liberándose una grancantidad de energía (389.000 trillones de kilowatiospor segundo) en forma de radiación gamma y unaspartículas denominadas neutrinos. Los neutrinosatraviesan fácilmente la atmósfera solar y escapanhacia el medio interplanetario, sin embargo los fotonesde radiación gamma después de un largo viaje de miles deaños (pues experimenta una serie de procesos de absorcióny emisión), pasan a la capas exteriores por radiación yconvección (columnas de gases) irrumpiendo en la fotosfera,que es el disco que vemos a simple vista, donde liberan suenergía. Cuando observamos la fotosfera con un telescopio

INFLUENCIA DE LA ACTIVIDAD SOLAR ENLAS MISIONES ESPACIALES

Influencia de la actividad solar enlas misiones espaciales

Prof. Félix Herrera CabelloUniversidad de La Laguna

de alta resolución, aparece for-mada por una serie de gránulos,que recuerdan a los granos dearroz, pero obviamente de unos200 a 2.000 kilómetros de diámetro(granulación fotosférica) que cons-tituyen la parte superior de las co-lumnas de convección.

Rodeando la fotosfera existe unaregión que se denominacromosfera, que sólo es visiblecon filtros especiales. Esta regiónes de enorme interés, pues enella tienen lugar los mayores ca-taclismos de la atmósfera solar.Estos cataclismos, denominadosfulguraciones cromosféricas,que aparecen como enormes «ex-plosiones», son una liberación re-pentina de una tremenda canti-dad de energía y materia desdela atmósfera solar. Su duración esde minutos a horas y se produ-cen en determinadas zonas de laatmósfera solar denominadas re-giones activas caracterizadaspor la existencia de grupos de

Ilustración de una emisión de masacoronal (CME) y sus efectos sobre

la Tierra. Imagen cortesía delInternational Solar-TerrestrialPhysics Program y de NASA.

Autor: Mike Carlowicz

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bitualmente con unos instrumentos especiales denomina-dos coronógrafos y, en condiciones ideales, durante los eclip-ses totales de Sol. En la corona, y no siempre asociadas a lasfulguraciones, se producen las eyecciones coronales demasa, donde millones de toneladas de plasma solar soneyectadas al medio interplanetario causando, como en el casode las fulguraciones, serios problemas en todos los vuelos alespacio exterior si no se toman las medidas adecuadas.

Nuestro planeta, que a fin de cuentas también es una naveviajando por el espacio, está protegido por dos «paraguas»:su atmósfera, que con su capa de ozono filtra buena partede la radiación ultravioleta, y el campo magnético terrestre,que desviando y atrapando otras de estas partículas permi-te la vida en la Tierra.

Veamos la cronología de los fenómenos asociados a una granfulguración. Hay unos efectos inmediatos debidos a la ra-diación electromagnética que, por viajar a la velocidad de laluz, tarda unos 8,5 minutos en llegar a la Tierra, provocandointerrupciones en las comunicaciones por radio. Veamos porqué. La ionosfera es una región de la atmósfera terrestrecompuesta básicamente por 3 capas: D, E y F, que se com-portan como un espejo para las señales de radio de diferen-tes longitudes de onda emitidas desde la Tierra que, trassucesivas reflexiones entre la superficie terrestre y estascapas, permite la comunicación a grandes distancias. Nor-malmente las señales de onda corta se reflejan en la capa F(que es la más alta) después de atravesar las capas D y E,

pero los rayos X y la radiación ultravioletaasociados a la fulguración ionizan fuerte-mente la capa D, impidiendo por absorciónque las señales lleguen a la F, donde de-ben reflejarse. El resultado es que pode-mos estar escuchando una emisión de ra-dio en onda corta, por ejemplo la BBC y, derepente, el receptor ha enmudecido y loachacamos a una avería, cuando la reali-dad es que en el Sol ha ocurrido una fulgu-ración importante.

En lo que se refiere a la radiacióncorpuscular (protones y electrones), éstostardan, según su rango de energía, entre15 minutos y 72 horas en llegar a la Tierra,causando una serie de fenómenos. Así, losprotones de muy alta energía, que tardande 15 minutos a 1 hora en llegar a la Tierrao a la Luna, constituyen el mayor peligroen el espacio exterior y en su interaccióncon la atmósfera terrestre generan emisión

secundaria que es detectable a nivel del suelo con los de-tectores de neutrones. Los protones de alta energía, quetardan de 1 a 20 horas en llegar a la Tierra, al incidir sobrelas regiones polares generan la absorción de las señales deradio procedentes del medio exterior, en las frecuencias de30 y 50 megahertzios.

Por último, las nubes de plasma formadas por partículas demenor energía (40-100 kiloelectrón-voltios) que tardan de20 a 72 horas en llegar a la Tierra, generan fenómenos comoson las auroras al interaccionar con la alta atmósfera, queexcitada emite cortinas de luz de belleza indescriptible. Lasauroras son observables en las latitudes altas (regiones po-lares), pues son los puntos por donde las partículas pene-tran con más facilidad, al requerir menos energía, ya que enestas zonas la intensidad del campo magnético terrestre esnula al ser allí donde se cierran sus líneas de fuerza.

manchas, más o menos comple-jas, con intensos campos magné-ticos. Aunque su mecanismo no esdel todo conocido, se supone queestá relacionado coninestabilidades del campo magné-tico cuyo colapso parece generarla fulguración, que aparece comouna zona de intenso brillo repen-tino que cubre grandes áreas dela cromosfera.

La fulguración se comporta comoun gigantesco acelerador, dondese genera radiación electromag-nética que va desde la radiacióngamma a las ondas de radiodecamétricas, pasando por rayosX, ultravioleta, visible, infrarrojo yondas de radio milimétricas y deradiación corpuscular, principal-mente protones y electrones que,como verdaderos proyectiles, sonlanzados al medio interplanetarioformando parte del viento solar.Este viento en principio sale enforma radial pero, debido a la ro-tación del Sol, adquiere la confi-guración de espirales de

Arquímedes (que recuerda a losaspersores utilizados para regarlos jardines), cuya interacción conel medio interplanetario causacomo veremos una serie de pro-blemas.

Por encima de la cromosfera seencuentra la corona, zona alta-mente enrarecida observable ha-

Imagen de una aurora borealobtenida desde Groenlandia por laexpedición Shelios 2000, enseptiembre de 2000.Imagen cortesía Shelios(www.shelios.org).

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Las tormentas magnéticas son causadas también por laspartículas solares al interaccionar con el campo magnéticoterrestre, haciendo que la brújula magnética «se vuelva loca»en las latitudes altas y que las aves pierdan su orientacióndurante los procesos migratorios. Asociadas a las tormentasmagnéticas se generan corrientes inducidas que causan lainterrupción de las comunicaciones por cable submarino(por ejemplo, estamos hablando por teléfono con Nueva Yorky se interrumpe la comunicación sin causa aparente). Asimis-mo, se produce la inducción de corrientes eléctricas en laslíneas de alta tensión de largo recorrido que pueden desdequemar transformadores hasta dejar sin fluido eléctrico agrandes urbes, como ha ocurrido con los famosos apagonesde Nueva York y Quebec (en 1989). La inducción de corrien-tes de cientos de amperios en las líneas de bombeo de com-bustible a grandes distancias, como ocurre en Alaska, puededar lugar también a problemas de corrosión.

Como vemos, todos estos fenómenos suelen sonar como algomás o menos anecdótico, pero en realidad pueden causarpérdidas muy cuantiosas. Nuestro modo de vida, cada vezmás dependiente de las comunicaciones, se ve gravementeperturbado por estos fenómenos. Pero, ¿qué problemas sur-gen en el espacio exterior cuando este chorro de partículas(especialmente las de muy alta energía) es lanzado al mediointerplanetario?

En el caso de vuelos no tripulados el chorro de partículaspuede dañar los instrumentos (paneles solares, ...), por loque hay que comandarlos para dar la espalda a estas radia-ciones o dirigir los sensores hacia ellas para recabar másinformación. En los vehículos de órbita baja, las partículaspueden acelerar su caída, como ha sido el caso del Skylab yde la MIR. En el caso de vuelos tripulados, como el vuelo a laLuna, extrapolable también al viaje a Marte, las perspectivasson las siguientes:

Cuando se planificó el proyecto Apollo, la cápsula donde ibanlos 3 astronautas estaba diseñada para protegerlos de lasradiaciones, pero la Luna carece de atmósfera y campo mag-nético que le sirvan de «paraguas». Según el plan de vuelosabemos que un astronauta se quedó en la cápsula y dosbajaron a la superficie lunar utilizando el módulo lunar, queno ofrecía ninguna protección, y menos aún el traje, al quetampoco se le podía dar más protección pues les impediríasu movilidad. Ante esta perspectiva, ¿por qué no darle pro-tección al módulo? Esto supondría aumentar su peso, lo quellevaría asociado aumentar la potencia del sistema de pro-pulsión del cohete Saturno, encareciendo enormemente elcoste del lanzamiento y, por tanto, del programa.

¿Cuál fue entonces la solución adoptada para resolver el pro-blema? Pues disponer de 3 Observatorios: Australia, Houstony Maspalomas, situados aproximadamente a 120 grados delongitud unos de otros, de forma que al girar la Tierra hubie-se siempre al menos uno observando la actividad solar conla instrumentación adecuada para evaluar la importancia dela fulguración desde el punto de vista energético, comuni-cando a la consola de radiaciones del Centro de Vuelos Tri-pulados en Houston, especialmente durante la fase de aluni-zaje, los datos para tomar la decisión del cambio del plan devuelo si se consideraba necesario.

A este problema de radiaciones se enfrentarán losastronautas en el caso de los vuelos, tanto al espacio cerca-no como lejano, como es el caso del vuelo a Marte. En estecaso, aparte de tener información en tiempo real de la activi-

Ilustración artística de la influenciade la actividad solar sobre los

sistemas de comunicacionesterestres y los vuelos y satélites

espaciales. Cortesía delInternational Solar-TerrestrialPhysics Program y de NASA.

Autor: Mike Carlowicz

dad solar que ocurre en todo eldisco solar (y no sólo del hemis-ferio visto desde la Tierra) sumi-nistrada por una red de satélites,deberán disponer de un habitá-culo de protección, con el proble-ma añadido de que dada la dis-tancia (la Tierra será un mero pun-to de luz) y el tiempo de tránsitode las comunicaciones (que seráde muchos minutos), losastronautas deberán tomar suspropias decisiones, pues no con-tarán con la ayuda inmediata des-de la Tierra como sucedió en elvuelo a la Luna.

En vuelos de aviones a gran al-titud como los supersónicos(Concorde), especialmente en ru-tas polares, las tripulaciones pue-den estar sometidas a niveles deradiación que hay que evaluar porel riesgo que suponen las eleva-das dosis de radiación absorbida.Para ello el avión va equipado condetectores de partículas y, en casonecesario, realiza el descenso aun nivel de vuelo más seguro.

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El Sol es la principal fuente deenergía para todos los procesosque tienen lugar en la Tierra.Cualquier variación queexperimente el astro puedeocasionar, por tanto, cambios ennuestro planeta. Tres son loscanales a través de los cualespuede producirse esta relación: laradiación visible, la radiaciónultravioleta y el flujo de partículas.

Desde que se originó la vida haceunos 3.800 millones de años,nuestro planeta ha sufridodiferentes crisis, climáticas ybiológicas, de las que siempre seha recuperado. Ello ha sidoposible, en gran manera, graciasa que la Tierra dispone de unaserie de barreras de proteccióncontra las variaciones queexperimenta nuestra estrella. A ladescripción de estas barrerasdedicaremos este artículo.

Los gases invernadero

La temperatura de la Tierra hapermanecido siempre dentro deunos márgenes que han permitidola existencia de agua líquida ensu superficie. Este factor ha sidoesencial para que la vida se haya

Las barreras de la Tierra contrala influencia solar

Dr. Manuel Vázquez AbeledoInstituto de Astrofísica de Canarias

mantenido y evolucionado. Ahora bien, hace 3.800 millonesde años la cantidad de energía que emitía el Sol era un 30%menor que la actual. Cálculos sencillos nos dicen que, contales niveles, la Tierra se habría congelado completamente ydifícilmente hubiera salido de tal estado. Sin embargo, lasevidencias indican que tal situación no se dio, precisamentegracias a la primera barrera de protección: los gasesinvernadero de nuestra atmósfera. Entre ellos podemos citarel vapor de agua, el metano, el ozono y el dióxido de carbono(CO

2), que vamos a tomar como ejemplo.

Dada la temperatura de su superficie (unos 5.500 ºC), el Solemite la mayor parte de su radiación en el visible, intervaloespectral al cual se han adaptado los ojos de la mayoría delos seres vivos. Una parte de esta radiación, aproximadamenteun tercio, es reflejada por la superficie y la atmósferaterrestres. El resto calienta el planeta, que a su vez emitirátambién radiación, pero, dada su temperatura, ésta seencontrará en la zona del infrarrojo. El CO

2 de la atmósfera

tiene la propiedad de dejar pasar la radiación solar, mientrasque absorbe la infrarroja que procede de la superficieterrestre. Este proceso de absorción contribuye así al aumentode la temperatura del planeta, bastantes grados más de loque le correspondería por su distancia al Sol. Este mecanismose conoce con el nombre de “efecto invernadero” y haconstituido un factor esencial para el equilibrio del clima en laTierra.

Desde aquellos primeros tiempos, la luminosidad solar ha idoaumentando, mientras que, en la Tierra, la atmósfera hapasado de ser una en que predominaba el CO

2 a la actual,

donde el oxígeno juega el papel decisivo para seres vivos,como plantas y animales. Sin embargo, la cantidad de losgases invernadero en la atmósfera sigue siendo fundamental

Esquema del proceso de calentamiento terrestre por el efecto invernadero.

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para que la temperatura del planeta haga posible la existenciade agua líquida y, por lo tanto, de vida.

En la actualidad, el Hombre está inyectando cantidades deCO

2 a la atmósfera como consecuencia de la quema de

combustibles fósiles (carbón, petróleo y gas natural). Estosucede a una escala temporal tan rápida que los sumiderosnaturales (los océanos y la biosfera) no pueden absorber elgas al mismo ritmo. La consecuencia es un calentamientoglobal del planeta y otras perturbaciones en el clima que seintensificarán a lo largo de este siglo. Estamos utilizando ennuestra contra una barrera de protección climática de primerorden, y las consecuencias van a afectar sobre todo a nuestracivilización, especialmente a los sectores menos desarrolladoseconómicamente.

La capa de ozono

El Sol emite también radiación ultravioleta que tiene efectosdañinos sobre los seres vivos. Durante miles de millones deaños, estos seres se mantuvieron a nivel bacteriano en losocéanos terrestres, donde podían encontrar una proteccióncontra la acción de estos rayos solares. Fue la acción dealguno de estos microorganismos, las cianobacterias, la queoriginó el aumento de los niveles de oxígeno, al tiempo queiban disminuyendo los de CO

2.

Una de las consecuencias de la acumulación de oxígeno en laatmósfera terrestre fue la aparición progresiva de la capa deozono. Las moléculas de este gas consisten en tres átomosde oxígeno (O

3), en vez de los dos (O

2) del oxígeno normal.

Pues bien, el ozono tiene la importante propiedad de absorberla parte más dañina de la radiación ultravioleta. Su acción ibaa posibilitar que los seres vivos pudieran ocupar la superficiesólida del planeta y que se produjese la rápida evoluciónbiológica que iba a llevar hasta el ser humano.

En nuestra época, la cantidadde dicha radiación que nosllega del Sol muestra clarasdiferencias entre el máximo yel mínimo del ciclo deactividad de nuestra estrella,que tiene un período de 11años. Ahora bien, la radiaciónultravioleta solar mantiene unestrecho balance con elcontenido de ozono en laatmósfera, ya que intervienetanto en sus procesos deformación como dedestrucción y el balance netode su influencia no está deltodo claro. Su acción másclara se encuentra en cambiosen la circulación del aire engrandes alturas, que llevaríanasociadas variaciones en elclima.

Por desgracia, la civilizaciónha empezado a deteriorar esta importante barrera mediantela emisión de ciertos productos químicos que la destruyen,como son los cloroflurocarbonos. En las zonas en que estacapa se ha debilitado, las situadas a latitudes altasespecialmente en el Sur, la radiación ultravioleta puedepenetrar más fácilmente, causando innumerables daños enlos seres vivos. Entre los efectos que provoca en los seres

humanos destaca el aumento delnúmero de casos de cataratas enlos ojos y de cáncer de piel.

El campo magnético terrestre

Además de radiación, el Sol emitetambién un flujo continuo departículas que se conoce con elnombre de “viento solar”. De vezen cuando, su tranquilo fluir se veinterrumpido por una explosión enla atmósfera solar, conocida comouna emisión coronal de masa, enla que en unos pocos segundosse lanzan al espacio más de milmillones de toneladas departículas con velocidades dehasta 1.500 kilómetros porsegundo, en el caso de losfenómenos más energéticos. Elnúmero de tales procesos y suintensidad varían según el ciclo de11 años de la actividad solar. Enel mínimo observaremos uno porsemana, mientras que en unmáximo, como en el que nosencontramos en el año 2001,podemos tener hasta tres al díaen las fases más activas.

Su impacto directo sobre lasuperficie terrestre provocaríatambién indudables daños a losseres vivos. Afortunadamentedisponemos de una tercera

Simulación del cinturón magnéticoque rodea a la Tierra. Imagen

cortesía del International Solar-Terrestrial Physics Program y de

NASA.

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el de nuestro planeta y, muy especialmente, con toda unaserie de instrumentos que nuestra civilización posee en elespacio cercano a la Tierra, al alcance de la acción de dichaspartículas. Nuestra civilización dispone ya de numerosossatélites que se encuentran en alturas que sí sufren lasconsecuencias de estas tormentas solares. Las corrienteseléctricas inducidas por la lluvia de partículas solares producengraves perturbaciones en las comunicaciones y en los sistemasde navegación, junto con problemas en los centros dedistribución de energía eléctrica y los grandes oleoductos.Sus consecuencias económicas son importantes.

Por el momento, el Hombre no tiene capacidad de perturbaresta barrera, que en cambio sí sufre variaciones secularesen su intensidad, llegando a anularse en algunas épocas.Por suerte, todavía estamos lejos de que tal proceso seproduzca.

Sobre nuestro planeta inciden partículas con energías todavíamayores que las solares, procedentes de regiones exterioresal Sistema Solar, como pueden ser explosiones de supernovaso agujeros negros. Son lo que se conoce con el nombre de“rayos cósmicos”. Afortunadamente tenemos una nuevabarrera contra ellas. El campo magnético solar se extiendehasta los confines del Sistema Solar, la llamada “heliosfera”que, al igual que el campo magnético terrestre con respectoal solar, amortigua la influencia de estos rayos cósmicos.

No es extraño que gracias a estas barreras la vida hayasobrevivido durante un período prolongado de tiempo ennuestro planeta. Se han necesitado varios miles de añospara que se desarrollaran formas de vida complejas, haceunos seiscientos millones de años. Ahora, una de las últimasespecies en aparecer sobre el planeta, el Homo Sapiens,empieza a poner en riesgo el funcionamiento correcto dealguna de esas barreras. Esperamos que las mejorescaracterísticas de su inteligencia le permitan tomar concienciadel problema y adoptar medidas antes de que sea demasiadotarde, especialmente para ella misma.

Tenemos un Sol que es laestrella más importantedel Universo paranosotros ya que, aunquesea una estrella de lo máscorriente, es la quetenemos más cercana ypor lo tanto la única quenos puede influirdirectamente en multitudde aspectos. En cambio,de lo que cada vez nosquedan menos dudas esde que vivimos en unplaneta excepcional,quizás único en elUniverso: la Tierra.Procuremos cuidarla.

barrera de protección: el campomagnético terrestre.

La Tierra tiene uno de los camposmagnéticos más fuertes delSistema Solar. Su intensidaddepende del período de rotacióndel planeta, 24 horas, y delespesor de una capa de metalesen estado líquido que circunda elnúcleo de la Tierra. Pues bien, laspartículas solares tienendificultades para moverse endirecciones perpendiculares a laslíneas de fuerza, aunquecomprimen el campo magnéticocomo si fuera de gelatina.Aproximadamente un 1 % de esaspartículas logran penetrar ennuestra atmósfera a través de lasregiones polares, donde laresistencia de esta tercerabarrera es menor. Las partículassolares se encuentran allí con losátomos de nuestra atmósfera yde su interacción resultan lasespectaculares auroras. Sinembargo, al ir aumentando ladensidad de la atmósfera laspartículas van perdiendo energía,con lo que los efectos en lasuperficie terrestre quedarán muydebilitados.

Las partículas procedentes de lastormentas solares estáncargadas eléctricamente y seencuentran en movimiento, esdecir, dan lugar a camposmagnéticos que interactúan con

Representación del cinturónmagnético que rodea a laTierra.

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Conviviendo con una estrellaDra. Inés Rodríguez Hidalgo

Universidad de La LagunaInstituto de Astrofísica de Canarias

¿Se ha preguntado usted sirealmente necesita al Sol, si éstaes realmente la estrella de suvida? La respuesta es un rotundosí: sin el calor del Sol la Tierrasería un témpano a menos de180 grados bajo cero, y sin suluz estaríamos a oscuras, nisiquiera veríamos la Luna cuyobrillo se debe a la reflexión de laluz solar. La vida en nuestroplaneta es posible gracias a laenergía del Sol, que dirige el ciclodel agua y es utilizada por lasplantas para crecer y transformardióxido de carbono en el oxígenoque respiramos. Los sereshumanos comemos algunasplantas y animales que, a su vez,se alimentaron de ellas. Losárboles que nos dan madera,papel o celulosa necesitanenergía solar. Sin el Sol no

dispondríamos de leña, carbón ni derivados del petróleo paranuestros fuegos y motores...

Pero, además, hoy sabemos que el Sol es una estrellaenormemente dinámica cuyos cambios nos afectan de formaimportante. No se trata de una esfera perfecta ni es eterno einmutable como creían los griegos... Ya Galileo hacia 1610observó por primera vez su superficie a través de untelescopio, descubriendo en ella regiones oscuras llamadasmanchas solares, que emergen, cambian y desaparecen. Estose debe a que el Sol es una estrella activa, término que enAstrofísica designa a lo relacionado con el magnetismo, y lasmanchas son una de las diversas manifestaciones de esaactividad magnética. La “personalidad magnética” del Solradica en que su materia se encuentra en forma de plasma(el llamado “cuarto estado de la materia”), similar a un fluidocaliente en el que gran parte de las cargas positivas ynegativas de los átomos están separadas. En el plasma solar,excelente conductor de la electricidad y en continuomovimiento, se originan campos magnéticos y circulancorrientes eléctricas de hasta billones de amperios.

El campo magnético del Sol no es un simple dipolo, sino quepuede presentar muchos polos norte y sur al mismo tiempo,

y su configuración es va-riable, con cambios rápi-dos y drásticos. Por ejem-plo, cerca de la superficiesolar se producen lasfulguraciones, explosionessúbitas que liberan unaenorme cantidad energíade origen magnético (unafulguración de tamañopromedio podría propor-cionar la potencia consu-mida en Estados Unidosdurante 10.000 años).Emiten desde ondas deradio hasta rayos gamma,y muchas van acompaña-das de ráfagas de electro-nes, protones y otras par-tículas cargadas a veloci-dades tan altas que es-capan del Sol. Las protu-berancias son grandes for-maciones de plasma algomás denso y frío que susalrededores, suspendi-das sobre la superficiesolar, a menudo siguien-

do la forma de las líneas del campo magnético, y las de tipoeruptivo también están asociadas a emisión de partículas.Desde la corona, la zona más externa de la atmósfera solar(ese halo blanquecino visible durante un eclipse total), “so-pla” un flujo continuo de partículas cargadas a gran veloci-

Imagen de una emisión de masacoronal (CME) obtenida por elsatélite SOHO (ESA/NASA), el día 9de marzo de 2000. Cortesía delConsorcio SOHO (ESA/NASA).

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dad y en todas direcciones, llamado viento solar. Y frecuente-mente, desde unas pocas veces por semana en épocas demínima actividad solar, hasta varias veces al día en las demáxima, se producen erupciones gigantescas llamadas ex-pulsiones de masa coronal (o CMEs, de sus siglas en inglés),los fenómenos más violentos del Sol: la corona se desgarraliberando miles de millones de toneladas de materia que via-jan a millones de kilómetros por hora a través del espacio,eventualmente hacia la Tierra.

El cambiante clima o medioambiente espacial viene configura-do esencialmente por las emisiones de partículas cargadasdesde el Sol. La Tierra está protegida de los estallidos deradiación y partículas solares por la magnetosfera, la regióndominada por su campo magnético, que se extiende dece-nas de miles de kilómetros en el espacio y desvía el vientosolar alrededor de nuestro planeta. Pero a pesar de esteescudo natural, el clima espacial influye notablemente sobrenuestro entorno: el viento solar azota la magnetosfera y ladistorsiona, comprimiendo su lado diurno y expandiendo suzona nocturna en forma de cola. Las partículas del viento ylas CMEs excitan el plasma atrapado en los cinturones deradiación de Van Allen alrededor de la Tierra y en la ionosfera,causando tormentas magnéticas. Así se producen las espec-taculares auroras boreales y australes, normalmente visiblessólo en latitudes cercanas a los polos. Pero el medioambienteespacial tiene también otros efectos menos agradables: afec-ta a los satélites y naves espaciales (puede dañar sus su-perficies, desorientarlos, modificar sus órbitas...), a sus ins-trumentos y tripulantes (la “nieve” observada en muchosdetectores a bordo de satélites se debe al bombardeo departículas cargadas y éstasson perjudiciales para la saludhumana), y perturba las comu-nicaciones por radio y satélitey hasta las redes de tuberíasy fluido eléctrico (citemos comoejemplo la famosa rotura deredes eléctricas del 6 de mar-zo de 1989, en Canadá, cau-sada por una severa tormentamagnética asociada a una ful-guración muy intensa) y anuestros aparatos magnéticos(produciendo pérdidas de avio-nes y barcos). Un ejemplo muyreciente: a finales de marzoapareció el mayor grupo demanchas solares de los últimos10 años y, asociadas a él, lafulguración más intensa regis-trada hasta la fecha y unaenorme expulsión de masacoronal, el pasado 2 de abril.Como consecuencia se obser-varon auroras en latitudes tanmeridionales como Niza.

Además de estos rápidos cam-bios, el número e intensidad delas manchas y otros fenóme-nos magnéticos del Sol aumen-ta y disminuye aproximadamente cada 11 años a lo largodel llamado ciclo de actividad solar. A éste se superponen va-riaciones temporales más lentas, como el Mínimo de Maunder(1645 –1715), época en que prácticamente no hubo man-chas en la superficie solar. Hoy sabemos que en las fases demáxima actividad el Sol emite mayor cantidad de energía (la

“pequeña edad del hielo”, largoperiodo que incluye el Mínimo deMaunder, estuvo caracterizadapor temperaturas promedio mu-cho más bajas que las actualesen Europa septentrional) y ac-tualmente la actividad solar esmáxima, por lo que este efectode mayor calentamiento solardebe ser tenido en cuenta, juntoa factores de origenantropogénico, en los estudiosdel cambio climático global.

Es obvio que necesitamos al Solpara vivir... pero tambiénnecesitamos, y cada vez más enuna época inmersa en latecnología y marcada por lascomunicaciones y la exploracióndel espacio, conocerlo muy bien,porque realmente convivimos conuna estrella turbulenta yfascinante. Confiemos en que lacelebración del Día InternacionalSol-Tierra se repita en añossucesivos y nos ayude a“conectar” con la estrella denuestra vida.

Imagen de la fotosfera solartomada el 26 de agosto de 1990,

desde el Observatorio austríaco deKanzelhöhe. En ella pueden

apreciarse varias manchas solares

cerca del ecuador. ã Th. Pettauer(IfA), J.A. Bonet (IAC).

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Magnetismo solar:la clave para descifrar los enigmas del Sol

Dr. Javier Trujillo BuenoInstituto de Astrofísica de Canarias / CSIC

Nuestra Galaxia (la Vía Láctea)tiene unos doscientos mil millonesde estrellas, y en ella encontramosdesde intentos frustrados deestrellas (las enanas marrones)hasta estrellas muy masivas quepueden llegar a ser miles demillones de veces más luminosasque el Sol. Y más allá de la VíaLáctea existen muchísimas más

expulsado violentamente por estrellas durante las fasesfinales de sus vidas. En muchas de estas nubes de materialcósmico se dan las condiciones físicas necesarias para quelos átomos se unan entre sí dando lugar a la formación decomplejas especies moleculares cuyo estudio es clave parapoder obtener pistas sobre el origen de la vida en el Universo.¿Por qué estudiar entonces el Sol cuando tenemos laposibilidad de escoger entre tantos campos atractivos de laAstrofísica?

El Sol, nuestra estrella más cercana y fuentede la vida en la Tierra, resulta ser un siste-ma astrofísico mucho mas complejo y enig-mático de lo que aparenta a simple vista.Cuando se observa y estudia el Sol hacien-do uso de potentes telescopios e instrumen-tos basados en la más avanzada tecnologíase descubre que, lejos de manifestarse conla aparente serenidad que inspira cuando locontemplamos al atardecer, se está de he-cho comportando de una forma que, ademásde exótica y fascinante, interesa mucho a loscientíficos. Para nosotros, el Sol continuasiendo el laboratorio que nos permite inves-tigar en detalle la física que controla el com-portamiento de muchas de las otras estre-llas que pueblan el Universo. Es importanterecordar que, con la actual tecnología, el Solsigue siendo la única estrella donde podemosobservar directamente detalles en su super-ficie. Cualquier otra estrella se ve sólo comoun simple punto luminoso en el foco de nues-tros más grandes y potentes telescopios.

El plasma solar (una mezcla de gases formada en su mayorparte por hidrógeno y helio y, en menor concentración, portoda una multitud de elementos químicos) es un gas muycaliente, con una buena proporción de electrones libres y deiones, es decir, está parcialmente ionizado. El plasma solares, por tanto, un excelente conductor de la electricidad, so-bre todo en el interior estelar donde la conductividad superaincluso a la del cobre a temperatura ambiente. El plasma so-lar está además rotando continuamente en torno al eje derotación 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 consecuen-cia de la alta conductividad y de dicha rotación diferencial elSol genera campos magnéticos mediante un complejo meca-nismo que aún no hemos logrado descifrar por completo. Loscampos magnéticos pueden visualizarse mediante “líneas defuerza magnética”, como las que podemos ver dibujadas enlos libros de texto de física básica, con líneas saliendo de unode los polos de un imán y uniéndose en forma de arco con elotro polo magnético de polaridad opuesta. Líneas muy cerca-nas entre sí visualizan fuertes campos magnéticos, mientrasque líneas muy separadas indican que el campo es débil. Esimportante resaltar que las leyes del electromagnetismo apli-cadas a un plasma que es un excelente conductor de la elec-

galaxias cuyo estudio nos dainformación sobre los orígenes yla estructura del Universo a granescala. En este contexto, el Sol essólo una insignificante estrellaamarilla que se encuentra en eldisco de una galaxia espiral (la VíaLáctea), a unos dos tercios delcentro galáctico donde pensamosque existe un agujero negromasivo que ejerce una dramáticainfluencia en el medio circundante.El disco de nuestra galaxia no sólocontiene muchas más estrellas ysus planetas, sino tambiénenormes extensiones de material

Imagen de una mancha solar conalta resolución espacial, obtenidacon el Telescopio de la Torre SolarSueca (RACS), ORM. J.A. Bonet(IAC), A. Hanslmeier (IfA),M. Sobotka (AsU) y M. Vázquez(IAC).

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tricidad implican que los campos magnéticos del Sol se venatrapados por su propio plasma y son arrastrados a medidaque éste se mueve hacia arriba y hacia abajo en la llamada“zona de convección”, situada bajo la superficie visible delSol. Es como si tuviésemos espaguetis cocinados sumergi-dos en miel de abeja y sometidos por completo a los movi-mientos del fluido.

En la zona de convección del Sol que llega en profundidadhasta un tercio del radio solar tienen lugar vigorosos movi-mientos turbulentos que recuerdan a aquellos que observa-mos en el agua hirviendo. Su origen físico se debe al hechode que el interior del Sol donde tienen lugar las reaccionestermonucleares de fusión es enormemente caliente (unos 15millones de grados) y denso (unas 100 veces la densidad delagua), mientras que su superficie visible es relativamentefría (unos 6.000 grados) y muy tenue. Si el plasma de estazona de convección no fuese un excelente conductor de laelectricidad no tendríamos la continua y variopinta genera-ción de campos magnéticos que se producen en el Sol. Y siesto fuese así, el Sol no sería entonces lo interesante y útilque resulta ser de cara a poder aspirar a entender, en térmi-nos físicos, muchos de los fenómenos que acontecen en otroscontextos astrofísicos.

Mediante un complejo proceso que aún noes comprendido en su totalidad, parte de loscampos magnéticos que emergen en la su-perficie del Sol se concentran y se intensifi-can hasta formar las gigantescas manchassolares que vienen siendo observadas des-de los tiempos de Galileo. Estas sombras os-curas en la superficie solar (oscuras por es-tar unos 2.000 grados relativamente más fríasque sus alrededores) pueden apreciarse enocasiones a simple vista utilizando un filtroadecuado, y su número va en aumento amedida que la actividad magnética solar seacerca a su máxima intensidad, algo que su-cede cada 11 años. Una mancha solar puedellegar a tener un diámetro tan grande comocincuenta mil kilómetros, lo que equivaleaproximadamente a unas cinco veces el diá-metro de la Tierra. Intensos campos magnéticos se extien-den por todo su volumen y atraviesan su superficie. Talescampos magnéticos tienen una intensidad típica de unos 3.000gauss. Comparativamente, el campo magnético terrestre quehace funcionar una brújula tiene un valor de medio gauss,mientras que un imán casero genera un campo magnético deunos 100 gauss. Un campo magnético de 3.000 gauss esrealmente impresionante. Campos magnéticos tan intensospueden de hecho generarse en los laboratorios terrestrescon la ayuda de electroimanes. En el seno de ellos una cace-rola de hierro saldría disparada para pegarse de inmediatoen el polo más cercano al imán. Sin embargo, los camposmagnéticos del Sol tienen un comportamiento muy distintorespecto de los que podemos experimentar en el aire no con-ductor que respiramos. Hasta cierto punto podemos simularsus efectos en gases calientes confinados por campos mag-néticos generados en los laboratorios terrestres, lo que cons-tituye la base de la idea para producir energía mediante lafusión de hidrógeno en helio. No obstante, dadas las enor-mes dimensiones de una mancha solar, y del Sol en su con-junto, hay un amplio dominio de la física que no es accesiblemediante experimentos en los laboratorios terrestres. En cam-bio, el Sol realiza continuamente y gratuitamente nuevos ex-perimentos en su propio laboratorio.

Otro ejemplo fascinante de es-tructuras magnetizadas del plas-ma solar lo constituyen las protu-berancias solares, las cuales seextienden cientos de miles de ki-lómetros en forma de arco por en-cima de la superficie visible. Setrata de estructuras gigantescasde plasma relativamente denso yfrío que se encuentran embebidasen el seno del plasma enorme-mente caliente (un millón de gra-dos) de la extensa corona solar,la cual se encuentra en continuaexpansión y es tan extremada-mente tenue que sólo puede ob-servarse durante un eclipse totalde Sol o con la ayuda de unos te-lescopios llamados coronógrafos.Las protuberancias solares cons-tituyen un ejemplo particularmen-te interesante y útil de un plasmaque se encuentra confinado por

En esta imagen generada porordenador, la superficie solar

aparece cubierta de miles de polosmagnéticos norte y sur junto con

líneas de campo en forma debucles que se extienden hacia la

corona solar. En la imagen delrecuadro, detalle de la superficiesolar. Cortesía del International

Solar-Terrestrial Physics Program yde NASA.

la acción de los campos magnéti-cos. Actualmente, en el Institutode Tecnología de California (EEUU), y en otros centros de inves-tigación de países que apoyan deforma inteligente con visión defuturo la investigación básica, gru-pos de investigadores en Física dePlasmas están intentando simu-lar en los laboratorios terrestresprotuberancias en miniatura, unbillón de veces más pequeñas quelas que se producen de forma

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natural en el Sol. Lo han logradomuy recientemente, si bien se tra-ta de estructuras de plasma quesólo viven un microsegundo. Elobjetivo final de este grupo de in-vestigación es lograr confinar unplasma muy caliente mediantecampos magnéticos con vistas ala construcción de máquinas ca-paces de una producción muchomenos contaminante de energíamediante la fusión termonuclearcontrolada, lo cual es diferentedel proceso de fisión nuclear queconstituye la base de las actua-les y controvertidas centrales nu-cleares. Es de gran interés notarque muchas de las protuberanciasque los astrofísicos estudiamos enel Sol “viven” durante semanas,mientras que otras desaparecenen un evento explosivo al cabo desolo unos minutos de su forma-ción. Creemos que la estabilidaddel plasma confinado en las pro-tuberancias solares de larga vidaestá íntimamente relacionada conla topología de sus campos mag-néticos, la cual estamos intentan-do descifrar con la ayuda de unatécnica (la espectropolarimetría)que luego mencionaremos.

Pero el magnetismo solar no sereduce a estructuras gigantescascomo las manchas y protuberanciassolares. En general, los camposmagnéticos emergen en la superficiedel Sol de una forma filamentosa,altamente intermitente y confrecuencia con las dos polaridadesmagnéticas separadas pordistancias espaciales tanpequeñas que no podemos

resolver con los telescopios actuales (cuyo límite de resoluciónes de unos 300 km sobre la superficie del Sol). Estosfilamentos magnéticos se encuentran en un estado altamentedinámico causado precisamente por los movimientosturbulentos del plasma de la zona de convección. Cuandoconjuntos de líneas de campo magnético de polaridadmagnética opuesta entran en contacto en la atmósfera delSol tiene lugar un catastrófico proceso de disipación de energíaque pensamos es el responsable del enigmático calentamientode la corona solar. Tales procesos de reconexión magnéticapueden llegar a ser muy violentos y conllevan con frecuenciala eyección en el medio interplanetario de partículas cargadas(electrones y protones) con velocidades cercanas a la de laluz. En algunas ocasiones tienen lugar impresionanteserupciones de masa en las que billones de toneladas de gascoronal son expulsadas al espacio, lo que constituye una seriaamenaza para los astronautas en misiones espaciales y paralos satélites artificiales en órbita alrededor de la Tierra.Tenemos, sin embargo, sólo una idea general de por qué seproducen éstos y otros fenómenos explosivos en el Sol. Sólopodemos decir con seguridad que se deben a la acción de loscampos magnéticos, los cuales se generan en todos losplasmas astrofísicos en rotación, pero queda aún mucho porinvestigar y descubrir.

La clave para obtener información empírica sobre la intensi-dad, topología y evolución temporal de los campos magnéti-cos del Sol la constituye la observación y la interpretaciónfísica de la polarización de la luz solar. La luz es radiaciónelectromagnética. Y ésta no sólo se caracteriza por su inten-sidad para cada longitud de onda, sino además por su esta-do de polarización, el cual está relacionado con la orientacióndel vector campo eléctrico de la onda en el plano perpendicu-lar a la dirección de propagación. La luz emitida por los áto-mos en presencia de un campo magnético está polarizada,tanto más cuanto mayor es la intensidad del campo magnéti-co. Gracias a la existencia de dos efectos físicos descubiertosen los laboratorios terrestres (los efectos Zeeman y Hanle)podemos obtener información sobre campos magnéticos enla atmósfera solar en un rango de intensidades que va des-de una milésima de gauss hasta miles de gauss.

Recogiendo la luz solar mediante modernos telescopios, anali-zándola cuidadosamente con instrumentos adecuados (en parti-

cular, con espectropolarímetros) einterpretando las observacionesmediante estudios rigurosos deastrofísica teórica y simulacionesnuméricas del proceso de gene-ración y transporte de radiaciónpolarizada en plasmas magne-tizados, los astrofísicos intenta-mos explorar de esta manera undominio de la física que de otraforma sería, hoy por hoy, inac-cesible. Esta física es necesariapara poder llegar a entender elorigen y los mecanismos delmagnetismo en Astrofísica. En elcaso concreto del Sol es ademáscrucial porque el clima terrestrey el “clima” del espacio que ro-dea a la Tierra está modulado yse ve afectado por la propia ac-tividad magnética del Sol.

Imagen de una protuberancia solar obtenida por el satélite SOHO, el 8de julio de 1999. Cortesía del Consorcio SOHO (ESA/NASA).

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Un viaje al SolDr. Antonio Jiménez Mancebo

Instituto de Astrofísica de Canarias

El sábado 2 de diciembre de 1995 tuvo lugar un hechohistórico para la comunidad científica internacional: un coheteAtlas Centauro II-AS (AC-121) despegaba del centro espacialde Cabo Cañaveral (Florida) con una preciada carga a bordo,el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory,Observatorio Solar y Heliosférico). Su misión: el estudio másprofundo jamás realizado por el hombre de nuestra estrella,el Sol; los once sofisticados instrumentos que componenSOHO se encargarían de ello. Tres de estos instrumentosestarían dedicados al estudio de las oscilaciones solares,ondas de presión y de gravedad atrapadas dentro del Solque se propagan desde el mismo núcleo solar hasta lasuperficie, permitiendo obtener información precisa de cómoes el Sol por dentro y determinar importantes parámetrosfísicos en función de la distancia al centro de nuestra estrella.(El Instituto de Astrofísica de Canarias ha participado de formadirecta en dos de estos instrumentos: GOLF y VIRGO). Otroscinco instrumentos se encargarían de estudiar la atmósferasolar desde la misma superficie hasta la corona externa, auna distancia de 30 veces el radio del Sol. En concreto seestudiarían flujos y turbulencias, temperaturas y densidadesdel plasma, abundancias químicas, erupciones solares,campos magnéticos y emisiones en ultravioleta, así como lacromosfera y la corona solar, junto con su hasta ahora nocomprendido calentamiento. Los tres últimos instrumentostendrían como objetivo el estudio del vientosolar, flujo de partículas expulsadas por elSol a grandes velocidades y que lleganhasta nosotros produciendo, aparte deproblemas en las comunicaciones, lashermosas auroras boreales. Sus principalestareas serían la detección de estaspartículas, determinación de la masa, cargaiónica, energías y el estudio del procesode aceleración y propagación por el mediointerplanetario. En definitiva, una flota deinstrumentos de la más modernatecnología dedicados exclusivamente alestudio profundo del Sol y que abriría unanueva época en la Física Solar.

Después de unas dos horas en órbitacircular alrededor de la Tierra, SOHOcomenzó su viaje espacial en dirección alSol siguiendo una órbita de transferencia,ya que su destino final no era girar en tornoa nuestro planeta, sino alcanzar el llamadopunto Lagrangiano L1. Éste es un lugarsituado a un millón y medio de kilómetrosde la Tierra en dirección al Sol donde lasfuerzas gravitatorias de nuestra estrella yde los planetas del sistema solar se anulan,creando una región en el espacio interplanetario de gravedadcero. SOHO empleó cuatro meses en llegar a su destino -unas cuatro veces la distancia de la Tierra a la Luna-, durantelos cuales desplegó los paneles solares y realizó todo tipo

de pruebas de funcionamientoinstrumental tanto a nivel delpropio satélite como de la cargacientífica.

En abril de 1995, SOHO alcanzóla zona de gravedad nula yapuntó directamente al centro delSol, siendo ésta la posiciónoperativa del satélite para poderobtener la información científicadeseada durante las 24 horas deldía. Uno a uno se fueron poniendoen funcionamiento todos losinstrumentos hasta quedarcompletamente operativos ycomenzar a desentrañar lossecretos que guarda nuestraestrella.

Abajo en la Tierra, los tres radaresdel llamado Deep Space Network(Red del Espacio Profundo) seencargaban de hacer llegar alsatélite todas las instrucciones

El Sol visto por SOHO. Imagencortesía de SOHO LASCO, EIT y

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necesarias para su correctofuncionamiento y de recibir el flujode datos que ya empezaba aenviar SOHO. Todo estabacoordinado por el personal de lasagencias espaciales Europea yAmericana, ESA y NASA, desde elGoddard Space Flight Center(GSFC) que la NASA tiene enGreenbelt (Maryland). Tambiénabajo en la Tierra, los más de 200científicos de los 23 institutos deinvestigación y universidades quetoman parte en el proyecto (elInstituto de Astrofísica deCanarias, entre ellos) empezabana analizar los tan esperados datosdespués de los diez añostranscurridos entre que seconcibió el satélite y se hizorealidad.

Durante los siguientes casi tresaños, hasta el 24 de junio de

1998, SOHO estuvo aportando lamás valiosa información nuncaobtenida del Sol, no solo por lacontinuidad de 24 horas diarias,sino también por su enormecalidad al no tener delante ladistorsionante atmósfera terrestre,limitación inevitable de lasobservaciones desde la Tierra.

¿Y por qué hasta el 24 de juniode 1998? Porque en esa fechasucedió algo terrible para loscientíficos de SOHO. Debido a unaserie de fallos en cadena, SOHOempezó a girar sobre uno de susejes de forma descontrolada. Losdatos enviados por su antenasalían en direcciones distintas ala de la Tierra y, por este mismomotivo, no recibía lasinstrucciones del centro decontrol, sus paneles solares ya noapuntaban al Sol para la recarga

continua de sus baterías, su energía se iba acabando y, amedida que pasaban las horas, la situación se hacía máspeligrosa. Todo el esfuerzo realizado por los expertos pararecuperar el control del satélite fueron en vano, SOHO seestaba apagando poco a poco sin poder evitarlo. Tres díasmás tarde se le dio definitivamente por perdido.

Comenzó entonces una misión casi imposible, recuperar elsatélite. Primero había que localizarlo, un cubo de poco menosde cuatro metros de lado situado a un millón y medio dekilómetros de la Tierra. Si se conseguía, habría que intentarestablecer contacto telemétrico con él para cargar las bateríaslo suficiente como para empezar a descongelar losprevisiblemente congelados tanques de hidracina(combustible de los motopropulsores). Si se tenía suficienteéxito en este proceso, habría que apuntar el satélite al Solpara completar la carga de las baterías y proceder aldescongelamiento del resto de sistemas e instrumentos.

A la sede de la NASA en Maryland (GSFC) empezaron a llegarlos mejores expertos en tecnología espacial procedentes devarias partes del mundo para aunar los esfuerzos en esadifícil tarea. Al mismo tiempo, los tres radares de la Red delEspacio Profundo (Madrid, Goldstone y Canberra) rastreaban

constantemente la zona del espacio interestelar dondese suponía que debía de encontrarse el satélite; un pocomás tarde se le unió el radiotelescopio gigante deArecibo. Durante tres largas semanas, la búsquedaresultó infructuosa, l lenando de pesimismo ydesesperación incluso a los científicos más optimistas.

El 23 de julio de 1998 sucedió lo que ya nadie esperaba.Las señales enviadas por el radiotelescopio de Areciboencontraron un objeto cuyo eco fue recibido por laestación de Goldstone. Dicho objeto era del tamaño deSOHO y se encontraba en la zona donde se perdió. Nohabía duda, SOHO había sido finalmente encontrado. Delos datos de los radares se deducía que estaba girandoa una vuelta por minuto sobre uno de sus ejes. Comenzóentonces un bombardeo de telecomandos al satélite paraintentar establecer contacto con él, consiguiéndose dichocontacto telemétrico el 4 de agosto de 1998. El siguientepaso crucial era descongelar la hidracina para darmovilidad al satélite y apuntarlo al Sol. Esto se consiguió

en un proceso muy lento, ya que al no estar los panelessolares apuntando directamente al Sol, la carga queadquirían las baterías era muy débil. Esta poca energía seempleaba en calentar un poco la hidracina y volver a cargarlas baterías durante horas antes de proceder a un nuevocalentamiento. Este proceso duró un mes y medio y fuefavorecido al comienzo de septiembre de 1998, al entrar enuna posición de la órbita en la cual los paneles solares deSOHO empezaron a apuntar al Sol de forma más frontal.

El 16 de septiembre de 1998, finalmente SOHO pudo sermaniobrado y apuntó de nuevo al Sol, comenzando entoncesal encendido y puesta a punto de los once instrumentos. Afinales de octubre de 1998, SOHO estaba de nuevo operativoy, lo que es más sorprendente, los once instrumentos nohabían sufrido daños después de su involuntaria hibernaciónde casi cuatro meses.

En el momento de escribir estas líneas, SOHO sigue allí arribamaravillando a los astrofísicos solares de todo el mundo,aportando una valiosísima información de nuestro astro rey,vigilando su evolución y su comportamiento diario. A SOHOtodavía le quedan algunos años de vida útil y nuevossatélites, actualmente en proyecto, le tomarán el relevo.

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23 de febrero del año 2089. Toshifumi S., un ciudadano japo-nés que realiza su tesis doctoral en Europa, tiene previstoviajar a su país natal para reunirse con los suyos. Al levan-tarse ese día sintoniza el canal de televisión para ver la pre-dicción del tiempo. A pesar de estar en febrero, en su aero-puerto de partida luce el Sol y hace un día espléndido. Todoparece ir estupendamente. Sin embargo, la emisión televisivaes cortada para anunciar que el centro de alerta internacio-nal para la predicción de fenómenos solares acaba de infor-mar de una erupción solar de clase 20 que ha producido unaeyección de masa coronal dirigida hacia la Tierra. Toshi em-pieza a preocuparse, su vuelo estratosférico, que le pondráen dos horas y media en Tokyo, puede verse retrasado. Sedirige al aeropuerto a probar suerte pensado “...por qué metocaría este máximo de actividad solar...”. ¿Ficción?. No tanto.La NASA, antes de lanzar el Space Shuttle Endeavour el 20 deabril de 2001 con siete astronautas a bordo, comprobó queno se hubiera producido ningún fenómeno energético en lasuperficie solar en fechas cercanas y que, por tanto, “el tiem-po, el de más afuera, también estaba despejado”. Es un he-cho que las diferentes agencias espaciales de todo el mundoestán convencidas de la necesidad de entender los comple-jos procesos que conforman lo que hoy en día llamamos rela-ciones Sol-Tierra. Por estas relaciones nos referimos a cómotodos los procesos de liberación energética que ocurren enla superficie solar afectan al entorno de la Tierra.

Una brújula en el Sol sería muypoco útil, pero no por no poseerun campo magnético como el te-rrestre (que es quien alinea labrújula con los polos Norte o Surterrestre), sino porque el campomagnético solar es un auténticoembrollo. Este campo magnéticoes mucho más intenso que el te-rrestre. Su origen es todavía unmisterio, pero las teorías que usanlos investigadores para explicar-lo no distan mucho de las usadaspara explicar el campo magnéticoterrestre. Sin embargo, al ser elSol una bola de plasma gaseoso(por comparación con nuestra su-perficie sólida), los campos mag-néticos se ven envueltos en com-plejas interacciones con los movi-mientos del gas solar. El origen deestos movimientos a gran escalaes parecido al fenómeno de lascorrientes marinas. Pero en elcaso del Sol, existe un ingredien-te adicional: el gas está

Impresión artística del satélite Solar Orbiter en modo de observación en las cercanías del Sol.La imagen solar que mostramos es real y fue obtenida por el satélite SOHO (Gabriel Pérez, SMM/IAC).

Las futuras misiones heliosféricas de laAgencia Espacial Europea

Dr. Valentín Martínez PilletInstituto de Astrofísica de Canarias

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burbujeando continuamente. Las altísimas temperaturas dela superficie solar producen movimientos convectivos (las bur-bujas) que interaccionan con el campo magnético de la su-perficie. Todas estas complejas interacciones se traducenen el continuo aumento de la energía magnética en el Sol.Pero la naturaleza rara vez es capaz de almacenar energíamagnética de forma estable. Después de un tiempo, unaparte importante de esta energía es liberada de forma ex-plosiva. En este proceso se desprenden energías equiva-lentes a millones de bombas nucleares (pero recordemosque no es una explosión nuclear lo que ha ocurrido) conemisión de radiación electromagnética de altas energías (ra-yos X), partículas radiactivas (aceleración de protones), etc.Estas explosiones ocurren a un ritmo de dos diarias duranteel máximo de actividad solar (cada 11 años). La dirección enla que son dirigidas rara vez coincide con la dirección dondese encuentra la Tierra. Pero si éste fuera el caso, al llegartodas estas partículas producirían lo que conocemos comotormentas geomagnéticas (al interaccionar con los cinturo-nes magnéticos, o de Van Allen, de la Tierra). Los efectospueden ser dramáticos, cortocircuitos en satélites orbitandola Tierra, pérdida de comunicaciones con las bases de segui-miento terrestre, cortocircuitos en plantas eléctricas, mal fun-cionamiento de sistemas tan populares como el GPS (o elfuturo Galileo, equivalente Europeo) y otras. No es el Sol ola Tierra quien está cambiando en este caso. Es nuestracivilización.

En la actualidad existen varios satélites que estudian el Soly el entorno terrestre que se ve afectado por estastormentas. La Agencia Espacial Europea (ESA) y suequivalente norteamericana (NASA) tienen el satélite SOHOobservando continuamente el Sol. Este satélite ha permitidoavances extraordinarios en nuestra comprensión de estastormentas solares. SOHO esta haciendo de guardián en laactualidad, y representa el mejor sistema de alerta de quedisponemos. Pero SOHO se apagará un día (le quedantodavía varios años). Para ese momento, las distintasagencias espaciales están preparando una batería desatélites que permitan seguir vigilando estos procesos y, loque es más importante, ser capaces de predecirlos. Estacapacidad de predicción pasa necesariamente por entenderel magnetismo solar y muchos de estos satélites sonmedidores (a distancia) de este campo magnético solar. Unode los mensajes de SOHO (pero también de lasinvestigaciones realizadas desde telescopios basados entierra) es que nos estamos perdiendo los detalles de estosprocesos. Necesitamos ver el Sol desde más cerca. Por ellola ESA aprobó el año pasado la misión denominada SolarOrbiter.

Como su nombre indica, el Solar Orbiter va a orbitar alrede-dor del Sol (como la Tierra). Pero para acceder a esos deta-lles que no vemos, se acercará al astro rey hasta una dis-tancia de 30 millones de km (la Tierra está a unos 150 millo-nes de km). De esta manera verá la superficie solar con ungrado de detalle que no hemos alcanzado hasta el momen-to (podrá resolver estructuras de unos 50 km en la superfi-cie solar). Jugando con la gravedad de Venus, del Sol, asícomo de la potencia propulsora que la energía solar le dará,será capaz de alcanzar una órbita helio-estacionaria, es decir,que verá siempre el mismo punto del Sol. Además, los en-cuentros con Venus lo irán sacando progresivamente del pla-no de la eclíptica (donde se encuentra la órbita de la Tierra)

accediendo a una visión privile-giada de los polos solares. Todasestas propiedades harán que elSolar Orbiter envíe datos a la Tie-rra de una calidad excepcionalque permitirán mejorar nuestracapacidad de comprensión y pre-dicción de los fenómenos explo-sivos que antes mencionábamos.

El lanzamiento del Orbiter estáprevisto para el periodo 2009-2011. El motivo de este retrasoes la necesidad de contar con latecnología que nos permita acer-carnos al Sol sin achicharrarnos.La intensidad de la radiación so-lar es 16 veces mayor que en lasproximidades de la Tierra y no esfácil eliminar este exceso de ca-lor. Una vez lanzado, los investi-gadores deberán ser pacientes yesperar dos años hasta el primerencuentro con el Sol, sólo enton-ces empezará a enviar datos a laTierra. Después, está previstoque dure entre cuatro y siete añosen función de las circunstanciasde la misión (y de las propias tor-mentas solares que podrían des-trozarlo, crucemos los dedos).

En paralelo con el desarrollo dela tecnología necesaria para acer-carse al Sol, las instituciones cien-tíficas europeas deberán desa-rrollar la instrumentación que vo-lará en este satélite. Lo primeroserá reunirse y discutir en deta-lle las preguntas científicas quese quieren responder con estainstrumentación. La primera deestas reuniones tendrá lugar enel Puerto de la Cruz (Tenerife) enmayo de 2001. A esta reuniónasistirán científicos de todo elmundo y de las distintas agenciasespaciales. La NASA, que cuentacon misiones como STEREO, queobservará el Sol desde dos pun-tos de la órbita terrestre en “es-tero”, o Solar Probe, un kamikazehacia el Sol, ha mostrado su in-terés en el proyecto Solar Orbiter.Durante el congreso ESA y NASA(junto con la agencia espacial ja-ponesa, ISAS, y la rusa, RSA) in-tentarán coordinar las futuras mi-siones espaciales que van a es-tudiar el Sol y la heliosfera que lorodea. Aunar esfuerzos en estetema revertirá en el beneficio de todanuestra civilización tecnológica. In-cluso, de nuestro amigo Toshi.

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El Sol proporciona toda la ener-gía que mueve la vida en la tierray, por ello, nos afecta directamen-te. Si se hiciera un poco más os-curo o más brillante variaría el cli-ma terrestre hasta hacer imposi-ble nuestra vida, con lo cual re-sulta fácil explicar el interés de losseres humanos por su funciona-miento. Sin embargo, otras razo-nes mucho menos obvias son res-ponsables del interés de los as-trónomos por el Sol. La Astrono-mía tiene como meta entenderpor qué existen estructuras comoestrellas o galaxias, por qué soncomo las observamos y cómo fun-cionan. En este camino se hacenecesario explicar por qué enor-

¿Por qué los astrónomos estudian el Sol?

Dr. Jorge Sánchez AlmeidaInstituto de Astrofísica de Canarias

Imagen de la corona solar tomadapor el satélite norteamericanoTRACE. Está formada por millonesde estructuras en forma de arcoque parten de la superficie solar (lazona oscura en la parte inferior dela imagen). Casi todos los objetosastronómicos tienen corona, perosólo en el Sol se puede estudiar coneste detalle.

mes nubes de materia difusa y en apariencia inconexa deci-den colapsar hasta producir estrellas, objetos que viven ymueren mezclando sus desechos con el medio del que pro-ceden. Éstos y otros muchos procesos críticos a la hora deentender el Universo no se pueden reproducir en laborato-rios terrestres. En otras palabras, experimentos similaresa los que permiten desarrollar nuevos combustibles y des-cubrir nuevos fármacos son incapaces de decirnos cómo naceuna estrella. El motivo es simple. Las cantidades de materia,las temperaturas y los intervalos de tiempo en los que seproduce el colapso son demasiado grandes como parapoderlos encerrar en un pequeño laboratorio terrestre. Pues-to en palabras que quieren resultar chocantes, los sesudoscientíficos terrestres difícilmente hubieran predicho la existenciade estrellas. Sabemos que existen simple y llanamente por-que las vemos cada noche en el cielo. Podemos volar, cons-truir ordenadores y producir otras muchas maravillas, perolos conocimientos que permiten estos avances son difícilmenteaplicables a cosas mucho mayores que el planeta Tierra.

Esta limitación de la Astronomía, incapaz de ex-perimentar directamente con los objetos que es-tudia, explica el especial interés de los astróno-mos por el Sol. Pero, ¿cuál es exactamente supapel en esta historia? El Sol es, en muchos as-pectos, un objeto típico del Universo. En él su-ceden cosas que también se dan en las demásestrellas y que, como mencioné anteriormente,no forman parte de nuestra experiencia cotidia-na. Sin embargo, el Sol se encuentra más cercade la Tierra que ningún otro objeto típico del Uni-verso, lo que permite un estudio detallado. Po-dríamos decir que suple la carencia de labora-torios de Astronomía. Como cualquier labora-torio, el Sol cumple una doble función. Por unlado, permite contrastar nuestros conocimien-tos sobre la física y la química que afecta a to-dos los objetos astronómicos. Una vez que nues-tras teorías describen adecuadamente el com-portamiento del Sol podemos aplicarlas más allácon garantías. Por ejemplo, nuestras teoríassobre cómo funciona una estrella predicen quela cantidad de luz que emite, su edad y su ta-

maño están estrechamente relacionados, parámetros que enel Sol se pueden determinar con mucha precisión. Como ob-servamos que siguen la relación predicha, tenemos confian-za en la teoría y creemos que describe adecuadamente to-das las demás estrellas. La segunda función de cualquier la-boratorio es la de descubrir nuevos fenómenos. La observa-ción del Sol ha resultado en la práctica una constante fuentede inspiración. En él vemos con facilidad comportamientosque difícilmente hubiéramos descubierto en otros objetos deno ser porque sabemos que se dan en nuestro astro. Un

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ejemplo claro es el llamado ciclo de actividad: la superficie so-lar cambia de apariencia cada once años; el número de man-chas, unas estructuras oscuras fácilmente visibles, varía enel tiempo hasta llegar a desaparecer durante el mínimo delciclo. Esta variación va acompañada de un pequeñísimo cam-bio en la cantidad total de luz que emite el Sol. Como obser-vamos variaciones cíclicas en la cantidad de luz procedentede otras estrellas, creemos que ellas también tienen man-chas y sufren ciclos.

Otro descubrimiento solar de carácter universal es la exis-tencia de la corona, ese halo tenue que se hace visible du-rante los eclipses totales y que los hace tan llamativos (verfigura). Está extremadamente caliente comparada con la su-perficie solar, lo cual resulta sorprendente. Usando un símilfácil de entender, es como si en una habitación con estufahiciera más frío cuanto más nos acercamos a la fuente decalor. Yendo desde la corona a la superficie solar la tempe-ratura disminuye hasta mil veces.

Relación de charlas de divulgación Impartidas el 27 de abril con motivo del Día Internacional Sol-Tierra

- «El Sol y el medioambiente espacial». Por FÉLIX HERRERA CABELLO (ULL).Aula Magna de la Facultad de Física y Matemáticas de la Universidad de La Laguna.- «El Sol, algo más que una estrella». Por MANUEL VÁZQUEZ ABELEDO (IAC).Auditorio de CajaCanarias, en Santa Cruz de Tenerife.- «Viviendo con una estrella». Por VALENTÍN MARTÍNEZ PILLET (IAC).Museo de la Ciencia y el Cosmos de Tenerife.- «El Sol, nuestra estrella». Por ANTONIO JIMÉNEZ MANCEBO (IAC).Centro Base de Servicios Sociales del Ayuntamiento de Granadilla (Tenerife).- «La Estrella de nuestra Vida». Por INÉS RODRÍGUEZ HIDALGO (IAC/ULL).Auditorio del Liceo de La Orotava.- «Jugando con el Sol». Por J. ANTONIO GONZÁLEZ HERNÁNDEZ (Agrupación AstronómicaIsla de La Palma). Sala de Conferencias de CajaCanarias, en Santa Cruz de La Palma.- «El Sol, la Estrella de nuestra Vida». Por CLARA RÉGULO RODRÍGUEZ (IAC/ULL).Sala de Conferencias de CajaCanarias, en Santa Cruz de La Palma.- «El Sol del nuevo Milenio». Por ANTONIO EFF-DARWICH (ULL).Sala de Cine del Cabildo de Gran Canaria.

OTRAS ACTIVIDADES ORGANIZADAS:- Viernes 27 de abril de 2001. Observación directa del Sol desde el Museo de la Ciencia y el Cosmosdel Organismo Autónomo de Museos y Centros del Cabildo de Tenerife.- Programas de radio especiales de CANARIAS INNOVA, una iniciativa del IAC en colaboración conRadio Nacional de España en Canarias.

Pues bien, por sorprendente queparezca, casi todos los objetosastronómicos tienen también su co-rona. Por qué la tienen es algo queaún hoy no entendemos adecuada-mente. La solución del enigma pasapor explicar previamente el compor-tamiento de la corona solar.

En resumen, el Sol es, con dife-rencia, el mejor laboratorio de As-tronomía del que disponemos.Por esta razón resulta imprescin-dible, pues permite comprobar lasideas fundamentales sobre cómose comportan los objetosastronómicos y, con frecuencia,en él se descubren fenómenos co-munes a todos ellos.

Coordinadores:Teodoro Roca CortésPere Lluis PalléTraducción y adaptación del material didáctico:Inés Rodríguez HidalgoPágina Web:Itziar AnguitaCoordinación con centros educativos y culturales:Itziar AnguitaLuis Cuesta

Relaciones con los medios:Carmen del PuertoBegoña López BetancorJornada de Puertas Abiertas Solares en el Observatorio del Teide:Miquel Serra-RicartJosé Antonio BonetActividades en el Museo de la Ciencia y el Cosmos:Ignacio García de la RosaCoordinación de charlas de divulgación:Secretaría del Área de InvestigaciónJuan Carlos Pérez Arencibia

RESPONSABLES DE LA CAMPAÑA «El Sol, la estrella de nuestra vida»

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Como resultado de la Jornada de Puertas Abiertas en los telescopios solares del Ob-servatorio del Teide, organizada en el marco de las actividades con motivo del Díainternacional Sol-Tierra por el IAC y el Departamento de Astrofísica de la Universidadde La Laguna, unas 2.500 personas visitaron este Observatorio el sábado 28 de abril.En esta jornada se permitió la entrada de visitantes desde las 10 de la mañana hastalas 6 de la tarde, de forma ininterrumpida. Las visitas, de dos horas de duración, fue-ron guiadas, para lo cual se contó con el personal del Observatorio, astrónomos yguías profesionales. Como en ocasiones anteriores, también colaboraron la Cruz Rojay la Guardia Civil.

28 DE ABRIL:JORNADA DE PUERTAS ABIERTAS SOLARES

2.500 personas visitaronen grupos organizadoslas instalaciones del

Observatorio del Teide.

Se visitaron cinco instalaciones del Obser-vatorio del Teide: los telescopios alemanesVTT y “Gregory Coudé”, el Laboratorio So-lar, el telescopio franco-italiano THEMIS yel telescopio infrarrojo es-pañol “Carlos Sánchez”acogieron a los visitantesen grupos. El éxito de lasjornadas fue posible gra-cias a la labor de un am-plio equipo de personas:20 astrónomos (incluidosalumnos del Departamen-to de Astrofísica de la ULL), que impartieroncharlas y explicaciones y guiaron a los gru-pos por el interior de los telescopios; 7 guías,que llegaron a desplazar hasta 500 perso-nas simultáneamente; 5 personas de man-tenimiento y personal de seguridad, que con-

tribuyeron a la coordinación de toda la ope-ración. También se montó una pequeñacarpa con paneles expositivos sobre las di-ferentes instalaciones solares de los Obser-

vatorios del IAC (incluidaslas del Observatorio delRoque de los Muchachos,en La Palma), así comomaterial de divulgación,vídeo y dos telescopiospequeños -Celestrón C8 yMeade X50-, con filtrossolares para la observa-

ción directa del Sol. Todo ello coordinado desdeun ‘centro de operaciones’ localizado en laresidencia del Observatorio del Teide que si-guió el desplazamiento por la zona, con laayuda de un ordenador y una emisora cen-tral, de hasta 7 grupos de visitantes a la vez.

En la figura se presenta sobre el mapa del Observatorio del Teide el recorrido realizado por los grupos devisitantes.

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La Jornada de Puertas Abiertas Solaresdel 28 de abril, en imágenes:

Fotos: Pere Lluis Pallé (IAC)