El enigmático ciclo de actividad del Sol

La actividad solar, captada en
el UV extremo por el satélite
SDO. (NASA/GSFC)
El enigmático
ciclo de actividad
del Sol
jorge sanz forcada
El Sol muestra un ciclo de actividad de once años
difícil de encajar con la teoría. Repasaremos su
influencia en la Tierra, y cómo otras estrellas nos
ayudan a entender a la nuestra.
A
los aficionados a la
astronomía nos apasiona el cielo nocturno. Pero la observación del Sol también
presenta sus atractivos. Del Astro
Rey nos interesan sobre todo las
manchas, protuberancias, o fulguraciones, todos ellos fenómenos asociados a la actividad solar. Durante un eclipse total de Sol podemos
observar su corona, con esa tenue luz blanca que se produce por
el rápido movimiento de los electrones en sus campos magnéticos.
Pero más allá de los atractivos visuales del Sol hay una enorme cantidad de información para los físicos, mucha aún sin desentrañar. A
lo largo de este artículo hablaré de
los ciclos de actividad del Sol, un
enigmático fenómeno que tiene algunas consecuencias en la vida en
la Tierra nada despreciables.
Cuando Galileo apuntó su telescopio
al Sol observó que este tenía manchas en su superficie. Decir esto le
costó algún disgusto con la forma de
pensar de su tiempo, ya que según
el pensamiento aristotélico el Sol debía ser perfecto. Pero hoy en día sabemos que las manchas en el Sol son
un fenómeno común, aunque no
siempre han estado ahí. Este fue uno
de los grandes descubrimientos de
Galileo1 . Tras él siguieron otros que
se dedicaron a observar esas curiosas manchas, y a contarlas. Así hasta
que el astrónomo Henrich Schwabe,
en 1843, descubrió que el número de
manchas seguía un ciclo de unos diez
años (realmente varía entre siete y
quince años, con una media de 11,1
años). El ciclo ha seguido apareciendo regularmente desde que se empezaron a observar las manchas (hacia
1610), excepto en una época conocida como «mínimo de Maunder» (Figura 1). Y aquí es donde empieza la
sospecha de que el ciclo solar tiene
una influencia en el clima en la Tierra. Maunder y Spörer, en la década
de 1890 se afanaron en mirar los registros históricos de manchas y contabilizarlos con la fórmula de Wolf, que
es la que se sigue usando hoy en día.
Así notaron que entre 1645 y 1715 casi no había manchas. Durante un periodo de treinta y dos años no hubo
ni una sola mancha observada en el
hemisferio norte del Sol. Durante el
mínimo de Maunder también disminuyó mucho la frecuencia de las auroras polares, otro de los efectos de
la actividad solar. También la corona del Sol pareció desaparecer durante los eclipses. Aunque lo que ve-
la temperatura promedio realmente no bajó mucho, sí que se vio que el
frío era más persistente, con heladas
y nieves habituales en zonas que típicamente eran más cálidas. Por ejemplo el Támesis en Londres se congelaba regularmente. Otro ejemplo son
los puertos bálticos: estos se congelan
cuando llega el frío, cesando la actividad comercial; durante el mínimo
de Maunder los puertos tuvieron que
cerrar antes de lo habitual porque se
helaban anticipadamente. Si analizamos los datos todo apunta a que no
fue solo la falta de actividad solar la
responsable de estos fenómenos. Parece que la actividad volcánica también aumentó en esa época: un ma-
Algunos científicos han estado
recogiendo datos climáticos de las
últimas décadas y comparándolos
con el ciclo solar. Hay muchas
evidencias de la influencia del ciclo
solar en el clima terrestre
mos en el eclipse es en su mayoría la
corona, también hay una componente de luz zodiacal. Durante el mínimo de Maunder parece que solo se
veía la luz zodiacal. Está claro que durante este periodo bajó mucho el nivel de actividad del Sol y esto se dejó
sentir en todas sus manifestaciones visibles. Pero el misterio de la desaparición de las manchas se perdió en el
olvido hasta que el astrónomo estadounidense Eddy lo rescató en 1976,
dándole el nombre de mínimo de
Maunder.
Entonces se empezaron a atar cabos con el clima terrestre. El mínimo de Maunder coincide con la etapa más fría de la conocida como
«pequeña Edad de Hielo» en Europa, una época particularmente fría
entre los siglos XV y XVII. Aunque
yor número de erupciones envía más
partículas de polvo a la atmósfera, y
al pasar menos luz se produciría una
disminución de la temperatura. El
aumento de la actividad volcánica debió afectar durante toda la pequeña
edad de hielo, pero en torno al mínimo de Maunder además se sumó
la falta de actividad del Sol, lo que se
tradujo en un periodo aún más frío.
[Nota de la Redacción: en el artículo de
las páginas siguientes, Un año sin verano, se amplía y complementa esta información.]
Los efectos de los ciclos solares en
el clima no acaban en el mínimo de
Maunder. Algunos científicos han estado recogiendo datos climáticos de
las últimas décadas y comparándolos
con el ciclo solar. Hay muchas evidencias de la influencia del ciclo solar en
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artículo | El enigmático ciclo de actividad del Sol
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figura 1 Evolución del ciclo solar de
1610 a 2010, medido en la fotosfera a
través del número de manchas (NASA/
MSFC) figura 2 Auroras boreales
observadas desde Finlandia, imagen
cortesía Lluís Romero.
el clima terrestre. Por ejemplo, cuando se promedian los datos de observatorios meteorológicos del hemisferio norte con igual latitud se observa
que durante el máximo de actividad
solar parece desplazarse la lluvia de
las latitudes 60°-70° al rango 70°-80°.
Otra pista nos la da el número de rayos que impactan en estaciones eléctricas: en Reino Unido se comprobó
cómo había más rayos (y, por tanto,
más tormentas eléctricas) cerca del
máximo solar. Otros ejemplos no parecen seguir el ciclo de once años sino el de veintidós. Me explico: el ciclo solar de once años nos revela el
número de manchas. Pero si miramos un poco mejor estas manchas se
observa que tienen una determinada polaridad que cambia de un ciclo
al siguiente. Si consideramos la polaridad magnética de las manchas el ciclo de actividad no es de once años
sino de veintidós. Un ejemplo de
efectos climáticos del ciclo de veintidós años se encontraría en el Medio
Oeste americano: aunque las sequías
son habituales en la zona, se observa
un aumento de la extensión afectada
por esta sequía unos dos o tres años
después del ciclo solar de veintidós
años. Otro ejemplo que se ha observado es que el crecimiento de los árboles en algunas zonas es menor durante el mínimo solar; esto es fácil de
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comprobar observando la distancia
entre anillos. A pesar de este aluvión
de evidencias, estas son coincidencias
estadísticas que por sí solas no bastan
para demostrar la influencia del ciclo
solar en el clima terrestre.
Nos preguntamos entonces si hay
algún motivo para que el ciclo solar influya en el clima terrestre. Aunque es difícil de cuantificar, sí que
lo hay. De forma intuitiva la respuesta es clara: si nuestra principal fuente de energía, el Sol, no influye en el
clima terrestre ¿qué lo hace? Así es.
Se ha observado que el aumento de
la radiación UV que se produce durante el máximo solar influye en la
atmósfera terrestre. La luz UV se absorbe en la termosfera, a una altura
superior a los 100 km. Su temperatura se dobla (hasta los 1500 K) durante el máximo con respecto al mínimo
de actividad. Además la luz UV también afecta a la producción de ozono (O3) a partir de oxígeno (O2). El
contenido de ozono en la troposfera
puede afectar a la corriente de chorro, que regula el clima en el hemisferio norte. El nivel de la tropopausa,
que regula el tamaño de la troposfera, también parece estar regulado
por la radiación que le llega del Sol.
La tropopausa cambia tanto con la
distancia Tierra-Sol como con el ciclo
solar. Por tanto, cabe pensar que el
ciclo solar sí que puede afectar al clima terrestre.
Aquí no acaba la posible influencia de la actividad solar en la Tierra.
El efecto más llamativo de la actividad solar sin lugar a dudas son las auroras (Figura 2). El cielo se cubre de
bellos colores que parecen describir
el movimiento de unas tenues cortinas de seda en el cielo. Aunque suene menos romántico, esto es un efecto de las partículas cargadas del Sol
que penetran en la Tierra a través de
los polos magnéticos. Estas partículas
se producen principalmente durante fulguraciones y eyecciones de masa
coronal. Estos son fenómenos que se
originan en la corona del Sol, y cuya
frecuencia aumenta hacia el máximo
solar. Si el lector tiene la oportunidad
de viajar a altas latitudes, de cualquiera de los dos hemisferios, no debe olvidar el levantar la vista al cielo cuando esté oscuro, por si aparece una
bonita aurora. Algunas tormentas solares son tan fuertes que producen
auroras que son visibles en bajas latitudes. En 1859 se observó una aurora
muy brillante en Norteamérica, que
llegó a verse en Panamá. Los mineros
en Colorado se levantaron de madrugada pensando que el fuerte color rojo del cielo, iluminado por la aurora,
les indicaba la hora del amanecer.
Las auroras son la cara amable de
las tormentas solares. Pero también
tienen sus efectos perniciosos. En
el mundo actual tenemos una fuerte dependencia de la tecnología. Hace algunos años una tormenta solar
provocó un apagón en buena parte de Canadá, y los satélites artificiales pueden verse dañados por las partículas energéticas que proceden de
las eyecciones de masa coronal. Actualmente las agencias espaciales
controlan el conocido como «clima
espacial» (space weather), para asegurarse de poder reaccionar a tiempo
2
Nosotros no podemos coger el Sol y girarlo más deprisa,
hacerlo más pequeño, o aumentar su temperatura. Así que
recurrimos a observar otras estrellas, con la esperanza de
que nos digan algo sobre cómo es nuestro Sol
antes de que una tormenta solar dañe los instrumentos que hay en los satélites y telescopios espaciales. Otro
efecto interesante son las tormentas geomagnéticas producidas por las
fulguraciones, que como hemos dicho aumentan su frecuencia durante el máximo solar. Las brújulas, que
usan el magnetismo de la Tierra para
guiarse, pueden volverse caóticas durante estas tormentas magnéticas.
Hasta ahora hemos hablado de la
influencia de los ciclos de actividad
en la Tierra. Pero hemos dicho poco sobre su origen, la física que lo rodea, y cómo son en otras estrellas. Primero de todo voy a explicar en qué
consiste. Si uno observa el Sol en un
año como este, lejos del mínimo del
ciclo, con un telescopio óptico (con
filtro, claro está) observará la presencia de manchas (Figura 3). Podemos
ver algunas manchas aisladas, y otras
en grupos. El número de Wolf es una
fórmula que combina el número de
manchas aisladas con el número de
grupos de manchas. Si hacemos una
gráfica observando la evolución temporal de este número se ve muy claramente la presencia de picos cada
once años aproximadamente. La intensidad de estos picos varía de un ciclo al otro, y hay algún caso en que
un ciclo tiene dos picos. De hecho, se
está especulando con que el ciclo actual podría tener dos picos. Otro fenómeno curioso es que el ciclo de
manchas no siempre es igual en los
dos hemisferios del Sol. Las pocas
manchas que aparecieron durante el
mínimo de Maunder lo hicieron en
el hemisferio Sur del Sol.
La actividad no solo se manifiesta en las manchas, zonas ligeramente más frías (1000 K menos) que el
resto de la fotosfera, sino que se deja ver en otras capas. Las capas exteriores del Sol son, de adentro hacia
afuera: fotosfera (la que vemos en el
óptico), cromosfera (se ve principalmente en UV), y corona (se observa en rayos X), con una delgada región de transición entre cromosfera
y corona. La temperatura va ascen-
diendo con la altura, un misterio difícil de explicar pero que dejaremos
para otra ocasión. Así la corona tiene
temperaturas superiores al millón de
grados, mientras la fotosfera ronda
los 5800 K. Cuando se observa una
mancha en la fotosfera, encima hay
una región brillante en la cromosfera, y una serie de bucles en la corona.
Los fenómenos de actividad son mucho más evidentes en la corona, pero para observarlos necesitamos telescopios de rayos X, que no estaban
disponibles hasta hace algunas décadas. Así mientras el brillo total de la
fotosfera apenas varía un pequeño
porcentaje, la luz solar en rayos X aumenta un orden de magnitud en el
máximo del ciclo. Es decir, su luz se
multiplica por diez cuando se acerca
al máximo, si la comparamos con el
mínimo. La Figura 4 nos da una idea.
Las regiones brillantes que se observan en la corona del Sol son en realidad acumulaciones de bucles a muy
alta temperatura, controlados por
fuertes campos magnéticos. Duran| octubre 2013 | nº172 | 33
artículo | El enigmático ciclo de actividad del sol
3
Cuanto más rápido rota una estrella, más corto es su ciclo
de actividad. Como las estrellas van frenando su rotación
con la edad, esto equivale a decir que las estrellas más
jóvenes tienen ciclos más cortos, y conforme pasan los
años sus ciclos se van alargando
te las fulguraciones pueden aparecer
bucles de diez millones de grados,
en lugar del millón de grados habitual. En algunas ocasiones los bucles
se rompen, produciéndose lo que se
conoce como una eyección de masa
coronal: el Sol expulsa jirones de material cargado a muy alta temperatura, que unas horas después llegará a
la Tierra si está en su camino. Al acercarse a la Tierra su campo magnético desvía muchas de estas partículas,
pero algunas penetran por los polos,
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produciéndose las auroras polares.
Esto es lo que ocurre cuando hay
manchas, pero volviendo a nuestro
tema central... ¿por qué el número
de manchas sigue un ciclo más o menos regular? Responder a esa pregunta no es fácil. Los astrónomos no
somos como otros científicos, que se
meten en un laboratorio y hacen experimentos cambiando los distintos
parámetros del problema. Nosotros
no podemos coger el Sol y girarlo
más deprisa, hacerlo más pequeño,
o aumentar su temperatura. Así que
recurrimos a observar otras estrellas,
con la esperanza de que nos digan algo sobre cómo es nuestro Sol. Para
saber si otras estrellas tienen ciclos se
requiere mucha paciencia, y tener telescopios dedicados a ello con cierta exclusividad. En la década de 1960
se inició un programa en el Observatorio de Monte Wilson, en Estados
Unidos, para observar ciclos de actividad en otras estrellas. Para ello se estudió un doblete de Ca II que se for-
figura 3 Imágenes de las capas exteriores del Sol tomadas por el satélite
SDO. Se observa la coincidencia «geográfica» de las manchas fotosféricas
(derecha), las regiones activas cromosféricas (izquierda), y los bucles coronales más calientes (centro). (NASA/GSFC)
figura 4 Cambios coronales (línea
de 284 Å de Fe XV) durante el Ciclo 23
de actividad solar. La luz varía en más
de un factor diez en este rango. (ESA/
NASA) figura 5 Doble comportamiento de los ciclos de actividad. Las líneas
discontinuas indican el mejor ajuste
al comportamiento bimodal que se
observa. En ambos casos se ve que la
duración del ciclo aumenta cuando se
ralentiza la rotación de la estrella. La
letra «A» representa la rama «activa»,
donde se ve la dependencia para las
estrellas de rotación más rápida, y, por
tanto, más jóvenes. La rama «I» muestra otra dependencia, más típica en
estrellas de rotación más lenta (más
viejas). Algunas estrellas muestran dos
ciclos, uno en cada rama. El Sol parece
estar en una situación intermedia entre
las dos ramas. (Crédito: Bohm-Vitense
2007, ApJ 657, 468; y Lorente & Montesinos 2005, ApJ 632, 1104)
ma en la cromosfera y que se observa
en el extremo azul del espectro (las
líneas H y K de Ca II). Estas líneas se
forman en la cromosfera y nos evita tener que usar costosos telescopios UV para estudiarlas. Se confeccionó una lista de estrellas «frías», es
decir, con temperaturas similares al
Sol o más frías, y se dedicaron a observar sus cromosferas regularmente durante muchos años. El proyecto fue un éxito y sigue en marcha hoy
en día. En 1978 se publicaron los primeros ciclos de actividad en otras estrellas. Actualmente hay un buen
número de ciclos cromosféricos observados en otras estrellas, con una
duración entre dos y veinte años, y
se pueden sacar algunas conclusiones interesantes. Lo primero es que
las estrellas «viejas», o más bien «maduras», como el Sol, muestran ciclos
bastante regulares y bien marcados,
mientras que las jóvenes (menos de
mil-dos mil millones de años) tienden a tener ciclos menos regulares.
Además muchas estrellas jóvenes tienen no uno, sino dos periodos de actividad actuando de forma conjunta. Es decir, un ciclo de tres años de
actividad suele estar modulado por
4
5
otro más largo de diez años de duración. Otra dependencia parece clara: cuanto más rápido rota una estrella, más corto es su ciclo de actividad.
Como las estrellas van frenando su
rotación con la edad, esto es equivalente a decir que las estrellas más jó-
venes tienen ciclos más cortos, y conforme pasan los años sus ciclos se van
alargando. La Figura 5 nos muestra
los ciclos de actividad en una muestra de estrellas. Podemos ver que se
agrupan en dos líneas: la rama de las
estrellas «activas» y las de estrellas «in| octubre 2013 | nº172 | 35
artículo | El enigmático ciclo de actividad del Sol
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figura 6 Aumento de brillo durante
el máximo del ciclo solar en la fotosfera (abajo) y cromosfera (arriba). En
estrellas como el Sol el brillo aumenta
durante el máximo en fotosfera, cromosfera y corona. En estrellas activas
disminuye el brillo de la fotosfera mientras aumenta el de cromosfera y corona. (Crédito: Judge, 2012 –IAU S286,
15–) figura 7 La estrella iota Hor posee el ciclo de actividad más corto que
se conoce, de tan solo 1,6 años. (Digital
Sky Survey/VirGO)
activas», dependiendo de que tengan periodos de rotación más lentos
(las primeras) o más rápidos (las segundas). Curiosamente algunas estrellas tienen ciclos en las dos ramas.
El Sol es un caso extraño aquí, parece como si se tratara de un objeto de
transición, algo muy interesante en
astronomía. Es decir, el Sol parece estar pasando de un régimen en que
las estrellas todavía tienen dos ciclos,
a otro en que pasan a tener solo el ciclo de la rama «inactiva».
¿Y qué dice la teoría de todo esto? Pues por el momento está bastante atascada. Precisamente uno de los
modelos que mejor funcionan lo hicieron hace unos años R. Lorente y
B. Montesinos, dos astrónomos españoles compañeros de la ESA y el
Centro de Astrobiología, respectivamente. Ese modelo ajusta muy bien
la rama «inactiva» de los ciclos que se
ven en la Figura 5. Pero no tiene respuesta para la otra rama. En líneas
generales estos modelos se puede decir que asemejan el Sol a una dinamo, como las de las bicicletas, que aumenta o disminuye su actividad de
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forma cíclica. Pero los modelos teóricos tienen muchos problemas todavía. Sobre todo no consiguen encajar
en la teoría la presencia de un mínimo de Maunder, un intervalo largo
de tiempo en que los ciclos desaparezcan. Y como hemos dicho tampoco pueden explicar el que haya una
rama «activa» de los ciclos. Aquí aún
queda mucho camino que recorrer,
pero se está avanzando.
Antes hemos dicho que donde se
ve mejor el ciclo es en la corona. Quizás les haya surgido la pregunta de
por qué empeñarse en usar telescopios ópticos si ya tenemos telescopios de rayos X. El principal motivo
es que los segundos son muy caros de
fabricar, así que los pocos que hay tienen que repartir su labor entre muchas disciplinas de la astrofísica. Por
otra parte se ha visto que la observación de las líneas cromosféricas de
calcio ya es suficiente para detectar
los ciclos. Pero entonces ¿estamos seguros de que los ciclos de otras estrellas también se ven en fotosfera y corona? Antes he mencionado cómo se
ven las manchas en las distintas capas
del Sol, pero no cómo se ve el Sol en
su conjunto durante el ciclo. Al compararlo con otras estrellas lo que se
ve es lo siguiente:
› Si la estrella es poco activa, el caso del Sol: sus ciclos son regulares,
de más larga duración, y cuando estamos en el máximo de actividad
(cuando es más brillante la cromosfera) se observa que la estrella es más
brillante en la fotosfera, a pesar de
tener manchas en su superficie (Figura 6). Ocurre porque mientras
la mancha es oscura, los bordes de
la misma son más brillantes, y en su
conjunto este efecto es el dominante.
En cuanto a la corona, es más brillante durante el máximo, como se ve en
la Figura 4.
› Si la estrella es activa, como las estrellas jóvenes, los ciclos son más irregulares, de menos duración, y la fotosfera es más tenue cuando aumenta
la actividad. Aunque no siempre ocurre, parece que las manchas tienden
a ser tan abundantes, o grandes, que
terminen por ser el efecto dominante en la fotosfera de la estrella. ¿Y la
corona? Es más brillante, pero eso lo
sabemos solo desde hace unos meses.
El estudio de ciclos en la corona es
más complicado, debido principalmente a no poder disponer de telescopios dedicados en exclusiva a ello.
Pero también debido a que las estrellas son muy variables en rayos X, sobre todo si son activas, y eso confunde más su interpretación. Hasta hace
poco solo se conocían tres estrellas,
aparte del Sol, con ciclos coronales.
Todas ellas son estrellas de una edad
parecida al Sol, y por ello tienen ciclos de similar duración. La amplitud (diferencia entre mínimo y máximo) del ciclo es más pequeña que en
el caso solar, pero por lo demás no
se ven casi diferencias. Este año pudimos publicar un cuarto caso, la primera estrella activa para la que se ha
visto un ciclo coronal. Se trata de iota
Hor, una estrella no visible desde España, pero sí en parte de Iberoamérica (Figura 7). Esta estrella tiene el
que hasta ahora es el ciclo de actividad más corto que se conoce, de tan
solo 1,6 años. El ciclo coronal coincide con el cromosférico, pero se han
visto algunos detalles muy curiosos: el
ciclo de 1,6 años se ve condicionado
por otro de más larga duración, quizá siete años, y sufre aparentes «interrupciones», momentos en que
el comportamiento se vuelve caótico durante un par de meses para volver a organizarse como un ciclo. Este comportamiento pensamos que se
debe a un efecto geométrico. Creemos que los dos hemisferios tienen
ciclos desacompasados, y al ver la estrella un poco inclinada desde nuestro ángulo, podría producir este efecto. En conclusión, el ciclo de iota
Hor todavía tiene algunas irregularidades, pero responde igual en cromosfera y corona.
Ahora les voy a dar un punto de
vista «astrobiológico» del problema.
Iota Hor nos interesa especialmente porque tiene una masa parecida
al Sol, y una edad (700 millones de
años) muy similar a la que tenía el
Sol cuando apareció la vida en la Tierra. Esta estrella nos brinda una oportunidad única para saber cómo eran
los ciclos del Sol en aquel momento,
que además es la edad a la que aparecen los primeros ciclos de actividad
conocidos. Llegados a este punto espero que les haya convencido de que
los ciclos solares tienen alguna influencia en el clima de la Tierra. Pues
bien, si esta influencia existe es sobre
todo debido a la emisión de rayos X y
UV. En el caso de iota Hor hemos observado que aunque la emisión en rayos X es muy superior a la solar, varía
mucho menos (solo un factor dos)
que en nuestra estrella. Así que es
muy improbable que el ciclo tuviera
algo que ver con la aparición o la evolución de la vida en la Tierra.
A modo de resumen podemos dar
esta visión más general de los ciclos
de actividad: las estrellas más jóvenes
tienen tal nivel de actividad que esta
no decrece y no permite observar ciclos. Cuando la rotación se va frenando empieza a calmarse la actividad,
y la disminución de regiones activas
ya permite observar ciclos, al variar la
superficie estelar cubierta por manchas. Conforme sigue frenándose la
rotación la estrella llega a tener momentos en que no se ven manchas,
por lo que sus ciclos de actividad tienen fuertes variaciones, como ocurre
con el Sol. En esta etapa de la vida de
una estrella, la diferente radiación
que se emite según varía el ciclo puede influir en la atmósfera de los planetas de su entorno, produciéndose
variaciones climáticas. Algún día lograremos entender bien la física que
explica estos ciclos, y su influencia en
el clima terrestre. Quizás hasta podamos predecir con antelación las cosechas que se esperan en las diferentes
regiones de la Tierra en función del
ciclo solar. ( )
1 Para ser veraces, antes de inventarse el
telescopio ya se observaban manchas solares a ojo desnudo, sobre todo en Oriente (Corea, Japón y China). Hay registros
desde el 28 a.C.
Jorge Sanz Forcada es investigador titular del INTA
en el Centro de Astrobiología (Madrid).
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