EL UNIVERSO: SU TAMAÑO Y COMPONENTES

Las estrellas variables Las estrellas de la secuencia principal son objetos muy estables. La fuerza de gravitación, que tiende a contraer el astro, está exactamente compensada con la fuerza de presión interna, que tiende a dilatarla. Es en el momento en que la estrella se convierte en una gigante roja que a veces el equilibrio se rompe. Comienza entonces una fase de inestabilidad que se traduce en fuertes variaciones de la luminosidad de la estrella. La ruptura del equilibrio está provocada por un fenómeno complejo que implica variaciones de transparencia de las capas de helio cerca de la superficie de la estrella. Una vez roto el equilibrio, el astro comienza a conocer una sucesión de dilataciones y contracciones controladas por las mismas fuerzas. Cuando la fuerza de presión predomina, el volumen del astro aumenta pero la gravedad frena el movimiento y termina por provocar una contracción. El volumen de la estrella disminuye entonces hasta que la presión interna se oponga a la contracción y provoque una nueva dilatación. No son los cambios de tamaño, sino de temperatura, los que provocan las variaciones de luminosidad. Cuando el volumen de la estrella es más pequeño, su temperatura es ligeramente más fuerte y la luminosidad máxima. Cuando es mayor, la temperatura es ligeramente más baja y la luminosidad mínima. El resplandor de la estrella cambia pues de manera periódica. Los tipos de estrellas variables Los dos principales tipos de variables pulsantes son las cefeidas y la estrella RR Lyrae. Estos astros desempeñan un papel central en astrofísica y los encontraremos en sucesivas ocasiones. Las cefeidas son estrellas masivas que aún son jóvenes cuando alcanzan la fase de gigante roja. Su luminosidad varía con un período comprendido entre un día y varias semanas. La propiedad notable de las cefeidas es la existencia de una relación entre su luminosidad media y el período de sus oscilaciones. Por ejemplo, su luminosidad media es de mil de veces la del Sol para un período de algunos días y diez mil veces la luminosidad solar para un período de varias semanas. Es esta relación que hace de las cefeidas una de las herramientas básicas de la astrofísica. Las estrellas RR Lyrae son por su parte estrellas poco masivas y viejas. Su período de oscilación es inferior a un día. Contrariamente a las cefeidas, tienen todas la misma luminosidad media, alrededor de cien veces la del Sol. Las estrellas binarias Señalemos para terminar que existen otros tipos de estrellas variables donde las fluctuaciones de luminosidad no son debidas a pulsaciones. Se trata entonces de sistemas binarios en los cuales dos estrellas giran una en torno a la otra. Si por casualidad la Tierra se encuentra en el plano de la órbita mutua, cada estrella va durante su revolución a pasar delante de la otra y esconder una parte de su superficie. Para el observador terrestre, esto se traduce en una disminución de la luminosidad total del par. Así el resplandor total fluctúa en el curso del tiempo y se habla también de estrella variable. En este caso bastante raro, el estudio de las variaciones de luminosidad puede revelarse muy útil y proporcionar información sobre las dos estrellas, como el tamaño, su órbita, su dimensión o su masa. La superficie del Sol, las manchas y el magnetismo Continuando alejándonos hacia el exterior del Sol, llegamos a lo que se puede considerar como su superficie, aunque no se trate realmente de un límite bien definido. Esta región de algunas centenas de kilómetros de espesor se llama fotosfera. La temperatura sólo baja allí ligeramente, de 6.000 a 4.000 grados, pero la densidad disminuye muy rápidamente. Por esta razón, todas las capas de gas situadas más allá son muy tenues, así pues, transparentes. Así, la fotosfera es la última capa opaca y brillante y es ella la que vemos cuando miramos el Sol. Además, como la caída de densidad es muy rápida, los contornos de esta región están bien definidos, lo que explica que el disco solar posee un contorno muy neto en vez de límites borrosos. Un aspecto granuloso La superficie del Sol está lejos de ser uniforme. Las observaciones a alta resolución muestran en efecto que la fotosfera presenta un aspecto granuloso. Continuamente, millones de granos son visibles sobre el disco solar, con un tamaño medio de un millar de kilómetros. Imágenes sucesivas muestran además que el aspecto de la superficie varía muy rápidamente porque cada grano vive sólo algunos minutos. Gracias al análisis espectral, los astrónomos mostraron que estos granos están vinculados a la convección en las capas próximas a la superficie. El gas caliente remonta de las profundidades y alcanza la superficie al centro de los granos, luego se extiende por todo enfriándose al mismo tiempo, antes de volver a sumergirse hacia el interior a los bordes de los granos. Así pues, el gas que brota en el centro de los granos tiene una temperatura superior de 300 grados al que vuelve a sumergirse a los bordes, y es esta diferencia de temperatura, pues de luminosidad, que da lugar al aspecto granuloso del disco solar. Observemos que más en profundidad se producen otros movimientos de gas a una escala más grande. Estos movimientos definen enormes células que pueden alcanzar 30.000 kilómetros de diámetro y poseyendo una duración de vida del orden de un día. Las manchas solares Otros fenómenos afectan la fotosfera de manera más transitoria. Las manchas solares son el ejemplo más conocido puesto que astrónomos chinos ya las observaban hace más de mil años. Se trata de pequeñas regiones oscuras cuyo diámetro varía entre algunos millares y un centenar de millares de kilómetros y que duran entre algunos días y varios meses. También observamos regiones brillantes, llamadas fáculas, que aparecen un poco antes de las manchas y persisten varias semanas después de la desaparición de éstas. La observación continua del Sol mostró que el número de manchas no es constante sino que varía mucho con el tiempo. Oscila entre cero y un valor máximo en un ciclo que dura 11 años. Un máximo data del año 2.000 y el siguiente se produjo a principios de 2.012. Un grupo enorme de manchas solares observado por la sonda SOHO en 2000. Crédito: SOHO / MDI (ESA / Nasa) Las manchas solares son regiones de la fotosfera donde la temperatura es ligeramente más baja que la media, alrededor de 4.000 grados en vez de 6.000. Emiten así un poco menos de luz que su vecindad y aparecen oscuras por contraste. Su análisis espectral reveló la presencia de un campo magnético muy intenso. Esta es muy probablemente la causa de la diferencia de temperatura, aunque el mecanismo exacto no esté aún muy claro. Varias hipótesis han sido emitidas. En particular puede que el campo magnético impida a las corrientes de gas caliente ascendientes alcanzar la superficie, pero es también posible que intensas ondas magnéticas sean emitidas al nivel de las manchas, lo que implicaría una pérdida de energía, así pues, un enfriamiento. El ciclo solar El ciclo de 11 años de las manchas solares está vinculado a la presencia de un campo magnético combinado a otros dos fenómenos: la rotación diferencial del Sol y los movimientos de convección cerca de su superficie. Por rotación diferencial, es necesario comprender que nuestra estrella no gira sobre sí misma en bloque como un cuerpo rígido. Al contrario, cada zona de latitud determinada gira a una velocidad diferente de las otras. Por ejemplo, cerca de los polos, un giro completo se efectúa en 35 días, mientras que sólo dura 25 días cerca del Ecuador solar. Para explicar como se produce el ciclo de 11 años, acudamos al concepto de líneas de campo. Se trata de líneas imaginarias que indican la dirección del campo magnético en cualquier punto y son muy útiles como medio de representación. En período de calma, cuando no hay mancha visible, las líneas de campo conectan simplemente los dos polos del Sol uno al otro, siguiendo más o menos el eje de éste. Es entonces la rotación diferencial que comienza a perturbar las cosas. Debido a ella, en efecto, las líneas de campo giran más rápidamente en el Ecuador que en el polo. Esto las obliga a enrollarse sobre sí mismas y a acercarse unas a las otras. Después de un gran número de rotaciones, las líneas de campo se asemejan finalmente a espirales fuertemente enrolladas sobre ellas mismas y muy concentradas en las regiones ecuatoriales, lo que se traduce allí por un campo magnético muy intenso. Durante este tiempo, los movimientos convectivos cerca de la superficie afectan también las líneas de campo deformándolas y retorciéndolas. Es entonces posible, de vez en cuando, que una línea de campo muy torcida emerge de la zona convectiva y viene a formar un bucle fuera del Sol. Es a los pies de este bucle, en el lugar donde la línea cruza la fotosfera, que aparecen entonces dos manchas solares. Así es como nacen poco a poco las manchas, apareadas dos a dos, y que el Sol se cubre de puntos oscuros. Finalmente, en medio del ciclo, la multiplicación de los bucles provoca interacciones entre las diferentes regiones magnéticas. Estas conducen a una disminución general de la intensidad y a una redistribución de las líneas de campo entre diferentes manchas. Cuando esta etapa de recombinación se acaba, las líneas de campo han repetido el aspecto de espiral fuertemente enrollada, pero en el sentido opuesto al precedente. No le queda más entonces a la rotación diferencial que desenrollar las líneas para que encuentren su aspecto inicial y que el Sol vuelva a un periodo tranquilo sin manchas solares.

La cromosfera, la corona y el viento solar La cromosfera Al dejar la fotosfera, penetramos en una capa muy tenue llamada cromosfera. Esta capa tiene un grosor de algunos millares de kilómetros y la temperatura remonta de 4.000 a 10.000 grados. A causa de su densidad muy baja, una millonésima de la de la fotosfera, esta capa es casi transparente y, así pues, invisible en pleno día. Es, sin embargo, observable durante los eclipses de Sol y aparece entonces como un anillo rojizo muy fino que rodea el disco lunar. Un medio relativamente simple de estudiar la cromosfera sin esperar un eclipse es observar el Sol en una longitud de onda correspondiente a una línea de hidrógeno llamada H alfa. En esta longitud de onda, los átomos de hidrógeno de la cromosfera absorben la luz de la fotosfera y la reemiten hacia el exterior. Al observar así el Sol, la fotosfera es pues invisible y aparece solamente la cromosfera. Este tipo de observación mostró que la cromosfera dista mucho de ser uniforme. Su frontera exterior está coronada de una multitud de picos verticales, llamados espículas, que viven por término medio durante una decena de minutos. Se trata de chorros de gas expulsados de la cromosfera a una veintena de kilómetros por segundo y que penetran la región exterior varios millares de kilómetros. La corona solar Al seguir alejándose del Sol alcanzamos el límite externo de la cromosfera, a algunos millares de kilómetros de la superficie. Tras este límite, la temperatura se pone repentinamente a aumentar de manera vertiginosa para alcanzar muy rápidamente algunos centenares de millares de grados: entramos en la corona solar. Esta región se extiende sobre millones de kilómetros y es muy variable. Es aún menos densa que la anterior, del orden de la diezmillonésima parte de la densidad de la fotosfera. Su temperatura es extrema alcanzado algunos millones de grados. La corona solar revelada en el momento del eclipse del Sol de marzo de 2.006 en Turquía. Crédito: L. Laveder   Las protuberancias Uno de los fenómenos más espectaculares al nivel de la corona es la formación de protuberancias. Se trata de gigantescas columnas de gas menos caliente pero más denso que el de la corona, que nacen cerca de la superficie y pueden extenderse sobre cientos de miles de kilómetros. Algunas protuberancias calificadas de quiescentes toman una forma de arco y pueden subsistir durante varios meses. Otras, calificadas de eruptivas, son más bien verticales y evolucionan rápidamente en algunos minutos. Las protuberancias son observables o más allá del disco solar, en forma de largas llamas brillantes, o sobre el disco, donde aparecen muy oscuras por contraste con el fondo brillante y se las llama entonces también filamentos. Las erupciones solares La corona a veces es agitada por fenómenos aún más violentos llamados erupciones solares. En algunos minutos, pequeñas regiones de la corona interna ven su temperatura subir hasta cinco millones de grados y permanecer a este nivel durante cerca de una hora. En este tiempo bastante corto, estas regiones muy localizadas pueden liberar una fracción significativa de la energía que emite todo el Sol. Además, las erupciones están muy a menudo acompañadas por eyecciones de masa coronal. Miles de millones de toneladas de materia son entonces proyectadas hacia el medio interplanetario a velocidades de varias centenas de kilómetros por segundo. Las observaciones en rayos X Otros detalles sobre los procesos implicados en la corona nos han sido aportados por observaciones en rayos X. En efecto, como el gas coronal se encuentra a una temperatura de varios millones de grados, es en este campo de longitud de onda que emite más radiación. Tales observaciones pueden hacerse sólo desde el espacio. Varios instrumentos espaciales han sido lanzados pues para llevarlos a cabo, en particular con la estación americana Skylab a mediados de1.970, el satélite SMM en los años 80 y la sonda europea SOHO en 1.995. Una protuberancia enorme observada por la sonda SOHO en 2.002. Crédito: SOHO / EIT (ESA / Nasa) Las observaciones en rayos X mostraron que el reparto de gas en la corona es muy homogéneo. Identificaron en particular dos tipos particulares de regiones. Primero las regiones activas, zonas muy brillantes en rayos X que están sometidas a un campo magnético intenso y están probablemente vinculadas a las manchas solares de la fotosfera. Luego, los agujeros coronales, regiones poco luminosas en rayos X, en las cuales la densidad y temperatura del gas son más bajas que la media . Es por estos agujeros coronales que la inmensa mayoría de las partículas energéticas transitan antes de dejar el Sol. El viento solar Como la temperatura es extremadamente elevada en la corona, la velocidad de agitación de las partículas es tan grande que pueden escaparse a la atracción del Sol. Incluso en período de calma relativa, una gran cantidad de electrones, protones y otras partículas energéticas  —alrededor de dos millones de toneladas de materia por segundo—  se escapa del Sol y se pierde en el medio interplanetario. A medida que se aleja de nuestra estrella, la corona se asemeja cada vez menos a una atmósfera y se transforma en un flujo continuo de partículas llamado viento solar. Como la densidad y la presión del gas disminuyen con la distancia al Sol, las partículas ganan poco a poco en velocidad, hasta sobrepasar ampliamente la del sonido. Al nivel de la Tierra, su velocidad es aproximadamente de 500 kilómetros por segundo, con una densidad de una decena de partículas por centímetro cúbico.