El ciclo solar

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Gran parte de la actividad en la superficie solar no es simple furia ciega de los fuegos nucleares que arden en su interior: existe un claro ciclo solar durante el cual la superficie del astro pasa de plácida charca a torbellino furioso y recupera la calma en un periodo de aproximadamente 11 años. Y aunque los astrónomos creen entender el principio que rige el ciclo, éste oculta todavía muchos secretos.
Muchas de las características observadas en la superficie solar y encima de ella parecen estar relacionadas con la actividad magnética. Las mejor conocidas quizá sean las manchas solares, unos puntos oscuros que normalmente aparecen y desaparecen en cuestión de semanas y que pueden alcanzar un tamaño superior al de la Tierra y formar grupos complejos. En realidad, las manchas solares no son oscuras; lo parecen porque están frías en comparación con el entorno enfebrecido de la fotosfera pero, lejos del Sol y a la deriva en el espacio, emitirían una luz resplandeciente. Las imágenes de alta resolución de las manchas solares revelan la influencia del campo magnético: los bordes exteriores de las manchas guardan un notable parecido con los dibujos que trazan las limaduras de hierro bajo la influencia de un imán escolar.
Encima de las manchas, en la cromosfera, se registran prominencias. Observables sobre todo durante los eclipses, cuando la masa de la Luna bloquea el brillo del disco solar, estas prominencias son arcos de gas —más fríos, de modo que sólo despiden un brillo rojizo— que también parecen seguir las líneas invisibles del campo magnético del astro.
Con frecuencia, enormes bucles de este campo magnético parecen «prolapsarse» y se extienden a través de la fotosfera hasta las capas superiores de la atmósfera del Sol. Al final, el campo magnético encuentra el modo de «cortocircuitar» el bucle y formar otro a menor distancia de la superficie visible del Sol, liberando en el proceso enormes cantidades de energía. Este exceso de energía puede calentar inmensas nubes de gas cargado eléctricamente y expulsarlas a través del sistema solar en forma de fulguraciones o de aún más formidables «eyecciones de masa coronel».
Para el observador desde la Tierra, las manchas solares son la prueba más visible del ciclo solar. Al inicio de cada ciclo, se observan unas pocas manchas en latitudes hacia los 35° norte y sur del ecuador solar y se aprecian escasos signos de otra actividad, como fulguraciones o prominencias.
Conforme avanza el ciclo, se incrementa gradualmente el número de manchas y éstas se desplazan hacia el ecuador. Las prominencias se hacen más comunes y las fulguraciones, más frecuentes. Al quinto año del ciclo, se alcanza el máximo número de manchas y éstas se concentran en latitudes 15° al norte y sur del ecuador. Durante los años inmediatamente siguientes, las manchas siguen acercándose al ecuador, pero su número decrece y, finalmente, desaparecen por completo antes de reaparecer en latitudes más altas. Aunque este ciclo visible tarda una media de 11 años en completarse, al final de cada ciclo se invierte la polaridad magnética de las parejas de manchas, por lo que el Sol tarda en realidad unos 22 años en volver a su estado inicial.
La verdadera clave para entender el ciclo solar son los cambios en el magnetismo solar. El campo magnético de nuestra estrella no es como el de la Tierra, generado por una masa de fluido conductor que gira en su centro. Al contrario, lo crean los movimientos a gran escala del gas cargado eléctricamente por el interior del Sol. Como las distintas partes de éste giran a velocidades diferentes (la rotación completa tarda 25 días en el ecuador y 34 en los polos) el campo magnético empieza a «retorcerse» y deformarse al cabo de unas pocas rotaciones. Conforme distintas masas de gas con diferentes campos magnéticos se ven forzadas a comprimirse unas con otras, estos campos se enredan y los bucles magnéticos se abren camino a través de la fotosfera, creando los «claros» más fríos de las manchas solares. Estos bucles, como las manchas, aparecen primero a latitudes altas y avanzan poco a poco hacia el ecuador. Al aumentar en número y tamaño, empiezan a anularse mutuamente, debilitando el campo magnético del Sol hasta que, al cabo de un ciclo de 11 años, éste desaparece por completo, se invierte y se regenera con la polaridad opuesta.