El Sol es la estrella más próxima a la Tierra y se encuentra a una distancia promedio de 150 millones de kilómetros. Es la principal fuente primaria de luz y calor para la Tierra. Un análisis de su composición en función de su masa establece que contiene un 71% de Hidrógeno, un 27% Helio, y un 2% de otros elementos más pesados (Ver tabla 1). Debido a que el Sol es gas y plasma, su rotación cambia con la latitud: un periodo de 24 días en el ecuador y cerca de 36 días en los polos. La diferencia en la velocidad rotacional conjuntamente con el movimiento de los gases altamente ionizados genera sus campos magnéticos (Ver figura 1).  El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar y se formó hace 4500 millones de años. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

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ESTRUCTURA SOLAR

El Sol se encuentra formado por seis regiones principales (Figura 2):

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El núcleo, contiene un 40% de la masa del Sol, menos del 2% del volumen total, ocupa un cuarto del radio solar y genera el 90% de su energía, en un proceso de fusión termonuclear en el cual el hidrógeno se transforma en helio. El hidrógeno contenido en el núcleo del Sol se encuentra ionizado como protones, los cuales se fusionan formando núcleos atómicos de helio, liberando energía en el proceso. Su temperatura se estima en 15 millones de grados Kelvin (°K) y su densidad de 150 gm/cm³.

La zona radiativa, circunda al núcleo; contiene un gas tan denso, que los fotones o radiación electromagnética provenientes del núcleo duran cientos de miles de años atravesando esta zona para poder llegar a la superficie del Sol. La energía generada en el núcleo se difunde a través de la zona radiativa por absorción y emisión atómica. Las temperaturas en esta región alcanzan los 130000 °K. Esta zona está localizada a una distancia entre 160000 km y 485000 km del centro solar.

Zona convectiva, es una región con mucha agitación donde circula el plasma y los gases ascienden muy calientes, se enfrían y descienden. Esta circulación es el principal mecanismo de transferencia de energía a la superficie solar. Estos procesos convectivos son observados en la superficie del Sol como pequeños gránulos y supergránulos en forma de celdas de 3000 km de radio (Ver figura 3).

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La Fotosfera, es la superficie visible del Sol; rodea la zona convectiva; posee un espesor de aproximadamente 300 Km, es gaseosa y de baja densidad (10^-8 g/cm³). Sus gases están fuertemente ionizados y con la capacidad de absorber y emitir radiación. La mayor parte de la radiación solar que nos llega proviene de esta capa, su temperatura es cercana a los 5800 °K. En esta zona se observan áreas oscuras llamadas manchas solares las cuales son las partes más frías de la superficie con temperaturas de 3800 °K. Su tamaño es similar al de un planeta; allí se presentan intensos rizos magnéticos. En esta región también se presentan las llamaradas o erupciones solares, que son las explosiones más poderosas del sistema solar. Estas poseen un poder explosivo que equivale a cien millones de bombas de hidrógeno y destruyen todo lo que se encuentre cerca de ellas, sin dejar intacto un sólo átomo (ver figuras 4 y 5).

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La mayoría de las erupciones suceden alrededor de manchas solares, donde emergen intensos campos magnéticos de la superficie del Sol hacia la corona.

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Las erupciones solares se clasifican como A, B, C, M o X dependiendo del pico de flujo de rayos X (en vatios por metro cuadrado, W/m²) de 100 a 800 picómetros en las inmediaciones de la Tierra, medidos en la nave GOES. Cada clase tiene un pico de flujo diez veces mayor que la anterior, teniendo las erupciones de clase X un pico del orden de 10⁴ W/m². Dentro de una clase hay una escala lineal de 1 a 9, así que una erupción X2 tiene dos veces la potencia de una X1, y es cuatro veces más potente que una M5. Las clases más potentes, M y X, están asociadas a menudo con varios efectos en el entorno espacial cercano a la Tierra. Aunque se suele usar la clasificación GOES para indicar el tamaño de una erupción, es sólo una medición.

Se cree que la erupción más poderosa de los últimos 500 años sucedió en septiembre de 1859: fue observada por el astrónomo británico Richard Carrington y dejó rastros en el hielo de Groenlandia en forma de nitratos y berilio-10, que permite medir su potencia aún hoy.

La Cromosfera, que está justo sobre la fotosfera, es una fina región de gas que se observa con un color rojizo-anaranjado, de unos 10000 Km de espesor. Es esen­cialmente transparente a la radiación emitida desde la fotosfera.

La Corona, es la tenue atmósfera exterior compuesta de un halo, el cual, sólo se ve durante los eclipses totales de Sol.

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Finalmente tenemos:

Las eyecciones de masa coronal (CMEs, por su sigla en idioma inglés) del Sol, son nubes de plasma hechas de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo de máxima actividad solar, que ocurre cada 11 años (ver figura 7). Esta onda (o nube) es muy peligrosa ya que, si llega a la Tierra y su campo magnético está orientado al sur, puede dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación, además de reducir el campo magnético de la Tierra por un período. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Sin embargo, si está orientado al norte, rebotará inofensivamente en la magnetosfera.

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El viento solar es una corriente de partículas cargadas expulsadas de la atmósfera superior del Sol (o de una estrella en general). Este viento consiste principalmente de electrones y protones con energías por lo general entre 10 y 100 keV. El flujo de partículas varía en la temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía cinética y la alta temperatura de la corona.

El viento solar crea la heliosfera, una burbuja enorme en el medio interestelar que rodea el Sistema Solar.

La Tierra misma está protegida del viento solar por su campo magnético, que desvía la mayor parte de las partículas cargadas, y la mayoría de esas partículas cargadas son atrapadas en el cinturón de radiación de Van Allen. La única vez que el viento solar es observable en la Tierra es cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como las auroras y las tormentas geomagnéticas. Cuando esto sucede, aparecen brillantes auroras fuertemente ionizadas en la ionosfera, usando el plasma para expandirse en la magnetosfera, y causando el aumento del tamaño de la geosfera de plasma, y el escape de la materia atmosférica en el viento solar.

Las tormentas geomagnéticas es una perturbación temporal de la magnetosfera terrestre, asociada a una eyección de masa coronal (CME), un agujero en la corona o una llamarada solar. Es una onda de choque de viento solar que nos llega entre 24 y 36 horas después del suceso. Esto solamente ocurre si la onda de choque viaja hacia la Tierra. La presión del viento solar sobre la magnetosfera aumentará o disminuirá en función de la actividad solar, distorsionando el campo electromagnético e influyendo en las comunicaciones de radio. La presión del viento solar modifica las corrientes eléctricas en la ionosfera. Las tormentas magnéticas duran de 24 a 48 horas, aunque pueden prolongarse varios días.

Las tormentas solares no siempre viajan en línea recta (pueden inicialmente moverse en una dirección y de pronto cambiar de curso hacia una dirección diferente). Pero una vez que han empezado a dirigirse hacia nosotros, pueden acelerar rápidamente, acumulando impulso para luego golpear el campo magnético de la Tierra con más fuerza.

FLUJOS SOLARES

Para efecto de utilización de la energía solar, el Sol puede considerarse de manera simplificada como un cuerpo negro^[1] a una temperatura de 5762°K. A esta temperatura el Sol emite energía que se propaga por el espacio a la velocidad de la luz y recorriendo la distancia media Sol-Tierra en 8 minutos 18 segundos; esta notable lentitud del flujo de energía es de gran importancia para la vida en el planeta Tierra, pues asegura un suministro estable de energía, minimizando cualquier variación que pudiera ocurrir en el centro solar. La energía solar que ingresa a la Tierra representa su principal fuente energética; el Sol proporciona el 99,7% de la energía usada para todos los procesos naturales. El Sol es muy estable, gracias a ello la temperatura en la Tierra es relativamente constante, condición que permanecerá inalterable por mucho tiempo respecto a la escala de la vida humana. Por esta razón se considera que su radiación es una fuente inagotable de energía.

[1] El ¿cuerpo negro¿ se define como un objeto ideal que absorbe toda la radiación que llega a su superficie (absorbedor perfecto).

La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones °K, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro protones para formar partículas alfa (núcleos de helio). Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. En este proceso, cada segundo, una masa aproximada de 4,4 millones de toneladas irradia 3,96x10²³ kilovatios. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina. La radiación electromagnética proveniente del Sol se propaga radialmente en el espacio vacío y su intensidad disminuye con el cuadrado de la distancia. Debido a que la densidad de partí­cu­las en el espacio es muy pequeña (10^-8 Kg/m³), la radiación solar prácticamente no interactúa con la materia en su recorrido hasta la capa exterior de la Tierra.

La energía transmitida por las ondas electromagnéticas no fluye en forma continua sino en forma de pequeños paquetes de energía. A estos conjuntos discretos de energía se les denominan fotones. La cantidad de energía de los fotones es menor o mayor según la longitud de la onda electromagnética. La energía de los fotones de las ondas largas, como las de radio y televisión es muy pequeña. En cambio, la energía de los fotones de las ondas muy cortas, como los rayos X es grande.

En la parte superior de la atmósfera terrestre, sobre una superficie perpendicular a la radiación, se presenta una potencia promedio de 1367 w/m², cantidad denominada Constante Solar.

CICLO SOLAR 

La energía producida por el Sol no se emite uniformemente a través de su superficie, sino que sufre variaciones, con épocas de emisión máxima y otras de mínima, con un período aproximado de 11 años. Este período se conoce como el Ciclo Solar y se determina por el número de manchas solares. La luminosidad de nuestro Sol varía apenas un 0,1% a lo largo de su ciclo solar. Sin embargo, estas aparentemente diminutas variaciones pueden tener un efecto significativo sobre el clima de la Tierra.

En la fotosfera (capa exterior del Sol que se ve), se forman las manchas solares (Ver figura 8), que son regiones de la superficie solar representadas por zonas oscuras, frías, extremadamente magnetizadas y efímeras, cuyo diámetro puede superar los 130000 Km. Las temperaturas en los centros oscuros de las manchas solares caen a unos 3700 °K (en comparación con los 5700 K que hay en la fotosfera circundante). Una mancha solar sólo dura unos pocos días o semanas antes de desaparecer y tan pronto como una de ellas desaparece, otra emerge y toma su lugar.

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En las manchas solares las líneas de los potentes campos magnéticos del Sol (miles de veces más fuertes que el campo magnético de la Tierra), emergen de la fotosfera y forman extensos bucles magnéticos locales. Estas erupciones se deben a que la parte ecuatorial de la superficie solar gira más rápido que en las otras latitudes. Los potentes campos magnéticos presentes en las manchas inhiben el flujo local de calor procedente de las capas inferiores, de forma que son unos 1500 °K más frías (Smoluchowski, 1986) y por tanto más oscuras que el resto de la superficie visible.

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El número de manchas solares en el Sol no es constante y cambia en el período de 11 años en promedio (Ver figura 10), estando la actividad solar directamente relacionada con este ciclo. Cada once años las manchas desaparecen y cuando nuevamente aparecen tienen invertida la polaridad.

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Los extremos del ciclo son el mínimo solar y el máximo solar. El ciclo solar no es exactamente de 11 años. Su longitud, medida desde el mínimo hasta el máximo, varía: el más corto puede ser de 9 años, y el más largo de 14. El período promedio de un ciclo solar es de 131 meses, con una desviación estándar de 14 meses. En el máximo, el Sol se encuentra salpicado con manchas, intensas ráfagas, llamaradas y arroja miles de millones de toneladas de nubes y gas electrificado hacia la Tierra. Es un buen momento para observar las auroras (en Florida es posible verlas). La actividad magnética que acompaña a las manchas solares puede producir cambios dramáticos en los niveles de emisiones ultravioleta y de rayos X. Fluctuaciones en la potencia eléctrica, satélites inutilizados, defectos en el funcionamiento de los dispositivos de los GPS, son ejemplos de lo que puede pasar durante el máximo de actividad solar. Los máximos solares pueden ser intensos como el de 1958, o apenas detectables como el de 1805 (Ver figura 10a).

El mínimo solar es diferente. Las manchas solares son pocas, a veces, pueden pasar días o semanas sin una mancha. Las llamaradas solares disminuyen.

Cuando desaparecen las manchas solares, se produce un rompimiento de las líneas magnéticas que generan el desprendimiento local y explosivo de enormes cantidades de energía que transporta calor y gases de hidrogeno, eléctricamente cargados y luminosos.

El mínimo más largo del que se tenga registro, el Mínimo de Maunder (1645-1715, ver figura 10c), duró un increíble período de 70 años. Raramente se observaron manchas solares y el ciclo solar parecía haberse roto por completo. El período de calma coincidió con una Pequeña Edad de Hielo, una serie de inviernos extraordinariamente fuertes en el hemisferio norte de la Tierra. Muchos investigadores están convencidos de que esa baja actividad solar, conjuntamente con un aumento de la actividad volcánica y posibles cambios en patrones de corrientes oceánicas, desempeñaron un papel en el enfriamiento del siglo XVII. Por razones que nadie entiende, el ciclo de manchas solares revivió en los inicios del siglo XVIII y ha continuado desde entonces con el familiar período de 11 años. Debido a que los físicos solares no comprenden qué es lo que disparó el Mínimo de Maunder o exactamente cómo influyó sobre el clima de la Tierra, siempre están buscando indicios de que podría estar sucediendo otra vez.

Desde que los investigadores comenzaron a numerar los ciclos solares (ver figura 10a), a mediados del siglo XVIII, específicamente desde 1755, han ocurrido 24 de ellos. Durante este tiempo, la depresión en la actividad solar más grande, tuvo lugar a principios del siglo XIX y se ha denominado el mínimo de Dalton.

El número de manchas solares es el mejor indicador conocido de la actividad solar y sirve para predecir, con años de anticipación, cuando aparecerán los próximos picos y valles. El máximo del ciclo solar 23 ocurrió entre los años 2000 y 2003 (ver figuras 10 y 11) con muchas furiosas tormentas solares y el cual duró 142 meses (dentro de la primera desviación estándar), para nada anormal. Ese ciclo decayó, como se esperaba, hasta llegar a la quietud a finales del año 2007, la cual persistió sobre parte del 2009. Es de anotar que este mínimo solar particularmente fue más largo de lo usual. El último máximo solar, el del ciclo 24, se presentó entre el 2012 y el 2015 y tuvo menor intensidad que su predecesor.

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Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (Solar and Heliospheric Observatory ¿ SOHO, por su sigla en inglés), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar. Otro es el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA (Solar Dynamics Observatory o SDO), que logró enviar imágenes con mayor definición.

Después fueron puestos en órbita dos satélites de última generación llamados Stereo A y Stereo B (Solar Terrestrial Relationship Observatory. A se refiere a ahead (adelante) y B a behind (detrás)). Gracias a ellos hoy se pueden observar las dos caras del Sol al mismo tiempo y generar imágenes en tercera dimensión.

Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar; el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.

En la parte inferior de la figura 11, se muestra una animación con la imagen más representativa, de cada uno de los años en que la misión SOHO ha estado en servicio, desde su puesta en operación hasta el año 2017 e incluye los ciclos solares 23 y 24.

El telescopio SOHO fue lanzado por la Agencia Espacial Europea (ESA) en colaboración con la norteamericana (NASA) el 2 de diciembre de 1995, para permanecer a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra, en la dirección del Sol, y hacerle el seguimiento desde allí a la actividad del Sol de manera ininterrumpida. Aunque la misión se previó inicialmente para dos años, la sonda ha resultado ser sumamente robusta. Tras más de 24 años, todavía continúa enviando datos que son de gran importancia para vigilar los efectos de las tormentas solares sobre nuestro planeta, lo que se ha dado en llamar la meteorología espacial. Durante su funcionamiento, el telescopio solar SOHO ha completado la observación de los dos ciclos de manchas solares (el 23 y 24) que forman un ciclo magnético completo. Estos datos nos ofrecen una visión muy completa de la actividad del Sol, lo que es importante para mejorar nuestra capacidad de previsión de las tormentas solares.

La relación entre el clima y la actividad solar es fuerte y la variabilidad solar es tomada como la principal y única fuente natural de la variabilidad del clima de la Tierra (Charvatova et al, 1995). Se han efectuado relaciones entre el ciclo de once años de las manchas solares con el clima y parece existir una respuesta en el comportamiento de algunos parámetros climáticos, como la cantidad de ozono estratosférico y la temperatura de la Tierra y su atmósfera. Algunas medidas y modelos indican que el ciclo solar es responsable de la variación máxima de la temperatura estratosférica, aproximadamente entre 2 y 3 °K en la estratopausa, y de una variación del orden del 5% del ozono en la alta estratosfera, a 43 km de altitud o cercanos a los 2 hPa. (Chandra et al., 1994).

Los estudios efectuados por el IDEAM, han revelado que el estado fotoquímico de la estratósfera superior experimenta un aumento en la concentración de ozono, entre el 2% y 5%, con respecto al valor medio anual, durante el máximo del ciclo solar, como lo muestra la figura 12, donde se presentan las anomalías del ozono y de las manchas solares para el periodo 1979-1999, que incluye dos ciclos solares. En las fases que corresponden al decaimiento de las manchas solares se presenta una situación inversa con respecto al comportamiento del ozono.

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Ciclo solar número 24

Los nuevos ciclos siempre comienzan con manchas solares ubicadas a elevada latitud y con la polaridad invertida. "Polaridad invertida" significa que una mancha solar tendrá una polaridad magnética opuesta a la de la mancha del ciclo solar previo. "Elevada latitud" se refiere a las coordenadas de latitud y longitud del Sol. Las manchas viejas de un ciclo se congregan cerca del ecuador solar. Las manchas nuevas aparecen a latitudes más elevadas, cerca de 25 o 30 grados.

La región que apareció el 11 de diciembre de 2007 cumple ambos criterios (Ver figura 13). Se encuentra ubicada a elevada latitud (24 grados Norte) y tiene la polaridad magnética invertida. Sólo hay un problema: No hay mancha solar. La región fue apenas un nudo brillante de campos magnéticos.

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El 4 de enero de 2008, una mancha solar con polaridad invertida apareció en el disco del Sol (Ver figura 14), lo cual daba el inicio oficial del ciclo solar número 24 según el Centro Marshall para Vuelos Espaciales. Esta cumplía con los criterios de elevada latitud y polaridad invertida. Fue de alta latitud (30 grados Norte) y magnéticamente invertida. La NOAA (Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de EE.UU.) nombró a la mancha como AR10981, o "mancha solar 981", para abreviar.

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La mancha solar 981 fue pequeña (apenas tan ancha como el planeta Tierra, lo que en términos de la escala del Sol es realmente pequeño) y ya desapareció. Pero su aparición, de tres días de duración, entre el 4 y el 6 de enero, fue suficiente para convencer a la mayoría de los físicos solares de que el ciclo solar número 24 había comenzado. Desde entonces, se ha venido incrementando la actividad solar. Durante el año 2011, las manchas solares han progresado y han estado repletas de actividad. El 15 de febrero y el 9 de marzo, satélites en órbita alrededor de la Tierra detectaron un par de llamaradas solares de "tipo X" (el más poderoso tipo de llamaradas de rayos X). La última de tales erupciones había ocurrido en diciembre de 2006.

Otra erupción, la cual tuvo lugar el 7 de marzo, lanzó una nube de plasma de mil millones de toneladas hacia afuera del Sol a una velocidad de 2200 kilómetros por segundo (5 millones de millas por hora). La veloz nube expansiva no se movía en la dirección en la cual se encontraba la Tierra, sin embargo, provocó un impacto detectable en el campo magnético de nuestro planeta. El impacto indirecto, ocurrido el 10 de marzo, fue suficiente como para provocar que las auroras boreales se esparcieran por la frontera canadiense hasta el interior de algunos estados de Estados Unidos como: Wisconsin, Minnesota y Michigan.

Aunque este ciclo solar comenzó oficialmente el 4 de enero de 2008, presentó una actividad mínima hasta comienzos de 2010, presentando un retraso de 15 meses. Se prevé que este ciclo alcance el mínimo solar, el período en el que el Sol está menos activo, a finales de 2019 o en el 2020. Su máximo solar se presentó entre el 2012 y el 2015 y tuvo menor intensidad que su predecesor.

Según Europa Press, el ciclo solar 24 alcanzó el pico de su máximo, el período en que el sol está más activo, en abril de 2014, con un promedio máximo de 82 manchas solares. El hemisferio norte del Sol lideró el ciclo de manchas solares, alcanzando un máximo de dos años por delante del pico de manchas solares del hemisferio sur.

Predicción del ciclo solar 25

Los científicos encargados de predecir la actividad del Sol para el próximo ciclo solar (el 25), dicen que es probable que sea débil, muy parecido al actual.

La actividad solar se intensifica rápidamente después del mínimo solar y de acuerdo a los últimos ciclos, el máximo solar ha seguido al mínimo solar después de 4 años, por lo que el próximo máximo (del ciclo 25) se presentaría en el 2024, pero según Europa Press, los expertos del Solar Cycle 25 Prediction Panel pronostican que el Ciclo Solar 25 podría tener un inicio lento, pero se anticipa que alcanzará el pico de su máximo solar entre 2023 y 2026, y un rango de manchas solares de 95 a 130. Esto está muy por debajo del número promedio de manchas solares, que normalmente oscila entre 140 y 220 manchas solares por ciclo solar. El panel tiene una gran confianza en que el próximo ciclo debe romper la tendencia al debilitamiento de la actividad solar observada en los últimos cuatro ciclos.

"Esperamos que el Ciclo solar 25 sea muy similar al Ciclo 24: otro ciclo bastante débil, precedido por un mínimo largo y profundo", dijo la co-presidenta del panel Lisa Upton, física solar de Space Systems Research Corp. " La expectativa de que el Ciclo 25 será comparable en tamaño al Ciclo 24 significa que la disminución constante de la amplitud del ciclo solar, observada en los ciclos 21-24, ha llegado a su fin y que no hay indicios de que actualmente nos estamos acercando a un mínimo tipo-Maunder en actividad solar".

A pesar de que el ciclo solar 25 será débil, éste podría tener un impacto significativo sobre las telecomunicaciones, el tráfico aéreo, las redes eléctricas y los sistemas de posicionamiento global y las auroras boreales.

Para el Ciclo Solar 25, el panel espera por primera vez predecir la presencia, amplitud y sincronización de cualquier diferencia entre los hemisferios norte y sur en el Sol, conocida como Asimetría Hemisférica. El panel también analizará la posibilidad de proporcionar un pronóstico de probabilidad de llamaradas solares.

A finales del año pasado (9 de diciembre de 2019), el panel (copresidido por la NASA y la NOAA) lanzó su último pronóstico para el Ciclo Solar 25. El consenso de pronóstico es el siguiente: un pico en julio de 2025 (+/- 8 meses), con un número de manchas solares suavizado de 115 (ver figura 15). El panel acordó que el Ciclo 25 será de intensidad media y similar al Ciclo 24.

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Además, el panel coincidió en que el mínimo solar entre los ciclos 24 y 25 ocurrirá en abril de 2020 (+/- 6 meses). Si la predicción del mínimo solar es correcta, esto haría que el Ciclo Solar 24 sea el séptimo más largo registrado (11,4 años).

EFECTOS Y PRONÓSTICO DEL CLIMA ESPACIAL

El Sol se encuentra una vez más en la víspera de un posible ciclo solar de intensidad inferior a la usual. El "Evento Carrington", que tuvo lugar en 1859 y que recibe dicho nombre en honor del astrónomo Richard Carrington, quien presenció la erupción solar que lo causó, nos recuerda que pueden ocurrir tormentas muy fuertes incluso cuando el Sol está pasando por un ciclo nominalmente débil.

En septiembre de 1859, durante la víspera de un ciclo solar que resultaría ser de intensidad inferior al promedio, el Sol desató una de las tormentas solares más poderosas de los últimos siglos. La erupción solar subyacente fue tan inusual que los investigadores aún no están seguros sobre cómo clasificarla. El estallido bombardeó la Tierra con los protones más energéticos de la última mitad del milenio, indujo corrientes eléctricas que incendiaron oficinas de telégrafos y desencadenó auroras boreales sobre Cuba y Hawái.

"En la actualidad, una tormenta como esa podría darnos una buena sacudida", dice Lika Guhathakurta, quien trabaja en física solar en la base de operaciones de la NASA. "La sociedad moderna depende de sistemas de alta tecnología como las redes eléctricas inteligentes, el Sistema de Posicionamiento Global (GPS, por su sigla en idioma inglés), y las comunicaciones satelitales. Todos estos sistemas son vulnerables a las tormentas solares".

En 1859, las consecuencias más graves fueron un día o dos sin mensajes telegráficos y muchos perplejos observadores del cielo en islas tropicales.

Las tormentas solares pueden inutilizar los satélites de los que dependemos para pronosticar el clima o para que funcionen los sistemas de navegación GPS (Global Positioning System o Sistema de Posicionamiento Global, en idioma español). Las interferencias de radio que provienen de las llamaradas solares pueden afectar directamente la recepción en los teléfonos celulares, mientras que las eyecciones de masa coronal (coronal mass ejections o CMEs, en idioma inglés) que golpean la Tierra pueden causar cortes de energía eléctrica. El ejemplo más famoso es el apagón que tuvo lugar en Quebec, en 1989, el cual dejó a algunos canadienses sin energía durante seis días.

El tráfico aéreo también se puede ver afectado. Cada año, hay vuelos intercontinentales con miles de pasajeros que a bordo cruzan los polos terrestres. Es la distancia más corta entre, por ejemplo, Nueva York y Tokio o Beijing y Chicago. En 1999, la aerolínea United Airlines realizó apenas 12 vuelos sobre el Polo Norte. Para 2005, la cantidad de vuelos se había incrementado a 1402. Otras compañías aéreas informan sobre aumentos similares en la frecuencia de sus vuelos.

Las tormentas solares tienen un gran efecto sobre las regiones polares de nuestro planeta. Cuando los aviones vuelan sobre los polos durante las tormentas solares pueden experimentar suspensiones en las transmisiones de radio, errores de navegación o puede ocurrir que sus computadoras se reinicien, todo esto ocasionado por la radiación espacial. Evitar pasar por los polos durante las tormentas solares resuelve el problema, pero "tomar el camino largo" incrementa los tiempos de vuelo y en consecuencia aumenta el gasto de dinero y de combustible.

Según un informe del año 2008, publicado por la Academia Nacional de Ciencias, una poderosa tormenta solar, como las que ocurren una vez al siglo, podría tener el mismo impacto económico que 20 huracanes Katrina.

Por otro lado, que haya más tormentas solares también significa una mayor cantidad de auroras boreales ¿el espectáculo más grande del mundo". Durante el máximo solar del ciclo 23, las auroras boreales se vieron a latitudes tan bajas como las de Arizona, Florida y California. Hasta hace poco tiempo, los únicos que podían disfrutar de ellas eran los turistas que visitaban el Ártico, pero al incrementarse la atención que se da al clima espacial y con el constante mejoramiento de los pronósticos, millones de personas de todas las latitudes sabrán cuándo salir a ver el cielo.

Según la Universidad Nacional, debido a la posición geográfica del país, son casi nulos los efectos directos de las llamaradas solares, que sorprende por su majestuosidad y posibles efectos sobre ciertos puntos de la Tierra. El profesor Benjamín Calvo, del Observatorio Astronómico de la universidad, indica que debido a que el sistema eléctrico colombiano no está interconectado con el de América del Norte, no hay riesgo de que haya un apagón del sistema hidroeléctrico como el que se registró en Quebec (Canadá) en 1989.

Actualmente es posible rastrear el progreso de las tormentas solares en 3 dimensiones, conforme se acercan a la Tierra y esto hace posible desplegar alertas, las cuales podrían proteger las redes de energía eléctrica y otros dispositivos de alta tecnología durante los períodos de actividad solar extrema.

Una de las oficinas encargadas del Tiempo espacial y la emisión de alertas es el Centro de Pronósticos del Clima Espacial (Space Weather Prediction Center, en idioma inglés, http://www.swpc.noaa.gov/) de la NOAA.

CINTURÓN DE TRANSPORTE DEL SOL 

En el año 1958 se produjo el histórico máximo de actividad solar. La era espacial apenas comenzaba: el satélite Sputnik fue lanzado en octubre de 1957 y el Explorer 1 (primer satélite estadounidense) en enero de 1958. En aquellos años no se podía saber si una tormenta solar se avecinaba viendo las barritas de intensidad de señal de un teléfono celular. Aun así, la gente sabía que algo grande estaba pasando porque las luces del norte se habían visto ya tres veces en México. Hoy en día, un máximo solar de intensidad similar tendría un efecto notable en teléfonos celulares, aparatos de GPS, satélites climatológicos y en muchas otras tecnologías modernas.

En los casi dos siglos desde que se descubrió el ciclo solar, los científicos han luchado por predecir la intensidad de los máximos futuros y han fallado. Los máximos solares pueden ser intensos como el de 1958, o apenas detectables como el de 1805, sin obedecer a patrón alguno. La clave del misterio, es el Cinturón de Transporte del Sol.

Tenemos algo similar aquí en la Tierra: el Gran Cinturón de Transporte Oceánico, popularizado por la película ¿El Día Después de Mañana¿ (The Day After Tomorrow). Es una red de corrientes que llevan agua y calor de océano a océano. En la película, el Cinturón de Transporte se detiene y esto ocasiona un caos en el clima terrestre.

El cinturón de transporte del Sol es una corriente, no de agua, sino de gas que conduce electricidad. Este fluye en un bucle que va del ecuador solar a los polos y de regreso. Tal y como el Gran Cinturón de Transporte Oceánico controla el clima de la Tierra, el cinturón solar controla el clima de nuestra estrella. Específicamente, controla el ciclo de manchas solares.

Primero, recuerde qué las manchas solares son nudos enredados de magnetismo generados por el dínamo interno del Sol. Una mancha solar típica dura apenas unas cuantas semanas. Luego decae, dejando detrás de sí un "cadáver" de campos magnéticos débiles.

La parte superior del cinturón de transporte roza la superficie del Sol, barriendo los campos magnéticos de manchas solares pasadas. Los "cadáveres" son arrastrados hacia los polos y a una profundidad de 200000 kilómetros donde el dínamo magnético del Sol puede amplificarlos. Entonces los cadáveres (nudos magnéticos) son reencarnados (amplificados), se vuelven boyantes y salen a flote en la superficie para generar nuevas manchas solares.

Todo esto sucede con una gran lentitud. Se requieren cerca de 40 años para que el cinturón complete un bucle. La velocidad varía entre un paso lento de 50 años a un paso rápido de 30 años. Cuando el cinturón se vuelve "rápido", significa que muchos de los campos magnéticos están siendo barridos, y que el futuro ciclo solar será intenso. Esta es la base de las predicciones climatológicas solares: el cinturón se estaba acelerando en el ciclo de 1986 a 1996, los campos magnéticos que fueron barridos entonces, reaparecerán ahora como grandes manchas solares en el período de 2010 a 2021.

DISTANCIA TIERRA - SOL 

La Tierra en su movimiento alrededor del Sol describe una órbita elíptica, algo desproporcionada, con uno de sus extremos un poco más cerca del Sol que el otro y en la cual la distancia promedio Tierra - Sol es de aproximadamente 149,46 x 10⁶ Km (aprox. 1,5 x 10¹¹ m), valor llamado Unidad Astronómica (U.A.). La excentricidad de la órbita de la Tierra es del 1,7%.

La orbita de la Tierra se puede describir en coordenadas polares mediante la siguiente expresión:

           UA (1-e²)

 R = ----------------------           

                                                           (1+ e cosa)

Donde:

R =      distancia Tierra-Sol

UA =   Unidad Astronómica

e =      excentricidad de la órbita terrestre (e = 0,01673)

a =      posición angular de la Tierra en la órbita, la cual se obtiene mediante la                     siguiente expresión:

                                                       2¶ (nd ¿ 1)

                                               a = --------------------------

                                                                      365

nd = día juliano del año (día consecutivo y va desde 1 el primero de enero hasta 365 el 31 de diciembre)

En la figura 16, se muestra la posición angular (a) de la Tierra en la órbita. Cuando a = 0° la Tierra se encuentra más cerca del Sol (Perihelio), esto ocurre en enero y la distancia Tierra-Sol es de R = UA (1-e) = 0,983UA = 147,5 millones de km. En julio, cuando a = 180°, la Tierra se encuentra en la posición más alejada del Sol (Afelio), con una distancia Tierra-Sol de R = UA (1+e) = 1,017UA = 152,6 millones de km.

imagen17

Un Sol distante significa menos radiación solar para nuestro planeta. Promediado sobre el globo, la radiación del Sol sobre la Tierra durante el afelio es aproximadamente un 7% menos intensa de lo que es durante el perihelio.

Cuando se analiza el movimiento de rotación y translación de la Tierra se encuentra que su eje de rotación, con respecto al plano de translación alrededor del Sol, tiene una inclinación de aproximadamente 23,45°. Los patrones climáticos de las estaciones se originan principalmente por la inclinación del eje de rotación. El ángulo formado entre el plano ecuatorial de la Tierra y la línea Tierra-Sol se denomina declinación solar (d), como se aprecia en la figura 17. El signo de la declinación es positivo (+) cuando el Sol incide perpendicularmente sobre algún lugar en el hemisferio norte, y negativo (-) cuando incide perpendicularmente sobre algún lugar en el hemisferio sur.

imagen18

Debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol, el valor de este ángulo varía durante el año. Su valor varía entre -23,45°, cuando el Sol se encuentra en la parte más baja del hemisferio sur en el Solsticio (del latín: parada prolongada del Sol)  de invierno (22 de diciembre) y +23,45° cuando se halla en la parte más alta del hemisferio norte, en el Solsticio de verano (21 de junio), siendo el día más largo del año. Dos veces durante el año toma valor cero, cuando el Sol pasa sobre el Ecuador terrestre, durante los equinoccios (de otoño el 23 de septiembre, y el de primavera el 21 de marzo). En el equinoccio (del latín: noche igual) la noche y el día tienen la misma duración en todos los lugares de la Tierra.