El problema de los neutrinos solares es una de los mayores enigmas de la Astrofísica contemporánea. De todas las teorías a este respecto, la que mayor aceptación tiene es aquella que está basada en la oscilación de los neutrinos. Así, existirían tres tipos o "sabores" de neutrinos. Los neutrinos de un tipo determinado que son generados en el Sol, oscilarían de un tipo a otro durante su viaje hasta la Tierra. Los detectores de nuestros laboratorios serían sensibles a un único tipo de neutrinos, y por eso sólo detectarían una parte del flujo de neutrinos total.

7. LA CONSTANTE SOLAR

La constante solar es la cantidad de energía recibida por centímetro cuadrado de superficie terrestre en un minuto. Su valor aproximado es de unas dos calorías. La constante solar es en realidad "variable", es decir, que la cantidad de energía solar que llega a la Tierra es variable (puesto que el Sol es una estrella variable cuya producción de energía cambia según ciclos previsibles).

Esto tiene efectos sobre el clima de la Tierra. Un cambio de un 1% en la constante solar puede producir una alteración de 1 o 2° C en la temperatura de la Tierra, por lo que es importante poder predecir las variaciones en la constante solar.

Entre 1430 y 1850 se produjo una disminución en la constante solar que provocó una pequeña edad glacial con un tiempo inusualmente frío en Europa y América (irónicamente, este periodo, conocido como Mínimo de Maunder, coincide con el reinado de Luis XIV de Francia, el Rey Sol).

Estudios realizados demuestran que la disminución de la constante solar se corresponde con periodos de baja actividad solar.

8. LA OBSERVACIÓN DEL SOL

La observación del Sol resulta muy entretenida y asequible a cualquier aficionado. Sin embargo, debemos tener en cuenta que una incorrecta observación del Sol puede causar ceguera debido a la tremenda cantidad de luz visible e invisible que emana de su superficie.

Las gafas de sol y otros filtros inapropiados pueden bloquear la luz visible pero no pueden amortiguar lo suficiente la radiación infrarroja y ultravioleta que provoca quemaduras en la retina. Intentar mirar al Sol a través de las nubes con gafas anti- UV es igual de peligroso.

Afortunadamente, mirar directamente al Sol es tan doloroso que los ojos empiezan a llorar y es necesario desviar la vista. Existen métodos que nos permiten hacer una observación segura del Sol. Aquí vamos a exponer brevemente algunos de ellos. Podemos emplear un filtro solar colocado directamente entre nuestros ojos y el Sol. Este método sólo nos permite ver un pequeño disco en el que salvo en circunstancias especiales (eclipses, manchas enormes) no podremos distinguir ningún detalle.

El empleo de prismáticos para la observación del Sol está totalmente desaconsejado, primero porque no se puede mirar al Sol directamente a través de ellos porque nos quedaríamos ciegos (sería necesario un filtro muy potente) y segundo porque nos ofrecen pocos aumentos para la observación de detalles. Un pequeño telescopio refractor (tubo largo provisto de lentes, no espejos) será lo que mejor resultado nos ofrezca. Sin embargo debemos advertir que NUNCA se debe observar directamente el Sol con el telescopio, tiene el mismo peligro que los prismáticos de dejarnos ciegos.

Existen tres posibilidades de observación seguras utilizando un telescopio: con un filtro, con un prisma Herschel o mediante proyección de la imagen en una pantalla. Existen filtros comerciales para la observación del Sol que se pueden colocar en el ocular o delante del objetivo. Los primeros son más baratos pero no son aconsejables ya que el filtro puede quebrarse por efecto del calor concentrado sobre él por las lentes del telescopio.

Si el filtro se quebrara debemos retirar la vista rápidamente para evitar que la retina se vea dañada. A través del filtro se ve el Sol de color rojo, pero se pueden distinguir detalles de manchas, fáculas, etc. El prisma Herschel o prisma solar desvía la mayor parte de la luz que llega del Sol, permitiendo que solo una pequeña parte llegue al ocular. Este método nos permite ver el Sol con su verdadero color, así como los detalles. Sin embargo, el prisma Herschel presenta el problema de que no siempre la cantidad de luz desviada es suficiente para nuestro telescopio y podemos quedar deslumbrados. La proyección es el método más sencillo y barato.

Se coloca una pantalla blanca a la distancia adecuada del ocular y basta apuntar al Sol y enfocar correctamente sobre la pantalla para conseguir una imagen nítida del disco y los detalles. Este método tiene tres ventajas sobre los anteriores: se puede prolongar la observación todo el tiempo que se desee, la vista no sufre ningún daño y colocando una cartulina blanca sobre la pantalla podemos realizar dibujos y mediciones de lo que observamos en el Sol. Una vez elegido el método que más nos gusta y tomadas todas las precauciones ya podemos empezar a observar el Sol.

9. ESTUDIO DE LOS GRUPOS DE MANCHAS

En la observación diaria del Sol (empleando alguno de los métodos mencionados en el apartado anterior) el trabajo principal consiste en la observación y recuento de los grupos de manchas que pueblen el disco solar.

9.1. Numero de Wolf

El número de Wolf es un método para caracterizar la actividad solar diaria. Fue propuesto por en 1848 por el astrónomo Wolf. Al realizar la observación diaria, el primer paso será observar y anotar el número de grupos de manchas visibles, dicho valor se denomina G. Para cada grupo se contarán después el número de manchas (F). Una vez obtenidos estos valores, los introduciremos en la fórmula de Wolf: donde k es un coeficiente experimental.

9.2. Evolución de un grupo de manchas

Puesto que los grupos de manchas solares varían su forma desde que asoman sobre la superficie solar hasta que desaparecen, se ha establecido una escala tipológica que permite identificar los diferentes estados de un grupo mediante una letra. Esta clasificación fue introducida por el Dr. Brunner y considera 9 estados distintos (ver recuadro).

Todo grupo de manchas empieza con la formación de uno o dos poros de pequeñas dimensiones y muy próximos entre sí (tipo A), después puede incrementarse el numero de poros todos agrupados en una pequeña zona. Más tarde aparecerá un segundo grupo de poros a una pequeña distancia y en formación bipolar (tipo B).

El número de poros irá en aumento a partir de este momento. Cuando se detecta la penumbra en alguno de los poros extremos que se formaron primero el grupo pasa a ser deestado, desaparece una de las agrupaciones de focos bipolares y sólo queda un pequeño número de manchas y poros agrupados en la misma zona (tipo H).

Cuando el desvanecimiento de las demás manchas nos lleva a una o dos manchas pequeñas, se llega al tipo I (si una mancha se deshace en varias pequeñas y agrupadas (tipo J) se consideran un mismo grupo). El último estado de un grupo se produce cuando la pequeña mancha que queda se va disolviendo hasta que desaparece su penumbra y se convierte en uno o varios poros, volviendo de nuevo al tipo A. Finalmente desaparece completamente de la superficie solar.

Este desarrollo A/ B/ C/ D/ E/ F/ G/ H /A se alcanza en muy pocos grupos. Generalmente los grupos siguen procesos como A/ B/ C/ H/ I /A o A/ B/ C/ D/ G/ H/ J/ A. También se da un buen número de grupos de corto proceso A/ B/ A. Al registrar el número de Wolf, también conviene registrar el número de grupos de cada tipo que aparecen en la superficie del Sol.

10. CICLOS DE ACTIVIDAD SOLAR

En 1843 un astrónomo amateur alemán llamado Heinrich Schwabe descubrió que la actividad solar sigue ciclos regulares de 11 años. Cada ciclo solar está compuesto por un mínimo, durante el cual el número y tamaño de las manchas es muy pequeño (puede incluso que no se registre ninguna mancha en días) y un máximo, en el que las manchas alcanzan casi toda la superficie solar.

Los ciclos se numeran de forma consecutiva desde 1761 (ciclo número 1). Actualmente nos encontramos en el ciclo número 23. En cada ciclo el tiempo transcurrido entre el mínimo y el máximo es mayor que entre el maximo y el mínimo. Al inicio del ciclo solar, el número de manchas es muy pequeño y estás aparecen a latitudes muy altas, en torno a 35-40° de latitud norte y sur. A medida que el ciclo avanza, aparecen más manchas, más grandes y latitudes cada vez más cercanas al ecuador.

En los momentos de máxima actividad del ciclo, las manchas se encuentran muy cercanas al ecuador solar, en torno a los 10°. Este movimiento de las manchas hacia latitudes cada vez más bajas se ilustra con el "diagrama de mariposa". Como se comentó en apartados anteriores, los grupos de manchas comienzan con dos poros de polaridades opuestas, siendo esta polaridad magnética idéntica para todos los grupos de un mismo hemisferio.

Sin embargo, al final del ciclo solar, la polaridad magnética de los grupos se invierte, es decir que lo que antes era el polo positivo pasa a ser el polo negativo y viceversa. Esto supone que para cada 22 años se repetirán las mismas condiciones magnéticas en el Sol, por lo que algunos científicos hablan de un ciclo solar global de 22 años.

11. ESPECTRO SOLAR

La espectroscopia es la ciencia que permite el estudio de la composición de las estrellas. Todo objeto que se encuentre a una temperatura superior a cerol absoluto (-273°C), emite energía en forma de radiación electromagnética. Esta emisión dependerá de su temperatura, densidad y composición. Si tenemos en cuenta una llama, la zona más caliente será aquella que tenga un tono azulado, mientras que la zona más fría tendrá un tono rojizo.

En los cuerpos con alta densidad (sólidos y líquidos) la emisión es continua, mientras que los gases de baja densidad sólo emiten en determinadas longitudes de onda, denominadas rayas espectrales. Cada una de estas líneas corresponde a uno de los elementos que componen el gas. Aparte de los espectros de emisión, también se conocen los espectros de absorción que son producidos por elementos que absorben parte de la energía que los atraviesa.

Si entre una estrella y un observador existe una nube de gas frío, éste captará parte de la energía que lo atraviesa y la absorción se producirá en las mismas longitudes de onda en las que el gas emite cuando está caliente. El espectro de las estrellas se encuentra formado por una emisión continua sobre la que se superponen rayas de emisión y absorción. El espectro continuo proporciona información sobre la temperatura de la estrella y las rayas espectrales se utilizan para identificar los elementos que la componen.

Si observamos el espectro del Sol, veremos que se encuentra formado por multitud de líneas brillantes y oscuras, causadas por la emisión y absorción de la luz por parte de los átomos presentes en la atmósfera solar (y también por los de la atmósfera terrestre). Las líneas oscuras fueron descubiertas en 1814 por Joseph Fraunhofer. Son debidas a que la zona más fría de la fotosfera absorbe parte de las radiaciones emitidas por las zonas más calientes. Para observar las rayas de Fraunhofer se necesita una placa con una rendija estrecha, un prisma y una cartulina blanca (la forma más sencilla de espectroscopio).