MACION A JUPITER febrero 1992 PASO POR EL POLO SUR junio-octubre 1994 TIERRA JUPITER SOL PASO POR EL POLO NORTE junio-septiembre 1995 LANZAMIENTO octubre 1990 ATRAVIESA LA ECLIPTICA marzo 1995 GENERADOR TERMOELECTRICO DE RADIOISOTOPOS DETECTOR DE POLVO ANTENAS DE ONDAS DE RADIO/PLASMA BRAZO DEL MAGNE- TOMETRO ANTENA DE ALTA GANANCIA
tico del Sol, que se extiende muy por encima de la superficie con líneas de fuerza en bucle, que, por lo común, nacen en un hemisferio y acaban en el otro. Otra estructura notable de la corona, caracterizada por ausencia de materia visible, se denomina agujero coronario. Esos huecos pueden surgir en cualquier punto de la superficie solar, pero son más frecuentes en los casquetes polares: emiten torrentes de viento solar que se alejan del astro a una velocidad considerable.
L
as mediciones registradas por Uli- ses han ayudado a responder algunas de las preguntas clave so- bre el viento solar. Tras circundar Júpiter y emprender su viaje hacia el “sur” se adentró en una región donde predominan los vientos de alta velocidad procedentes del agu- jero coronario del polo sur del Sol. Los instrumentos para el estudio del viento solar a bordo de Ulises detec- taron un vendaval que soplaba a una velocidad constante igual a dos veces la velocidad promedio de los vientos más racheados de latitudes inferiores. Ocurrió que Ulises se encontró con este viento muy veloz mucho antes2. LA TRAYECTORIA POLAR (arriba) de la sonda Ulises y los instrumentos que lleva a bordo (izquierda) se inició cuando se alejó de Júpiter a principios de 1992. Como en su órbita de seis años de duración lleva una velocidad mayor cuanto más cerca está del Sol, ya en 1994 y 1995 sobrevoló ambos polos. (Las marcas blancas indican la posición de la sonda a intervalos de cien días.)
de que llegara a la latitud del agujero coronario del sur del Sol, por lo que pudimos saber que el viento polar se expandía en cuanto abandonaba las inmediaciones del Sol.
No se esperaba una expansión tan mayúscula. La clave nos la dieron otras mediciones reali- zadas por la sonda. Se había medido antes indirectamente el campo magnético del Sol examinando la absorción de la luz de diferentes longitudes de onda por ciertos elementos de la atmósfera solar. A partir del desdoblamiento de las líneas espectrales que se producía, o efecto Zeeman, se vio que el campo magnético alrededor del Sol era muy parecido al que circunda a la Tierra: las líneas de fuerza magnética se concentran alrededor de dos polos magnéticos de polaridad opuesta, uno cerca del polo norte, el otro, del polo sur de rotación.
Se esperaba que Ulises obser- vara que el campo magnético seguía a lo largo de su órbita un patrón similar. En cambio reveló que el flujo magnético que emana hacia el exterior presenta lejos del Sol aproxi- madamente la misma densi- dad a todas las latitudes. Se llegó a la conclusión de que la expansión del viento solar procedente del polo se debía a que las fuerzas magnéticas empujaban el viento hacia el ecuador, y así se diseminaban las líneas de flujo magnético y se hacían más uniformes.
El campo magnético y el viento solar van tan ligados porque el viento está compuesto por partículas carga- das. (La elevadísima temperatura de la corona solar —alrededor de un millón de kelvins— hace que los átomos neutros liberen electrones, de carga negativa, y creen así iones positivos.) Pero tanto la corona ca- liente como el viento solar que se desprende de ella son eléctricamente neutros porque tienen tantas cargas positivas de iones como negativas de electrones. Pese a su atracción mutua, los iones y los electrones del viento solar no se recombinan; la densidad de materia, bajísima, no facilita la posibilidad de que dos partículas se unan de nuevo. Estas partículas cargadas están sometidas a la influencia de los campos mag- néticos: las cargas se aferran a las líneas de éstos y giran a su alrede- dor en órbitas muy apretadas. Pero el campo magnético también se ve
afectado por las partículas cargadas del viento solar: el movimiento de éste empuja las líneas del campo y las balancea como si fueran bancos de algas a merced de las corrientes cambiantes del océano.
No todas las partículas cargadas del espacio interplanetario proceden del Sol. Las hay que son átomos des- provistos de electrones que, en algún lugar de la galaxia, se han acelerado
hasta casi alcanzar la velocidad de la luz. Las de mayor energía, los rayos cósmicos penetrativos, pue-
den medirse en tierra una vez han bombardeado la atmósfera. Las primeras mediciones de los rayos cósmicos efectuadas con sondas espaciales, hace ya casi cuarenta años, mostraron que abundan, asimismo, otros rayos cósmicos con menos energía que los detectados cerca de la superficie de la Tierra. Se descubrió que el sistema solar estaba bañado en partículas de diverso tipo y procedentes, según parecía, de toda la galaxia.
Los investigadores no tardaron en percatarse de que la corriente del viento solar que sopla desde el astro hacia fuera impide a algunos rayos cósmicos acercársele. Sólo una pequeña fracción penetra en el inte-
rior de la heliosfera, donde, como salmones nadando contra corriente para desovar, han de superar obs-
táculos cada vez más difíciles. ¿Cuáles son exactamente las barreras que existen en el es-
pacio vacío? Las bajas densi- dades de la materia garantizan que no habrá colisiones entre los rayos cósmicos y las par- tículas del viento solar. Pero al alejarse de la vecindad del Sol el viento solar se lleva consigo parte del campo mag- nético; los rayos que se dirigen al Sol están sometidos, pues, a las fuerzas que los campos magnéticos ejercen sobre toda partícula con carga eléctrica que se mueva.
Constreñidos por tales fuerzas, los rayos cósmicos rodean las líneas de campo magnético al tiempo que se desplazan en la dirección de éste; las partículas de los rayos pueden encontrarse además con ondas mag- néticas que se propagan a lo largo de las líneas del campo cual se agita una bandera. Las ondas se oponen al flujo de partículas cargadas al hacer que la dirección del campo cambie bruscamente. Un rayo cósmico que se dirija al Sol es como el nadador que intenta adentrarse en el océano un día de fuerte oleaje.
Antes de la misión Ulises se su- ponía que los rayos cósmicos que viajaban hacia el Sol en dirección a los polos penetraban en la helio- sfera con mayor facilidad que los que seguían rutas ecuatoriales. Exis- tían dos razones principales para esa conjetura. Primero, debido a que las partículas cargadas siguen un camino
INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, marzo, 1998 59
3. EL CAMPO MAGNETICO SOLAR, según la hipótesis aceptada antes del viaje de Ulises (arriba), concentraba las líneas de fuerza sobre los polos norte y sur del Sol. Pero las mediciones de la sonda durante su circumnavegación revelaron que las líneas del campo magnético están espaciadas de manera bastante uniforme sea cual sea la latitud solar (abajo).
helicoidal a lo largo de las líneas de campo magnético, se esperaba que las líneas de fuerza más rectas y cortas que conectan los polos fue- ran pasillos excelentes hacia la parte interior de la heliosfera. Segundo, algunos investigadores creían que las ondas y otros cambios de la dirección del campo debían de ser mínimos porque el viento solar procedente de los agujeros coronarios polares fluye, comparado con el de otras regiones, de manera más regular.
Sin embargo, las mediciones reali- zadas por Ulises mostraron que los rayos cósmicos sólo eran algo más abundantes sobre los polos del Sol que sobre el ecuador. Unos aspec- tos imprevistos del campo magnético proporcionan de nuevo la explicación: Ulises encontró ondas que atravesa- ban el campo magnético polar opo- niendo resistencia al paso de los rayos cósmicos hacia los casquetes