miércoles, 18 de mayo de 2011

Caprichos y comportamientos del Sol

DIALOGO CON MARIELA VIEYTES, DOCTORA EN FISICA, INVESTIGADORA DEL CONICET
En el siglo V a.C., el filósofo Anaxágoras fue acusado de impiedad al decir que el Sol era una masa de hierro del tamaño de Grecia y la Luna, una roca que reflejaba su luz. Resultó que no era así. Resultó también que seguimos estudiando el Sol y tratando de comprenderlo.

–Usted se ocupa de modelos atmosféricos del Sol...
–No sólo del Sol sino de las estrellas en general.
–¿Por qué no me cuenta qué es eso?
–Cómo no. De las estrellas, nosotros lo único que podemos obtener es la radiación que nos llega. La idea, entonces, es estudiar los diferentes parámetros y propiedades de las estrellas mediante esta radiación, y para eso es necesario hacer modelos numéricos para poder describir cómo cambian las diferentes cantidades con la altura dentro de la atmósfera de la estrella. Nosotros la única información que tenemos, le repito, es la radiación, que la podemos observar, de acuerdo con la longitud de onda, con diferentes tipos de telescopio. Con esa información tratamos de desarrollar un modelo que diga cómo es la estructura térmica de la atmósfera.
–¿Y para qué sirve conocer la atmósfera? ¿Por qué es importante?
–Por un lado, por el conocimiento en sí mismo: saber todas las variedades que puede haber en el universo de tipos de estrellas...
–Absolutamente de acuerdo.
–Por otro lado, el caso más aplicado para este tipo de trabajo es el del Sol. El Sol es nuestra estrella más cercana, la podemos observar con detalle con resolución espacial y temporal. No hay ninguna otra a la que podamos acceder de la misma manera. Además nosotros, como habitantes de uno de los planetas del Sistema Solar, somos absolutamente dependientes de la energía que nos llega del Sol para poder vivir. Estudiar la energía que nos llega implica conocer los modelos de las diferentes estructuras presentes en la atmósfera del Sol y ver cómo cambian a lo largo del ciclo.
–Las diferentes estructuras presentes... Déme un ejemplo...
–Las manchas solares, por ejemplo. Después en la corona, que es la parte más externa de la estrella, se ven en rayos X las figuraciones y muchas otras cosas que están asociadas al momento del ciclo en que se encuentra el Sol, que van cambiando. Son diferentes fenómenos que están asociados con la actividad magnética del Sol, es decir que varían a lo largo de los 11 años que dura el ciclo medio del Sol...
–La investigación científica tiene dos planos. Uno es el del saber por el saber mismo. Y el otro es el saber progresivo: “Yo quiero saber cómo es la atmósfera de una estrella porque eso va a funcionar como una llave para otra cosa”.
–En el caso del Sol están las dos cosas, sin duda. En el caso de las otras estrellas, le diría que más bien es el conocimiento por el conocimiento en sí mismo. Aunque en realidad, puede tener una incidencia incluso sobre el propio estudio del Sol. Porque nosotros, situados aquí y ahora, no podemos estudiar lo que va a pasar con el Sol dentro de 20 mil años. Pero tal vez si estudiamos una estrella que se parezca mucho al Sol, nos puede dar una idea de lo que va a pasar en esa cantidad de tiempo, o de lo que ya le pasó. Hay entonces un camino de ida y vuelta entre la astrofísica solar y la física estelar, justamente en este sentido. Poder observar muchas estrellas con características similares al Sol nos da la posibilidad de pensarlo en diferentes etapas. Eso por un lado. Además del interés en sí mismo, en el caso del Sol hay aplicaciones muy importantes. El hecho de que podamos predecir la cantidad de energía que nos llega a nosotros como planeta del Sol es sumamente importante. Y no me refiero solamente a la cantidad de energía en diferentes etapas sino a, por ejemplo, partículas muy energéticas que generen problemas en las telecomunicaciones, en los satélites; además podemos predecir consecuencias de acuerdo con el tipo de radiación: por ejemplo, la radiación ultravioleta tiene influencia en la capa de ozono, porque es el área en donde la capa de ozono absorbe energía.
–El ciclo de 11 años, ¿es un ciclo de qué?
–El campo magnético del Sol va cambiando a lo largo de los 11 años. En el interior del Sol se generan campos magnéticos que son variables. A diferencia de la Tierra, donde tenemos un campo magnético que no cambia (o, mejor dicho, cambia muy poco); en el caso del Sol y de otras estrellas hay una variación en el campo magnético que sigue un ciclo de aproximadamente esa cantidad de años. Es importante resaltar el “aproximadamente”. A veces el período es mucho más largo. Hubo un período, en el 1700, en el que el Sol estuvo muy inactivo. En esa época, la Tierra fue especialmente fría, hubo grandes heladas. Ese período se asocia a un momento de inactividad del Sol. Es interesante estudiar qué fue lo que pasó en ese momento, si hay posibilidades de que vuelva a repetirse...
–¿Y qué fue lo que pasó?
–No sé sabe todavía.
–¿Por qué se producen estos cambios? Una estrella, en definitiva, es una máquina simple, ¿no? Transforma energía gravitatoria en calor y luz.
–Eso es el interior del Sol. En la atmósfera no hay ninguna fuente de energía. Toda la energía que se escapa es la que se generó en el núcleo a partir de la fusión nuclear del hidrógeno. Pero lo que yo estudio es la atmósfera del Sol, que está conformada por la fotósfera, la cromósfera y un poco de región de transición. El interior solar no es mi área de estudios, pero es donde se genera la radiación. El Sol está formado más o menos de la siguiente manera: en el centro está el núcleo, después hay una capa un poco más externa donde la energía se transmite exclusivamente por radiación (la zona radiactiva), después hay otra zona más (la convectiva) y en el medio –entre la radiactiva y la convectiva– hay una capa más finita en la que se cree que se genera el campo magnético a través del efecto dinámico. Pero, insisto, eso no es lo que yo hago. Yo me ocupo de ver una vez que la radiación llega a la fotósfera...
–Tarda mucho, ¿no?
–Sí, unos 10 millones de años. Eso ocurre por la enorme cantidad de colisiones y por la densidad terrible que hay en el medio. Pero en la atmósfera el fotón ya no tiene mayores problemas: la densidad es, obviamente, mucho menor.
–Es increíble pensar que el fotón que tardó ocho minutos en llegar del Sol hasta acá se tomó 10 millones de años para lograr salir de ahí adentro.
–Sí. Hay que pensar que en el núcleo, en un radio que es la cincuentava parte del radio solar, está contenida prácticamente la mitad de la densidad. Justamente por eso es que se emprende la fusión del hidrógeno y todo eso: hay tanta temperatura y tanta densidad que el hidrógeno empieza a fusionarse. Pero insisto: mi objeto de estudio es la atmósfera del Sol, que es lo que nosotros podemos ver por observación directa, porque la radiación nos llega desde la atmósfera. Esa radiación que se creó adentro llega a la atmósfera y luego a nosotros. Ese espectro tiene líneas de absorción y de emisión que dependen de la composición de la estrella y de su nivel de la actividad. Observando ese espectro es que nosotros proponemos una forma en que varía la estructura térmica de la atmósfera para tratar de ajustar al perfil que observamos.
–¿Su programa de investigación es puramente descriptivo? ¿O también están formulando teorías?
–Mi trabajo es lo que se llama semiempírico. Lo que yo hago es tomar observaciones que ya se hicieron y trato de ajustarlas lo mejor posible. Propongo cómo varía la temperatura a lo largo de la atmósfera, calculo todo el espectro a partir del transporte de radiación (sin meterme en el proceso físico que llevó a la atmósfera de la estrella a esa situación en particular) y trato de reproducir el espectro que observo. Una vez que yo tengo el espectro calculado, hago retoques en el modelo para acercarme lo mejor posible. Es una cosa de prueba y error, en algún punto: hago todas las cuentas, comparo espectro calculado con observado y, si no da bien, modifico la estructura para ver si encaja mejor. Cuando finalmente encuentro la estructura que mejor se adecua a las observaciones, me quedo con ese modelo y puedo calcular diferentes parámetros: cómo cambia la temperatura con la altura, la densidad de masa con la altura, la densidad de protones, de electrones... Esa información no tiene, en principio, ninguna teoría. Pero lo que sí puedo calcular es cuál es la energía necesaria para que una atmósfera tenga esa estructura y no otra. Ahí entonces tiene que venir alguien que proponga un mecanismo físico para explicarlo. Y ésos son los modelos teóricos. Pero esos modelos necesitan algo de donde agarrarse para ser formulados. Y ese algo son, justamente, los modelos semiempíricos.
–¿Y usted cree que los modelos corresponden a la realidad o son simplemente modelos?
–Yo creo que los modelos están llenos de suposiciones que tenemos que creer. Dentro de esas suposiciones es lo mejor que podemos hacer. Y yo creo que corresponden bastante a la realidad.