16.4: El Interior Solar - Observaciones

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Explicar cómo late el Sol
• Explicar qué es la heliosismología y qué puede decirnos sobre el interior solar
• Discutir cómo estudiar neutrinos desde el Sol ha ayudado a entender a los neutrinos

Recordemos que cuando observamos la fotosfera del Sol (la capa superficial que vemos desde el exterior), no estamos viendo muy profundamente en nuestra estrella, desde luego no en las regiones donde se genera energía. Por eso el título de esta sección —observaciones del interior solar— debería parecer muy sorprendente. Sin embargo, los astrónomos de hecho han ideado dos tipos de mediciones que pueden ser utilizadas para obtener información sobre las partes internas del Sol. Una técnica implica el análisis de pequeños cambios en el movimiento de pequeñas regiones en la superficie del Sol. El otro se basa en la medición de los neutrinos emitidos por el Sol.

Pulsaciones Solares

Los astrónomos descubrieron que el Sol pulsa —es decir, alternativamente se expande y contrae— así como tu pecho se expande y se contrae a medida que respiras. Esta pulsación es muy leve, pero se puede detectar midiendo la velocidad radial de la superficie solar, la velocidad con la que se mueve hacia nosotros o se aleja de nosotros. Se observa que las velocidades de pequeñas regiones en el Sol cambian de manera regular, primero hacia la Tierra, luego lejos, luego hacia, y así sucesivamente. Es como si el Sol estuviera “respirando” a través de miles de pulmones individuales, cada uno teniendo un tamaño en el rango de 4000 a 15,000 kilómetros, cada uno fluctuando de un lado a otro (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\): Oscilaciones en el Sol. Las nuevas técnicas de observación permiten a los astrónomos medir pequeñas diferencias de velocidad en la superficie del Sol para inferir cómo es el interior solar profundo. En esta simulación por computadora, el rojo muestra regiones de superficie que se alejan del observador (movimiento hacia adentro); el azul marca regiones moviéndose hacia el observador (movimiento hacia afuera). Tenga en cuenta que los cambios de velocidad penetran profundamente en el interior del Sol.

La velocidad típica de una de las regiones oscilantes en el Sol es de solo unos cientos de metros por segundo, y se tarda unos 5 minutos en completar un ciclo completo de velocidad máxima a mínima y volver de nuevo. El cambio en el tamaño del Sol medido en cualquier punto dado no es superior a unos pocos kilómetros.

Lo notable es que estas pequeñas variaciones de velocidad pueden ser utilizadas para determinar cómo es el interior del Sol. El movimiento de la superficie del Sol es causado por olas que lo alcanzan desde lo profundo del interior. El estudio de la amplitud y duración del ciclo de los cambios de velocidad proporciona información sobre la temperatura, densidad y composición de las capas a través de las cuales pasaron las ondas antes de que alcanzaran la superficie. La situación es algo análoga al uso de ondas sísmicas generadas por los sismos para inferir las propiedades del interior de la Tierra. Por esta razón, los estudios de oscilaciones solares (movimientos de ida y vuelta) se denominan helioseismología.

Las olas tardan poco más de una hora en atravesar el Sol de centro a superficie, por lo que las olas, al igual que los neutrinos, proporcionan información sobre cómo es el interior solar en la actualidad. En contraste, recordemos que la luz del sol que vemos hoy emergiendo del Sol se generó en realidad en el núcleo hace varios cientos de miles de años.

La heliosismología ha demostrado que la convección se extiende hacia adentro desde la superficie 30% del camino hacia el centro; hemos utilizado esta información en el dibujo\(16.3.6\) en la Sección 16.3. Las mediciones de pulsación también muestran que la rotación diferencial que vemos en la superficie del Sol, con la rotación más rápida ocurriendo en el ecuador, persiste hacia abajo a través de la zona de convección. Por debajo de la zona de convección, sin embargo, el Sol, a pesar de que es gaseoso por todas partes, gira como si se tratara de un cuerpo sólido como una bola de boliche. Otro hallazgo de la helioseismología es que la abundancia de helio dentro del Sol, excepto en el centro donde las reacciones nucleares han convertido el hidrógeno en helio, es aproximadamente la misma que en su superficie. Ese resultado es importante para los astrónomos porque significa que tenemos razón cuando usamos la abundancia de los elementos medidos en la atmósfera solar para construir modelos del interior solar.

La heliosismología también permite a los científicos mirar debajo de una mancha solar y ver cómo funciona. En The Sun: A Garden-Variety Star, dijimos que las manchas solares son frías porque fuertes campos magnéticos bloquean el flujo exterior de energía. La figura\(\PageIndex{2}\) muestra cómo el gas se mueve por debajo de una mancha solar. El material frío de la mancha solar fluye hacia abajo, y el material que rodea la mancha solar es arrastrado hacia adentro, llevando el campo magnético con ella y manteniendo así el campo fuerte que es necesario para formar una mancha solar. A medida que el nuevo material ingresa a la región de las manchas solares, también se enfría, se vuelve más denso y se hunde, estableciendo así un ciclo autoperpetuador que puede durar semanas.

Figura\(\PageIndex{2}\): Estructura de manchas solares. Este dibujo muestra nuestra nueva comprensión, desde la heliosismología, de lo que yace debajo de una mancha solar. Las flechas negras muestran la dirección del flujo de material. El intenso campo magnético asociado con la mancha solar detiene el flujo ascendente de material caliente y crea una especie de tapón que bloquea el gas caliente. A medida que el material sobre el tapón se enfría (se muestra en azul), se vuelve más denso y se sumerge hacia adentro, atrayendo más gas y más campo magnético detrás de él hacia el lugar. El campo magnético concentrado provoca más enfriamiento, configurando así un ciclo autoperpetuante que permite que una mancha sobreviva por varias semanas. Dado que el tapón evita que el material caliente fluya hacia la mancha solar, la región debajo del enchufe, representada por el rojo en esta imagen, se vuelve más caliente. Este material fluye hacia los lados y luego hacia arriba, llegando finalmente a la superficie solar en el área que rodea la mancha solar.

El material frío que fluye hacia abajo actúa como una especie de tapón que bloquea el flujo ascendente de material caliente, que luego se desvía lateralmente y finalmente llega a la superficie solar en la región alrededor de la mancha solar. Este flujo exterior de material caliente explica la paradoja que describimos en The Sun: A Garden-Variety Star, es decir, que el Sol emite un poco más de energía cuando más de su superficie está cubierta por manchas solares frías.

La heliosismología se ha convertido en una herramienta importante para predecir tormentas solares que podrían impactar a la Tierra. Las regiones activas pueden aparecer y crecer en tan solo unos días. El periodo de rotación solar es de aproximadamente 28 días. Por lo tanto, regiones capaces de producir llamaradas solares y eyecciones de masa coronal pueden desarrollarse en el otro lado del Sol, donde, durante mucho tiempo, no pudimos verlas directamente.

Afortunadamente, ahora tenemos telescopios espaciales monitoreando al Sol desde todos los ángulos, así que sabemos si se forman manchas solares en el lado opuesto del Sol. Además, las ondas sonoras viajan ligeramente más rápido en regiones de alto campo magnético, y las ondas generadas en regiones activas atraviesan el Sol aproximadamente 6 segundos más rápido que las ondas generadas en regiones tranquilas. Al detectar esta sutil diferencia, los científicos pueden proporcionar advertencias de una semana o más a los operadores de servicios eléctricos y satélites sobre cuándo una región activa potencialmente peligrosa podría rotar a la vista. Con esta advertencia, es posible planificar las interrupciones, poner los instrumentos clave en modo seguro, o reprogramar las caminatas espaciales para proteger a los astronautas.

Neutrinos Solares

La segunda técnica para obtener información sobre el interior del Sol implica la detección de algunos de esos elusivos neutrinos creados durante la fusión nuclear. Recordemos de nuestra anterior discusión que los neutrinos creados en el centro del Sol salen directamente del Sol y viajan a la Tierra casi a la velocidad de la luz. En lo que respecta a los neutrinos, el Sol es transparente.

Alrededor del 3% de la energía total generada por la fusión nuclear en el Sol es arrastrada por los neutrinos. Tantos protones reaccionan y forman neutrinos dentro del núcleo del Sol que, calculan los científicos, 35 millones de millones de (\(3.5 × 10^{16}\)) neutrinos solares pasan por cada metro cuadrado de la superficie de la Tierra cada segundo. Si podemos idear una manera de detectar incluso algunos de estos neutrinos solares, entonces podemos obtener información directamente sobre lo que está sucediendo en el centro del Sol. Desafortunadamente para quienes intentan “atrapar” algunos neutrinos, la Tierra y todo lo que hay en ella también son casi transparentes a los neutrinos que pasan, al igual que el Sol.

En muy, muy raras ocasiones, sin embargo, uno de los miles de millones y miles de millones de neutrinos solares interactuará con otro átomo. La primera detección exitosa de neutrinos solares hizo uso del líquido de limpieza (\(\ce{C2Cl4}\)), que es la forma menos costosa de juntar muchos átomos de cloro. El núcleo de un átomo de cloro (Cl) en el líquido de limpieza se puede convertir en un núcleo de argón radiactivo por una interacción con un neutrino. Debido a que el argón es radiactivo, se puede detectar su presencia. Sin embargo, dado que la interacción de un neutrino con el cloro ocurre tan raramente, se necesita una gran cantidad de cloro.

Raymond Davis (Figura\(\PageIndex{3}\)) y sus colegas del Laboratorio Nacional Brookhaven, colocaron un tanque que contenía casi 400,000 litros de líquido de limpieza 1.5 kilómetros bajo la superficie de la Tierra en una mina de oro en Lead, Dakota del Sur. Se eligió una mina para que el material circundante de la Tierra evitara que los rayos cósmicos (partículas de alta energía del espacio) alcanzaran el líquido limpiador y crearan señales falsas. (Las partículas de rayos cósmicos son detenidas por gruesas capas de la Tierra, pero los neutrinos las encuentran sin importancia). Los cálculos muestran que los neutrinos solares deben producir aproximadamente un átomo de argón radiactivo en el tanque cada día.

Figura\(\PageIndex{3}\): Experimento Davis. a) Raymond Davis recibió el Premio Nobel de Física en 2002. b) El experimento de Davis en el fondo de una mina de oro abandonada reveló por primera vez problemas con nuestra comprensión de los neutrinos.

Este fue un proyecto increíble: contaban átomos de argón aproximadamente una vez al mes, y recuerden, estaban buscando un pequeño puñado de átomos de argón en un tanque masivo de átomos de cloro. Cuando todo estaba dicho y hecho, ¡el experimento de Davis, iniciado en 1970, detectó solo alrededor de un tercio de los neutrinos que predijeron los modelos solares! Este fue un resultado impactante porque los astrónomos pensaban que tenían una comprensión bastante buena tanto de los neutrinos como del interior del Sol. Durante muchos años, astrónomos y físicos lucharon con los resultados de Davis, tratando de encontrar una salida al dilema de los neutrinos “desaparecidos”.

Finalmente, el resultado de Davis se explicó por el sorprendente descubrimiento de que en realidad hay tres tipos de neutrinos. La fusión solar produce solo un tipo de neutrino, el llamado neutrino electrónico, y los experimentos iniciales para detectar neutrinos solares fueron diseñados para detectar este tipo. Experimentos posteriores mostraron que estos neutrinos cambian a un tipo diferente durante su viaje desde el centro del Sol a través del espacio a la Tierra en un proceso llamado oscilación de neutrinos.

Un experimento, realizado en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury en Canadá, fue el primero diseñado para capturar los tres tipos de neutrinos (Figura\(\PageIndex{4}\)). El experimento se ubicó en una mina a 2 kilómetros bajo tierra. El detector de neutrinos consistió en una esfera de plástico acrílico transparente de 12 metros de diámetro, la cual contenía 1000 toneladas métricas de agua pesada. Recuerda que un núcleo de agua ordinaria contiene dos átomos de hidrógeno y un átomo de oxígeno. En cambio, el agua pesada contiene dos átomos de deuterio y un átomo de oxígeno, y los neutrinos entrantes ocasionalmente pueden romper el protón y el neutrón libremente unidos que componen el núcleo de deuterio. La esfera de agua pesada estaba rodeada por un escudo de 1700 toneladas métricas de agua muy pura, que a su vez estaba rodeada por 9600 fotomultiplicadores, dispositivos que detectan destellos de luz producidos después de que los neutrinos interactúan con el agua pesada.

Figura\(\PageIndex{4}\): Detector de neutrinos de Sudbury. La esfera de 12 metros del Detector de Neutrinos Sudbury se encuentra a más de 2 kilómetros bajo tierra y contiene 1000 toneladas métricas de agua pesada.

Para el enorme alivio de los astrónomos que hacen modelos del Sol, el experimento de Sudbury detectó alrededor de 1 neutrino por hora y ha demostrado que el número total de neutrinos que llegan al agua pesada es justo lo que predicen los modelos solares. Sólo un tercio de estos, sin embargo, son neutrinos de electrones. Parece que dos tercios de los neutrinos electrónicos producidos por el Sol se transforman en uno de los otros tipos de neutrinos a medida que avanzan desde el núcleo del Sol hasta la Tierra. Es por ello que los experimentos anteriores vieron sólo un tercio del número de neutrinos que se esperaba.

Aunque no es intuitivamente obvio, tales oscilaciones de neutrinos sólo pueden ocurrir si la masa del neutrino electrónico no es cero. Otros experimentos indican que su masa es pequeña (incluso comparada con el electrón). El Premio Nobel de Física 2015 fue otorgado a los investigadores Takaaki Kajita y Arthur B. McDonald por su trabajo estableciendo la naturaleza cambiante de los neutrinos. (Raymond Davis compartió el Premio Nobel 2002 con el japonés Masatoshi Koshiba por los experimentos que llevaron a nuestra comprensión del problema de los neutrinos en primer lugar). Pero el hecho de que el neutrino tenga masa en absoluto tiene profundas implicaciones tanto para la física como para la astronomía. Por ejemplo, veremos el papel que juegan los neutrinos en el inventario de la masa del universo en The Big Bang.

El experimento Borexino, un experimento internacional realizado en Italia, detectó neutrinos provenientes del Sol que fueron identificados como provenientes de diferentes reacciones. Mientras que la cadena p-p es la reacción que produce la mayor parte de la energía del Sol, no es la única reacción nuclear que ocurre en el núcleo del Sol. Hay reacciones secundarias que involucran núcleos de elementos tales como berilio y boro. Al sondear la cantidad de neutrinos que provienen de cada reacción, el experimento Borexino nos ha ayudado a confirmar en detalle nuestra comprensión de la fusión nuclear en el Sol. En 2014, el experimento Borexino también identificó neutrinos que fueron producidos por el primer paso en la cadena p-p, confirmando los modelos de astrónomos solares.

Es increíble que una serie de experimentos que comenzaron con suficiente líquido de limpieza para llenar una piscina derribó los pozos de una vieja mina de oro ahora nos esté enseñando sobre la fuente de energía del Sol y ¡las propiedades de la materia! Este es un buen ejemplo de cómo los experimentos en astronomía y física, aunados a los mejores modelos teóricos que podemos idear, continúan conduciendo a cambios fundamentales en nuestra comprensión de la naturaleza.

Conceptos clave y resumen

Los estudios de oscilaciones solares (helioseismología) y neutrinos pueden proporcionar datos de observación sobre el interior del Sol. La técnica de la heliosismología ha demostrado hasta ahora que la composición del interior es muy parecida a la de la superficie (excepto en el núcleo, donde parte del hidrógeno original se ha convertido en helio), y que la zona de convección se extiende alrededor del 30% del camino desde la superficie del Sol hasta su centro. La heliosismología también puede detectar regiones activas en el otro lado del Sol y proporcionar mejores predicciones de tormentas solares que pueden afectar a la Tierra. Los neutrinos del sol nos llaman cuéntanos lo que está sucediendo en el interior solar. Un experimento reciente ha demostrado que los modelos solares sí predicen con precisión el número de neutrinos electrónicos producidos por las reacciones nucleares en el núcleo del Sol. No obstante, dos tercios de estos neutrinos se convierten en diferentes tipos de neutrinos durante su largo viaje del Sol a la Tierra, resultado que también indica que los neutrinos no son partículas sin masa.

Glosario

helioseismología

estudio de pulsaciones u oscilaciones del Sol para determinar las características del interior solar