Programa de
Extensión: ACOPLAMIENTO VIENTO SOLAR - MAGNETÓSFERA - IONÓSFERA - ATMÓSFERA
e-mail: ricardo.monreal@umag.cl
UNIVERSIDAD DE MAGALLANES - FC/DMF -
(página
en preparación)
Física Solar-Terrestre
Clima Espacial
Desde el Sol a la
Tierra
Una de las primeras cuestiones que conviene aclarar es que :
La Tierra está inmersa en la atmósfera externa ionizada
que escapa supersonicamente del Sol. Este ″viento
solar,″ fluye a través del medio interplanetario alcanzando el campo magnético
terrestre dándole forma al medio-ambiente cercano a la Tierra. La
burbuja magnética que se produce, llamada "magnetosfera,"
ya que es modelada basicamente a partir del campo magnético terrestre por el campo magnético interplanetario, actúa como blindaje que protege su interior (nuestra atmósfera superior
junto a su región ionizada, la ionosfera) de
los efectos directos del viento solar.
Ilustración
de la magnetosfera terrestre, en que se muestra la configuración de
campo magnético interno y el contorno entre la magnetosfera y el
viento solar.
El estudio de la transferencia de energía, masa y momentum desde el Sol
hacia la atmósfera de la Tierra es denominado Física Solar-Terrestre [Akasofu y Chapmann, 1972;
Carovillano y Forbes, 1983; Akasofu y Kamide, 1987]. El "Clima espacial" describe
las condiciones en el espacio que afectan la Tierra y sus sistemas
tecnológicos. Nuestro clima espacial es una consecuencia del comportamiento del
sol, de la naturaleza del campo magnético y atmósfera terrestre, y del lugar
que ocupamos en el sistema solar.
Nuestra
capacidad para predecir nuestro Clima Espacial, esto es, la actividad solar y
su consecuente actividad geomagnética, tempestades y subtempestades magnéticas,
resulta crucial en muchas aplicaciones tecnológicas que incluye la operación de
satélites orbitales, redes de transmisión de potencia, oleoductos,
comunicaciones, etc. De hecho, como consecuencia de las tempestades geomagnéticas
se pueden producir fallas importantes en delicados y costosos equipamientos
eléctrico-electrónicos [Allen, 1991] e inclusive afectar algunos
sistemas biológicos [Parkinson, 1983].
El Sol Inquieto
El Sol y su atmósfera están cambiando 
continuamente, de manera que tienen su
propio clima.
El Sol experimenta variaciones climatológicas con período aproximado de 11
años, conocido como ciclo solar.
Este ciclo es visualizado principalmente a través del número
de manchas solares
sobre la superficie solar (gráfico), pero también puede observarse -
usando filtros especiales - en la aparición y desaparición de
características menos evidentes como filamentos .
Número de manchas solares (media mensual) en
el hemisferio visible del Sol.
El número de manchas aumenta y disminuye con el ciclo de
actividad solar de 11 años. (de: The National Solar
Observatory / Sacramento Peak).
El Sol, que es la mayor fuente de energia del Sistema Solar, libera su energía
en forma de radiación
electromagnética ("luz") y de partículas energéticas. De
esta manera, por una parte, el Sol ilumina constantemente a la Tierra
proporcionándole un flujo de energia de 1367 W/m2, conocida como la
constante solar; a la vez que, por otro lado, su atmósfera (la corona solar,
demasiado caliente como para ser retenida por el campo gravitacional) se
proyecta de tal manera que la Tierra es influenciada por el viento solar a
través de un flujo continuo de partículas, como también de su campo magnético
asociado.
La
radiación electromagnética resulta ser varios órdenes de magnitud mayor que la
radiación de las partículas. La potencia de entrada en la Tierra, debida
a la iluminación, considerando una sección eficaz πRE 2, donde RE es el radio terrestre medio, es de
1.73x1017 W.
La
energía del viento solar que incide sobre la magnetosfera
terrestre, cavidad formada por la interacción entre el campo geomagnético
aproximadamente dipolar y el viento solar que tiene asociado el campo magnético
interplanetario (ver figura previa), es del orden de 1.3x 1013
W, considerando una sección eficaz de radio igual a 15 RE [Hill, 1979]. Para una sección eficaz de
un disco de radio terrestre que absorbe toda la energia cinética del viento
solar incidente, esto es en ausencia de campo geomagnético, la
potencia seria del orden de 5.7 x 1010 W.
A pesar de la gran diferencia entre los valores de las potencias disponibles en
las vecindades de la Tierra a través de las dos formas de radiación, es el
viento solar el encargado de acoplar la atmósfera solar con la magnetosfera y
la ionosfera
(región ionizada de la atmósfera) terrestre, y la mayoria de los procesos
magnetosféricos e ionosféricos asistidos por la magnetosfera son debidos a esta
energia.
La
fuente del viento solar es la corona cuya
energia proviene de la zona de convección solar (ver Fig. 1). En la figura 2 se muestra, de manera
simple, la energización coronal y la consecuente generación
del viento solar. Debido al enorme gradiente de temperatura entre la base de la
corona y la zona de transición, la mayor parte de la energú} depositada
en la corona es conducida en dirección a la cromosfera la cual es
energizada de esta manera. Otra parte de la corona, la cual está
estructurada de campos magnéticos muy intensos, está constantemente
escapando del campo gravitacional del Sol a lo largo de las lineas de
campo abiertas, huecos
coronales (coronal holes) y llamaradas (flares),
es lo que se conoce como viento solar. Esta parte esá constituida
principalmente de hidrógeno, 96%,y helio, 3.2%, ionizados. El 0.8%
restante está constituido por elementos altamente ionizados como O,
N, C, Si, Fe [Schwenn, 1988].
|
|
| (fuente: NASA). |
La
presencia de lineas de campo magnético cerradas en la región inferior de
las llamaradas aparentemente hace que el viento solar que proviene de esa
zona consista de haces lentos (348 km/s), con densidad media de 10.7 cm-3
comparados con los haces muy rápidos (667 km/s) con densidad de 3.0 cm-3)
que provienen de los huecos coronales. Los valores anteriores son valores
promediados entre el 12 de Diciembre de 1974 y el 31 de Diciembre
de 1976 [Schwenn, 1983]. En las regiones de lineas de campo cerradas,
por ejemplo sobre las manchas solares, el viento solar está atrapado y
puede ser liberado durante transientes a través de la expulsión de
plasma y campos magnéticos denominados "eyecciones de masa
coronal" (EMC). La energia y masa liberada durante transientes, como
EMC y "llamaradas" que ocurren en la superficie del Sol,
contribuyen muy poco (1.8% y 3.0%, respectivamente) al viento solar
promedio.
Otro tipo de evento común es la llamada "eyección de masa
coronal." Estas explosiones de material desde la atmósfera
superior del Sol son difíciles de ver a "ojo pelado" excepto
durante eclipse solar total. Debido a esta particularidad, fueron
reconocidos sólo en tiempos modernos.
Una erupción en la
corona solar, observada bloqueando el disco solar brillante (lado
derecho). En la figura de la
izquierda se observa el tamaño de la Tierra en relación al evento solar
Las perturbaciones solares mostradas en las figuras previas son mas
frecuentes alrededor del "máximo solar", definido por el ciclo de
manchas solares.
Algunos valores relevantes de flujos de energía y masa en el sistema
Sol-Tierra aparecen en la tabla 1. En la tabla 2 se muestran algunas
características y fuentes de radiación debida a partículas. En la tabla 3 se
muestran algunas propiedades del viento solar a 1 U.A. Tabla 1 -2 -3
La magnetosfera se despeina
En
las vecindades de la Tierra, el plasma del viento solar con
velocidades y densidades típicas de 400 km/s y 5 cm-3 y que puede
alcanzar valores mayores a 1000 km/s y 100 cm -3,
respectivamente, interactúa con el plasma mas caliente y menos denso de la
magnetosfera terrestre. La interacción puede ser a través de procesos viscosos
y principalmente reconexión magnética (*) en la magnetopausa, induciendo
corrientes eléctricas.
Como consecuencia de estos procesos sólo una pequeña fracción de la energía del
viento solar que incide sobre la magnetosfera tiene acceso al interior a través
de la magnetopausa (entre 2% - 5% durante periodos de actividad
moderada [Baumjohann y Paschmann, 1987]; entre 1% y 4% en
periodos de gran actividad magnética [Monreal MacMahon
y González, 1997]
En la figura 3, que corresponde a la primera imagen mostrada previamente,
se muestra un esquema
con diferentes partes de la magnetosfera. La magnetopausa diurna estáa a
una distancia aproximada de 10 RE en la dirección del Sol,
y durante eventos de gran incremento en la presión dinámica del viento solar
esa distancia puede llegar a valores menores que las de altitudes
geosincrónicas (6.6RE) y de órbita lunar.
Clásicamente, la magnetopausa es definida como la superficie de contorno
del viento solar, sin embargo, plasma similar al del viento solar
ha sido detectado en el interior de la magnetosfera.
Se ha propuesto un modelo de magnetosfera cerrada [Axford y
Hines, 1961], en el cual la energía se transfiere a través de interacción
viscosa. Tsurutani y González (1992) han mostrado que este
proceso es apenas 0.1% eficiente cuando el campo magnético
interplanetario está orientado hacia el Norte, aún cuando sea muy intenso. En
la figura 4 se muestra
el modelo de magnetosfera cerrada. Paralelamente al modelo anterior
se ha propuesto un modelo de magnetosfera abierta [Dungey, 1961]
asociado con los procesos de reconexión magnética.
Dungey (1961) notó que las lineas del campo geomagnético que tienen su
origen en las regiones polares pueden estar directamente conectadas al campo
magnético interplanetario, de manera que la información del viento solar a la
atmósfera puede ser comunicada a través de estas lineas de campo.
En estado estacionario, la distribución de potencial en la
magnetopausa es mapeada a través de estas lineas a la ionosfera polar. En
la figura 5 se muestra la
topología del campo geomagnético obtenida por Dungey en el plano
meridiano mediodia-medianoche.
En
este modelo, basado en el concepto de "congelamiento de plasma"
(artículo aparte), la tensión magnética transfiere momentum del viento
solar a la magnetosfera e ionosfera, y el campo eléctrico de reconexión es
mapeado a través de lineas de campo abiertas a los casquetes polares
dando lugar a flujos de plasma en la dirección contraria al Sol. La tasa
de transferencia de energía vía reconexión es dependiente del flujo
magnético que es reconectado por unidad de tiempo.
Las correlaciones observadas entre la condición (orientación y magnitud)
del campo magnético interplanetario y las actividades observadas en diferentes
puntos de la magnetosfera no dejan lugar a duda de que el campo magnético
interplanetario desempeña un papel fundamental en el transporte de energú}
desde el viento solar a la magnetosfera y que la reconexión magnética en la
magnetopausa es la principal responsable, con una eficiencia del orden del
10% durante tempestades magnéticas intensas [Gonzalez et
al.,1989]. Correlaciones entre el índice geomagnético AE (de altas
latitudes) y el campo magnético interplanetario CMI han mostrado
que la componente BS = -Bz es mas favorable que cualquier otra función
que involucre las demás componentes del CMI [Hakamada et al., 1980].
Así la transferencia de energia debe depender de la componente Bz del CMI y consecuentemente debe ser dependiente
del tiempo.
El efecto principal de la interacción entre el viento solar y la
magnetosfera es la generación de un dínamo, que llamaremos dínamo viento
solar - magnetosfera, que puede alcanzar valores de aproximadamente 1011
W en días quietos, y hasta varios 1012 W durante tempestades
geomagnéticas.
Las consecuencias
La
magnetosfera es un buen lugar para la investigación, las telecomunicaciones, la
navegación, y en la que los satélites climatológicos se ven rodeados por partículas energéticas de los cinturones de radiación de Van Allen y por gases tenues de la
atmósfera superior. La "space shuttle" y las
futuras estaciones espaciales en la atmósfera superior son influenciadas por
estas partículas y gases que determinan las condiciones locales. Los satélites del Sistema de Posicionamiento Global (GPS), usados para
navegación, inspección, e investigación geofísica, pasan a través de los cinturones 
de radiación . Los satélites de comunicación geosincrónica y climatológicos se sitúan en
los bordes externos de los cinturones de radiación, donde producto de
perturbaciones en el clima espacial aumenta la intensidad de partículas
energéticas peligrosas.
Sin embargo, también es necesario considerar que la radiación experimentada por satélites
en órbita podría depender mas de la trayectoria orbital que del nivel de
actividad solar.
En la Figura
se ilustra la gran cantidad de satélites
GPS que se encuentran con los cinturones de radiación en su órbita alrededor de
la Tierra. (de: U.S. Air Force Phillips Laboratory home pages).
Han pasado más de cincuenta años desde (1957) que fue
lanzado el primer satélite artificial. En la actualidad, además de
la presencia del hombre en el espacio, hay un número muy grande de satélites
en órbita, entre ellos la serie de GOES, NOAA, y el primer satélite chileno FASAT-Bravo. Las empresas de
comunicación y navegación están, de manera creciente, reemplazando sus cables y estaciones
repetidoras por redes de base-espacial permanentes.
En los años venideros habrá muchos mas (muchos
cientos de) satélites activos y una presencia aun mas continua del hombre en el
espacio, de manera que del clima espacial oiremos cada vez mas,
especialmente durante periodos de mayor actividad solar.
Todas las
naves espaciales envian y reciben sus señales a través de la ionosfera, la cual
es a veces alterada dramáticamente por eventos asociados al clima espacial.
La intensidad
de la radiación de las partículas energéticas cargadas en la magnetosfera
pueden llegar cerca de la Tierra, en altitudes ionosféricas, como es observado
a menudo por satélites de baja-altitud. Aquí se muestra un ejemplo para el
satélite SAMPEX que circula alrededor del globo en altitudes de aproximadamente
600 kilómetros. En la figura están representados los flujos de partículas
energéticas alrededor del polo norte obtenidos por el satélite. (de:
D.N. Baker and S.G. Kanekal, Goddard Space Flight Center).
La mayor parte de la energia producida por el díamo viento solar-magnetosfera
es disipada en la ionosfera de altas latitudes como calor Joule a
través de sistemas de corrientes y campos eléctricos, como deposición de
energía a través de precipitación de partículas de la 'lámina de
plasma' (plasma sheet) y otros procesos. Así cualquier
incremento en la entrada de energía debe ser balanceado por un aumento en
la disipación en algún lugar del sistema magnetosfera-ionosfera. En
la figura 6 se muestran los
sistemas de corrientes que acoplan a la magnetosfera y a la ionosfera.
La disipación puede ocurrir tanto de manera cuasi estacionaria, Bz > 0, como de manera definitivamente no
estacionaria, Bz < 0,
dependiendo si la tasa de transferencia es pequeña o grande, respectivamente.
Una vez que el acoplamiento energético entre el viento solar y la magnetosfera
es incrementado debido a la componente Bz del CMI, parte de la energia incidente puede ser disipada
directamente después de algunos minutos a través de la convección global,
la que conduce a la inyección de energia en la corriente anular simétrica
(sección aparte), a la disipación Joule en la ionosfera de altas
latitudes debido a la intensificación de las corrientes de convección y a
la deposición de energia de partículas en la ionosfera auroral y al despliegue
espectacular de auroras.
La aurora ocurre cuando las partículas
energéticas, mayoritariamente electrones, se precipitan desde la magnetosfera
durante eventos de clima espacial perturbado. La luz auroral es emitida por
átomos y moléculas excitadas por el paso de los electrones. Los electrones
aurorales pueden también ionizar las partículas en la atmósfera, contribuyendo
a la ionosfera local.
A la izquierda: despliegue auroral visto
desde Tierra en el hemisferio norte.
A la derecha: Aurora vista desde el espacio.
Este
tipo de energia está directamente correlacionada con el acceso de
energia del viento solar y constituye un 'proceso dirigido' por éste [Akasofu,
1981]. Otra parte de la energia incidente del viento
solar es almacenada en la 'cola magnetosférica'. Esto sucede cuando la
reconexión en la magnetopausa diurna domina sobre la reconexión en la cola.
Posteriormente, después de un período de aproximadamente 1 hora, durante la
fase de recuperación de una tempestad magnética, la energia es liberada a
través de calor Joule y precipitación de partículas en la ionosfera
auroral, vía inyección de partículas en la corriente de anillo
asimétrica, y por retorno al viento solar en la forma de 'plasmoides' o
'nubes magnéticas' [Hones, 1984].
Ambiente espacial en
el que se encuentra la Tierra. En la
figura se muestra la eyección de un plasmoide en la parte de la cola de la
magnetosfera.
Este tipo de disipación, que puede ser explosivo y está asociado a subtempestades
magnéticas, constituye un proceso de 'carga-descarga' [Rostoker
et al., 1987]. Probablemente ambos procesos pueden ser aplicados
parcialmente y pueden coexistir. Se ha observado casos de eventos en los
cuales un proceso domina sobre el otro [Feldstein, 1993; Pellinen et
al., 1982]. En la figura 7,
adaptada de Baker et al.[1985],
se ilustra la concurrencia entre estos dos procesos. Con posterioridad al
aumento "repentino" de energia, esto es, después de 10 a 20
minutos debido a la inductancia del sistema, esta es disipada
directamente en la ionosfera de altas latitudes via calor Joule, a la vez que
la energia almacenada en la cola magnética es liberada después de 30 a 60
minutos. A pesar de la competencia entre ambos procesos, no hay
duda del papel fundamental que juega la componente Bz del CMI, en particular Bz < 0.
En la figura 8 se muestra un
esquema de los diferentes procesos para transferencia de energia en el sistema
viento solar - magnetosfera - ionosfera, adaptado de Baker et al.
[1984]. A medida que la magnetosfera extrae energia del viento solar, la
corriente de anillo varía, el tamaño de la zona auroral crece, las propiedades
de la ionosfera y alta atmósfera cambian, y se producen grandes
variaciones del campo magnético en la superficie de la Tierra; todo esto
como consecuencia de tempestades y subtempestades magnéticas.
¿Es posible predecir el Clima Espacial?
La
magnetosfera terrestre es la región que mas se ha estudiado en Física Espacial,
conformando la Física Magnetosférica la parte central de la Física
Solar-Terrestre, donde resulta crucial el estudio de las tempestades y
subtempestades magnéticas. Sin embargo, aun no se ha establecido un modelo
suficientemente consistente para predecir su comportamiento, y entender
los procesos claves que constituyen las conexiones entre el Sol y la Tierra,
esto es del Clima Espacial.
A medida que estén disponibles mas y mas observaciones, los modelos globales
del sistema viento solar - magnetosfera - ionosfera - atmósfera podrán ser
desarrollados, refinados y mejorados cada vez mas hasta el
punto en que se podrían realizar predicciones útiles de manera rutinaria.
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FISICA ESPACIAL - DMF-FC-UMAG 1998