|
El término “tormenta magnética” que señala una perturbación magnética de alcance mundial, fue acuñado por Alexander von Humboldt (1769-1859). Un naturalista que gano notoriedad explorando las selvas venezolanas, Humboldt dedicó la mayor parte de su vida a la promoción de la ciencia. Produjo las cinco volúmenes de "Kosmos" (comenzando el uso moderno de ese término), un relato enciclopédico que cubre el espectro completo de las ciencias. Fue "Kosmos" el que atrajo la atención del mundo hacia el descubrimiento del ciclo de manchas solares por Heinrich Schwabe. Después de viajar por Siberia, Humboldt convenció al zar para montar una red de observatorios magnéticos a lo ancho de las tierras rusas, y también se montaron estaciones adicionales por todo el Imperio Británico, desde Toronto a Tasmania. Esta red mostró con claridad que las tormentas magnéticas eran esencialmente idénticas por todo el mundo: un descenso pronunciado del campo más allá de las 12-24 horas, seguido por una recuperación gradual que duraba 1-4 días. El cambio en el campo magnético era pequeño, en unidades modernas unos 50-300 nT (nanotesla) de una intensidad total de 30-60,000 nT, pero su escala a nivel mundial sugirió que había ocurrido algo muy grande en el espacio. La imagen inferior es de la tormenta magnética del 5 de mayo de 1998, observada por el observatorio japonés de Kakioka. La gráfica superior es la que caracteriza la tormenta y la caída es de unas tres divisiones o unos 130 nT, que ocurre durante unas tres horas. El mismo observatorio le puede proporcionar el registro magnético de hoy. |
|
|
El proceso de pérdida implica a las llamadas colisiones con intercambio de carga. Los átomos de hidrógeno neutro de la geocorona se mueven muy despacio y tienen mucha menos energía que los iones de la corriente de anillo (si tuviesen más, la gravedad terrestre no podría mantenerlos prisioneros). A menudo una colisión finaliza transfiriendo un electrón del átomo de hidrógeno al ion de la corriente de anillo, sin mucho cambio en las energías de las partículas. |
|
El átomo de hidrógeno, habiendo perdido un electrón, se convierte en un ion (protón), y debido a su baja energía, contribuye poco a la corriente de anillo. Por otro lado, el ion de corriente de anillo que ha ganado un electrón ahora es neutro, convirtiéndose en un átomo neutro rápido con una gran cantidad de energía. Como el campo magnético terrestre solo puede atrapar partículas cargadas, el átomo rápido desaparece pronto en el espacio distante. De este modo, el proceso de “intercambio de carga” elimina gradualmente nuevas partículas añadidas de la corriente de anillo. Solo permanecen las más energéticas, ya que sus posibilidades de sufrir un intercambio de cargas es mucho menor. Este proceso tiene una rara aplicación, permitiendo que la corriente de anillo sea observada desde muy lejos, un poco de la misma forma en que los astrónomos observan las estrellas distantes a través de sus telescopios. Los astrónomos usan la luz, que se mueve de forma rectilínea. Igualmente si se puede construir una cámara que use los átomos energéticos neutros (ENA) creados en la corriente de anillo por el intercambio de carga, puede ser también posible fotografiar la corriente de anillo, ya que se mueve igualmente en linea recta. En el año 2000 está previsto el lanzamiento de la misión "Image", que usa esa cámara. Técnicamente es algo muy difícil, debido a que el número de ENA que llegan de la corriente de anillo, especialmente fuera de las tormentas magnéticas es demasiado pequeño. Se llevó a cabo un experimento piloto durante 5 semanas abordo del satélite sueco Astrid, lanzado en diciembre de 1994 que produjo imágenes de ENA muy simples. Tormentas y Subtormentas¿Qué produce las tormentas magnéticas? Las subtormentas se han estudiado durante muchos años, desde el espacio y desde el suelo. Sus detalles varían de un episodio al siguiente, igual que las tormentas atmosféricas, que no se parecen una a otra, pero no obstante, muchos científicos han llegado a la conclusión de que son una forma fundamental de liberación de energía y de aceleración de partículas. Las tormentas magnéticas tienen normalmente un principio bien definido, a menudo es la llegada de una perturbación interplanetaria. Su principal efecto sobre la magnetosfera es la inyección desde la cola de multitud de iones y electrones energéticos, que causan que la corriente de anillo se desarrolle de forma significativa. También las subtormentas inyectan esas partículas, como mostraron en 1971 los instrumentos abordo de sincrónico ATS-1, un satélite de comunicaciones experimental, con una carga científica a cuestas. Desde entonces muchos otros satélites han estudiado las inyecciones de las subtormentas, confirmando que también inyectan iones y electrones a la corriente de anillo, solo que no tantos, y con menores penetración y energía. Excepto su iniciación súbita, una tormenta magnética ¿es un serie de grandes e intensas subtormentas? Esa era aparentemente el punto de vista de Sydney Chapman (1888-1970), investigador distinguido de las tormentas magnéticas, quien introdujo el término “subtormenta” para sugerir la idea con precisión. Chapman observó en 1963 que las mismas tormentas que en observatorios cercanos al ecuador, p.e. Hawaii, seguían curvas simples de crecimiento y disminución, en Alaska parecían consistir en un cierto número de “subtormentas” distintas. Sin embargo, las subtormentas también existían en otros momentos (tal y como descubrió seguidamente S. Akasofu, estudiante de Chapman). No necesitaban mucho estímulo: durante los momentos de campo interplanetario del sur, parece que la cola alcanza rápidamente la condición inestable, y pequeños cambios en el viento solar pueden precipitar una subtormenta. Aunque las tormentas magnéticas parecen provenir de fuentes más poderosas, como la llegada de perturbaciones interplanetarias, también parecen necesitar (normalmente) un IMF del sur. Una fuerte perturbación llegando con un IMF del norte puede convulsionar la magnetosfera, pero no hasta el punto de crear una tormenta. Esto aún necesita ser aclarado. Regiones M y Agujeros de CoronaEl enlace entre las tormentas magnéticas y las manchas solares ha sido bien establecido a finales del siglo XIX. Cuando eran visibles grandes manchas solares, eran mucho más probables las grandes tormentas magnéticas. En la terminología actual, se puede decir que el intenso campo magnético de las manchas solares es seguido, probablemente, por liberaciones de energía magnética, manifestado por las fulguraciones y las eyecciones de masa de la corona, que envían nubes interplanetarias de plasma, cuyos frentes de choque causan las tormentas magnéticas. Sin embargo, la relación entre las manchas solares y las pequeñas tormentas magnéticas parecía menos claro. En 1904 E.W. Maunder, del Real Observatorio de Greenwich, Inglaterra, propuso que muchas de esas tormantsa pertenecían a una clase completamente diferente, que tendían a repetirse cada 27 días, el periodo de rotación solar. Era como si algo en el giratorio Sol estuviera emitiendo esas tormentas hacia nosotros. Sin embargo, los intentos de identificar esas regiones sobre el Sol sugirieron que eran suaves y sin rasgos sobresalientes, y que no contenían manchas solares. Los astrónomos las denominaron regiones M (M de tormenta magnética), y durante mucho tiempo nadie tuvo ninguna pista sobre lo que las diferenciaba. |
|
Se encontró el camino por medio de las observaciones espaciales. En 1962 la sonda espacial Mariner 2, durante su camino hacia Venus, notó que el viento solar contenía chorros rápidos cíclicos, cuyos orígenes parecían girar con el Sol. Se encontró que la llegada de esos chorros iniciaba tormentas moderadas del tipo estudiado por Maunder, pero su causa aún permaneció poco clara. Una década después, en 1973, los astronautas abordo de la estación espacial Skylab observaron el Sol en el espectro de los rayos X suaves. Esas imágenes, parecidas a la de la derecha, que fue tomada por el satélite japonés Yohkoh, pusieron de relieve los puntos calientes de la corona: |
|
|
Las brillantes regiones de rayos X de la corona fueron asociados a menudo con las manchas solares, que (parecía) bombeaban energía extra en las regiones por encima de ellas. En contraste, las fugaces “regiones M” parecían ser las áreas oscuras entre ellas, denominadas “agujeros de corona”. Aparentemente, los arcos y lazos de líneas de campo magnético producidos en las manchas atrapaban el plasma solar, impidiendo que escapase como viento solar. Por otro lado, en los "agujeros de corona" el campo magnético era débil y sus líneas de campo sobresalían directas al espacio, lo que proporcionaba una vía fácil a lo largo de la cual podría fluir el viento solar. Así, aunque esas regiones fuesen más frías que su vecinas, eran mejores fuentes de viento solar. Los casquetes polares del Sol, lejos de los cinturones de manchas, forman dos “agujeros de corona” muy grandes, y el viento solar que emana de allí se esperaba que fuera más rápido y estable, una predicción confirmada por el Ulysses. Los “agujeros” que producen chorros más rápidos de viento solar en la Tierra son generalmente prolongaciones de los polares. |
|
Próxima Etapa: #31. Tiempo Climático en el Espacio
Author and Curator: Dr. David P. Stern Last updated 20 February 2000, Traducido el 15 de junio de 2001
|
