space weather

SPACE WEATHER
FÍSICA SOLAR
María Bergomi
Edgar Carlín Ramírez
Anna Ferré Matéu
Ángel Ortiz García
Rut Sosa Mendoza
INTRODUCCIÓN
Nuestro planeta esta rodeado por la extensa heliosfera de una estrella variable magnéticamente, el Sol. Su
luz nos permite mantenernos con vida y su variabilidad está asociada con corrientes de partículas energéticas y
radiación que también nos afecta.
Por otro lado, la Tierra y otros cuerpos del sistema solar están protegidos por su propio campo magnético y
por su atmósfera, que actúan como escudos. Los orígenes y el destino de la vida en nuestro planeta están
íntimamente conectados con la manera en que la Tierra responde a las variaciones solares. Así pues, la meta del
estudio de la Conexión Sol-Tierra es el entendimiento de los cambios del Sol y sus efectos en el sistema solar, la
vida y la sociedad.
Todos estamos familiarizados con los cambios climáticos. Sin embargo, también puede hablarse de clima
espacial. El Sol afecta al clima en la Tierra y, de la misma manera, es responsable de las alteraciones en nuestro
ámbito espacial.
Además de emitir una corriente continua de plasma, llamada viento solar, el Sol periódicamente libera
billones de toneladas de materia y campos magnéticos en lo que se conocen como eyecciones de masa coronal
(CMEs). Éstas pueden causar grandes tormentas geomagnéticas en la magnetosfera y en la atmósfera superior
cuando se dirigen directamente a la Tierra, además de producir efectos muy notorios en el planeta y sus
alrededores.
Con este trabajo lo que pretendemos es mostrar cuán importantes son estos sucesos en la vida que nos
rodea, cómo puede llegar a influir en el rendimiento y la fiabilidad de los sistemas tecnológicos tanto en nuestro
planeta como en el espacio, y de qué manera pueden poner en peligro la vida o la salud humana.
La comprensión de todos estos fenómenos hará nuestra vida cotidiana más segura, y seremos menos
vulnerables a los diferentes “caprichos” del Sol.
Así, Space Weather es el término que se viene empleando en los últimos años para referirse al conjunto de
procesos físicos que empiezan en el Sol y terminan afectando a las actividades humanas tanto en la Tierra como
en el espacio.
Me permito añadir una definición más para space weather: es la que aparece en la web de SoHO.
HTTP://SOHOWWW.NASCOM.NASA.GOV/SPACEWEATHER/
WHAT IS SPACE WEATHER ?
"conditions on the Sun and in the solar wind, magnetosphere, ionosphere and thermosphere that can
influence the performance and reliability of space-borne and ground-based technological systems and
can endanger human life or health."
Aunque aquí no lo dice explícitamente, el hecho de que mencione el viento solar y se refiera a la influencia sobre
sistemas tecnológicos indica que el “clima espacial” alude principalmente a las partículas procedentes del Sol,
más que a las posibles variaciones en su irradiancia.
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HELIOSFERA
La heliosfera es una burbuja de plasma en el espacio, creada por el material producido en el Sol, en
particular por el viento solar, que empuja la materia y su flujo magnético hacia el medio interestelar. Esa burbuja
está en expansión continua hasta que el flujo de viento, que es radial y supersónico, encuentra una presión
suficientemente grande del medio interestelar para contrarrestarlo. Esta región incluye planetas y otros cuerpos
celestes.
La primera vez que fue considerado objeto de estudio fue en 1955 gracias a Leverett Davis, y la
denominación de heliosfera ha sido elegida debido a la similitud topológica con la magnetosfera terrestre.
La heliosfera nos protege del gas ionizado y del bombardeo de rayos cósmicos que provienen
principalmente de supernovas y agujeros negros. Éstos últimos, generados casi a la velocidad de la luz,
representan la peor componente del Space Weather, y, en ausencia de la heliosfera, golpearían continuamente la
Tierra, dañando las células vivientes.
Paradójicamente, aunque es un gran protector contra el medio galáctico, el viento solar que crea la
heliosfera causaría un gran daño a la Tierra si no fuera por su propio campo magnético, que actúa como escudo
local. Al mismo tiempo la heliosfera da energía a partículas subatómicas, afortunadamente no tan energéticas
como las galácticas, que se dirigen al interior del sistema solar.
Aún no está completamente resuelta la cuestión de la distancia a la cual se encuentra el límite de la
heliosfera, así como su forma. Ha sido dividida en 2 secciones, heliofunda (heliosheath) y heliopausa.
La heliofunda es la región de la heliosfera que se encuentra después del frente del choque de terminación.
Aquí el viento se ralentiza hasta unos 100 km/s, comprimiéndose y haciéndose turbulento, por su interacción con
el medio interestelar, pasando de ser supersónico a subsónico. Su distancia al Sol es aproximadamente de 80 a 100
UA, teniendo una forma parecida a la cola de un cometa, con lo que está mucho más distante en la dirección
opuesta al movimiento del Sol. La heliosfera termina en la heliopausa, considerada el límite del sistema solar,
donde el viento se ralentiza de forma improvisada???, formando una onda de choque, que acelera fácilmente a las
partículas. Al exterior de ésta se encuentra el llamado choque de proa, una región turbulenta causada por la
presión de la heliopausa en expansión contra el medio interestelar.
El tamaño de la burbuja, cuasi estática, es de R AU (Axford, 1994), donde R se determina a partir de la
equivalencia entre la presión del viento solar y la total (interna, dinámica, magnética y de los rayos cósmicos) del
medio interestelar:
P=
nmv 2
R2
Aquí n es la densidad numérica de iones a 1 AU; m la masa media de un ión y V la velocidad del viento solar.
Gracias a misiones interplanetarias, como Pioneer 10 y 11 y los dos Voyager de la NASA, se ha
descubierto la asimetría de la heliosfera. Voyager I en diciembre de 2004 entró en la heliofunda a una distancia de
94 AU, mientras Voyager II, en mayo 2006, entró cuando se encontraba a tan sólo 76 AU del Sol. La distancia
encontrada por Voyager I sería aproximadamente el doble de la distancia entre la Tierra y el cinturón de Kuiper,
que contiene los objetos más distantes del sistema solar. Realmente los más distantes serían la nube de Oort, ¿no?
Como consecuencia de estas medidas, la heliosfera parece más extensa en el hemisferio norte que en el sur.
Esa diferencia se cree que es debida a un campo magnético interestelar débil, extendido sobre una gran área, que
empuja al gas varias UA hacia su interior.
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En lo que concierne a la sonda Ulysses, en su primer paso observó una heliosfera ordenada y encontró
evidentes distinciones entre el viento solar en los polos y en el ecuador, mientras que en el máximo de actividad
solar lo que ha podido observar es muy confuso. El próximo paso será por fuera de la eclíptica y permitirá un
punto de visión completamente nuevo. Además de esto se podrá contemplar si el campo magnético solar
realmente influirá en la manera en que las partículas llegan a la heliosfera.
VIENTO SOLAR
Es el flujo de partículas emitido por la atmósfera del Sol. Su composición elemental es idéntica a la de la
corona (73% de hidrógeno, 25% de helio, y el resto de elementos más pesados). Debido a su alta temperatura, las
partículas se encuentran ionizadas, formando un plasma muy poco denso constituido por protones y electrones.
Además de verse alterado por la presencia del campo, la configuración del plasma cambia a su paso. La mayor o
menor alteración depende de su conductividad eléctrica, que, debido a su alto grado de ionización es muy grande.
El viento solar puede considerarse la parte más externa de la corona que es expulsada violentamente hacia el
espacio interplanetario por los procesos energéticos en las regiones subyacentes del Sol. En las cercanías de la
Tierra, la velocidad del viento varía entre 200 y 800 km/s, siendo el promedio de unos 400 km/s. Nuestra estrella
pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo ¡no, es muchísimo más: del orden de 109 g/s, 1 millón
de toneladas por segundo! en forma de viento, que es un plasma, y por lo tanto extiende consigo el campo
magnético. A una distancia de 160 millones de km, la rotación solar barre al viento en forma de espiral,
arrastrando sus líneas de campo. Éste configura la magnetosfera terrestre y, a la altura de la Tierra, tiene una
densidad entre 10 y 100 partículas por cm-3.
La primera evidencia de la existencia de un viento en el Sol proviene de la observación de los cometas, ya
que sus colas siempre se dirigen en la dirección contraria a la estrella. En 1958, Eugene Parker sugirió que las
capas superiores de la corona fluían hacia fuera a una cierta velocidad, detectándose por primera vez en 1959,
confirmándose así la teoría. En 1962 se detectó un flujo continuo de viento, observándose que tenía dos estados,
rápido y lento, que se repetían aproximadamente a intervalos de 27 días, sugiriendo que sus orígenes estaban
ligados a la rotación solar. También se detectó que la intensidad del viento está influida por el ciclo de la actividad
solar.
Se ha encontrado que el origen de los vientos rápidos está en los agujeros coronales. Al observar el Sol en
rayos-X, aparece este tipo de estructura como unas cavidades grandes y oscuras que pueden llegar a durar meses o
años. Estos están fijos en los campos magnéticos unipolares de la superficie solar y tienen un ciclo de periodo
largo, tienden a ser más numerosos en los años que siguen al máximo solar y siempre son visibles en los polos.
En las regiones de manchas, las líneas de campo forman arcos que retienen al viento solar, pero entre los
agujeros éstas se extienden hacia fuera, lo que le permite al plasma acelerarse sin impedimentos. Por lo tanto, las
áreas de campo magnético cerrado dan origen al viento de baja velocidad o débil y las líneas de campo abierto
permiten una corriente continua de viento solar a gran velocidad o fuerte (menos denso que el viento débil).
Las regiones polares del Sol también tienen esas líneas de campo apuntando hacia el exterior, por lo que, el
viento solar sobre los polos es relativamente rápido y con un flujo suave. Ulysses confirmó esa teoría.
Imagen del Sol en Rayos-X.
Las líneas amarillas representan el campo
magnético, las líneas punteadas rojas el viento solar
débil y las líneas continuas rojas al fuerte.
Las áreas de campo magnéticos cerrados dan
lugar al viento solar débil y las áreas con campos
magnéticos abiertos dan lugar al viento solar fuerte.
Los agujeros coronales además de estar fijos en los
polos, pueden aparecer en el ecuador, como lo
podemos ver hacia la derecha del centro de la
imagen.
NOTA: yo no había leído nunca viento solar “fuerte” y “débil”, sino rápido y lento…
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Si la energía del campo magnético es dominante, las líneas de campo mantienen su forma y el movimiento de las
partículas debe acoplarse a ellas. Por otro lado, si la energía de las partículas es la que domina, es decir, el campo
es débil, sus líneas son dobladas y arrastradas a seguir el movimiento de las partículas. Es el caso del viento solar.
Uno de los efectos más notables que surgen del hecho de que el gas sea un plasma con una alta
conductividad eléctrica es que al fluir hacia fuera, arrastra las líneas del campo magnético que se encuentran
establecidas en él. Esto hace que el campo sea transportado por el viento hacia el medio interplanetario, estirando
las líneas, que de otra manera se cerrarían cerca del Sol, hasta distancias mucho mayores que el radio del sistema
solar. Así el viento solar es un plasma magnetizado que fluye a enormes velocidades estableciendo en el espacio
las condiciones magnéticas del Sol.
Durante los máximos solares, existe una mayor posibilidad para que ocurran fenómenos como las
eyecciones de masa coronal, que arrojan erupciones de hasta cien mil millones de toneladas de gas electrificado,
que a veces se dirigen hacia la Tierra, a altísimas velocidades (hasta 2000 kilómetros por segundo). Para pequeñas
CMEs, el efecto casi es inapreciable cerca de la superficie terrestre. No sólo depende del “tamaño” de la CME,
sino de si ésta sale dirigida hacia la Tierra, o lateralmente, o incluso en la cara opuesta del Sol…
CAMPO MAGNÉTICO INTERPLANETARIO
Al campo magnético débil que es arrastrado por el viento solar se le denomina campo magnético
interplanetario (Interplanetary Magnetic Field, IMF). El hecho de que se dé el efecto de congelación plasmacampo implica, además, que las líneas de campo magnético “sentirán” la inercia debida a la rotación solar,
viéndose arrastradas por ese movimiento. Por esta razón, a pesar de que las partículas cargadas del viento
abandonan el Sol en dirección prácticamente radial, la rotación le confiere una forma espiral. A su vez, la estrella
experimenta una pérdida de momento angular debida al fenómeno de frenado magnético.
El IMF fue descubierto en 1963 mediante un magnetómetro
muy sensible situado sobre un satélite de órbita excéntrica con
apogeo a 32 radios terrestres.
Con el aumento de la distancia desde el Sol, la forma espiral de
las líneas del campo magnético interplanetario hace que se
junten más y más, hasta que se asemeja a un círculo. La sonda
espacial Voyager 2 ha mostrado que esto ocurre así.
En la órbita de la Tierra las líneas del campo magnético
interplanetario forman un ángulo de unos 45º con la dirección
radial, con lo que las componentes radial y “este-oeste” del
IMF son prácticamente iguales en magnitud. Uno de los
resultados más importantes en relación con el IMF fue el
descubrimiento de distintos sectores dentro de su estructura
espacial, estando el campo en ellos dirigido alternativamente
hacia el Sol o en dirección contraria a él. La estructura de dichos sectores evoluciona con el tiempo tanto en
tamaño como en número. A pesar de que el IMF que se origina en el Sol es parte de su campo magnético
principal, las observaciones realizadas en el plano de la eclíptica, a una distancia entre 0.3 y 10 UA, señalan que
presenta una forma alejada de la dipolar: una lámina de corriente cercana al plano ecuatorial divide el campo
saliente (plano superior) del entrante (plano inferior) como se muestra en la siguiente figura. Si se inclina el dipolo
magnético solar en relación con su eje de rotación, la lámina se inclinará con respecto a la eclíptica, con lo que en
la cercanía de la Tierra se observará una estructura de dos sectores a
medida que el Sol rote. La aparición de más de dos sectores se cree que es
debida a que la lámina presenta ondulaciones, como las de la falda de una
bailarina al girar, de ahí que el modelo aquí descrito haya sido
denominado modelo de la bailarina.
En la ilustración vemos que M es el eje de la lámina de corriente y ω es el
eje de rotación solar.
Las medidas realizadas fuera del plano de la eclíptica han ratificado la
desaparición de la estructura en sectores, lo cual es consistente con el
modelo antes descrito. También podría ser posible que las estructuras
sectoriales se deban a la existencia de un campo solar más complicado,
resultado de la aparición de eyecciones localizadas de plasma, como, por ejemplo, fulguraciones solares.
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La magnitud del campo magnético interplanetario en las cercanías de la Tierra es de unas 5 nT, aproximadamente
la diezmilésima parte del campo magnético en la superficie terrestre. A pesar de todo, el IMF juega un papel
crucial en la interacción Tierra-Sol.
Una observación interesante es que el campo solar y el terrestre no se mezclan. Debido a la alta conductividad del
viento solar, el campo magnético terrestre no puede penetrar la zona del espacio ocupada por el IMF, por lo que
permanece “congelado” fuera (aislado) del plasma solar (efecto “frozen-out”). Se forma así la llamada cavidad
geomagnética, ilustrada en la siguiente figura, en la que se señalan las principales corrientes eléctricas existentes
en las distintas regiones de la misma (adaptada de Hargreaves, 1992).
La forma general de la magnetopausa puede obtenerse
asumiendo que el viento solar ejerce una presión sobre
dicha superficie pero sin experimentar fricción alguna.
Por el contrario, la mayoría de los objetos que pasan al
lado de un fluido experimentan cierta fricción, y se
podría esperar que en la magnetopausa ocurriera algo
similar cuando el viento solar pasa a su lado a
velocidades superiores a la velocidad de Alfvén. Esto es
importante ya que cualquier fricción en el límite que
constituye la magnetopausa proveería de un mecanismo
de transferencia de energía desde el viento solar a la
magnetosfera. Además, aparecería un efecto de
circulación en las líneas de campo. Para explicar este
fenómeno se plantean dos mecanismos: la interacción
viscosa y la reconexión magnética.
La interacción viscosa
En 1961, W. I. Axford y C. O. Hines sugirieron que el
momento se transfiere desde el viento solar a la
magnetosfera mediante un proceso equivalente a la
fricción. Proyectado sobre la magnetosfera, las líneas de
campo circulan sobre los polos desde el sector diurno de la
Tierra al nocturno, con un flujo de retorno al amanecer y
al anochecer. Ésta circulación magnetosférica resultante es
similar a la que se observa en una gota de agua que cae, en
la cual el fluido es barrido hacia atrás en la superficie y
retorna dentro de la gota..
Reconexión magnética
A principios de los años sesenta, James Dungey propone
un mecanismo alternativo, al que denomina “reconexión
magnética”, que consiste en la aparición, bajo determinadas
condiciones, de conexiones entre el IMF y el campo
magnético terrestre.
Patrón de circulación magnetosférica en una sección ecuatorial
La componente “Norte-Sur” de dicho IMF es la que puede entrar en conexión con el campo magnético terrestre.
Cuando esto ocurre las líneas de campo son desplazadas por encima de los polos desde el punto neutro más
cercano al Sol, y transportadas desde el lado diurno de la Tierra al nocturno. Sobre los casquetes polares las líneas
de campo están abiertas, en el sentido de que no conectan con el otro hemisferio de ninguna forma simple u obvia.
Por el contrario, en la magnetocola las líneas conectan y retroceden dirigiéndose hacia la Tierra. En una
reconexión se crea una nueva topología magnética que favorece la transferencia de energía a la magnetosfera
terrestre. Aunque los factores que controlan esta reconexión no están totalmente comprendidos, se sabe que
conlleva una transferencia de flujo magnético a la magnetocola, permitiendo la inyección de chorros de plasma en
la magnetosfera más interna a partir de la lámina de corriente en el lado nocturno. En el proceso de entrada de
partículas y de transferencia de energía del viento solar al sistema magnetosfera-ionosfera terrestre mediante
reconexión, tanto el campo magnético como el plasma magnetosféricos se ven perturbados, lo que puede
desencadenar una tormenta magnética así como auroras boreales a latitudes altas.
Esta parte es muy compleja, no sé si queda clara con esta explicación. Veremos la exposición oral…
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EFECTOS SOLARES EN LA TIERRA
La radiación, en lo alto de la atmósfera, crea una región ionizada, la ionosfera; por encima está la
magnetosfera, dónde el campo magnético de la Tierra actúa como escudo frente al viento solar. La radiación
calienta la ionosfera, formando corrientes de convección entre ésta y la magnetosfera, creando una acción de
dinamo que produce un campo magnético que se ve en la superficie terrestre juntamente con el campo de nuestro
planeta, generándose varios fenómenos que a la par producen varios efectos.
Algunos de los fenómenos más importantes de las variaciones solares en la Tierra son las tormentas
geomagnéticas, los eventos de protones, las pulsaciones y las auroras.
Tormentas Geomagnéticas. al cabo de unos 4 días de que haya habido una CME (o también una fulguración),
una nube de materia más lenta que la radiación, así como campo magnético, llega a la Tierra y comprime la
magnetosfera en la parte diurna (choque de proa), dejando una especie de cola en la parte nocturna (magnetocola).
Estos cambios llevan a las tormentas geomagnéticas, variaciones extraordinarias del campo magnético en la
superficie del planeta. Durante una tormenta, porciones de la energía del viento solar son transferidas a la
magnetosfera, provocando cambios súbitos en dirección e intensidad del campo magnético terrestre y dando
energía a la población de partículas del mismo.
Eventos de protones: las partículas energizadas pueden alcanzar la Tierra durante los 30 minutos posteriores a
una fulguración muy fuerte, “bañando” el planeta con dichas partículas (básicamente protones). Algunas de estas
partículas se mueven en espiral por las líneas del campo magnético terrestre, penetrando en las altas capas de la
atmósfera donde se produce una ionización adicional y pueden producir un aumento significativo en la cantidad
de radiación ambiental.
Pulsaciones: a veces, trenes sinusoidales de onda con periodos que van de fracciones de segundos a pocos
minutos, se pueden ver siguiendo las trazas magnéticas. Éstos son las pulsaciones, que pueden imaginarse como
punteados (twanging) de las líneas de campo magnético, como si éstas fueran cuerdas de guitarra vibrando.
Auroras: las auroras son una manifestación dinámica de las tormentas geomagnéticas producidas por el Sol. El
viento solar excita los electrones y los iones provenientes de fulguraciones muy fuertes o de CMEs. Estas
partículas están usualmente en la parte alta de la atmósfera terrestre cerca de las regiones polares. Cuando las
partículas tocan las moléculas y los átomos de la alta atmósfera, los electrones de átomos de hidrógeno y oxígeno
se desexcitan (yo diría que primero se excitan por las colisiones con las partículas del viento, y luego se
desexcitan espontáneamente), dando lugar a líneas de emisión verdes y rojas, que dan ese aspecto de cortinas o
chorros de colores.
Las auroras empiezan a latitudes entre los 60 y 80 grados. A medida que la tormenta se intensifica, las auroras se
esparcen hacia el ecuador. En 1909, durante una tormenta inusualmente grande, una aurora fue visible en
Singapur, en el ecuador geomagnético. Las auroras ofrecen un espectáculo maravilloso, pero no son más que
señales visibles de cambios atmosféricos que pueden ocasionar grandes estragos en los sistemas tecnológicos,
sobre todo con caídas de voltajes.
En general, los sistemas que se pueden ver afectados son los satélites (desorientación de los mismos, caídas
de órbita, daños en sus estructuras, así como en sensores como en cámaras CCDs), apagones, mal
funcionamientos de los GPS, corrientes inducidas en líneas de alta tensión eléctrica, en oleoductos y gaseoductos,
perturbaciones en las comunicaciones de radio, y además modificación del campo magnético terrestre.
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Comunicaciones: muchos sistemas de comunicaciones utilizan la ionosfera para transmitir señales de radio, ya
que para frecuencias menores a 30 MHz, actúa como un reflector, permitiendo las comunicaciones a grandes
distancias. La ionosfera es a veces perturbada por la actividad solar, cosa que afecta a las comunicaciones de radio
en todas las latitudes. Algunas frecuencias de radio son absorbidas y otras son reflejadas, produciendo señales que
fluctúan con rapidez y que siguen rutas de propagación inesperadas, desfasándose. Las estaciones comerciales de
televisión y radio se ven poco afectadas con la actividad solar pero las comunicaciones aeroterrestres, barcopuerto, así como algunas frecuencias de radioaficionados se ven afectadas frecuentemente. Los operadores de
radio que utilizan frecuencias altas confían en las alertas de actividad solar y geomagnética para poder mantener
los circuitos de comunicación funcionando.
Algunos sistemas militares de detección o sistemas de aviso temprano también se ven afectados por la
actividad solar. Las señales de Radar justo sobre el horizonte rebotan en la ionosfera para facilitar el rastreo del
despegue de naves y mísiles desde grandes distancias. Durante las tormentas geomagnéticas, este sistema podría
ser muy afectado debido a desórdenes radiales. Algunos sistemas de detección de submarinos utilizan las trazas
magnéticas de los submarinos como una de las entradas de sus esquemas de localización. Las tormentas
geomagnéticas pueden distorsionar estas señales.
Rutinariamente, la Administración Federal de Aviación recibe alertas de explosiones solares en los
sistemas de radio de manera que puedan reconocer los problemas de comunicaciones y evitar gastos de
mantenimiento innecesarios. Cuando un avión y una estación en tierra están alineados con el Sol, pueden ocurrir
congestionamientos en las frecuencias de los sistemas de radio. Esto puede ocurrir también cuando la estación
terrestre, el satélite y el Sol están alineados.
Sistemas de Navegación: los sistemas tales como LORAN y OMEGA son afectados cuando la actividad solar
interrumpe la propagación de sus señales. El sistema OMEGA consiste en ocho transmisores localizados a través
del mundo. Los aviones y los barcos utilizan señales de frecuencias muy bajas desde estos transmisores para
determinar sus posiciones. Durante los eventos solares y las tormentas geomagnéticas, el sistema puede dar a los
navegantes informaciones incorrectas. Si se informa a los navegantes de que está ocurriendo un evento de
protones o una tormenta geomagnética, ellos pueden cambiar a un sistema alternativo. Las señales de los sistemas
de posicionamiento geográfico (GPS por sus siglas en inglés, ojo, la G no es de Geographic sino de Global)
también son afectadas cuando las fulguraciones provocan variaciones repentinas en la densidad de la ionosfera.
Satélites: las tormentas geomagnéticas y el aumento en la emisión ultravioleta del Sol calientan la parte alta de la
atmósfera de la Tierra provocando su expansión. El aire caliente sube y la densidad del aire en la órbita de los
satélites se incrementa considerablemente. Esto provoca un aumento en la fricción de los satélites en el espacio,
haciendo que reduzcan su velocidad y que cambien ligeramente su órbita. Si los satélites en órbitas bajas no son
elevados rutinariamente, caerían y se quemarían en la atmósfera de la Tierra.
Actualmente más de 200 satélites de comunicaciones circunvalan la Tierra en órbitas sincrónicas. Una gran
tormenta magnética puede incrementar enormemente el número de iones y electrones rápidos que golpean esos
satélites, haciendo que se carguen eléctricamente, normalmente negativamente, aumentando su voltaje hasta
cientos o miles de voltios, lo que puede distorsionar las observaciones. Pero si las diferentes partes del satélite
están cargadas a diferentes voltajes, la corriente entre ellas puede producir daños.
Las partículas de mayor energía pueden degradar permanentemente las células solares o penetrar en los
circuitos y causar daños o señales falsas que conducen a respuestas no intencionadas por parte del satélite.
Además, como la tecnología ha permitido que los componentes de las naves sean cada vez más pequeños,
sus sistemas miniaturizados son mucho más vulnerables a las partículas solares energéticas, las cuáles pueden
provocar daños físicos en los “microchips” y pueden cambiar los comandos de los programas en los ordenadores a
bordo. Las cargas diferenciales son otro problema para los operadores de satélites. Durante las tormentas
geomagnéticas, aumenta el número y la energía de los electrones e iones. Cuando el vehículo viaja a través de este
ambiente energizado, las partículas cargadas que chocan contra la nave provocan que diferentes partes de ésta
tengan cargas eléctricas diferentes. La carga gruesa (también llamada carga profunda) ocurre cuando las
partículas energéticas, básicamente electrones, penetran en la cubierta externa de un satélite y depositan su carga
en sus componentes del interior. Si se acumula suficiente carga en uno de sus componentes, puede tratar de
neutralizarse descargando los demás componentes. Esta descarga es muy peligrosa para los sistemas electrónicos
de los satélites.
Energía Eléctrica: cuando los campos magnéticos de mueven cerca de un conductor como por ejemplo un cable,
se induce una corriente eléctrica a éste. Esto sucede a gran escala durante las tormentas geomagnéticas. Las
compañías de energía eléctrica transmiten corrientes alternas a sus clientes a través de largas líneas de
transmisión. Durante estas tormentas se inducen corrientes casi directas, peligrosas para los equipos de
transmisión, que pueden derivar en apagones o cortes del suministro eléctrico e incluso explosiones de los
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transformadores. Al recibir alertas y avisos de tormentas geomagnéticas, las compañías de energía eléctrica
pueden minimizar los daños y las interrupciones del servicio eléctrico.
Tendidos de Tuberías: los campos magnéticos que fluctúan con rapidez pueden inducir corrientes en los
tendidos de tuberías. Los medidores de flujo pueden transmitir información errónea y se eleva dramáticamente la
tasa de corrosión de los tubos. Si los ingenieros trataran involuntariamente de balancear estas corrientes durante
una tormenta geomagnética, las tasas de corrosión aumentarían aún más. Rutinariamente, los administradores de
estos conductos reciben alertas y avisos que los ayudan a mantener un sistema eficiente y de larga vida.
Peligros de radiación para los humanos: las fulguraciones intensas dejan escapar partículas altamente cargadas
que pueden ser tan peligrosas para los humanos como las explosiones nucleares de radiación de baja energía. La
atmósfera y la magnetosfera de la Tierra nos proporcionan la protección adecuada en la superficie terrestre, pero
los astronautas en el espacio están expuestos a dosis letales de radiación. La penetración de partículas de alta
energía en células vivientes causa daños a los cromosomas y a largo plazo, cáncer; así como daños en las retinas.
Grandes dosis serían fatales a muy corto plazo. Los protones solares con energías más altas que 30 MeV son los
más peligrosos. Esto también es aplicable, aunque en grado muchísimo menor, a los pilotos de aviones volando a
grandes alturas. Aún cuando estos riesgos son mínimos, la vigilancia constante de eventos solares a través de
instrumentos en los satélites, permite que se vigilen y se evalúen estas exposiciones ocasionales.
Exploración Geológica: los geólogos utilizan el campo magnético terrestre para determinar las estructuras de las
rocas subterráneas. En la mayoría de las ocasiones, estos exploradores geodésicos están buscando petróleo, gas o
depósitos minerales, cosa que únicamente se puede hacer cuando el campo de la Tierra esté en calma de manera
que las señales magnéticas características puedan ser detectadas. Otros exploradores prefieren trabajar cuando
ocurren tormentas geomagnéticas, cuando las variaciones en las corrientes eléctricas bajo la superficie terrestre les
permiten ver las estructuras del petróleo o los minerales. Por estas razones, muchos exploradores utilizan las
alertas geomagnéticas y las predicciones para programar sus actividades.
Clima: el Sol es una fuente constante de energía, pero las mediciones recientes de la constante solar han
demostrado que la emisión base del Sol puede variar hasta un 0.2% durante el ciclo solar de 11 años. ¿Se entiende
que es radiación integrada sobre todo el espectro? Se han observado bajas temporales de hasta medio punto
porcentual. Los científicos atmosféricos dicen que esta variación es significativa y que puede modificar el clima a
lo largo del tiempo. Se ha visto que el crecimiento de las plantas varía durante los ciclos de manchas de 11-años y
los ciclos magnéticos de 22 años del Sol como lo evidencian los datos sobre los anillos de los árboles.
Aún cuando el ciclo solar ha sido regular durante los últimos 300 años, hubo un periodo de 70 años durante
el siglo XVII y XVIII cuando se vieron muy pocas manchas solares. Esta baja en el número de manchas solares
coincide con la mini-era glacial en Europa, lo que implicaba una conexión entre el Sol y el clima.
Hay especulaciones recientes sobre el enlace o relación entre el clima y la variación solar. Los vientos
estratosféricos cerca del ecuador soplan en direcciones diferentes, dependiendo del momento dentro del ciclo
solar. Hay estudios en desarrollo que determinarán cómo los efectos de esta inversión del viento afectan los
patrones de circulación global y clima.
Durante los eventos de protones, más partículas energéticas llegan a la atmósfera media de la Tierra. Allí,
éstas causan ionización molecular, creando substancias químicas que destruyen el ozono atmosférico y permiten
que cantidades mayores de radiación ultravioleta alcancen la superficie terrestre. Un evento de protones solar en
1982 causó una disminución temporal en la densidad del ozono del 70%.
Biología: existe gran cantidad de evidencias de que los cambios en el campo magnético afectan a los sistemas
biológicos, sobre todo en aquellos estresados físicamente, que pueden responder a las fluctuaciones del campo
magnético. El interés y la preocupación por este tema han llevado a la Unión Internacional de Ciencias Radiales
(¿se refieren a URSI, Union Radio-Scientifique Internationale o International Union of Radio Science? Es que eso
de “ciencias radiales” suena muy raro…) a crear una nueva comisión llamada Electromagnetismo en Biología y
Medicina.
Posiblemente, la variable más estudiada de los efectos biológicos del Sol ha sido la degradación de las
habilidades de navegación de las palomas durante una tormenta geomagnética. Las palomas y otros animales
migratorios, como los delfines o las ballenas, tienen compases (brújulas) biológicos internos compuestos de
magnetita mineral envuelta en células nerviosas. Aún cuando este no es su método principal de navegación, ha
habido muchos accidentes en carreras de palomas. Debido a que estas pérdidas han ocurrido durante tormentas
geomagnéticas, los manejadores de palomas deben informarse acerca las alertas y avisos de tormentas
geomagnéticas cuando van a planificar sus carreras.
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Debido a todos estos efectos, está claro que es necesario estudiar todos los fenómenos que los causan,
para así poder predecirlos con efectividad. Por eso, se vigilan con atención las condiciones en el Sol, en el espacio
interplanetario y en la magnetosfera.
El Centro Medioambiental del Espacio de Boulder, Colorado, sostenido por el NOAA, tiene una instalación
del Funcionamiento del Clima Espacial que vigila constantemente este Space Weather, de diversas formas: los
satélites NOAA de la serie GOES, en órbita sincrónica, vigilan la radiación ambiental local y también los rayos X
solares, que llegan de la corona y se incrementan en los momentos de actividad; los telescopios sobre la Tierra
observan el Sol a través de filtros especiales y en longitudes de onda especiales (p.e. rayos X), que acentúan los
signos activos.
El satélite SoHO, que está actualmente en el punto de Lagrange L1, permite a los científicos detectar
(mediante el procesado especial de sus imágenes) CMEs, no solo como una visión lateral, sino cuando se dirigen
hacia la Tierra (estas CMEs “no laterales” se llaman “en halo”. Pueden tener lugar en la cara del Sol que mira a la
Tierra, en cuyo caso, efectivamente, se dirigen hacia nuestro planeta, o en la cara opuesta).
Como las visiones laterales de las CMEs contienen información adicional, la NASA ha planificado
misiones solares, incluido el STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory), con un par de observatorios
solares muy separados para obtener una visión estereoscópica de esas erupciones. Pero debido a su posición en la
órbita, no es una forma segura de predecir si la dirección del campo magnético transportado por el plasma de una
erupción solar se inclinará hacia el norte o hacia el sur, factor importante en la predicción del Space Weather. Más
cerca de la Tierra, los vehículos espaciales cercanos al punto L1 como el SoHO, el WIND y el ACE, interceptan
los choques y las nubes de plasma hasta una hora antes de su llegada a la Tierra y sirven como estaciones de alerta
temprana.
CONCLUSIÓN
En estas últimas décadas es cuando se ha reconocido y apreciado que los destellos???? Solares
(seguramente se refiere a las fulguraciones), las CMEs y las tormentas magnéticas afectan tanto a las personas
como a sus actividades. A lo largo de nuestro trabajo hemos visto que la lista de consecuencias crece en
proporción a nuestra dependencia de los sistemas tecnológicos. Los resultados de las interacciones Sol-Tierra y
entre las partículas solares y los instrumentos delicados, se han convertido en factores que afectan a nuestra
prosperidad, por lo que hay una necesidad continua e intensificada de servicios ambientales espaciales que
atiendan las necesidades de salud, seguridad y comercio.
Para asegurar nuestro bienestar las distintas agencias espaciales, principalmente la NASA, están llevando al
espacio distintas sondas para estudiar el efecto que producen las partículas energéticas al chocar con nuestra
magnetosfera. Incluso en los años próximos, a pesar de los recortes que están sufriendo las distintas agencias
espaciales, se prevén varias misiones con este fin, entre las que destaca el proyecto “Living with a Star”,
orquestada por la NASA a la que se están adhiriendo poco a poco las demás. Finalmente con esto último
queremos reflejar la importancia del conocimiento del Space Weather para mantener nuestro actual nivel de vida.
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