Todos
saben que el Sol tiene gran importancia para la vida en la Tierra, pero muy
pocos hemos recibido una buena descripción de nuestra estrella y sus
variaciones. ¿Que es la Meteorología Espacial?
EL Sol y compañía
La música la toca el Sol, bailan los electrones y con pasos muy concretos
acompañan los iones. A veces, cosas que pasan, se le escapa algo de viento
alterando más o menos a todos el movimiento. Cuando éste mira a la Tierra muchas
veces la sonroja, y ella en la oscuridad disimula con auroras.
A pesar de todo ello, en el baile continúan y se hace el despistado al decir
adiós a la Luna.
Todos
saben que el Sol tiene gran importancia para la vida en la Tierra, pero muy
pocos hemos recibido una buena descripción de nuestra estrella y sus
variaciones.
El Sol es una estrella promedio, similar a millones de otras en el Universo. Es una máquina de energía prodigiosa, que produce alrededor de 3.8 x 1023 kiloWatts (or kiloJoules/seg). En otras palabras, si pudiéramos acumular el total de energía que el Sol produce en un segundo, alcanzaría para proveer suficiente energía a los Estados Unidos, según el uso actual, para los próximos 9 millones de años. La fuente básica de energía del Sol es la fusión nuclear, que utiliza las altas temperaturas y las grandes densidades en su núcleo para fusionar el hidrógeno, produciendo energía y creando helio como un sub-producto. El núcleo es tan denso y el tamaño del Sol es tan grande que la energía que sale del centro del Sol tarda unos 50 millones de años para llegar a la superficie, pasando por un proceso de absorción y re-emisión en el camino. Si el Sol dejara de producir energía hoy, ¡tomaría 50 millones de años para que se sintiera algún efecto significativo en la Tierra!
El Sol ha estado produciendo energía radiante y térmica por los pasados cuatrocientos o quinientos millones de años. Tiene suficiente hidrógeno para continuar produciendo por otro billón de años. Sin embargo, en diez o veinte mil millones de años la superficie del Sol empezará a expandirse, cubriendo los planetas terrestres (incluyendo la Tierra). En ese momento, el Sol será una estrella roja gigante. Si el Sol tuviera una mayor masa, colapsaría y se prendería nuevamente como una estrella de combustión de helio. Sin embargo, debido a su tamaño promedio, se espera que el Sol se contraiga y se convierta en una estrella relativamente pequeña y fría conocida como una enana blanca.
Durante mucho tiempo se ha conocido que el Sol no es una estrella sin rasgos distintivos o estable. (Theophrastus identificó las manchas solares en el año 325 A.C.) Algunas de las características más importantes del Sol se describirán en las siguientes secciones.
Las manchas solares, manchas obscuras en la superficie del Sol, contienen campos magnéticos > transitorios y concentrados. Ellas son las características visibles más prominentes en el Sol; una mancha solar de tamaño promedio, puede ser tan grande como la Tierra. Las manchas solares se forman y desaparecen en periodos de días o semanas. Estas ocurren cuando aparecen campos magnéticos fuertes a través de la superficie solar y permiten que esa área se refresque algo, de una temperatura de 6000 grados C a más o menos 4200 grados C; ésta área aparecerá como una mancha obscura en contraste con el resto del Sol. El área más obscura en el centro de la mancha solar se llama el umbra; es allí donde la fuerza del campo magnético es mayor. La parte menos obscura y estriada alrededor del umbra se llama la penumbra. Las manchas solares rotan con la superficie solar, demorando cerca de 27 días para completar una vuelta según es visto desde la Tierra. Las manchas solares cerca del ecuador rotan a una velocidad mayor que las manchas cerca de los polos. Los grupos de manchas, especialmente aquellos con campos magnéticos complejos, son a menudo aquellos donde se ven destellos.
Durante los últimos 300 años, el promedio de manchas solares regularmente incrementa y disminuye en un ciclo de 11 años. El Sol, como la Tierra, tiene estaciones pero su año es igual a 11 años terrestres.
Una
característica solar variable, que puede durar de meses a años, son los Huecos
Coronales. Estos se ven como huecos grandes y obscuros cuando se observa el Sol
en longitudes de onda de rayos x. Estos huecos están arraigados en las células
grandes de campos magnéticos unipolares en la superficie del Sol; cuyas líneas
de campo se extienden bien lejos en el sistema solar. Estas líneas de campo
abierto permiten una corriente continua de viento solar de gran velocidad. Los
huecos coronales tienen un ciclo de largo periodo, que no se corresponde
exactamente con el ciclo de las manchas solares; los huecos tienden a ser más
numerosos en los años que siguen al máximo solar. En algunas etapas del ciclo
solar, estos huecos son continuamente visibles en los polos norte y sur del Sol.
Las prominencias solares (vistas como filamentos obscuros en el disco) son generalmente nubes quietas de material solar sostenidas sobre la superficie solar por los campos magnéticos. La mayoría de las prominencias entran en erupción en algún momento de su ciclo de vida, emanando gran cantidad de material solar al espacio.
Los destellos solares son intensas emanaciones temporales de energía. Desde observatorios en la Tierra son vistos como zonas brillantes en el Sol en longitudes de onda ópticas y como explosiones de ruido en longitudes de onda de radio; pueden durar de minutos hasta horas. Los destellos son los eventos explosivos más grandes de nuestro sistema solar que podrían equivaler a aproximadamente 40 billones de bombas atómicas del tamaño de la de Hiroshima. La fuente principal de energía para los destellos solares parece ser la ruptura y reconexión de fuertes campos magnéticos. Estos irradian a través de todo el espectro electromagnético, desde rayos gamma a rayos x, hasta la luz visible y las grandes longitudes de ondas de radio.
La atmósfera solar externa, la corona, está formada por fuertes campos
magnéticos. Donde se cierran estos campos, usualmente sobre grupos de manchas
solares, la atmósfera solar puede, súbita y violentamente, soltar burbujas o
lenguas de gas y campos magnéticos llamadas eyecciones coronales (EC) Una EC de
gran tamaño puede contener 10.0E16 gramos (un billón de toneladas) de materia
que pueden ser impulsadas a millones de millas por hora causando una explosión
espectacular. La materia solar puede extenderse hacia el medio interplanetario,
impactando planetas o sondas en su camino. Las EC se han asociado con destellos
pero usualmente ambos son independientes.
La región entre el Sol y los planetas es conocida como medio interplanetario. Aunque alguna vez se consideró un vacío perfecto, en realidad es una región turbulenta dominada por el viento solar, que fluye a velocidades entre aproximadamente 250 a 1000 km por segundo (entre 600,000 a 2,000,000 millas por hora). Otras características del viento solar (densidad, composición y la fuerza del campo magnético, entre otras) varían de acuerdo a las condiciones cambiantes del Sol. El efecto del viento solar puede ser visto en las colas de los cometas que siempre apuntan alejándose del Sol.
El viento solar fluye alrededor de obstáculos tales como planetas, pero estos planetas con sus propios campos magnéticos responden de una manera específica. El campo magnético de la Tierra es muy similar al patrón que forman las limaduras de hierro alrededor de un imán de barra. Bajo la influencia del viento solar, las líneas de estos campos magnéticos se comprimen en la dirección del Sol y se estiran hacia la dirección del viento. Esto es lo crea la magnetosfera, una compleja cavidad alrededor de la Tierra en forma de gota. Los cinturones de radiación de Van Allen se encuentran en esta cavidad, así como la ionosfera, una capa de la atmósfera alta donde se lleva a cabo la foto-ionización por los rayos x solares y la radiación ultravioleta extrema crea electrones libres. El campo magnético de la Tierra es sensible al viento solar, su velocidad, densidad y su campo magnético. Debido a que el viento solar varía con escalas de tiempo pequeñas, a veces en sólo segundos, la interfase que separa el espacio interplanetario de la magnetosfera es muy dinámica. Normalmente a esta interfase se le llama la magnetopausa y se encuentra a una distancia equivalente a más o menos el radio de la Tierra en la dirección al Sol. Sin embargo, durante los episodios de gran velocidad o densidad de viento solar, la magnetopausa puede ser empujada hacia adentro hasta medir casi 6.6 radios de la Tierra (la altitud de los satélites geosincronizados). A medida que la magnetosfera extrae energía del viento solar, los procesos internos producen las tormentas geomagnéticas.
Algunos de los efectos más importantes de las variaciones solares en la Tierra son las auroras, los eventos de protones y las tormentas geomagnéticas.
La
aurora es una manifestación dinámica y visualmente delicada de las tormentas
geomagnéticas inducidas por el Sol. El viento solar energiza los electrones e
iones en la magnetosfera. Estas partículas usualmente entran la alta de la
atmósfera terrestre cerca de las regiones polares. Cuando las partículas chocan
con las moléculas y átomos de la delgada atmósfera alta, algunos empiezan a
brillar en colores diferentes. Las auroras comienzan entre los 60 y 80 grados de
latitud. A medida que la tormenta se intensifica, las auroras se extienden hacia
el ecuador. En 1909, durante una tormenta inusualmente grande, una aurora fue
visible en Singapur, en el ecuador geomagnético. Las auroras proveen un
espectáculo maravilloso, pero no son más que señales visibles de cambios
atmosféricos que pueden ocasionar grandes estragos en los sistemas tecnológicos.
La foto
es de una aurora en el Condado de El Paso, Tejas,
el 12 de agosto del 2000; cortesía de Christopher Grohusko.
Los protones energizados pueden alcanzar la Tierra dentro de los 30 minutos posteriores a un destello solar importante. Durante este tipo de evento, la Tierra es bañada por partículas solares energizadas (primordialmente protones) emanadas del lugar del destello. Algunas de estas partículas se mueven en espiral por las líneas del campo magnético de la Tierra, 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.
De uno a cuatro días, de la ocurrencia de un destello o de una prominencia eruptiva, una nube más lenta de materia y campo magnético solar llega a la Tierra, golpeando la magnetosfera y resultando en una tormenta geomagnética. Estas tormentas son variaciones extraordinarias del campo magnético en la superficie de la Tierra. Durante una tormenta geomagnética, porciones de la energía del viento solar son transferidas a la magnetosfera, provocando cambios súbitos en dirección e intensidad del campo magnético de la Tierra y energizando lo población de partículas del mismo.
Algunos sistemas militares de detección o sistemas de aviso temprano también se ven afectados por la actividad solar. Las señales de Radar-Sobre-el-Horizonte se reflejan en la ionosfera para facilitar el rastreo del despegue de naves y mísiles desde grandes distancias. Durante las tormentas geomagnéticas, este sistema podría ser seriamente afectado por desórdenes radiales. Algunos sistemas de detección de submarinos utilizan las "firmas" magnéticas de los submarinos como una de las entradas de sus esquemas de localización. Las tormentas geomagnéticas pueden distorsionar estas señales.
La Administración Federal de Aviación recibe rutinariamente alertas de explosiones solares para que puedan reconocer los problemas de comunicaciones y evitar gastos de mantenimiento innecesarios. Cuando un avión y una estación terrestre están alineados con el Sol, puede existir interferencia en las frecuencias de los sistemas de radios. Esto también puede ocurrir cuando una estación terrestre, un satélite y el Sol están alineados.
Las tormentas de radiación, también conocidas como eventos de partículas solares o eventos de protones, pueden afectar las regiones bajas de la ionosfera polar. Esta región puede ser ionizada y ocurrir una severa absorción de señales HF y VHF. Esto es llamado un evento de Absorción en el Casquete Polar (PCA, por sus siglas en inglés). Los eventos PCA pueden durar varios días o semanas, y la propagación HF polar se hace frecuentemente imposible durante estos eventos.
Sistemas de Navegación
Las tormentas geomagnéticas y el aumento en la emisión solar ultravioleta calientan la atmósfera alta de la Tierra provocando su expansión. El aire caliente sube y la densidad del aire en la órbita de satélites que se encuentran hasta unos 1000 Km se incrementa considerablemente. Esto provoca un incremento de la fricción de los satélites en el espacio, resultando en una reducción de su velocidad y en ligeros cambios de órbita. Si los satélites en órbitas bajas no son rutinariamente elevados, caerían y se quemarían en la atmósfera de la Tierra. El "Skylab" es un ejemplo de una nave que re-entró a la atmósfera de la Tierra antes de tiempo como resultado de una actividad solar mayor a lo esperado. Durante la gran tormenta geomagnética de Marzo de 1989, cuatro satélites de navegación de la Marina tuvieron que ser puestos fuera de servicio por casi una semana.
A medida que la tecnología ha permitido que los componentes de las naves sean más pequeños, sus sistemas miniaturizados son más vulnerables a las partículas solares más energéticas. Estas partículas pueden provocar daños físicos a los microchips y pueden cambiar los comandos de los programas en las computadoras de los satélites. Eventualmente, las descargas eléctricas pueden saltar entre componentes de la nave dañándolos e incluso deshabilitándolos.
La carga gruesa o profunda en los satélites ocurre cuando partículas energéticas, principalmente electrones, penetra la cubierta exterior del satélite y deposita su carga eléctrica en las partes internas. Si se acumula carga suficiente en cualquier componente, este tratará de neutralizarse a través de descarga a otros componentes. Esta descarga es potencialmente peligrosa para los sistemas eléctricos del satélite.
Cargas Diferenciales
Otro problema para los operadores de satélites son las cargas diferenciales. Durante las tormentas geomagnéticas, aumenta el número y la energía de los electrones e iones. Cuando un satélite 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. Eventualmente, las descargas eléctricas pueden llegar a los componentes de la nave y causar daño o invalidarlos. Carga Gruesa. La carga gruesal (también llamada carga profunda) ocurre cuando las partículas energéticas, primordialmente 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.
Los destellos solares intensos 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 proveen la protección adecuada en la superficie de la Tierra, pero los astronautas en el espacio están expuestos a dosis letales de radiación. La penetración de partículas de alta energía en células vivientes, medidas en dosis de radiación, causan daños a los cromosomas y, potencialmente, cáncer. Grandes dosis serían fatales inmediatamente. Los protones solares con energías más altas que 30 MeV son los más peligrosos. En octubre de 1989, el Sol produjo suficientes partículas energéticas para que un astronauta en la Luna, utilizando su traje espacial fuera de su nave durante la parte más mala de la tormenta, hubiese muerto. (Los astronautas que hubiesen tenido tiempo de refugiarse bajo el suelo lunar hubiesen absorbido solo una pequeña parte de la radiación.)
Los eventos solares de protones también pueden producir altas concentraciones de radiación en un avión 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 vigile, y se evalúe, estas exposiciones ocasionales.
Cuando campos magnéticos se mueven cerca de un conductor, por ejemplo un cable, se induce una corriente eléctrica en el conductor. Esto ocurre a gran escala durante tormentas geomagnéticas. Las compañías de energía eléctrica transmiten corriente alterna a sus clientes a través de largas líneas de transmisión. Durante estas tormentas se inducen corrientes casi directas, peligrosas para los equipos de transmisión. El 13 de marzo de 1989, en Montreal, Quebec, 6 millones de abonados quedaron sin luz por 9 horas a consecuencia de una tormenta geomagnética inmensa. Algunas áreas del noreste de los Estados Unidos y de Suecia también pasaron por lo mismo. Al recibir alertas y avisos de tormentas geomagnéticas, las compañías de energía eléctrica pueden minimizar los daños y las interrupciones del servicio eléctrico.
Los campos magnéticos que fluctúan con rapidez pueden inducir corrientes eléctricas en los tendidos de tuberías. En momentos así pueden surgir muchos problemas para los ingenieros. Los medidores de flujo pueden transmitir información errónea, y se eleva dramáticamente la tasa de corrosión de los tubos. Si los ingenieros trataran de balancear estas corrientes durante una tormenta geomagnética, las tasas de corrosión aumentarían aún más. Los administradores de estos ductos reciben rutinariamente alertas y avisos que los ayudan a mantener un sistema eficiente y de larga vida.
Aunque el ciclo solar se ha mantenido regular durante los últimos 300 años, hubo un periodo de 70 años durante los siglos 17 y 18 cuando se vieron muy pocas manchas solares. Esta disminución en el número de manchas solares coincidió con la Mini Era Glacial en Europa, implicando una conexión clima-Sol. Los vientos estratosféricos cerca del ecuador soplan en direcciones diferentes, dependiendo de que parte del ciclo solar se esté. 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 alcanzan la atmósfera media de la Tierra. Allí, éstas causan ionización molecular, creando químicos que destruyen el ozono atmosférico y permiten que cantidades mayores de la dañina radiación ultravioleta alcancen la superficie de la Tierra. Un evento solar de protones en 1982 causó una disminución temporal del 70% en la densidad del ozono.
La variable posiblemente 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 delfines o ballenas, tienen compases biológicos internos compuestos de mineral magnetita envuelta en células nerviosas. Aunque puede que este no sea su método primordial de navegación, han ocurrido muchos accidentes en carreras de palomas durante tormentas magnéticas. “Accidente” es un término utilizado cuando sólo un porcentaje pequeño de palomas regresan a su hogar. Debido a que estas pérdidas han ocurrido durante tormentas geomagnéticas, los entrenadores de palomas han aprendido a solicitar las alertas y avisos de tormentas geomagnéticas cuando van a planificar sus carreras.
Ha sido en las últimas décadas que se ha reconocido y apreciado que los destellos solares, los CMEs y las tormentas magnéticas afectan a las personas y sus actividades. La lista de consecuencias crece en proporción a nuestra dependencia de los sistemas tecnológicos. Los resultados de las interacciones entre el Sol y la Tierra y entre las partículas solares y los instrumentos delicados, se han convertido en factores que afectan nuestro bienestar. Así que hay una necesidad continua e intensificada de servicios ambientales espaciales que atiendan las necesidades de salud, seguridad y comercio.