21/4/2015 Tormentas Magneticas

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#30. Tormentas Magnéticas El término “tormenta magnética” que señala una perturbaciónmagnética de alcance mundial, fue acuñado por Alexander vonHumboldt (1769­1859). Un naturalista que gano notoriedadexplorando las selvas venezolanas, Humboldt dedicó la mayor partede su vida a la promoción de la ciencia. Produjo las cinco volúmenesde "Kosmos" (comenzando el uso moderno de ese término), un relatoenciclopédico que cubre el espectro completo de las ciencias. Fue"Kosmos" el que atrajo la atención del mundo hacia eldescubrimiento del ciclo de manchas solares por Heinrich Schwabe.

Después de viajar por Siberia, Humboldt convenció al zar paramontar una red de observatorios magnéticos a lo ancho de las tierrasrusas, y también se montaron estaciones adicionales por todo elImperio Británico, desde Toronto a Tasmania. Esta red mostró conclaridad que las tormentas magnéticas eran esencialmente idénticaspor todo el mundo: un descenso pronunciado del campo más allá delas 12­24 horas, seguido por una recuperación gradual que duraba 1­4días. El cambio en el campo magnético era pequeño, en unidadesmodernas unos 50­300 nT (nanotesla) de una intensidad total de 30­60,000 nT, pero su escala a nivel mundial sugirió que había ocurridoalgo muy grande en el espacio.

La imagen inferior es de la tormenta magnética del 5 de mayo de1998, observada por el observatorio japonés de Kakioka. La gráficasuperior es la que caracteriza la tormenta y la caída es de unas tresdivisiones o unos 130 nT, que ocurre durante unas tres horas. Elmismo observatorio le puede proporcionar el registro magnético dehoy.

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El campo perturbador apunta hacia el sur, sugiriendo que provienede la “corriente de anillo" que circunvala la Tierra; ahora sabemosque esa corriente existe, transportada por el cinturón exterior deradiación. Durante las tormentas magnéticas el cinturón exterior sehace mucho más intenso, reforzado por los protones que llegan de lacola, así como por los iones O+ de la ionosfera.

La Geocorona

La mayor parte de los iones atrapados añadidos durante lastormentas magnéticas, especialmente los que tienen menor energía,desaparecen de nuevo al cabo de unos pocos días. Normalmente sonextraídos por las colisiones con la parte más externa de la atmósferaterrestre,una enorme nube de hidrógeno conocida como lageocorona, que se extiende hasta una distancia de 4­5 radiosterrestres. Fue fotografiada desde la Luna en 1972 (imagen inferior)por los astronautas del Apollo, usando una cámara de luz ultravioletadesarrollada por George Carruthers y su equipo en el ObservatorioNaval de los EE.UU.

El proceso de pérdida implica a las llamadas colisiones conintercambio de carga.

Los átomos de hidrógeno neutro de la geocorona se mueven muydespacio y tienen mucha menos energía que los iones de la corriente de

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anillo (si tuviesen más, la gravedad terrestre no podría mantenerlosprisioneros). A menudo una colisión finaliza transfiriendo un electróndel átomo de hidrógeno al ion de la corriente de anillo, sin muchocambio en las energías de las partículas.

El átomo de hidrógeno, habiendo perdido un electrón, se convierteen un ion (protón), y debido a su baja energía, contribuye poco a lacorriente de anillo. Por otro lado, el ion de corriente de anillo que haganado un electrón ahora es neutro, convirtiéndose en un átomoneutro rápido con una gran cantidad de energía. Como el campomagnético terrestre solo puede atrapar partículas cargadas, el átomorápido desaparece pronto en el espacio distante. De este modo, elproceso de “intercambio de carga” elimina gradualmente nuevaspartículas añadidas de la corriente de anillo. Solo permanecen lasmás energéticas, ya que sus posibilidades de sufrir un intercambio decargas es mucho menor.

Este proceso tiene una rara aplicación, permitiendo que la corrientede anillo sea observada desde muy lejos, un poco de la misma formaen que los astrónomos observan las estrellas distantes a través de sustelescopios. Los astrónomos usan la luz, que se mueve de formarectilínea. Igualmente si se puede construir una cámara que use losátomos energéticos neutros (ENA) creados en la corriente de anillopor el intercambio de carga, puede ser también posible fotografiar lacorriente 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 queel número de ENA que llegan de la corriente de anillo, especialmentefuera de las tormentas magnéticas es demasiado pequeño. Se llevó acabo un experimento piloto durante 5 semanas abordo del satélitesueco Astrid, lanzado en diciembre de 1994 que produjo imágenes deENA muy simples.

Tormentas y Subtormentas

¿Qué produce las tormentas magnéticas?

Las subtormentas se han estudiado durante muchos años, desde elespacio y desde el suelo. Sus detalles varían de un episodio alsiguiente, igual que las tormentas atmosféricas, que no se parecenuna a otra, pero no obstante, muchos científicos han llegado a laconclusión de que son una forma fundamental de liberación deenergía y de aceleración de partículas.

Las tormentas magnéticas tienen normalmente un principio biendefinido, a menudo es la llegada de una perturbación interplanetaria.

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Su principal efecto sobre la magnetosfera es la inyección desde lacola de multitud de iones y electrones energéticos, que causan que lacorriente de anillo se desarrolle de forma significativa. También lassubtormentas inyectan esas partículas, como mostraron en 1971 losinstrumentos abordo de sincrónico ATS­1, un satélite decomunicaciones experimental, con una carga científica a cuestas.Desde entonces muchos otros satélites han estudiado las inyeccionesde las subtormentas, confirmando que también inyectan iones yelectrones a la corriente de anillo, solo que no tantos, y con menorespenetración y energía.

Excepto su iniciación súbita, una tormenta magnética ¿es unserie de grandes e intensas subtormentas? Esa era aparentementeel punto de vista de Sydney Chapman (1888­1970), investigadordistinguido de las tormentas magnéticas, quien introdujo el término“subtormenta” para sugerir la idea con precisión. Chapman observóen 1963 que las mismas tormentas que en observatorios cercanos alecuador, p.e. Hawaii, seguían curvas simples de crecimiento ydisminución, en Alaska parecían consistir en un cierto número de“subtormentas” distintas.

Sin embargo, las subtormentas también existían en otrosmomentos (tal y como descubrió seguidamente S. Akasofu,estudiante de Chapman). No necesitaban mucho estímulo: durante losmomentos de campo interplanetario del sur, parece que la colaalcanza rápidamente la condición inestable, y pequeños cambios en elviento solar pueden precipitar una subtormenta. Aunque lastormentas magnéticas parecen provenir de fuentes más poderosas,como la llegada de perturbaciones interplanetarias, también parecennecesitar (normalmente) un IMF del sur. Una fuerte perturbaciónllegando con un IMF del norte puede convulsionar la magnetosfera,pero no hasta el punto de crear una tormenta. Esto aún necesita seraclarado.

Regiones M y Agujeros de Corona

El enlace entre las tormentas magnéticas y las manchas solaresha sido bien establecido a finales del siglo XIX. Cuando eran visiblesgrandes manchas solares, eran mucho más probables las grandestormentas magnéticas. En la terminología actual, se puede decir queel intenso campo magnético de las manchas solares es seguido,probablemente, por liberaciones de energía magnética, manifestadopor las fulguraciones y las eyecciones de masa de la corona, queenvían nubes interplanetarias de plasma, cuyos frentes de choquecausan las tormentas magnéticas.

Sin embargo, la relación entre las manchas solares y las pequeñastormentas magnéticas parecía menos claro. En 1904 E.W. Maunder,del Real Observatorio de Greenwich, Inglaterra, propuso que muchasde esas tormantsa pertenecían a una clase completamentediferente, que tendían a repetirse cada 27 días, el periodo de rotaciónsolar. Era como si algo en el giratorio Sol estuviera emitiendo esas

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tormentas hacia nosotros. Sin embargo, los intentos de identificaresas regiones sobre el Sol sugirieron que eran suaves y sin rasgossobresalientes, y que no contenían manchas solares. Los astrónomoslas denominaron regiones M (M de tormenta magnética), y durantemucho tiempo nadie tuvo ninguna pista sobre lo que las diferenciaba.

Se encontró el camino por medio de lasobservaciones espaciales. En 1962 la sondaespacial Mariner 2, durante su camino haciaVenus, notó que el viento solar conteníachorros rápidos cíclicos, cuyos orígenesparecían girar con el Sol. Se encontró que lallegada de esos chorros iniciaba tormentasmoderadas del tipo estudiado por Maunder,pero su causa aún permaneció poco clara.

Una década después, en 1973, losastronautas abordo de la estación espacialSkylab observaron el Sol en el espectro de losrayos X suaves. Esas imágenes, parecidas a lade la derecha, que fue tomada por el satélitejaponés Yohkoh, pusieron de relieve los puntoscalientes de la corona:

Pulse aquí para ver una versiónmayor de esta imagen.

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 atrapabanel plasma solar, impidiendo que escapase como viento solar. Por otro lado, en los "agujeros decorona" el campo magnético era débil y sus líneas de campo sobresalían directas al espacio, lo queproporcionaba una vía fácil a lo largo de la cual podría fluir el viento solar. Así, aunque esas regionesfuesen 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 solarque emana de allí se esperaba que fuera más rápido y estable, una predicción confirmada por elUlysses. Los “agujeros” que producen chorros más rápidos de viento solar en la Tierra songeneralmente prolongaciones de los polares.

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Glosario

Próxima Etapa: #31. Tiempo Climático en el Espacio

Author and Curator: Dr. David P. Stern Escríbele al Dr.Stern: (English, please): education("at" symbol)phy6.org

Co­author: Dr. Mauricio Peredo

Spanish translation by J. Méndez

Last updated 20 February 2000, Traducido el 15 de junio de 2001