En 1576, Robert Norman, un constructor de instrumentos para barcos, escribió un pequeño panfleto describiendo un importante descubrimiento: mientras que una aguja no magnetizada (no imantada) permanecía perfectamente balanceada, al magnetizarla (al imantarla) abandonaba su posición horizontal. Montándola de manera que pudiera girar libremente en el plano vertical del norte magnético (como primera aproximación el plano horizontal paralelo a la superficie), observó que la aguja se inclinaba alrededor de 70°.
En esa época, William Gilbert, físico de la reina Isabel I, y contemporáneo de Shakespeare, pasaba muchas de sus horas libres realizando experimentos sobre magnetismo y electricidad estática. En 1600 publicó, en latín, su famoso tratado De Magnete, en el cual, además de reseñar sus descubrimientos, revisaba lo que se había escrito sobre el tema con anterioridad, y refutaba todo aquello que hoy llamaríamos pseudociencia. Mediante imanes pequeñísimos exploró el campo superficial de una esfera de magnetita; trazó en ella las líneas de la componente tangencial de la fuerza magnética, como lo había hecho más de tres siglos antes Petrus Peregrinus (1269), quien vio que esas líneas convergían en dos puntos opuestos, que llamó polos. Gilbert notó también cómo esos pequeñísimos imanes se inclinaban a diferentes ángulos a diferentes latitudes relativas a esos polos. Recordando el descubrimiento de Norman, su imaginación le permitió salvar las diferencias de escalas e inició la ciencia que hoy llamamosgeomagnetismo, al escribir: Magnus magnes ipse est globus terrestris.
La más antigua consecuencia que se conoce del magnetismo terrestre es la brújula, aparato de gran importancia en la navegación. Esta era conocida y había sido usada por siglos, antes de que Gilbert viera que la causa se encontraba en el interior de la Tierra y no, como muchos habían supuesto, en los cielos.
En 1635 Gellibrand mostró que el campo magnético de la Tierra cambiaba lentamente. De hecho, en Londres la brújula se movió constantemente hacia el oeste por 220 años, de 11° E en 1580 a 24° W en 1800; también, durante el último siglo, el momento magnético de la Tierra disminuyó 5 por ciento. Hoy en día puede estar incrementándose de nuevo.
Durante el periodo de 1698 a 1700 Edmond Halley realizó el primer estudio magnético en el Océano Atlántico norte y en el sur, produciendo en 1701 la primera carta magnética oceánica. Un año después, basado en muchas observaciones de la dirección de la brújula hechas por otros marinos, publicó la primera carta magnética mundial.
Pero no fue sino hasta 1832 cuando el geomagnetismo alcanza el carácter de ciencia exacta con el gran científico alemán Carl Friedrich Gauss, quien además de mostrar cómo medir la intensidad magnética en unidades absolutas, y establecer en Gotinga, Alemania, el primer observatorio magnético, realizó en 1838 un análisis matemático en el que mostraba que más del 95 por ciento del campo geomagnético se origina en el interior de la Tierra y únicamente el 5 por ciento restante tiene fuentes externas.
LA TIERRA COMO UNA SIMPLE BARRA IMANTADA
En una simplificación, o primera aproximación, el campo magnético de la Tierra puede ser descrito como parecido al de una pequeña barra de imán, supuestamente localizada cerca del centro de la Tierra (figura 14). El eje a lo largo de la barra de imán se conoce como eje magnético, el cual si lo extendemos hasta que emerja en la superficie terrestre lo hará en dos puntos conocidos como polos magnéticos. El polo que se encuentra en el hemisferio norte se llama polo magnético norte; el del hemisferio sur polo magnético sur.El eje magnético está inclinado 11° con respecto al eje geográfico de la Tierra, de manera que el polo magnético norte se encuentra en el Ártico a aproximadamente una latitud de 75.6° N y 101° W de longitud, mientras que el polo magnético sur está en la Antártida a 66.3° S de latitud y 141° E de longitud. La posición de estos polos tiene pequeños corrimientos diarios y estacionales, debido principalmente a variaciones transitorias del campo magnético terrestre, de ahí que las posiciones arriba indicadas no sean las actuales sino las aproximadas para 1965.
Figura 14. Las líneas de la fuerza del campo magnético de la Tierra son mostradas en un corte longitudinal que pasa a través del eje magnético. La letra M designa magnético y la G geográfico. Las flechas en la superficie de la Tierra muestran la inclinación de la brújula.
Si localizamos estos polos en un globo terráqueo veremos que los puntos no son antípodas y que el eje magnético, por lo tanto, no pasa por el centro de la Tierra (véase la figura 14). Se trata pues, de un dipolo que recibe el nombre de excéntrico. El eje magnético pasa por un punto que se encuentra directamente por debajo del Océano Pacífico medio, a unos 340 km del centro de la Tierra. El plano que se encuentra formando un ángulo recto con el eje geomagnético contiene lo que se conoce como ecuador magnético.
ELEMENTOS DEL CAMPO GEOMAGNÉTICO
Cuando se habla de campos, algunas veces de lo que hablamos es de las llamadas líneas de campo ya que su número por unidad de área y su dirección representan gráficamente la intensidad y dirección del campo magnético. La intensidad del campo geomagnético, o su fuerza, en cualquier punto de la superficie de la Tierra es costumbre especificaría por medio de las componentes rectangulares X, Y, Z, de la intensidad total B definida como sigue: X es la componente a lo largo de la dirección horizontal hacia el norte, Y es la componente horizontal hacia el este; Z es la componente hacia abajo, todas en coordenadas geográficas, como se ilustra en la figura 15. Otra forma común de especificar la intensidad del campo magnético es por medio de los elementos magnéticos, simbolizados por H, D e I, definidos como sigue: H es la magnitud de la componente horizontal, considerada como positiva cualquiera que sea su dirección y a la cual llamamos intensidad horizontal; D es el ángulo acimutal de la intensidad horizontal, positiva del norte geográfico hacia el este, llamada declinación magnética; e I es el ángulo hecho por la dirección de la intensidad magnética total con la horizontal, positiva cuando la dirección de la intensidad se inclina hacia abajo y se le llama inclinación magnética. A una línea horizontal a lo largo de la intensidad magnética horizontal, H, se le llama meridiano magnético. Las componentes de la intensidad (X, Y y Z) o los elementos magnéticos (H, D e I) tienen una simple relación trigonométrica, como se muestra en la Figura 15. Las intensidades B (intensidad o fuerza total), H, Z (intensidad o fuerza horizontal y vertical), y X, Y se miden en gauss (G), gammas (g) o teslas, mientras que D e I (declinación e inclinación) son medidas en grados y minutos de arco.
Figura 15. La fuerza geomagnética B, sus componentes rectangulares X, Y y Z, y los elementos H, D e I.
La misma especificación de los elementos magnéticos puede ser usada para describir la magnitud y dirección de la intensidad del campo geomagnético en una posición a no demasiada altura sobre la superficie de la Tierra, digamos entre 100 y 300 km, que es observada por un avión o un satélite orbitando a baja altura.
En la actualidad, la intensidad del campo geomagnético se mide durante reconocimientos magnéticos en un gran número de puntos sobre la superficie, océanos, aire y espacio exterior. Sobre la totalidad de la superficie terrestre existen aproximadamente 140 observatorios magnéticos permanentes en los cuales ciertas combinaciones de tres elementos magnéticos son continuamente registrados.
La intensidad geomagnética total en el ecuador geográfico y cerca de los polos de la Tierra es de aproximadamente 0.3 y 0.7 gauss, respectivamente.
Esta intensidad total geomagnética, sin embargo, cambia durante el transcurso del día, en alrededor de 0.0002 gauss (20 gammas) en el ecuador y 0.0005 gauss (50 gammas) en los polos. Además de las variaciones temporales, como la variación diaria, la variación estacional, y perturbaciones esporádicas, la media anual de la intensidad geomagnética está sujeta a una variación secular no periódica, que llega a varias gammas por año.
Para representar la distribución mundial de cualquier elemento magnético en un mapa, debe eliminarse primero las variaciones temporales, y los valores de los elementos geomagnéticos que interesen reducidos a cierto periodo común de tiempo (como un año) por referencia a la variación secular del elemento. Por ejemplo, la figura 16 muestra una carta mundial de la declinación magnética (D) en la superficie de la Tierra para el año de 1965.
Figura 16. Mapa de líneas isógonas o de igual declinación magnética D calculado en base al campo geomagnético de referencia internacional para el año 1965. Las líneas de declinación magnética igual están medidas hacia el Este (E) u Oeste (W) (véase la figura 15).
ORIGEN DEL CAMPO GEOMAGNÉTICO
Como ya hemos indicado, aproximadamente el 95 por ciento del campo magnético de la Tierra es producido en su interior. Por lo tanto, debemos buscar en él un mecanismo que sea capaz no sólo de generar y mantener el campo de un simple dipolo, sino capaz también de explicar su variación secular.
La explicación parece estar en las propiedades y movimientos del núcleo de la Tierra, un cuerpo esférico de material metálico, probablemente de una composición níquel-hierro, cuya parte externa se encuentra en estado líquido. El diámetro del núcleo es de alrededor de 6 920 km, poco mayor que el radio terrestre. El núcleo se encuentra rodeado por el manto, consistente de roca sólida y de un espesor de 2 860km.
El magnetismo interno de la Tierra se explica por la llamada teoría del dínamo, según la cual el núcleo líquido está dando vueltas lentamente, con respecto al manto sólido, generando de esta manera corrientes eléctricas que rodean al núcleo. Estas corrientes generan a su vez un campo magnético (véase la Figura 17), parte del cual escapa a la superficie de la Tierra, dándonos el campo magnético que observamos, y otra parte interacciona con el núcleo líquido que está en movimiento, sosteniendo de esta manera la acción del dínamo.
Figura 17. Representación esquemática de las corrientes eléctricas en el núcleo de la Tierra, que se cree son capaces de producir el campo magnético dipolar terrestre.
Cuando los valores del campo dipolar son sustraídos de los valores observados en todos los puntos, permanece un segundo constituyente del campo magnético, bastante irregular, conocido como campo residual, que consiste de centros hacia los cuales, o hacia afuera de los cuales la aguja de una brújula apuntaría si no hubiese campo dipolar. Este campo residual parece estarse moviendo lentamente hacia el oeste alrededor de la Tierra a una velocidad tal que el patrón completaría el circuito de la Tierra cada 1 600 años. Dentro de este campo residual, sin embargo, los patrones están cambiando constantemente.
Para explicar la configuración de este campo residual es necesario suponer que existen además grandes sistemas convectivos dentro del núcleo líquido. Estos movimientos dan lugar a sistemas de corrientes locales que generan centros magnéticos sobrepuestos al campo dipolar. El continuo cambio de este modelo convectivo, según gira el núcleo dentro del manto, se cree es responsable de la naturaleza irregular de los cambios seculares.
Que el núcleo se mueve con respecto al manto lo sugieren los cambios súbitos que han sido observados en el periodo de rotación de la Tierra. En 1897, el periodo de rotación diaria se incrementó súbitamente en aproximadamente 0.003 segundos; en 1914 decreció súbitamente en una cantidad comparable. Tales cambios abruptos en el periodo rotacional sugieren que cambios súbitos ocurren ocasionalmente en las velocidades relativas de rotación del manto y el núcleo. Algunos autores han sugerido que el núcleo está rotando ligeramente menos rápido que el manto que lo rodea. Esto explica la observación de que, aparentemente, el núcleo se traslada hacia el oeste arrastrando consigo las características del campo magnético.
LA CAVIDAD GEOMAGNÉTICA O MAGNETOSFERA
Sin la presencia del viento solar, el campo magnético de la Tierra se extendería indefinidamente hasta desaparecer en el espacio interplanetario. Sin embargo, como resultado de la interacción de ese flujo de plasma de baja energía del Sol con el campo geomagnético, el espacio extraterrestre lo podemos dividir en tres regiones:
1) La región interplanetaria, donde las propiedades del medio no están perturbadas por la presencia de la Tierra y su campo magnético.
2) La magnetofunda, asociada con la interacción del viento solar con el campo geomagnético.
3) La magnetosfera, aquella región del espacio o cavidad que contiene al campo geomagnético.
Separando estas tres regiones del espacio existen dos superficies de características físicas bien definidas:
a) Una onda de choque que separa al medio interplanetario no perturbado de la magnetofunda.
b) La magnetopausa, que es la frontera que separa la región de interacción (magnetofunda) de la magnetosfera.
A continuación pasaremos a dar una breve descripción de las principales características de cada una de estas regiones y las superficies que las separan.
La primera región ya ha sido discutida en el capítulo I y baste mencionar aquí que se trata de la región dominada principalmente por el viento solar, resultado de la expansión supersónica de la corona solar, y el campo magnético general del Sol que arrastra, debido a la alta conductividad eléctrica del plasma. Ese campo magnético, que a causa de la rotación del Sol lo vemos formando espirales de Arquímedes, lo conocemos como campo magnético interplanetario, y a la altura de la Tierra tiene una intensidad de aproximadamente 5 gammas. Estructuras magnéticas y perturbaciones en el Sol, son así «impresas» en el viento solar y llevadas a la vecindad de la Tierra; ondas de choque originadas en ráfagas solares o en la interacción de haces de viento solar de diferentes velocidades, se propagan a través del plasma solar y son capaces de causar, como veremos, profundos efectos cuando llegan a la vecindad de la Tierra.
Justo enfrente de la cavidad magnetosférica y su frontera, la magnetofunda, se encuentra una región donde el plasma solar perturbado fluye alrededor de la magnetosfera y donde el viento solar interacciona con el campo geomagnético. En esta región, llamada magnetopausa o región de transición, el plasma solar se hace turbulento y el campo magnético interplanetario es arrastrado tendiendo a alinearse tangencialmente con la magnetopausa. En esta región, la intensidad del campo magnético varía entre 5 y 20 gammas y el campo fluctúa en periodos de tiempo cortos. El espesor de esta región se ha estimado entre 100 y 200 km.
Las mediciones realizadas por los satélites Explorador 10 y 12 mostraron que la región del espacio que contiene al campo geomagnético, la magnetosfera, tiene forma parecida a un cometa: se extiende a más de 10 Rt (radios terrestres) en la dirección Tierra-Sol, y por varios miles de radios terrestres en la dirección antisolar, formando lo que se conoce como la cola magnetosférica. Puesto que la frontera magnetosférica se ha observado que se mueve hacia adelante y hacia atrás, los valores dados arriba son meramente valores promedio. Las causas de estos movimientos no son bien conocidas pero existen algunas sugerencias que podrían explicar el fenómeno. Algunas tratan de explicar estos movimientos magnetosféricos como producidos por ondas en la superficie de la frontera, en la magnetopausa; otras por la expansión y contracción de la magnetosfera entera en respuesta a variaciones en el flujo de viento solar, o por un cambio en la posición relativa de la magnetopausa debido a variaciones en el ángulo del eje del dipolo terrestre y la velocidad del flujo de viento solar.
Las observaciones del campo geomagnético a grandes distancias del lado noche de la Tierra, han revelado que las líneas de fuerza del campo son principalmente paralelas a la línea Tierra-Sol y con intensidades de 10 a 20 gammas a distancias de entre 10 y 15 Rt. Sin embargo, una de las características más interesantes, observadas a una distancia de alrededor de 16 Re, es que la magnitud del campo decrece a un valor muy pequeño y cambia de dirección abruptamente, de una dirección antisolar a una dirección solar, según el satélite se movía de sur a norte con respecto al plano solar eclíptico. Este cambio direccional abrupto en el campo magnético de la Tierra fue identificado como la primera detección experimental de una hoja de corriente neutra en el campo magnético de la Tierra, análoga a la que existe en el medio interplanetario y que vimos en el capítulo I. Esta importante característica del campo geomagnético es permanente y separa regiones de campo magnético con una dirección, de regiones de campo con dirección opuesta. La hoja de corriente neutra tiene un espesor de 0.1 a 1 Rt.
La presencia de un cambio en la dirección del campo en, la cola magnetosférica implica, además de la existencia de una hoja de corriente neutra, la existencia de una hoja de plasma que se encuentra confinada entre dos campos magnéticos con direcciones opuestas entre sí. Además de ese plasma, en el interior de la magnetosfera encontramos también regiones de radiación atrapada, como los citurones de Van Allen y una multitud de partículas cargadas, de todas energías, cuyo origen es el viento solar y la alta atmósfera.
A partir de mediciones con satélites se ha observado que la hoja neutra está frecuentemente en movimiento y también que las líneas de campo tienen pequeñas componentes que permiten que líneas en lados opuestos de la hoja neutra se puedan interconectar.
Finalmente, un resultado adicional importante del estudio del medio interplanetario a partir de los datos del Explorodor I2 fue la aparición en la magnetofunda de un plasma turbulento de baja energía. Esta evidencia observacional apoyó las sugerencias de algunos científicos de que el flujo supersónico de viento solar daría lugar al desarrollo de una onda de choque al frente de la magnetosfera, como la que se presenta al frente de un avión cuando éste rebasa la velocidad del sonido. En nuestro caso podríamos pensar que quien se mueve a velocidad supersónica es la magnetosfera y el viento solar está quieto. La aparición de la onda de choque frente a la magnetosfera se daría por el hecho de que ésta se mueve a velocidad supersónica. Cuantitativamente, la posición de esta onda de choque del lado día de la Tierra estuvo en excelente concordancia con las estimaciones teóricas; intercepta la línea Tierra-Sol a aproximadamente 14 Rt. Esta onda de choque no es estacionaria y sus movimientos parecen ser más frecuentes que los de la frontera magnetosférica.
Una visión moderna de la magnetosfera y de la cola magnetosférica, a partir de las mediciones hechas con satélites, se muestra en la figura 18.
Figura 18. Diagrama esquemático del campo magnético y la cola magnetosférica formada por el viento solar.
LA MAGNETOSFERA COMO UN ACUMULADOR DE ENERGÍA
La magnetosfera de hecho nunca está en un verdadero estado de equilibrio. A veces estimulada por perturbaciones en el viento solar y en otras ocasiones respondiendo de manera caótica al exceso de energía acumulada en la cola magnetosférica, sufre cambios globales en los que se reestructura su distribución de plasma y de campo magnético. Estos procesos son los que dan lugar a diversos fenómenos que detectamos en la superficie terrestre y que se conocen desde hace ya mucho tiempo; entre ellos los principales son: la actividad geomagnética, las auroras y las perturbaciones ionosféricas.
Uno de los principales problemas en la década de los años sesenta fue explicar de qué manera la energía del viento solar podía ser transferida al interior de la magnetosfera terrestre. Hoy en día sabemos que es el campo magnético interplanetario el que desempeña el papel más importante en dicha transferencia. En particular, el físico inglés J. W. Dungey propuso un mecanismo explicatorio. Si el campo magnético interplanetario tiene una componente dirigida hacia el sur, éste puede conectarse con las líneas de alta latitud del campo dipolar de la Tierra, al frente de la magnetosfera. Una vez que esto sucede las líneas así unidas son arrastradas por el viento solar hacia la parte posterior formando una especie de cola que está abierta. Esto ha sido corroborado mediante observaciones de satélites.
Otros investigadores ampliaron este concepto sugiriendo que las líneas de campo de la cola magnetosférica pueden reconectarse y regresar de nuevo a la configuración de líneas de campo dipolar interno que existía antes de la conexión (figura 19), liberando en ese momento la energía magnética que había estado almacenándose en la cola y transfiriéndose en forma de energía cinética al plasma magnetosférico. Algunos investigadores han sugerido que este proceso ocurre de una manera explosiva en la cola magnetosférica, causando perturbaciones magnéticas polares, conocidas también como subtormentas polares, y la aparición de auroras.
Figura 19. Convección estacionaria en el meridiano mediodía-medianoche. Los números indican las posiciones sucesivas de las líneas de campo geomagnético, con reconexión ocurriendo en los puntos 1 y 6.
Ahora bien, mientras que la componente norte-sur del campo magnético interplanetario desempeña un papel importante en la transferencia de energía a la magnetosfera, ésta no es el principal parámetro físico en esta serie de eventos. El parámetro importante es la cantidad de flujo magnético dirigido hacia el sur que es llevado al frente de la magnetosfera por unidad de tiempo, y el cual depende de la velocidad del viento solar. Este parámetro representa la componente de un campo eléctrico que está en el plano de la eclíptica y que es transversal a la línea Tierra-Sol. Es importante hacer notar que, cuando el campo magnético interplanetario está dirigido hacia el sur, el campo eléctrico está dirigido a través de la magnetosfera del lado de la mañana hacia el lado del atardecer. Son las variaciones en este campo eléctrico, a través de la cola magnetosférica, las que regulan el flujo convectivo (transporte) de plasma de la cola magnetosférica hacia el lado noche de la magnetosfera cercana. Este flujo convectivo, por otro lado, parece ser el proceso dominante en la aceleración e inyección de plasma moderadamente energético a la magnetosfera. Las auroras, las perturbaciones magnéticas polares y los cinturones de radiación atrapada (cinturones de Van Allen) están directamente controlados por la convección inducida por el viento solar en el interior de la magnetosfera.
Aunque el campo eléctrico interplanetario se hace sentir en el interior de la magnetosfera en unos cuantos minutos (de 1 a 5), el tiempo que le toma a la magnetosfera responder a cambios en las condiciones del medio interplanetario se ha estimado que es del orden de 30 a 50 minutos. Este retraso implica que la magnetosfera (cola magnetosférica más campo dipolar interno) debe acumular cierta cantidad de energía antes de que se inicien las perturbaciones arriba indicadas.
LAS AURORAS COMO UN GIGANTESCO FENÓMENO DE DESCARGA
Si pudiéramos ver una aurora desde un punto a gran altura sobre la región polar mientras ésta se encuentra a obscuras, lo que observaríamos sería un anillo ovalado resplandeciente alrededor del polo geomagnético. Este anillo encierra una región ovalada que recibe el nombre de óvalo auroval, el cual está en continuo movimiento, expandiéndose hacia el ecuador o contrayéndose hacia el polo y cambiando de brillantez continuamente. Cuando la observamos desde la superficie es más frecuente que su apariencia sea como la de una cortina de color verdiblanco con algunos tonos amarillos en su parte superior, mientras que en la inferior se observa a menudo una región rojiza. A diferencia de la porción superior, el borde inferior está bien definido y alcanza una altura de aproximadamente 100 km, mientras que la frontera superior es más bien difusa, extendiéndose generalmente hasta unos 400 km y en algunas ocasiones hasta los 1000 km de altura. La aurora boreal, o luces del norte, tiene su contraparte en el hemisferio sur en la aurora austral. Las imágenes tomadas desde la Luna por el Apolo 16 muestran anillos aurorales en ambos hemisferios. En ambos casos, las auroras se observan generalmente entre los 60 y 70 grados de latitud.
Las auroras, por otro lado, se observan generalmente del lado noche, a lo largo de los anillos aurorales que rodean cada polo, teniendo una longitud de varios cientos de kilómetros y con una dirección aproximada este-oeste. Su espesor es de sólo unos cuantos cientos de metros.
Las formas que presentan las auroras son generalmente descritas en términos de cinco categorías bastante amplias: arcos, los cuales son rayos de luz que se curvan suavemente y tienen los bordes inferiores lisos y bien definidos; bandas, que son arcos que han desarrollado torceduras o dobleces en las partes inferiores; manchas, que parecen nubes de luminosidad confinadas a regiones pequeñas; velos, los cuales son como sábanas de luminosidad bastante uniformes que se extienden sobre regiones extensas, y, finalmente, los rayos, que son, como su nombre lo indica, líneas de luz orientadas con respecto al campo magnético a un ángulo con la vertical. Estas formas, junto con las llamadas cortinas, tapices y las coronas rayadas, pueden ser homogéneas o estriadas. Como eventos temporales, las auroras pueden ser quietas o pulsantes, fluctuantes o flameantes, y pueden durar unos cuantos minutos o persistir durante horas.
Trataremos ahora de dar una explicación más o menos sencilla del mecanismo a través del cual se generan las auroras mediante el empleo de un modelo bastante esquemático que nos ayude a comprender la naturaleza general del fenómeno.
Las auroras son causadas por la precipitación de partículas (principalmente electrones y protones) de origen magnetosférico en la atmósfera; al chocar éstas con los átomos atmosféricos los excitan. Estos átomos excitados, después de un tiempo, regresan a su estado normal mediante la emisión espontánea de luz, la cual constituye la aurora.
Como ya mencionamos en el apartado anterior, la convección magnetosférica es el mecanismo directamente involucrado en la generación de las auroras y otras perturbaciones magnetosféricas. Esta convección es, por otro lado, debida a la presencia en el interior de la magnetosfera de un campo eléctrico de gran escala inducido por el viento solar. Este campo eléctrico generado por la interacción viento solar-magnetosfera está dirigido del lado de la mañana al lado de la tarde. Ahora bien, debido al movimiento relativo de protones y electrones del viento solar en la magnetopausa, el lado de la mañana de la hoja de plasma va a funcionar como la «terminal» positiva de un generador eléctrico mientras que el lado de la tarde lo va a hacer como la «terminal» negativa del mismo, como se muestra en la figura 20.
Figura 20. Movimientos de los protones y electrones del viento solar en la vecindad de la magnetosfera. Los lados de la mañana y la tarde de la hoja de plasma equivalen a las terminales positiva y negativa, respectivamente, del generador eléctrico «viento solar- magnetosfera».
La mayor parte de las corrientes eléctricas generadas de esta manera fluyen a través de la región cilíndrica de la cola magnetosférica dirigidas del lado de la mañana al lado de la tarde. Esto crea dos solenoides, uno en la mitad norte de la cola magnetosférica y el otro en la mitad sur (véase la figura 21).
Figura 21. Parte de la corriente eléctrica producida por el generador eléctrico «viento solar-magnetosfera» se descarga a través de la ionosfera.
A lo largo de las líneas de campo magnético fluye una pequeña parte de la corriente eléctrica (alrededor de 2 a 4 x 106 amperes), de la terminal positiva, en el lado de la mañana, a la alta atmósfera de la mañana y regresa por la alta atmósfera de la tarde a la terminal negativa del lado de la tarde. La figura 21 muestra esta porción de la corriente, la cual se conoce como corriente auroral puesto que es esta parte del circuito la que causa la aurora. La región de la alta atmósfera participante en este circuito es la ionosfera. La corriente hacia arriba, paralela a la línea de campo magnético, de la ionosfera del lado de la tarde, se debe a los electrones que vienen hacia abajo a lo largo de esas líneas. Estos electrones a menudo son acelerados en la cola magnetosférica a energías de más de 10 keV.
Los electrones acelerados ionizan y excitan las moleculas y átomos de la alta atmósfera a medida que descienden hasta unos 100 km de altura, región de la ionosferá llamada capa E. Las radiaciones aurorales son emitidas por esos átomos y moléculas, siendo la más común, como ya mencionamos, la de color verdiblanco proveniente de los átomos de oxígeno, los constituyentes más abundantes de la baja ionosfera. La longitud de onda de esta emisión particular es de 5 577Å. Una luz roja muy obscura, la cual puede ser vista en las latitudes medias durante las grandes tormentas magnéticas, proviene también del oxígeno atómico. Existen otras emisiones provenientes del nitrógeno molecular y otros constituyentes atmosféricos.
La explicación anterior sobre la causa de las auroras, aunado a lo dicho en el apartado anterior respecto a la cantidad de flujo magnético sur llevado al frente de la magnetosfera por el viento solar, sugiere que la eficiencia del generador auroral depende no sólo de la velocidad del viento solar sino, de manera determinante, de la dirección del campo magnético interplanetario.
TORMENTAS MAGNETOSFÉRICAS
Como ya vimos, la actividad solar puede estar asociada con la emisión intensa de rayos Xy radiaciones en el ultravioleta (UV) y en el extremo ultravioleta (EUV), así como también con la expulsión de partículas cuyas energías van desde unos cuantos keV hasta más de 10 GeV, en algunas ocasiones. La ionosfera terrestre se ve afectada en aproximadamente unos 10 minutos después de la emisión en el Sol, por los rayos X y las radiaciones UV y EUV. La mayoría de las partículas se esparcen rápidamente en el medio interplanetario. De esta manera, la magnetosfera puede encontrarse temporalmente inmersa en el flujo de dichas partículas por unos cuantos días. Algunas de estas partículas pueden llegar directamente a las capas altas de la atmósfera en las regiones polares. Las partículas energéticas son seguidas por una nube de plasma solar que se propaga a través del medio interplanetario con velocidades del orden de 500 a 1 000 km /s. De esta manera, como ya vimos anteriormente, una onda de choque se genera en el viento solar y avanza un poco más adelante que la nube de plasma. Las tormentas magnetosféricas ocurren entonces como el resultado de la «colisión» del sistema onda de choque interplanetaria-plasma solar con la magnetosfera.
Una tormenta magnetosférica típica consiste de tres fases. Comienza cuando la onda de choque interplanetaria alcanza la magnetosfera y la comprime. Esta compresión ocurre de manera bastante rápida. Su efecto es claro en las variaciones del campo geomagnético donde puede observarse un incremento súbito de alrededor de 50 a 100 gammas, simultáneo en toda la Tierra en un intervalo de un minuto o menos. Ésta es seguida de la fase principal de la tormenta magnetosférica, la cual empieza cuando el plasma que empuja a la onda de choque llega a la magnetosfera, lo cual produce una corriente eléctrica dirigida hacia el oeste y en forma de un anillo que rodea la Tierra y cuyo efecto neto es reducir la intensidad del campo horizontal en unas 100 o más gammas, por debajo de su nivel normal, en unas cuantas horas. Durante esta fase ocurre una sucesión de procesos explosivos, llamados subtormentas magnetosféricas.
La fase de recuperación o regreso gradual a intensidades de campo magnético normal puede tomar varios días. La figura 22 muestra los registros de la componente horizontal del campo magnético durante la tormenta del 17 y 18 de abril de 1965, donde puede verse claramente el carácter global del evento y las tres fases que acabamos de describir.
Figura 22. Registros de la componente magnética H durante la tormenta magnética del 17 y 18 de abril de 1965. La superficie de la Tierra ha sido dividida, aproximadamente, en cuatro sectores: Europa-África, Medio Oriente-India, Pacífico y N-S América.
Durante las grandes tormentas magnetosféricas, las auroras pueden ser visibles en regiones mucho más extensas de la Tierra. Por ejemplo, durante las tres grandes tormentas que ocurrieron durante el Año Geofísico Internacional una aurora fue vista en la ciudad de México en la noche del 10 y la madrugada del 11 de febrero de 1958.
Otros efectos conocidos que ocurren durante las grandes tormentas magnetosféricas son, por ejemplo, las perturbaciones en las comunicaciones por radio, particularmente las de longitudes de onda corta, o las fallas en los transformadores de potencia de las estaciones generadoras de electricidad que dejan a oscuras a grandes núcleos de población.
OTROS TIPOS DE ACTIVIDAD GEOMAGNÉTICA
Además de las perturbaciones magnéticas que acabamos de mencionar, desde mediados de los sesenta se sabe que la actividad magnética tiene una marcada tendencia a incrementarse, hasta un nivel de alrededor de tres veces, al paso por la Tierra, de la frontera de un sector magnético, o más bien, del cruzamiento por parte de la Tierra de la hoja neutra de corriente del medio interplanetario. La actividad magnética decae después lentamente durante los siguientes tres o cuatro días. La máxima actividad magnética es casi la misma cuando la Tierra cruza la hoja de corriente yendo de una región con campo magnético interplanetario de polaridad positiva a otra con campo magnético de polaridad negativa, que al revés.
Se sabía desde hacía muchos años que esos incrementos de la actividad magnética tenían una periodicidad de alrededor de 27 días. Sin embargo, hoy sabemos que esto se debe a haces de viento solar rápido, provenientes de hoyos coronales en el Sol, y no a la estructura sectorial del campo magnético interplanetario.
PERTURBACIONES IONOSFÉRICAS
Algunos de los fenómenos más importantes asociados con las tormentas magnetosféricas son las perturbaciones ionosféricas y las auroras. Las perturbaciones en las regiones ionosféricas pueden clasificarse de acuerdo a dos grandes procesos que tienen lugar en la ionosfera: 1) una intensificación de la ionización en la baja ionosfera (capas D y E), y 2)complicados procesos aeroquímicos y dinámicos en la capa F.
Se sabe que la ionización anormal en la baja ionosfera es producida por haces esporádicos de radiación solar o por la precipitación de partículas energéticas en la ionosfera. Además de las perturbaciones ionosféricas súbitas, producidas por rayos Xemitidos en ráfagas solares, una precipitación excesiva de partículas energéticas en la ionosfera causa los llamados «apagones» polares, también conocidos como PCA‘s, que son absorciones anormales de las ondas de radio al pasar a través de la ionosfera. Entre las partículas energéticas que producen este fenómeno se encuentran los llamados rayos cósmicos solares que son partículas energéticas producidas en intensas ráfagas solares.
En este capítulo hemos visto cómo la interacción del viento solar con el campo magnético de la Tierra genera una serie de fenómenos que van desde lo espectacular, como las auroras, hasta lo tormentoso, como las diversas clases de perturbaciones geomagnéticas que pueden alterar las redes de comunicaciones de nuestro planeta o las plantas de generación de electricidad, a veces con resultados desastrosos.
Sería entonces sumamente útil el poder predecir cuándo va a ocurrir, por ejemplo, una tormenta magnética. Para poder hacerlo, tendríamos que conocer las fuentes en el Sol que producen las perturbaciones geomagnéticas, cómo se propagan éstas en el medio interplanetario y, finalmente, cómo interaccionan con la cavidad magnetosférica.
Estos problemas son objeto de intensa investigación y sentimos que cada vez estamos más cerca de darles respuesta.
Fuente: http://bibliotecadigital.ilce.edu.mx/sites/ciencia/volumen3/ciencia3/114/htm/sec_7.htm
