El Espacio Terrestre
Los
efectos de la radiación y de las partículas que salen del Sol serían mortales
para los habitantes de la
Tierra si no fuera porque hay dos mecanismos protectores.
El primero es la atmósfera de la
Tierra , que bloquea los rayos X y la mayor parte de la
radiación ultravioleta. Cuando los rayos X o los rayos ultravioletas se encuentran
con la atmósfera, chocan con sus moléculas y son absorbidos por ellas, haciendo
que las moléculas se ionicen; los fotones son re-emitidos, pero a longitudes de
onda mucho más largas (y menos biológicamente destructivas). El segundo
mecanismo de protección es el campo magnético de la Tierra. Esto protege a los organismos
vivos de las partículas cargadas que llegan al planeta constantemente, como
parte del viento solar y las ráfagas mucho más grandes que llegan después de
las eyecciones de masa del Sol.
Cuando las partículas cargadas encuentran el campo magnético de la Tierra , generalmente se
enrollan alrededor de las líneas de campo. Solo cuando el camino de la
partícula es paralelo al campo, puede viajar sin ser deflexionada. Si la
partícula tiene algún movimento transversal a las líneas de campo, sufrirá una
deflexión siguiendo una trayectoria circular o en espiral producida por la
fuerza de Lorentz.
La mayoría de las partículas cargadas del viento solar son
desviadas por el campo magnético de la Tierra en una zona llamada magnetopausa, ubicada a una
distancia de unos 10 radios de la
Tierra por encima de la Tierra en el lado que es de día. Dentro de la
magnetopausa, el campo magnético de la Tierra tiene el efecto dominante sobre el
movimiento de las partículas, y fuera de ella el campo magnético del viento
solar tiene el control.
Hasta 1960, el campo magnético de  |
Fig.1
– El campo magnétco de la tierra afectado por el viento solar
|
En
el lado que mira hacia el Sol, el viento solar comprime la magnetósfera hasta una distancia de unos 10 radios terrestres; en
el lado opuesto, la cola del campo magnético se extiende por más de 1000 radios
terrestres. La magnetósfera está llena de plasmas tenues de diferentes
densidades y temperaturas, que se originan del viento solar y la ionosfera.
La ionosfera es una capa altamente cargada de la atmósfera de la Tierra que está formada por
el efecto ionizante de la radiación solar sobre las moléculas atmosféricas. A
principios de los años sesenta, los físicos solares comenzaron a darse cuenta
de que el viento solar lleva el campo magnético del Sol hacia los confines del
sistema solar. Esta extensión del campo magnético del Sol se llama campo
magnético interplanetario y puede unirse con líneas de campo
geomagnético originadas en las regiones polares de la Tierra. Esta unión de
los campos magnéticos del Sol y de la
Tierra se llama reconexión magnética, y sucede de
manera más efectiva cuando los dos campos son antiparalelos (igual dirección y
sentido opuesto). A través de la reconexión los campos magnéticos del Sol y la Tierra se unen.
Las
partículas de viento solar que se aproximan a la Tierra pueden entrar en la
magnetósfera debido a la reconexión y luego viajar a lo largo de las líneas de
campo geomagnético en una trayectoria de sacacorchos (Figura
2).
 |
Fig. 2 – Partículas del viento solar siguiendo una trayectoria de
sacacorcho.
|
Los
iones positivos y los electrones siguen líneas de campo magnético (en sentidos
opuestos) para producir lo que se denominan corrientes alineadas en el campo.
El viento solar y la magnetósfera forman un vasto generador eléctrico que
convierte la energía cinética de las partículas del viento solar en energía
eléctrica. La potencia producida por este generador magneto-hidrodinámico puede
superar los 10¹² vatios, aproximadamente,
igual a la tasa media de consumo de energía en los Estados Unidos! Los plasmas
y corrientes muy complejas en la magnetosfera no se comprenden completamente.
Algunas de las partículas del viento solar viajan de regreso a lo largo de la
cola magnética en corrientes que hacen que la cola prezca que tiene una batería
gigante adentro de ella. Algunas partículas siguen las líneas de campo que
convergen cerca de las regiones polares de la tierra y rebotan hacia adelante y
hacia atrás, atrapadas en un espejo magnético. Otras partículas se inyectan en
la ionosfera y forman un óvalo de luz alrededor de las regiones polares de la Tierra , llamadas auroras
ovales. (Figura 2)
Las
auroras son causadas por electrones chocando con moléculas y átomos en la ionosfera (Figura 3).
 |
Fig.3
– Formación de las auroras.
|
Estas
colisiones ionizan las moléculas y las excitan para emitir un amplio espectro
de luz desde el infrarrojo al ultravioleta. La emisión auroral más común es una
luz verde-blanquecina con una longitud de onda de 558 nm, que es producida por
el oxígeno atómico. Una hermosa emisión de color rosa proviene de moléculas
excitadas de nitrógeno. Las amplias y movedizas cortinas de color que resultan
de la excitación molecular son familiares a las personas de las latitudes más
al norte y más al sur, aunque se pueden ver desde cualquier parte de la Tierra si las condiciones
son favorables. Las auroras se producen cerca de las regiones polares norte y
sur de la Tierra ,
y las dos vistas son imágenes casi especulares entre sí. Las luces del norte se
llaman auroras boreales,
mientras que las luces del sur se llaman auroras australes. Desde principios
de 1900 los científicos han sospechado que tanto las auroras como las
variaciones en el campo magnético de la Tierra deben ser causadas por algún tipo de
corrientes que fluyen en la atmósfera superior. Hoy sabemos que hay muchas
corrientes que fluyen en la magnetosfera, causadas por la interacción muy
complicada entre el viento solar y el campo magnético de la Tierra. Aunque
actualmente estas corrientes sólo se comprenden parcialmente, la que se ha
estudiado más extensamente es la corriente de Birkeland, que está
asociada con las auroras. Cuando el viento solar encuentra el campo magnético
de la tierra, a unos 50.000
km sobre la
Tierra , se genera una fuerza electromotriz (f.e.m.) de unos
100.000 voltios. Esta f.e.m. aplicada se distribuye a través de la magnetosfera
y de la atmósfera superior de la tierra, tanto como el voltaje de un generador
de la electricidad se distribuye alrededor de una red eléctrica. Una parte de la
f.e.m. generada por el viento solar, tal vez de unos 10.000 voltios, acelera
los electrones por líneas de campo magnético hacia la ionósfera a altitudes de
unos 100 km .
Estos electrones primero viajan horizontalmente y luego de nuevo a la atmósfera
superior para formar un circuito cerrado. Aunque este circuito tiene muchas
similitudes con un circuito simple con cables y una batería, también es muy
complejo ya que se produce en el espacio tridimensional y varía enormemente en
el tiempo a medida que cambia la intensidad del viento solar. Corrientes de
hasta un millón de amperes son comunes, y la potencia total producida en este
generador gigante puede ser tanto como 3 x 10¹²vatios! Son los electrones de
alta velocidad cerca del fondo de este bucle de corriente los que chocan con
moléculas y átomos de la atmósfera que producen las auroras. La emisión auroral
más fuerte proviene de altitudes de unos 100 km . Como con cualquier circuito simple, la
energía se disipa a medida que los electrones fluyen alrededor del bucle. Parte
de esta energía aparece como la luz de las auroras, pero la mayor parte de ella
se convierte en energía térmica, que calienta la atmósfera. Otro resultado
importante de la corriente de Birkeland es que, como cualquier bucle de
corriente, produce un campo magnético. Este campo se extiende hasta la
superficie de la Tierra
donde se suma al campo geomagnético, causando que fluctúe. Estas fluctuaciones
en el campo magnético pueden entonces inducir corrientes en la superficie de la Tierra , o en conductores
como líneas eléctricas o tuberías. Todo esto está determinado por el comportamiento
del viento solar que llega a la
Tierra , que a su vez está determinado por los acontecimientos
que tienen lugar en el Sol. Cuando las auroras son muy visibles, a menudo es
una señal de que hay un mayor flujo de partículas del viento solar. También significa
que muchos de nuestros sistemas eléctricos y electrónicos en la Tierra pueden ser
interrumpidos o incluso dañados.
Efectos Terrestres
El complejo acoplamiento del viento solar y el campo geomagnético produce
muchos efectos cerca de la
Tierra. La Tierra está incrustada en la atmósfera externa del
Sol y, por lo tanto, se ve afectada por los eventos que ocurren en las capas
superficiales y en las regiones coronales del Sol. Los efectos terrestres son
el resultado de tres tipos generales de condiciones en el Sol: llamaradas
eruptivas (eruptive flares), filamentos
desapareciendo y agujeros coronales frente a la Tierra.
Las llamaradas son fogonazos de corto plazo, que duran minutos u horas. Por
lo general, se producen cerca de regiones activas en el Sol, donde se producen
cambios abruptos en el campo magnético. Todavía falta una comprensión completa
de las condiciones y la secuencia de eventos asociados con las llamaradas, pero
generalmente cuando comienza una llamarada, el plasma es acelerado hacia afuera
del Sol.
Este plasma generalmente regresa de forma arqueada y, al chocar con el
material más denso de la cromosfera, emite rayos X de Bremsstrahlung. En
llamaradas más eruptivas, el plasma es lanzado más lejos del Sol, y esta
radiación puede tener un efecto significativo si alcanza el medio ambiente de la Tierra.
La actividad eruptiva a largo plazo suele asociarse con la desaparición de
los filamentos. Los filamentos son los rasgos largos, como de cadena, que
aparecen prominentemente en fotos del Sol (Figura 4).
 |
Fig. 4 - Filamentos
|
Se cuelgan como nubes en la baja cromosfera durante días o semanas y luego
desaparecen, en la mayoría de los casos disipando, como si las nubes de la Tierra se
"quemaran". En otros casos, sin embargo, los filamentos desaparecen
al levantarse, alejándose de la cromosfera para formar unas prominencias
arqueadas gigantes.
En algunos casos, las prominencias se separan del Sol y grandes ráfagas de
plasma se lanzan hacia el espacio.
La tercera fuente de masa que sale del Sol es el agujero coronal,
fácilmente visto como una región oscura en una foto de rayos X del Sol (Figura 5).
 |
Fig.5
|
Las líneas de campo magnético se extienden hacia afuera de los agujeros
coronales, en contraste con otras regiones del Sol, donde las líneas de campo
vuelven a conectarse (Figura 5). La estructura
de campo abierto de los orificios coronales actúa como un conducto para plasma
de baja densidad que fluye de manera constante. Los agujeros coronales residen
permanentemente cerca de los polos del Sol, y el viento solar que fluye hacia afuera
de éstos, generalmente no alcanza la tierra. Pero durante algunas rotaciones
del Sol, los agujeros coronales se forman en las latitudes más bajas, mirando
hacia la Tierra
(Figura 5), y estos actúan como una manguera
de incendio ampliamente enfocada rociando la Tierra con una alta intensidad de partículas
cargadas.
Ahora sabemos que los orificios coronales de latitud media (generalmente
ocurridos durante la fase de actividad solar después del máximo solar) son
fuentes de corrientes de viento solar de alta velocidad, que recibe la Tierra en sincronismo con
la rotación solar de 27 días. Anteriormente la causa de estas tormentas
geomagnéticas recurrentes era desconocida, por lo que las regiones se llamaron
M-regiones, M por misterioso. Las tormentas mayores no recurrentes y las
grandes tormentas geomagnéticas están casi siempre asociadas con las eyecciones
de masa coronal (EMC) y con las ondas de choque asociadas con las CME.
Hace varios siglos, los efectos disruptivos del Sol eran totalmente
desapercibidos para los seres humanos. Pero a medida que se desarrollaba la
tecnología que utilizaba corrientes, conductores y eventualmente ondas
electromagnéticas, los efectos disruptivos del Sol se hicieron evidentes. Los
primeros sistemas de telégrafos de los años 1800 estaban sujetos a corrientes
misteriosas, que parecían generarse espontáneamente. No fue hasta la Segunda Guerra
Mundial, cuando las comunicaciones de radio fueron altamente confiables, que
los disturbios solares fueron reconocidos como un problema serio. Desde
entonces, nuestra confianza en la tecnología electrónica ha crecido
exponencialmente y también tiene el potencial disruptivo del Sol. El colapso
masivo del sistema de energía de Hydro-Québec en 1989, que resultó en la
pérdida temporal de 9450 megavatios hora de energía eléctrica, probablemente
marcó el momento en que alguien más, que sólo la comunidad científica, tomó en
serio las perturbaciones solares. A continuación se describen algunos de los
principales efectos que constituyen un problema.
Corrientes
inducidas geomagnéticamente
Cuando una intensa oleada de viento solar llega a la Tierra , hay muchos cambios
que ocurren en la magnetósfera. El lado del día de la magnetosfera se comprime
más cerca de la superficie de la
Tierra y el campo geomagnético fluctúa salvajemente. Este
tipo de evento es generalmente llamado una tormenta geomagnética. Durante una
tormenta geomagnética, las corrientes de latitudes altas que ocurren en la ionósfera
cambian rápidamente, en respuesta a los cambios en el viento solar. Estas
corrientes producen sus propios campos magnéticos que se combinan con el campo
magnético de la Tierra. A
nivel del suelo, el resultado es un campo magnético cambiante que induce
corrientes en cualquier conductor que esté presente. Estas son llamadas corrientes
inducidas geomagneticamente, que a menudo circulan a través de la
tierra, no siendo percibidas por los seres humanos. Pero cuando los buenos
conductores están presentes, como tuberías y líneas de transmisión de energía
eléctrica, las corrientes viajan a través de éstos también. Estas corrientes
son el resultado de voltajes que son inducidos durante tormentas geomagnéticas.
Se han medido tensiones tan altas como 10 voltios por milla. Aunque esto puede
parecer pequeño, conduce a una diferencia de potencial de 10.000 voltios en una
tubería o línea eléctrica de 1.000 millas de largo. En 1957 se registraron
diferencias de voltaje de 3.000 V a lo largo de un cable transatlántico entre
Terranova e Irlanda.
Las corrientes inducidas son mucho más graves en las latitudes más altas,
cerca del óvalo auroral y en áreas que se encuentran sobre grandes depósitos de
roca ígnea. Debido a que la roca ígnea tiene una conductividad baja, las
corrientes inducidas tienden a tomar un camino a través de los conductores
artificiales metálicos. En las tuberías, estas corrientes causan una mayor
corrosión y el mal funcionamiento de los medidores de flujo del fluído
transportado. Por el oleoducto de Alaska han circulado hasta 1.000 A durante las
tormentas geomagnéticas.
En los grandes sistemas de energía eléctrica, como Hydro-Québec (en Canadá),
los aumentos de corriente, debido a estas corrietes inducidas, sobrecargan los transformadores y bancos de capacitores, causando daños y
apagones.
El problema se agrava por el hecho de que las corrientes inducidas
geomagneticamente son en gran parte de corriente continua, mientras que todos
nuestros sistemas de energía son de corriente alterna. Hydro-Quebec fue
especialmente vulnerable, porque se encuentra bastante al norte y se encuentra
por encima de enormes formaciones rocosas ígneas. Desde 1989 las compañías
eléctricas se han preocupado mucho por las tormentas geomagnéticas. Con una
mejor advertencia, las centrales eléctricas pueden protegerse en cierta medida,
pero todavía hay un alto grado de vulnerabilidad. Los ingenieros eléctricos
están intentando diseñar mecanismos de protección, pero a medida que
construimos sistemas de energía más grandes, con más millas de líneas de
transmisión, nuestra vulnerabilidad aumenta.
Este fenómeno debería ser tenido en cuenta en la gran extensión de líneas
elétricas de 500KV instaladas en la Patagonia argentina en los últimos años.
Comunicaciones
Muchos de nuestros sistemas de comunicación utilizan la ionosfera para
reflejar las señales de radio a larga distancia (HF). Debido a que la ionosfera
se altera durante las tormentas geomagnéticas, estas comunicaciones reflejadas
a menudo se distorsionan o desaparecen completamente. A pesar de que las
emisiones de radio comerciales y de televisión rara vez se ven afectadas (VHF y
UHF), la comunicación a distancias más largas, como tierra a aire, barco a
tierra, Voz de América y radioaficionados, se interrumpen frecuentemente.
Varios sistemas militares, como la alerta temprana, el radar en el horizonte y
la detección de submarinos, se ven muy obstaculizados durante los momentos de
alta actividad solar. Algunos tipos de comunicación de radio pueden ser
"atascados" por los niveles aumentados de salida de radiofrecuencias
del Sol. El atasco de las frecuencias de control de tráfico aéreo puede crear
situaciones peligrosas para los viajeros aéreos. También hay muchos sistemas de
navegación, que están en uso generalizado hoy en día, que son vulnerables a las
perturbaciones solares. Los aviones y los buques utilizan señales de
transmisores ubicados en todo el mundo para triangular sus posiciones. La
actividad solar puede hacer que estos sistemas den información de localización
que es inexacta por varios kilómetros. Si los navegadores son alertados de que
un evento de protones o una tormenta geomagnética están en progreso, pueden
cambiar a un sistema de respaldo.
Satélites
Los satélites, se colocan en órbitas altas que están por encima de la mayor
parte de la atmósfera de la
Tierra , de modo que tienen poco rozamiento por fricción que
les afecte. Los satélites de comunicaciones, en órbitas geosíncronas, están a cerca
de 6 radios terrestres de altura (a unos 36.000Km de altura). Los satélites de
órbita baja, que giran alrededor de la Tierra cada 2 horas aproximadamente, apenas sobrepasan
la atmósfera terrestre. Durante los períodos de alta actividad solar hay un
aumento en la radiación ultravioleta y la entrada de energía auroral, y esto
calienta la atmósfera de la
Tierra , causando su expansión. Los satélites de órbita baja
encuentran entonces una mayor resistencia que los hace caer a órbitas más bajas.
Los
satélites con sistemas de propulsión, y el combustible para accionarlos, pueden
ser elevados de nuevo a sus órbitas correctas, pero algunas de las órbitas de
los satélites se descompondrán causando que caigan a la Tierra ; este fue el destino
del Skylab. Los satélites altos, en órbitas geosincrónicas, no están sujetos a la
resistencia del calentamiento atmosférico, pero están sometidos al viento
solar. Estos satélites están generalmente bien protegidos de las partículas del
viento solar por la magnetósfera, que normalmente tiene un grosor mínimo de
unos 10 radios de la
Tierra. Pero cuando una oleada de viento solar llega a la Tierra , el lado frontal de
la magnetosfera puede ser comprimido o erosionado hasta un espesor de
aproximadamente 4 radios de la
Tierra. Esto coloca a los satélites altos fuera del escudo
protector de la magnetosfera. El impacto de las partículas de alta velocidad
tiene un efecto corrosivo sobre los satélites, y la acumulación de carga puede
resultar de estas partículas. Las descargas eléctricas pueden atravesar los
componentes de la nave espacial causando daños.
Efectos
biológicos
Para gran parte de la población mundial, que vive en las latitudes medias,
probablemente hay muy poco efecto directo cuando ocurre la actividad solar.
Protones y electrones no alcanzan la superficie de la Tierra debido a la
protección de la magnetosfera.
Sin embargo, los aviones que vuelan rutas de alta altitud polar están
sujetos a un mayor flujo de protones porque el blindaje magnético es débil
cerca de los polos. Todavía no se sabe cuán grave es esto para los pasajeros,
pero algunos expertos aconsejan a las mujeres embarazadas no volar en rutas
polares durante los momentos de alta actividad solar. También hay gran
preocupación por la seguridad de los astronautas durante los eventos de
protones solares. Los astronautas en los vuelos del transbordador espacial
están bastante seguros porque el transbordador permanece en una órbita
relativamente baja, bien protegida por la magnetosfera. La nave espacial
proporciona un buen blindaje contra las partículas, pero cuando los astronautas
están fuera de la nave espacial, están en un peligro mucho mayor. Los protones
energéticos pueden penetrar profundamente en la magnetosfera y exponer a un
astronauta a una dosis peligrosa de radiación. Las misiones espaciales que
salen de la magnetosfera, como las misiones de Luna o Marte, tendrán que lidiar
con los problemas de las perturbaciones solares. Un viaje a Marte tomará de 2 a 3 años, y los problemas de
exposición a los efectos solares serán significativos.
En la Estación
espacial internacional, que está en una órbita baja, los astronautas estan trabajando afuera por largos
períodos de tiempo, y son muy vulnerables a la radiación solar. No obstante se
ha observado que hay ciertos fenómenos que se producen en la órbita de
la estación espacial, que mejoran la situación para los astronautas, con
respecto a cuando no hay tormentas solares. En las referencias se encuentran
enlaces que explican este fenómeno.
Hay muchas preguntas acerca de cómo proteger a los seres humanos de los
efectos de la actividad solar, pero la capacidad de predecir eventos peligrosos
de la energía solar, y dar advertencia avanzada a los que son vulnerables, es
una de nuestras protecciones más poderosas.
En la imagen de la Fig.6 ,
se ha intentado resumir los efectos de las tormentas solares sobre varios de los elementos afectados.
 |
Fig.6 – Efectos terrestres del Sol
|
Nota relacionada:
Referencias:
[2] http://ow.ly/uJoz308eLsY (Orden ejecutiva
de Obama: para ver copie y pegue en su navegador)
No hay comentarios:
Publicar un comentario