Magnetosfera

Física Solar-Terrestre
Clima Espacial

Una de las primeras cuestiones que conviene aclarar es que :

El Espacio No Es Vacío
La Tierra está inmersa en la atmósfera externa ionizada que escapa supersonicamente del Sol. Este ″viento solar,″ fluye a través del medio interplanetario alcanzando el campo magnético terrestre dándole forma al medio-ambiente cercano a la Tierra. La burbuja magnética que se produce, llamada “magnetosfera,” ya que es modelada basicamente a partir del campo magnético terrestre por el campo magnético interplanetario, actúa como blindaje que protege su interior (nuestra atmósfera superior junto a su región ionizada, la ionosfera) de los efectos directos del viento solar.

Esquema

Ilustración de la magnetosfera terrestre, en que se muestra la configuración de campo magnético interno y el contorno entre la magnetosfera y el viento solar.

Energización
El estudio de la transferencia de energía, masa y momentum desde el Sol hacia la atmósfera de la Tierra es denominado Física Solar-Terrestre [Akasofu y Chapmann, 1972; Carovillano y Forbes, 1983; Akasofu y Kamide, 1987]. El “Clima espacial” describe las condiciones en el espacio que afectan la Tierra y sus sistemas tecnológicos. Nuestro clima espacial es una consecuencia del comportamiento del sol, de la naturaleza del campo magnético y atmósfera terrestre, y del lugar que ocupamos en el sistema solar.

Nuestra capacidad para predecir nuestro Clima Espacial, esto es, la actividad solar y su consecuente actividad geomagnética, tempestades y subtempestades magnéticas, resulta crucial en muchas aplicaciones tecnológicas que incluye la operación de satélites orbitales, redes de transmisión de potencia, oleoductos, comunicaciones, etc. De hecho, como consecuencia de las tempestades geomagnéticas se pueden producir fallas importantes en delicados y costosos equipamientos eléctrico-electrónicos [Allen, 1991] e inclusive afectar algunos sistemas biológicos [Parkinson, 1983].

Un tipo de evento solar es la llamada llamarada solar “solar flare” debido a que el abrillantamiento de una pequeña área en el Sol anuncia su ocurrencia.

Una llamarada sobre la fotosfera intensifica las emisiones de luz de una región activa. Puede provocar lo que se denomina una CME
(fuente: NASA, ESA). La presencia de lineas de campo magnético cerradas en la región inferior de las llamaradas aparentemente hace que el viento solar que proviene de esa zona consista de haces lentos (348 km/s), con densidad media de 10.7 cm-3 comparados con los haces muy rápidos (667 km/s) con densidad de 3.0 cm-3) que provienen de los huecos coronales. Los valores anteriores son valores promediados entre el 12 de Diciembre de 1974 y el 31 de Diciembre de 1976 [Schwenn, 1983]. En las regiones de lineas de campo cerradas, por ejemplo sobre las manchas solares, el viento solar está atrapado y puede ser liberado durante transientes a través de la expulsión de plasma y campos magnéticos denominados “eyecciones de masa coronal” (EMC). La energia y masa liberada durante transientes, como EMC y “llamaradas” que ocurren en la superficie del Sol, contribuyen muy poco (1.8% y 3.0%, respectivamente) al viento solar promedio.

Otro tipo de evento común es la llamada “eyección de masa coronal.” Estas explosiones de material desde la atmósfera superior del Sol son difíciles de ver a “ojo pelado” excepto durante eclipse solar total. Debido a esta particularidad, fueron reconocidos sólo en tiempos modernos.

La magnetosfera se deforma

En las vecindades de la Tierra, el plasma del viento solar con velocidades y densidades típicas de 400 km/s y 5 cm-3 y que puede alcanzar valores mayores a 1000 km/s y 100 cm -3, respectivamente, interactúa con el plasma mas caliente y menos denso de la magnetosfera terrestre. La interacción puede ser a través de procesos viscosos y principalmente reconexión magnética (*) en la magnetopausa, induciendo corrientes eléctricas.
Como consecuencia de estos procesos sólo una pequeña fracción de la energía del viento solar que incide sobre la magnetosfera tiene acceso al interior a través de la magnetopausa (entre 2% – 5% durante periodos de actividad moderada [Baumjohann y Paschmann, 1987]; entre 1% y 4% en periodos de gran actividad magnética [Monreal MacMahon y González, 1997]

Esquema magnetosferico

Esquema magnetosférico

En la esquema anterior, que corresponde a la primera imagen mostrada previamente, se muestra un esquema con diferentes partes de la magnetosfera. La magnetopausa diurna estáa a una distancia aproximada de 10 RE en la dirección del Sol, y durante eventos de gran incremento en la presión dinámica del viento solar esa distancia puede llegar a valores menores que las de altitudes geosincrónicas (6.6RE) y de órbita lunar.

Clásicamente, la magnetopausa es definida como la superficie de contorno del viento solar, sin embargo, plasma similar al del viento solar ha sido detectado en el interior de la magnetosfera.
Se ha propuesto un modelo de magnetosfera cerrada [Axford y Hines, 1961], en el cual la energía se transfiere a través de interacción viscosa. Tsurutani y González (1992) han mostrado que este proceso es apenas 0.1% eficiente cuando el campo magnético interplanetario está orientado hacia el Norte, aún cuando sea muy intenso. En la figura siguiente se muestra el modelo de magnetosfera cerrada. Paralelamente al modelo anterior se ha propuesto un modelo de magnetosfera abierta [Dungey, 1961] asociado con los procesos de reconexión magnética.

tip magnetosfera

Dungey (1961) notó que las lineas del campo geomagnético que tienen su origen en las regiones polares pueden estar directamente conectadas al campo magnético interplanetario, de manera que la información del viento solar a la atmósfera puede ser comunicada a través de estas lineas de campo. En estado estacionario, la distribución de potencial en la magnetopausa es mapeada a través de estas lineas a la ionosfera polar. En la figura siguiente se muestra la topología del campo geomagnético obtenida por Dungey en el plano meridiano mediodia-medianoche.

magnetosfera abierta

En este modelo, basado en el concepto de “congelamiento de plasma” (artículo aparte), la tensión magnética transfiere momentum del viento solar a la magnetosfera e ionosfera, y el campo eléctrico de reconexión es mapeado a través de lineas de campo abiertas a los casquetes polares dando lugar a flujos de plasma en la dirección contraria al Sol. La tasa de transferencia de energía vía reconexión es dependiente del flujo magnético que es reconectado por unidad de tiempo.

Las correlaciones observadas entre la condición (orientación y magnitud) del campo magnético interplanetario y las actividades observadas en diferentes puntos de la magnetosfera no dejan lugar a duda de que el campo magnético interplanetario desempeña un papel fundamental en el transporte de energú} desde el viento solar a la magnetosfera y que la reconexión magnética en la magnetopausa es la principal responsable, con una eficiencia del orden del 10% durante tempestades magnéticas intensas [Gonzalez et al.,1989]. Correlaciones entre el índice geomagnético AE (de altas latitudes) y el campo magnético interplanetario CMI han mostrado que la componente BS = -Bz es mas favorable que cualquier otra función que involucre las demás componentes del CMI [Hakamada et al., 1980]. Así la transferencia de energia debe depender de la componente Bz del CMI y consecuentemente debe ser dependiente del tiempo.

El efecto principal de la interacción entre el viento solar y la magnetosfera es la generación de un dínamo, que llamaremos dínamo viento solar – magnetosfera, que puede alcanzar valores de aproximadamente 1011 W en días quietos, y hasta varios 1012 W durante tempestades geomagnéticas.

Las consecuencias

La magnetosfera es un buen lugar para la investigación, las telecomunicaciones, la navegación, y en la que los satélites climatológicos se ven rodeados por partículas energéticas de los cinturones de radiación de Van Allen y por gases tenues de la atmósfera superior. La “space shuttle” y las futuras estaciones espaciales en la atmósfera superior son influenciadas por estas partículas y gases que determinan las condiciones locales. Los satélites del Sistema de Posicionamiento Global (GPS), usados para navegación, inspección, e investigación geofísica, pasan a través de los cinturones de radiación . Los satélites de comunicación geosincrónica y climatológicos se sitúan en los bordes externos de los cinturones de radiación, donde producto de perturbaciones en el clima espacial aumenta la intensidad de partículas energéticas peligrosas.

Sin embargo, también es necesario considerar que la radiación experimentada por satélites en órbita podría depender mas de la trayectoria orbital que del nivel de actividad solar.

En la Figura se ilustra la gran cantidad de satélites GPS que se encuentran con los cinturones de radiación en su órbita alrededor de la Tierra. (de: U.S. Air Force Phillips Laboratory home pages).

Han pasado más de cincuenta años desde (1957) que fue lanzado el primer satélite artificial. En la actualidad, además de la presencia del hombre en el espacio, hay un número muy grande de satélites en órbita, entre ellos la serie de GOES, NOAA, y el primer satélite chileno FASAT-Bravo. Las empresas de comunicación y navegación están, de manera creciente, reemplazando sus cables y estaciones repetidoras por redes de base-espacial permanentes.

En los años venideros habrá muchos mas (muchos cientos de) satélites activos y una presencia aun mas continua del hombre en el espacio, de manera que del clima espacial oiremos cada vez mas, especialmente durante periodos de mayor actividad solar.
Todas las naves espaciales envian y reciben sus señales a través de la ionosfera, la cual es a veces alterada dramáticamente por eventos asociados al clima espacial.

La intensidad de la radiación de las partículas energéticas cargadas en la magnetosfera pueden llegar cerca de la Tierra, en altitudes ionosféricas, como es observado a menudo por satélites de baja-altitud. Aquí se muestra un ejemplo para el satélite SAMPEX que circula alrededor del globo en altitudes de aproximadamente 600 kilómetros. En la figura están representados los flujos de partículas energéticas alrededor del polo norte obtenidos por el satélite. (de: D.N. Baker and S.G. Kanekal, Goddard Space Flight Center).

La mayor parte de la energia producida por el díamo viento solar-magnetosfera es disipada en la ionosfera de altas latitudes como calor Joule a través de sistemas de corrientes y campos eléctricos, como deposición de energía a través de precipitación de partículas de la ‘lámina de plasma’ (plasma sheet) y otros procesos. Así cualquier incremento en la entrada de energía debe ser balanceado por un aumento en la disipación en algún lugar del sistema magnetosfera-ionosfera. En la figura siguiente se muestran los sistemas de corrientes que acoplan a la magnetosfera y a la ionosfera.

Sistemas de corrientes

Sistemas de corrientes

La disipación puede ocurrir tanto de manera cuasi estacionaria, Bz > 0, como de manera definitivamente no estacionaria, Bz < 0, dependiendo si la tasa de transferencia es pequeña o grande, respectivamente.
Una vez que el acoplamiento energético entre el viento solar y la magnetosfera es incrementado debido a la componente Bz del CMI, parte de la energia incidente puede ser disipada directamente después de algunos minutos a través de la convección global, la que conduce a la inyección de energia en la corriente anular simétrica (sección aparte), a la disipación Joule en la ionosfera de altas latitudes debido a la intensificación de las corrientes de convección y a la deposición de energia de partículas en la ionosfera auroral y al despliegue espectacular de auroras.

La aurora ocurre cuando las partículas energéticas, mayoritariamente electrones, se precipitan desde la magnetosfera durante eventos de clima espacial perturbado. La luz auroral es emitida por átomos y moléculas excitadas por el paso de los electrones. Los electrones aurorales pueden también ionizar las partículas en la atmósfera, contribuyendo a la ionosfera local.

Este tipo de energia está directamente correlacionada con el acceso de energia del viento solar y constituye un 'proceso dirigido' por éste [Akasofu, 1981]. Otra parte de la energia incidente del viento solar es almacenada en la 'cola magnetosférica'. Esto sucede cuando la reconexión en la magnetopausa diurna domina sobre la reconexión en la cola. Posteriormente, después de un período de aproximadamente 1 hora, durante la fase de recuperación de una tempestad magnética, la energia es liberada a través de calor Joule y precipitación de partículas en la ionosfera auroral, vía inyección de partículas en la corriente de anillo asimétrica, y por retorno al viento solar en la forma de 'plasmoides' o 'nubes magnéticas' [Hones, 1984].

Ambiente espacial en el que se encuentra la Tierra. En la figura se muestra la eyección de un plasmoide en la parte de la cola de la magnetosfera.

Este tipo de disipación, que puede ser explosivo y está asociado a subtempestades magnéticas, constituye un proceso de 'carga-descarga' [Rostoker et al., 1987]. Probablemente ambos procesos pueden ser aplicados parcialmente y pueden coexistir. Se ha observado casos de eventos en los cuales un proceso domina sobre el otro [Feldstein, 1993; Pellinen et al., 1982].

A pesar de la competencia entre ambos procesos, no hay duda del papel fundamental que juega la componente Bz de la CME, en particular Bz < 0.

Componentes de accioon

A medida que la magnetosfera extrae energia del viento solar, la corriente de anillo varía, el tamaño de la zona auroral crece, las propiedades de la ionosfera y alta atmósfera cambian, y se producen grandes variaciones del campo magnético en la superficie de la Tierra; todo esto como consecuencia de tempestades y subtempestades magnéticas.

¿Es posible predecir el Clima Espacial?

La magnetosfera terrestre es la región que mas se ha estudiado en Física Espacial, conformando la Física Magnetosférica la parte central de la Física Solar-Terrestre, donde resulta crucial el estudio de las tempestades y subtempestades magnéticas. Sin embargo, aun no se ha establecido un modelo suficientemente consistente para predecir su comportamiento, y entender los procesos claves que constituyen las conexiones entre el Sol y la Tierra, esto es del Clima Espacial.
A medida que estén disponibles mas y mas observaciones, los modelos globales del sistema viento solar – magnetosfera – ionosfera – atmósfera podrán ser desarrollados, refinados y mejorados cada vez mas hasta el punto en que se podrían realizar predicciones útiles de manera rutinaria.

Fuente y agradecimientos a Ricardo Monreal MacMahon
UNIVERSIDAD DE MAGALLANES – FC/DMF

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