Tormentas Magnticas

Tormentas Magnticas

El trmino tormenta magntica que seala una perturbacin magntica de alcance mundial, fue acuado por Alexander von Humboldt (1769-1859). Un naturalista que gano notoriedad explorando las selvas venezolanas, Humboldt dedic la mayor parte de su vida a la promocin de la ciencia. Produjo las cinco volmenes de "Kosmos" (comenzando el uso moderno de ese trmino), un relato enciclopdico que cubre el espectro completo de las ciencias. Fue "Kosmos" el que atrajo la atencin del mundo hacia el descubrimiento del ciclo de manchas solares por Heinrich Schwabe.

Despus de viajar por Siberia, Humboldt convenci al zar para montar una red de observatorios magnticos a lo ancho de las tierras rusas, y tambin se montaron estaciones adicionales por todo el Imperio Britnico, desde Toronto a Tasmania. Esta red mostr con claridad que las tormentas magnticas eran esencialmente idnticas por todo el mundo: un descenso pronunciado del campo ms all de las 12-24 horas, seguido por una recuperacin gradual que duraba 1-4 das. El cambio en el campo magntico era pequeo, en unidades modernas unos 50-300 nT (nanotesla) de una intensidad total de 30-60,000 nT, pero su escala a nivel mundial sugiri que haba ocurrido algo muy grande en el espacio.

La imagen inferior es de la tormenta magntica del 5 de mayo de 1998, observada por el observatorio japons de Kakioka. La grfica superior es la que caracteriza la tormenta y la cada es de unas tres divisiones o unos 130 nT, que ocurre durante unas tres horas. El mismo observatorio le puede proporcionar el registro magntico de hoy.

El campo perturbador apunta hacia el sur, sugiriendo que proviene de la corriente de anillo" que circunvala la Tierra; ahora sabemos que esa corriente existe, transportada por el cinturn exterior de radiacin. Durante las tormentas magnticas el cinturn exterior se hace mucho ms intenso, reforzado por los protones que llegan de la cola, as como por los iones O+ de la ionosfera.

La Geocorona

La mayor parte de los iones atrapados aadidos durante las tormentas magnticas, especialmente los que tienen menor energa, desaparecen de nuevo al cabo de unos pocos das. Normalmente son extrados por las colisiones con la parte ms externa de la atmsfera terrestre,una enorme nube de hidrgeno conocida como la geocorona, que se extiende hasta una distancia de 4-5 radios terrestres. Fue fotografiada desde la Luna en 1972 (imagen inferior) por los astronautas del Apollo, usando una cmara de luz ultravioleta desarrollada por George Carruthers y su equipo en el Observatorio Naval de los EE.UU.

El proceso de prdida implica a las llamadas colisiones con intercambio de carga.

Los tomos de hidrgeno neutro de la geocorona se mueven muy despacio y tienen mucha menos energa que los iones de la corriente de anillo (si tuviesen ms, la gravedad terrestre no podra mantenerlos prisioneros). A menudo una colisin finaliza transfiriendo un electrn del tomo de hidrgeno al ion de la corriente de anillo, sin mucho cambio en las energas de las partculas.

El tomo de hidrgeno, habiendo perdido un electrn, se convierte en un ion (protn), y debido a su baja energa, contribuye poco a la corriente de anillo. Por otro lado, el ion de corriente de anillo que ha ganado un electrn ahora es neutro, convirtindose en un tomo neutro rpido con una gran cantidad de energa. Como el campo magntico terrestre solo puede atrapar partculas cargadas, el tomo rpido desaparece pronto en el espacio distante. De este modo, el proceso de intercambio de carga elimina gradualmente nuevas partculas aadidas de la corriente de anillo. Solo permanecen las ms energticas, ya que sus posibilidades de sufrir un intercambio de cargas es mucho menor.

Este proceso tiene una rara aplicacin, permitiendo que la corriente de anillo sea observada desde muy lejos, un poco de la misma forma en que los astrnomos observan las estrellas distantes a travs de sus telescopios. Los astrnomos usan la luz, que se mueve de forma rectilnea. Igualmente si se puede construir una cmara que use los tomos energticos neutros (ENA) creados en la corriente de anillo por el intercambio de carga, puede ser tambin posible fotografiar la corriente de anillo, ya que se mueve igualmente en linea recta.

En el ao 2000 est previsto el lanzamiento de la misin "Image", que usa esa cmara. Tcnicamente es algo muy difcil, debido a que el nmero de ENA que llegan de la corriente de anillo, especialmente fuera de las tormentas magnticas es demasiado pequeo. Se llev a cabo un experimento piloto durante 5 semanas abordo del satlite sueco Astrid, lanzado en diciembre de 1994 que produjo imgenes de ENA muy simples.

Tormentas y Subtormentas

Qu produce las tormentas magnticas?

Las subtormentas se han estudiado durante muchos aos, desde el espacio y desde el suelo. Sus detalles varan de un episodio al siguiente, igual que las tormentas atmosfricas, que no se parecen una a otra, pero no obstante, muchos cientficos han llegado a la conclusin de que son una forma fundamental de liberacin de energa y de aceleracin de partculas.

Las tormentas magnticas tienen normalmente un principio bien definido, a menudo es la llegada de una perturbacin interplanetaria. Su principal efecto sobre la magnetosfera es la inyeccin desde la cola de multitud de iones y electrones energticos, que causan que la corriente de anillo se desarrolle de forma significativa. Tambin las subtormentas inyectan esas partculas, como mostraron en 1971 los instrumentos abordo de sincrnico ATS-1, un satlite de comunicaciones experimental, con una carga cientfica a cuestas. Desde entonces muchos otros satlites han estudiado las inyecciones de las subtormentas, confirmando que tambin inyectan iones y electrones a la corriente de anillo, solo que no tantos, y con menores penetracin y energa.

Excepto su iniciacin sbita, una tormenta magntica es un serie de grandes e intensas subtormentas? Esa era aparentemente el punto de vista de Sydney Chapman (1888-1970), investigador distinguido de las tormentas magnticas, quien introdujo el trmino subtormenta para sugerir la idea con precisin. Chapman observ en 1963 que las mismas tormentas que en observatorios cercanos al ecuador, p.e. Hawaii, seguan curvas simples de crecimiento y disminucin, en Alaska parecan consistir en un cierto nmero de subtormentas distintas.

Sin embargo, las subtormentas tambin existan en otros momentos (tal y como descubri seguidamente S. Akasofu, estudiante de Chapman). No necesitaban mucho estmulo: durante los momentos de campo interplanetario del sur, parece que la cola alcanza rpidamente la condicin inestable, y pequeos cambios en el viento solar pueden precipitar una subtormenta. Aunque las tormentas magnticas parecen provenir de fuentes ms poderosas, como la llegada de perturbaciones interplanetarias, tambin parecen necesitar (normalmente) un IMF del sur. Una fuerte perturbacin llegando con un IMF del norte puede convulsionar la magnetosfera, pero no hasta el punto de crear una tormenta. Esto an necesita ser aclarado.

Regiones M y Agujeros de Corona

El enlace entre las tormentas magnticas y las manchas solares ha sido bien establecido a finales del siglo XIX. Cuando eran visibles grandes manchas solares, eran mucho ms probables las grandes tormentas magnticas. En la terminologa actual, se puede decir que el intenso campo magntico de las manchas solares es seguido, probablemente, por liberaciones de energa magntica, manifestado por las fulguraciones y las eyecciones de masa de la corona, que envan nubes interplanetarias de plasma, cuyos frentes de choque causan las tormentas magnticas.

Sin embargo, la relacin entre las manchas solares y las pequeas tormentas magnticas pareca menos claro. En 1904 E.W. Maunder, del Real Observatorio de Greenwich, Inglaterra, propuso que muchas de esas tormantsa pertenecan a una clase completamente diferente, que tendan a repetirse cada 27 das, el periodo de rotacin solar. Era como si algo en el giratorio Sol estuviera emitiendo esas tormentas hacia nosotros. Sin embargo, los intentos de identificar esas regiones sobre el Sol sugirieron que eran suaves y sin rasgos sobresalientes, y que no contenan manchas solares. Los astrnomos las denominaron regiones M (M de tormenta magntica), y durante mucho tiempo nadie tuvo ninguna pista sobre lo que las diferenciaba.

Se encontr el camino por medio de las observaciones espaciales. En 1962 la sonda espacial Mariner 2, durante su camino hacia Venus, not que el viento solar contena chorros rpidos cclicos, cuyos orgenes parecan girar con el Sol. Se encontr que la llegada de esos chorros iniciaba tormentas moderadas del tipo estudiado por Maunder, pero su causa an permaneci poco clara.

Una dcada despus, en 1973, los astronautas abordo de la estacin espacial Skylab observaron el Sol en el espectro de los rayos X suaves. Esas imgenes, parecidas a la de la derecha, que fue tomada por el satlite japons Yohkoh, pusieron de relieve los puntos calientes de la corona:

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Las brillantes regiones de rayos X de la corona fueron asociados a menudo con las manchas solares, que (pareca) bombeaban energa extra en las regiones por encima de ellas. En contraste, las fugaces regiones M parecan ser las reas oscuras entre ellas, denominadas agujeros de corona. Aparentemente, los arcos y lazos de lneas de campo magntico producidos en las manchas atrapaban el plasma solar, impidiendo que escapase como viento solar. Por otro lado, en los "agujeros de corona" el campo magntico era dbil y sus lneas de campo sobresalan directas al espacio, lo que proporcionaba una va fcil a lo largo de la cual podra fluir el viento solar. As, aunque esas regiones fuesen ms fras 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 solar que emana de all se esperaba que fuera ms rpido y estable, una prediccin confirmada por el Ulysses. Los agujeros que producen chorros ms rpidos de viento solar en la Tierra son generalmente prolongaciones de los polares.