La fuente principal de energía para las
fulguraciones solares parece ser la ruptura y reconexión
de fuertes campos magnéticos. Estos irradian a
través de todo el espectro electromagnético, desde
rayos gamma a rayos x, hasta la
luz visible y
las grandes longitudes de ondas de radio.
Eyecciones coronales
La atmósfera solar
externa, la corona, está formada por fuertes campos
magnéticos. Donde se cierran estos campos, usualmente
sobre grupos de manchas
solares, la atmósfera solar puede, súbita y
violentamente, soltar burbujas o lenguas de
gas y campos
magnéticos llamadas eyecciones coronales (EC). Una EC de
gran tamaño puede contener 10.0E16 gramos (un
billón de toneladas) de materia que
pueden ser impulsadas a millones de millas por hora causando una
explosión espectacular.
La materia solar puede extenderse hacia el medio
interplanetario, impactando planetas o
sondas en su camino.
Las EC se han asociado con destellos pero usualmente
ambos son independientes.
Huecos Coronales
Una característica solar variable, que puede
durar de meses a años, son los Huecos Coronales. Estos se
ven como huecos grandes y obscuros cuando se observa el Sol en
longitudes de onda de rayos x. Estos huecos están
arraigados en las células
grandes de campos magnéticos unipolares en la superficie
del Sol; cuyas líneas de campo se extienden bien lejos en
el sistema
solar.
Estas líneas de campo abierto permiten una
corriente continua de viento solar de gran velocidad. Los
huecos coronales tienen un ciclo de largo periodo, que no se
corresponde exactamente con el ciclo de las manchas solares; los
huecos tienden a ser más numerosos en los años que
siguen al máximo solar. En algunas etapas del ciclo solar,
estos huecos son continuamente visibles en los polos norte y sur
del Sol.
Capítulo II
Introducción
El Sol es una gigantesca esfera de gas a la que la Tierra, al
igual que el resto de los cuerpos del Sistema Solar, se
encuentra íntimamente ligada. Pequeños cambios en
las propiedades físicas del Sol pueden tener, y de hecho
han tenido, efectos enormes en el clima y la vida
en nuestro planeta.
La cantidad de actividad solar no es constante, y
además, está directamente relacionada con el
número de manchas solares que son visibles. La cantidad de
energía emitida por el sol y el número de manchas
solares de su superficie se engloban en lo que los
científicos denominan Ciclo de Actividad Solar, el cual
tiene un período de aproximadamente 11
años.
Descubrimiento del Ciclo Solar
En 1843 el farmacéutico alemán H. Schwabe
descubre casualmente el ciclo de 11 años en la actividad
solar, cuando trataba de detectar planetas interiores a la
órbita de Mercurio. Esta
observación del comportamiento
regular en el aumento y disminución del número de
regiones activas sobre el disco solar, abrió la
posibilidad de un estudio del comportamiento global de la
actividad solar, supuesto errático hasta entonces.
Así, en 1858, R. C. Carrington detecta la rotación
diferencial del Sol, según la cual, un punto del ecuador
efectúa una rotación completa en unos 27
días, mientras que cerca de las zonas polares, el
período es de unos 31 días.
Posteriormente el astrónomo alemán G. F.
Spörer observa que la actividad en el Sol, en lugar
de afectar a todo el disco, se ve reducida a unos cinturones
situados a ambos lados del ecuador. Tales zonas activas, situadas
en latitudes no superiores a más o menos 40° al
principio del ciclo, van emigrando hacia el ecuador, durante el
transcurso del mismo. Tal observación fue recogida por el
astrónomo inglés
E. W. Maunder en el diagrama
llamado Mariposa.
Mínimo de Maunder
La relación entre los astrónomos Maunder y
Spörer, se repite cuando Maunder confirma un
hallazgo realizado por el astrónomo alemán en el
sentido de que los antiguos registros de la
actividad solar mostraban un período de 70 años
iniciado en 1645, durante el cual las manchas estuvieron
prácticamente ausentes de la superficie del
Sol.
La observación permanece ignorada hasta que a
mediados de los años setenta el norteamericano J. Eddy,
utilizando registros variados, así como datos sobre
auroras, vuelve a confirmar el hallazgo de
Spörer.
Los periodos similares de baja actividad solar parecen
haber ocurrido durante el Mínimo de Spoerer (1420 – 1530),
el Mínimo del Wolf (1280 – 1340), el Mínimo de Oort
(1010 – 1050) y el Mínimo del Alto-Medievo, entre el
año 640 y el 710.
Duración del Ciclo Solar
En 1859 Richard Carrington descubrió que el Sol
poseía una rotación diferencial, es decir, que gira
más rápidamente en el ecuador que en los polos.
También halló que la latitud media de las manchas
varía con el tiempo. Al
principio del ciclo de actividad las manchas aparecen cerca de
las latitudes de 30° para, a medida que progresa el ciclo,
formarse cada vez más próximas al ecuador,
localizándose en el máximo cerca de los 10° de
latitud.
En realidad el ciclo solar tiene el doble de
duración, unos 22 años, ya que cada 11 años
tiene lugar una inversión de los polos magnéticos
solares y 22 años es el tiempo que transcurre para que el
Sol retorne a su configuración original. Además
existe alguna evidencia de que el período pueda ser
más largo, de hasta 80 ó 100 años (ciclo de
Gleissberg). Por otra parte, el ciclo no es exactamente de 11
años, sino que puede ser más largo o
más corto.
El registro
más corto para un ciclo individual fue de 7 años y
el más largo de 17. Es más, considerando el
período entre máximos durante el último
medio siglo el promedio resulta ser de tan sólo 10,4
años.
Máximo y Mínimo Solar
Durante el máximo solar, la latitud media de las
manchas es de unos 15º y se observan grandes grupos al norte
y sur del ecuador. Pasado éste las manchas se acercan cada
vez más al ecuador solar. En el mínimo la latitud
media de las manchas es de 5º llegando a alcanzarse los
3º.
El paso del mínimo al máximo (tres a
cuatro años) es menor que el paso del máximo al
mínimo (seis a siete años). En las épocas de
máximo el sol libera una energía ligeramente
superior que en el mínimo y esto da lugar a la
aparición de grandes grupos de manchas; durante el
máximo solar pueden verse grandes grupos que cambian
rápidamente de forma mientras que en el mínimo
suelen ser bastante monótonos y abundan las manchas
individuales, aisladas y de lenta evolución.
Los ciclos se superponen: cuando aún no ha
concluido el mínimo comienzan a verse manchas en latitudes
altas indicando el comienzo de un nuevo ciclo, mientras que, las
cercanas al ecuador solar van desapareciendo.
Algo que han aprendido los científicos con sus
observaciones es a relacionar la llegada del "máximo
solar" con el aumento de la actividad del Sol. Se cree que las
alteraciones de los campos magnéticos que rodean las
manchas son responsables de las grandes llamaradas y explosiones
solares que se pueden observar durante los eclipses totales de
Sol. Cuando la Luna cubre por completo el disco solar, permite
apreciar en detalle la actividad de la cronosfera y la corona,
las dos capas externas que no se pueden observar a simple
vista.
Estas explosiones lanzan a miles de kilómetros
del espacio exterior partículas a altísimas
velocidades que, en algunos casos, llegan al cabo de poco tiempo
a la Tierra
provocando las conocidas auroras boreales al chocar con el
campo
magnético terrestre.
Comparación de la Corona Solar
en un Máximo (izquierda) y Mínimo solar (derecha).
Imágenes del High Altitude
Observatory.
Durante un "máximo solar", no tan sólo se
multiplican el número de auroras, también aumenta
la posibilidad de que llegue a la Tierra la peligrosa radiación
de las partículas solares. Por suerte, la Tierra dispone
de un mecanismo de defensa conocido como magnetosfera, un intenso
campo magnético que no tienen todos los planetas. Sin
embargo, algunas veces la magnetosfera no es suficiente para
proteger la Tierra de la fuerte actividad del Sol.
Capítulo III
Descubrimiento
Hace por lo menos dos mil años los chinos
aprendieron a mirar al Sol a través de jade o de cristal
ahumado, y alrededor del año 28 antes de Cristo el
astrónomo chino Liu Hsiang registró haber observado
pequeñas manchas oscuras en la superficie del
Sol.
En Europa el
descubrimiento de estas manchas llegó con la
invención del telescopio, aun cuando Kepler, utilizando
una cámara oscura, observó una mancha en el Sol en
1607, pero supuso que se trataba de Mercurio.
Hacia el final de 1610, el astrónomo
inglés Thomas Harriot, anticipándose a Galileo,
realizó un cuidadoso estudio de manchas solares con su
telescopio, al observar el Sol a través de la espesa
neblina, tan común en Inglaterra.
Harriot hizo un conteo del número de manchas,
descubrió que crecían y posteriormente
decaían, y las empleó para medir el tiempo que
tarda el Sol en girar alrededor de su propio eje.
Galileo empezó a estudiar las manchas solares por
su cuenta, pero sus hallazgos no convencían plenamente a
los Jesuitas del
Collegio Romano, quienes, convencidos de que la superficie del
Sol era perfecta, sugirieron que las manchas se debían a
grupos de planetas y que no eran un fenómeno
intrínseco del Sol.
Definición
Las manchas solares, manchas obscuras en la superficie
del Sol, contienen campos magnéticos, transitorios y
concentrados. Ellas son las características visibles
más prominentes en el Sol; una mancha solar de
tamaño promedio, puede ser tan grande como la
Tierra.
Una mancha solar se puede ver como un punto oscuro
pequeño a través de un telescopio. Desde su
descubrimiento de Galileo en 1609, los astrónomos han
aprendido que son regiones, sobre el tamaño de la tierra,
donde se concentran los campos magnéticos de gran alcance.
Un siglo más tarde, Heinrich Schwabe se fijaba en el ciclo
solar. Las manchas aparecían y desaparecían a lo
largo de un ciclo próximo a los 11 años.
Las manchas solares se forman y desaparecen en periodos
de días o semanas. Estas ocurren cuando aparecen campos
magnéticos fuertes a través de la superficie solar
y permiten que esa área se refresque algo, de una temperatura de
6000 grados C a más o menos 4200 grados C; ésta
área aparecerá como una mancha obscura en contraste
con el resto del Sol.
Ciclo de una mancha Solar
La presencia de las manchas del Sol —que tienen
entre 10.000 y 20.000 kilómetros de diámetro—
indica una fuerte concentración de campo magnético
en la región. Según explicaron los investigadores
Pablo Mininni , Daniel Gómez y Gabriel Mindlin, muchas
manchas desaparecen a los pocos días de formarse, pero
algunas más grandes sobreviven por varios
meses.
Durante los últimos 300 años, el promedio
de manchas solares regularmente incrementa y disminuye en un
ciclo de aproximadamente 11 años. Este aumento está
relacionado con la creación y destrucción del campo
magnético en el Sol. Esto nos indica que, el Sol, es como
un gran imán que se va deformando y reconfigurando. A su
vez, esos cambios en el campo magnético se deben a la
rotación del Sol sobre su eje y a los movimientos del gas
que hay en su interior.
El ciclo que actualmente se estudia, es el número
23 detectado por los científicos y, éste, se
denomina, Ciclo Solar # 23.
Imagen de la region Noaa 9393
-perteneciente al Ciclo Solar # 23- recibida el 01/04/2001 a las
23:22 UTC por el satélite SOHO.
Catorce planetas del tamaño de
la Tierra cabrían en la Mancha solar Noaa
9393
Características de las manchas solares
Umbra y Penumbra
Una mancha solar típica consiste en una
región central oscura – la "umbra" – rodeada
por una "penumbra" más clara. El diámetro de la
penumbra es, en promedio, unas 2,5 veces el de umbra y la
penumbra puede llegar a tener el 80% del área total de la
mancha solar. La penumbra está constituida por una
estructura de
filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos
radialmente desde la umbra.
Aspecto de una mancha solar. Sobre el
fondo de la granulación fotosférica aparecen los
filamentos de la penumbra y en su interior la sombra.
También son visibles algunos poros. Fotografía
de J.M. Gómez. Telescopio de 15 cm, Observatorio del
Teide
- Temperatura de la Penumbra y la
Umbra
La umbra y la penumbra parecen oscuras por contraste con
la fotosfera más brillante, porque están más
frías que la temperatura media fotosférica; la
umbra central tiene una temperatura de unos 4500 K comparados con
los 5600 K de la penumbra y los 6000 K que tienen aproximadamente
los gránulos fotosféricos.
Puesto que la cantidad de radiación emitida por
un cuerpo caliente es proporcional a la cuarta potencia de su
temperatura efectiva, la umbra emite sólo un 30%
aproximadamente de la luz emitida por un área igual de la
fotosfera, mientras que la penumbra tiene un brillo de un 70%
aproximadamente del valor
fotosférico.
La oscuridad de una mancha solar es simplemente un
efecto de contraste; si se pudiera ver una mancha solar
típica, con una umbra del tamaño aproximado de la
Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol,
brillaría unas 50 veces más que la Luna
llena.
Tamaño de las manchas solares
El tamaño de las manchas es muy variado, desde
poco más de un millar de kilómetros (poro aislado)
hasta más de 100.000 kilómetros en los grupos bien
desarrollados. Las manchas suelen aparecer en grupos;
típicamente un grupo consiste
en dos manchas de polaridad magnética opuesta, extendidas
en el sentido de los paralelos, con múltiples manchitas y
poros en la parte intermedia.
Las manchas solares varían de tamaño entre
poros diminutos del tamaño aproximado de gránulos
individuales (unos 1000 kilómetros de diámetro),
que aparecen como puntos oscuros dentro de la penumbra, y
estructuras
complejas de varias decenas de miles de kilómetros de
diámetro, que cubren hasta 109 km2 . Un grupo grande de
manchas solares puede extenderse por una distancia de más
de 100000 km.
Poros focos y grupos
Los poros son pequeños puntos oscuros en
los que no puede diferenciarse entre sombra y penumbra. Pueden
derivar en una mancha o simplemente desaparecer al cabo de uno o
varios días. Se presentan aislados o en grupos. El
número de poros que pueden verse depende de la abertura
del telescopio así como del aumento utilizado.
Se denominan focos tanto a las manchas como a
los poros individuales, por ejemplo si dentro de una mancha se
distinguen 2 sombras tendremos 2 focos.
Un grupo de manchas es el conjunto de manchas y
poros, o de poros individuales, próximos entre sí y
que evolucionan de forma conjunta.
Clasificación de las Manchas Solares
Clasificación de Zürich
Se han propuesto varios sistemas para la
clasificación de las manchas solares; el más
utilizado es la clasificación de manchas de Zurich, en las
que se dividen las manchas solares en nueve clases, designadas
con las letras A, B, C, D, E, F, G, H, y J.
Esencialmente el sistema se basa en las etapas
evolutivas por las que pasan los grupos de manchas, aunque no
todas las manchas siguen la secuencia completa. En realidad, el
tipo F es escaso y normalmente las manchas evolucionan pasando
del tipo E al G. Es más, un alto porcentaje sólo
llega a desarrollarse hasta el tipo D y la mayoría se
queda en los estados A, B y C.
Por otra parte, la duración de una mancha puede
ser de unas pocas horas para un poro, a varios meses para los
grupos más evolucionados, mientras que, un grupo muy
pequeño puede que no se desarrolle más allá
que la primera etapa.
- Tiempo de vida de una Mancha
El tiempo de vida total de un grupo grande puede ser
hasta de varias semanas, el promedio es de menos de dos semanas.
El tiempo de vida está más o menos relacionado con
el área del grupo de manchas solares: si se expresa el
área en millonésimas del disco visible, se obtiene
una estimación burda del tiempo de vida del grupo en
días dividiendo el área entre 10. De esta forma,
una mancha pequeña de 10 millonésimas es probable
que dure sólo un día, mientras que una mancha de
100 millonésimas de área se espera que sobreviva
unos 10 días.
- Tabla de la Clasificación de
Zürich
La clasificación de Zürich se basa en si el
grupo tiene una distribución monopolar o bipolar, en la
existencia o no de penumbra y en este último caso si se
halla presente en uno o en ambos extremos, así como a la
extensión del grupo en grados de longitud
heliográfica.
Clasificación de Zürich o
de Waldmaier de las manchas solares. Se muestran cuatro ejemplos
de cada tipo.
Las manchas solares y el campo
magnético
Una mancha solar común tiene una densidad de flujo
magnético de 0,25 teslas. En comparación, el campo
magnético de la Tierra tiene una densidad de flujo de
menos de 0,0001 teslas. Las manchas solares se suelen dar en
parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que
señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas
solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de
menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11
años, se conoce por lo menos desde principios del
siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo
magnético asociado con el ciclo solar sólo se
comprobó tras el descubrimiento del campo magnético
del Sol.
Campo magnético de las manchas solares
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte,
la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo
magnético en sentido opuesto al de la mancha solar
dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de
11 años, se invierte el sentido del campo magnético
de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así
pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo
magnético, dura unos 22 años. Además, las
manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada
hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5°
durante el ciclo de las manchas solares.
Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses,
el ciclo solar de 22 años refleja los procesos
asentados y de larga duración en el Sol y no las
propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no se
comprenden del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen
ser el resultado de las interacciones del campo magnético
del Sol con la zona de convección en las capas exteriores.
Además, estas interacciones se ven afectadas por la
rotación del Sol, que no es la misma en todas las
latitudes. El Sol gira una vez cada 27 días cerca del
ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los
polos.
Fenómenos asociados a manchas solares
Fáculas fotosféricas:
- Definición
Las fáculas fotosféricas son zonas de la
alta fotosfera más brillantes que sus alrededores, por ser
fenómenos característicos de capas altas no son
visibles en el centro del disco al ser observado en luz integral.
Por el contrario, son fácilmente detectables en regiones
cercanas al limbo.
- Aspecto de las fáculas
El aspecto de las fáculas es brillante y compacto
cuando se encuentran en una zona en la que se está
produciendo una emergencia de manchas o cuando las ya existentes
se hallan en un estado de
rápido crecimiento, en sus primeras etapas de
evolución. Sin embargo cuando el grupo de manchas
está en fase de desaparición o ha desaparecido ya
queda un brillo muy diseminado por la superficie y de menor
intensidad que se va diluyendo paulatinamente hasta desaparecer y
dar paso a la fotosfera en calma.
Normalmente son fácilmente visibles cerca del
borde incluso antes de que aparezca un grupo, por lo que son un
parámetro indicativo de que en la zona en la que
están localizadas se está produciendo una
concentración de campo magnético que al cabo de
poco tiempo dará lugar a la aparición de manchas en
esa región.
Aparte de su brillo, otra característica de las
fáculas fotosféricas es su aspecto granular similar
al de la fotosfera en calma, aunque sus gránulos son mucho
más duraderos.
Fáculas cromosféricas:
Al igual que las fáculas fotosféricas, las
cromosféricas, también denominadas "plages", son
fácilmente distinguibles por su mayor brillo, comparado
con su entorno. Aunque estas fáculas son, al contrario de
las anteriores, visibles en todo el disco, tienen, sin embargo,
muchas características en común con ellas.
Así, su brillo es muy fuerte antes y durante la emergencia
de las manchas, para irse poco a poco debilitando a partir de que
el grupo alcanza su máximo desarrollo,
para desaparecer después de éste.
Fulguraciones:
Las fulguraciones son súbitas liberaciones de
enormes cantidades de energía. En ellas las
partículas cargadas sufren grandes aceleraciones y son
emitidas al espacio interplanetario en forma de viento solar.
Se trata de fenómenos fácilmente
observados en la baja cromosfera. Sus áreas,
duración y brillo pueden ser muy variables de
unas a otras en función de
la cantidad de energía liberada.
Registro de manchas solares
Historia del reconocimiento de manchas
solares
A partir del descubrimiento de las manchas solares,
existen registros esporádicos realizados por
astrónomos de distintas épocas, del número
de manchas sobre la superficie del Sol. En 1826, uno de estos
astrónomos, Samuel Schwabe quería descubrir un
planeta más cercano al Sol que Mercurio. Por esta
razón, registraba las posiciones de las manchas para
poder
descartarlas y proseguir su búsqueda sin preocuparse por
estas distracciones.
Sin embargo, al revisar sus registros después de
doce años, se dio cuenta que las manchas podrían
tener algún interés
por si mismas al sospechar que el número total de manchas
en el Sol variaba cada diez años. Continuó llevando
el conteo de manchas por unos años más, y en 1843
publicó su hallazgo. Su trabajo
pasó desapercibido unos años, hasta que en 1851
Alexander von
Humboldt publicó los datos de Schwabe junto con datos
recabados por él mismo.
Un año más tarde, el astrónomo
suizo Johann Wolf recopiló todos los registros
históricos que pudo y estableció la duración
del ciclo en poco más de once años. Mas
interesantes fue su descubrimiento, junto con el inglés
Edward Sabine y el escocés John Lamont, de que el ciclo de
once años está relacionado con cambios en el campo
magnético de la Tierra y con fenómenos tales como
las auroras boreales.
Capítulo IV
Algunos de los efectos más importantes de las
variaciones solares en la Tierra son: las auroras, los eventos de
protones y las tormentas geomagnéticas.
Eventos de protones
Los protones energizados pueden alcanzar la Tierra
dentro de los 30 minutos posteriores a un destello solar
importante. Durante este tipo de evento, la Tierra es
bañada por partículas solares energizadas
(primordialmente protones) emanadas del lugar del
destello.
Algunas de estas partículas se mueven en espiral
por las líneas del campo magnético de la Tierra,
penetrando en las altas capas de la atmósfera donde se
produce una ionización adicional y pueden producir un
aumento significativo en la cantidad de radiación
ambiental.
Aurora Boreal
Definición
La aurora es una manifestación dinámica y visualmente delicada de las
tormentas geomagnéticas producidas por el Sol. El viento
solar energiza los electrones y los iones en la magnetosfera.
Estas partículas usualmente entran en la parte alta de la
atmósfera terrestre cerca de las regiones polares. Cuando
las partículas tocan las moléculas y los
átomos de la fina atmósfera alta, algunas empiezan
a brillar de diferentes colores.
Las auroras empiezan a latitudes entre los 60 y 80
grados. A medida que la tormenta se intensifica, las auroras se
esparcen hacia el ecuador. En 1909, durante una tormenta
inusualmente grande, una aurora fue visible en Singapur, en el
ecuador geomagnético. Las auroras proveen un
espectáculo maravilloso, pero no son más que
señales
visibles de cambios atmosféricos que pueden ocasionar
grandes estragos en los sistemas tecnológicos.
En una aurora boreal, las
partículas energéticas chocan contra la
atmósfera
Estas bandas aurorales fueron
fotografiadas en Fairbanks (Alaska, EEUU). Las auroras se
producen cuando partículas cargadas de origen solar
interactúan con la atmósfera terrestre. Sólo
se ven en latitudes elevadas, porque el campo magnético
terrestre atrae las partículas solares a las zonas
polares.
Factores que producen los colores
Existen dos factores que explican las variaciones de
color de las
auroras. En primer lugar, el color producido por una descarga
eléctrica varía de un gas a otro y varía con
la energía de los electrones que producen la
excitación.
En segundo lugar, la composición química de la
atmósfera difiere con la altura. Estos factores
conjuntamente explican las variaciones de color de las auroras.
En la ionosfera, la atmósfera contiene principalmente
oxígeno
atómico, producido por la acción
de la radiación solar ultravioleta que desdobla las
moléculas de O2. Cuando los átomos de
oxígeno se excitan, se emite una luz blanco-verdosa (el
color más común de las auroras).
Tormentas Geomagnéticas
Definición
De uno a cuatro días, de la ocurrencia de un
destello o de una prominencia eruptiva, una nube más lenta
de materia y campo magnético solar llega a la Tierra,
golpeando la magnetosfera y resultando en una tormenta
geomagnética. Estas tormentas son variaciones
extraordinarias del campo magnético en la superficie de la
Tierra. Durante una tormenta geomagnética, porciones de la
energía del viento solar son transferidas a la
magnetosfera, provocando cambios súbitos en
dirección e intensidad del campo magnético de la
Tierra y energizando lo población de partículas del
mismo.
De uno a cuatro días, de la ocurrencia de un
destello o de una prominencia eruptiva, una nube más lenta
de materia y campo magnético solar llega a la Tierra,
golpeando la magnetosfera y resultando en una tormenta
geomagnética. Estas tormentas son variaciones
extraordinarias del campo magnético en la superficie de la
Tierra.
Sistemas afectados por las tormentas
geomagnéticas
- Comunicaciones
Muchos sistemas de comunicaciones
utilizan la ionosfera para transmitir señales de radio a
grandes distancias. Las tormentas ionosféricas pueden
afectar las comunicaciones de radio en todas las latitudes.
Algunas frecuencias de radio son absorbidas y otras son
reflejadas, lo que produce señales que fluctúan con
rapidez y que siguen rutas de propagación inesperadas. Las
estaciones comerciales de televisión
y radio se afectan poco con la actividad solar pero las
comunicaciones aero-terrestres, barco-puerto. Los operadores de
radio que utilizan frecuencias altas confían en las
alertas de actividad solar y geomagnética para poder
mantener los circuitos de
comunicación funcionando.
Algunos sistemas militares de detección o
sistemas de aviso temprano también se ven afectados por la
actividad solar. Durante las tormentas geomagnéticas, este
sistema podría ser muy afectado debido a desórdenes
radiales. Algunos sistemas de detección de submarinos
utilizan las "firmas" magnéticas de los submarinos como
una de las entradas de sus esquemas de localización. Las
tormentas geomagnéticas pueden distorsionar estas
señales.
- Sistemas de Navegación
Los sistemas tales como LORAN y OMEGA son afectados
cuando la actividad solar interrumpe la propagación de sus
señales. El sistema OMEGA consiste de ocho transmisores
localizados a través del mundo. Los aviones y los barcos
utilizan señales de frecuencias muy bajas desde estos
transmisores para determinar sus posiciones.
Durante los eventos solares y las tormentas
geomagnéticas, el sistema puede dar a los navegantes
información incorrecta, algunas veces
errando por muchas millas. Si se informa a los navegantes de que
está ocurriendo un evento de protones o una tormenta
geomagnética, ellos pueden cambiarse a un sistema
alterno.
Las señales de los sistemas de posicionamiento
geográfico (GPS por sus
siglas en inglés) también se afectan cuando la
actividad solar provoca variaciones repentinas en la densidad de
la ionosfera.
- Satélites
Las tormentas geomagnéticas y el aumento en la
emisión solar ultravioleta calientan la atmósfera
alta de la Tierra provocando su expansión. El aire caliente
sube y la densidad del aire en la órbita de los satélites
que se encuentran hasta casi 1000 Km se incrementa
considerablemente. Esto provoca un aumento en la fricción
de los satélites en el espacio haciendo que reduzcan su
velocidad y que cambien ligeramente su órbita. Si los
satélites en órbitas bajas no son elevados
rutinariamente, caerían y se quemarían en la
atmósfera de la Tierra.
A medida que la tecnología ha
permitido que los componentes de las naves sean más
pequeños, sus sistemas miniaturizados son mucho más
vulnerables a las partículas solares más
energéticas. Estas partículas pueden provocar
daños físicos a los "microchips" y pueden cambiar
los comandos de los
programas en
las computadoras
de los satélites
Otro problema para los operadores de satélites
son las cargas diferenciales. Durante las tormentas
geomagnéticas, aumenta el número y la
energía de los electrones e iones. Cuando un
satélite viaja a través de este ambiente
energizado, las partículas cargadas que chocan contra la
nave provocan que diferentes partes de ésta tengan cargas
eléctricas diferentes.
La carga gruesal (también llamada carga profunda)
ocurre cuando las partículas energéticas,
primordialmente electrones, penetran en la cubierta externa de un
satélite y depositan su carga en sus componentes del
interior. Si se acumula suficiente carga en uno de sus
componentes, puede tratar de neutralizarse descargando los
demás componentes. Esta descarga es muy peligrosa para los
sistemas electrónicos de los satélites.
- Exploración Geológica
Los geólogos utilizan el campo magnético
de la Tierra para determinar las estructuras de las rocas
subterráneas. En la mayoría de las ocasiones, estos
exploradores geodéticos están buscando petróleo,
gas o depósitos minerales. Ellos
logran esto sólo cuando el campo de la Tierra está
en calma de manera que las señales magnéticas
características puedan ser detectadas.
Otros exploradores prefieren trabajar cuando ocurren
tormentas geomagnéticas, cuando las variaciones en las
corrientes eléctricas bajo la superficie de la Tierra les
permitan ver las estructuras del petróleo o los minerales bajo la
superficie. Por estas razones, muchos exploradores utilizan las
alertas geomagnéticas y las predicciones para programar
sus actividades.
- Energía Eléctrica
Cuando los campos magnéticos de mueven cerca de
un conductor como por ejemplo un cable, se induce una corriente
eléctrica al conductor. Esto pasa a grandes escalas
durante una tormenta geomagnética. Las
compañías de energía
eléctrica transmiten corrientes alternas a sus
clientes a
través de largas líneas de
transmisión.
Durante estas tormentas se inducen corrientes casi
directas, peligrosas para los equipos de transmisión. El
13 de marzo de 1989, en Montreal, Quebec, 6 millones de abonados
se quedaron sin luz por 9 horas como resultado de una tormenta
geomagnética inmensa. Algunas áreas del nordeste de
los Estados Unidos y
de Suecia también pasaron por lo mismo. Al recibir alertas
y avisos de tormentas geomagnéticas, las
compañías de energía eléctrica pueden
minimizar los daños y las interrupciones del servicio
eléctrico.
- Sistemas Biológicos
Existe gran cantidad de evidencia de que los cambios en
el campo magnético afectan los sistemas biológicos.
Los estudios indican que sistemas biológicos estresados
físicamente pueden responder a las fluctuaciones del campo
magnético. El interés y la preocupación por
este tema han llevado a la Unión Internacional de Ciencias
Radiales a crear una nueva comisión llamada Electromagnetismo en Biología y Medicina.
Posiblemente, la variable más estudiada de los
efectos biológicos del Sol ha sido la degradación
de las habilidades de navegación de las palomas durante
una tormenta geomagnética. Las palomas y otros animales
migratorios, como los delfines o las
ballenas, tienen compases biológicos internos compuestos
de magnetita mineral envuelta en células nerviosas.
Aún cuando este no es su método
primordial de navegación, han habido muchos accidentes en
carreras de palomas, un término utilizado cuando
sólo un porcentaje pequeño de palomas regresan al
sitio donde fueron liberadas.
- Clima Terrestre
El Sol es el motor de calor que
maneja la circulación de nuestra atmósfera.
Aún cuando durante mucho tiempo se lo ha visto como una
fuente constante de energía, las mediciones recientes de
esta constante solar han demostrado que la emisión base
del Sol puede variar hasta dos décimas de pocriento
durante el ciclo solar de 11 años.
Se han observado bajas temporales de hasta medio punto
porcentual. Los científicos atmosféricos dicen que
esta variación es significativa y que puede modificar el
clima a lo largo del tiempo. Se ha visto que el crecimiento de
las plantas
varía durante los ciclos de manchas de 11 años y
los ciclos magnéticos de 22 años del Sol como lo
evidencian los datos sobre los anillos de los árboles. Aún cuando el ciclo solar
ha sido regular durante los últimos 300 años, hubo
un periodo de 70 años durante el siglo 17 y 18 cuando se
vieron muy pocas manchas solares (aún cuando los
telescopios eran utilizados extensamente). Esta baja en el
número de manchas solares coincide con la mini-era glacial
en Europa, lo que implicaba una conexión entre el Sol y el
clima. Durante los eventos de protones, más
partículas energéticas llegan a la atmósfera
media de la Tierra. Allí, éstas causan
ionización molecular, creando substancias químicas
que destruyen el ozono atmosférico y permiten que
cantidades mayores de radiación ultravioleta alcancen la
superficie de la Tierra.
- Radiación Solar en Humanos
Los destellos solares intensos dejan escapar
partículas altamente cargadas que pueden ser tan
peligrosas para los humanos como las explosiones nucleares de
radiación de baja energía. La atmósfera y la
magnetosfera de la Tierra nos proveen la protección
adecuada en la superficie de la Tierra, pero los astronautas en
el espacio están expuestos a dosis letales de
radiación. La penetración de partículas de
alta energía en células vivientes, medidas en dosis
de radiación, causan daños a los cromosomas y,
potencialmente, cáncer. Grandes dosis serían
fatales inmediatamente.
Los protones solares con energías más
altas que 30 MeV son los más peligrosos. En octubre de
1989, el Sol produjo suficientes partículas
energéticas para que un astronauta en la Luna, utilizando
su traje espacial fuera de su nave durante la parte más
mala de la tormenta, hubiese muerto. (Los astronautas que
hubiesen tenido tiempo de refugiarse bajo el suelo lunar
hubiesen absorbido solo una pequeña parte de la
radiación.)
Los eventos solares de protones también pueden
producir altas concentraciones de radiación en un
avión volando a grandes alturas. Aún cuando estos
riesgos son
mínimos, la vigilancia constante de eventos solares a
través de instrumentos en los satélites, permite
que se vigile, y se evalúe, estas exposiciones
ocasionales.
Capítulo V
Primer registro de actividad solar
En el año 1718 es cuando se aprecia por primera
vez un verdadero máximo de actividad solar,
correspondiente a un primer ciclo de 11 años. Pero debido
a que dichos datos históricos carecen de la fiabilidad
matemática
necesaria, es a partir del ciclo que tiene su máximo en
1761 cuando verdaderamente se comienza la numeración de
los mismos. El primer ciclo de actividad solar se inicia en marzo
de 1755, desde entonces y hasta 1999 se han desarrollado 22
ciclos solares completos, encontrándonos actualmente en el
período de ascenso hacia el máximo del ciclo 23
pronosticado para los primeros meses del año
2000.
Registro de Ciclo Solares a través de la
historia
Ciclo Solar más activo y menos activo
Si tomamos como referencia la media suavizada o promedio
móvil de 13 meses tenemos que el ciclo solar más
activo de toda la historia conocida de la
Física
solar es el número 19 con una media de 201.3 en el mes de
marzo de 1958. El máximo más bajo correspondiente a
un ciclo de actividad solar lo tiene en número 6 con 48.7
en mayo de 1816, el mínimo más alto le pertenece al
ciclo 21 con 12.3 en setiembre de 1986 y el mínimo
más bajo está en poder del ciclo 5 con 0.0 en
diciembre de 1810, este es el año de menor actividad
conocida y apenas se formaron manchas solares.
Ciclos de mayor y menor duración
La máxima duración de un ciclo de
actividad solar es de 13 años y 8 meses y pertenece al
ciclo 4 (desde setiembre de 1784 a mayo de 1798). El ciclo de
menor duración es el número 2 con 9 años
exactos (desde junio de 1766 a junio de 1775).
El ciclo de subida más rápida hacia el
máximo fue el 22, que demoró solamente 2
años y 10 meses desde el mínimo ocurrido en
setiembre de 1986 con 12.3 unidades, hasta alcanzar el
máximo en julio de 1989 con 158.5 unidades. El ciclo de
subida más lenta los tiene el 5 con 6 años y 9
meses, el mismo se inició en mayo de 1798 y el
máximo ocurrió en febrero de 1805 con 49.2
unidades.
El ciclo solar número 4 demoró 10
años y 4 meses en el descenso del máximo ocurrido
en enero de 1788 sol mínimo en mayo de 1798. Por su parte
el ciclo 7 es el de más rápido descenso desde el
máximo en noviembre de 1829 al mínimo en el propio
mes, pero de 1833 con tan solo 4 años.
El intervalo entre los máximos ha variado hasta
nuestros días de 7 años y 4 meses (máximo
del ciclo 7 en noviembre de 1829 al máximo del ciclo 8 en
marzo de 1837) a 17 años y 1 mes (máximo del ciclo
4 en enero de 1788 al máximo del ciclo 5 en febrero de
1805).
Ciclo Solar # 22
El ciclo solar número 22 se inició en
setiembre de 1986 y finalizó en octubre de 1996 con una
duración de 10 años y 1 mes, continuando la
tendencia de los ciclos cortos predominantes a partir de 1913.
Este ciclo se ubica entre los tres más activos, empatado
con el ciclo 3 y superado por los máximos de los ciclos 19
y 21.
Durante los primeros meses del ciclo 22 la cantidad de
manchas observadas superó las que se presentaron en un
período similar en los ciclos solares 19 y 21, otra
característica de este ciclo fue que durante 34 meses la
media suavizada se mantuvo oscilando por encima de las 140
unidades.
Ciclo Solar # 23
El nuevo ciclo solar número 23 tuvo su comienzo
oficial en el mes de octubre de 1996, el mismo parecía
anormal en sus inicios por la demora en aparecer los grupos de
manchas y por no coincidir el mes del valor mínimo de la
media suavizada (mayo 1996 con 8.1 unidades), con el mes en que
se registró la media mensual más baja (octubre de
1996 con 0.9 unidades), lo que motivó ciertas y
determinadas discrepancias a la hora de fijar el mes de inicio
del presente ciclo solar, la realidad es que hasta el momento
sigue su avance hacia el máximo dentro de lo normal, en
comparación con los ciclos anteriores.
Aunque publicaciones del S.I.D.C. plantearon en un
primer momento el inicio del ciclo solar número 23 en el
mes de mayo de 1996, el cual tuvo una media suavizada de 8.1,
ligeramente inferior al 8.6 registrado en los meses de abril y
junio, un comportamiento anormal de la media suavizada se observa
a partir del mes de julio cuando la misma comienza a descender
alcanzando el valor de 8.5, en agosto llega a los 8.4, para
aumentar de nuevo en setiembre con 8.5 y continuar su ascenso
hasta el mes de mayo de 1999 con un valor de 90.4
unidades.
La decisión fue tomada por los centros mundiales
del Servicio del Sol tales como el Sunspot Index Data Center
(S.I.D.C.), de Bruselas, Bélgica, adoptando por consenso
la fecha de octubre de 1996 como fin del ciclo solar 22 e inicio
del ciclo solar 23. Para esta decisión se tomó en
consideración el hecho de que durante dicho mes se
registró el mínimo absoluto de las medias mensuales
de número de Wolf con un valor de 0.9 unidades, hubo un
total de 37 días con el Sol libre de manchas y
existió un período de 66 días desde el 4 de
setiembre al 8 de noviembre durante el cual solo hubo 5
días con manchas.
Gracias a las investigaciones
realizadas por varios científicos alrededor del mundo, en
las últimas décadas se ha reconocido y apreciado
que los fenómenos solares como por ejemplo: los destellos,
las tormentas geomagnéticas afectan a las personas y sus
actividades.
Este año, nuestro sol inicia su "máximo
solar" el punto del ciclo de 11 años en el cual las
manchas y las explosiones solares se encuentran en frecuencia e
intensidad más alta, golpeando la Tierra con
radiación que puede alterar desde el sistema de
navegación de las palomas hasta el funcionamiento de
satélites de telecomunicaciones y sistemas de potencia. El
ciclo puede estar llegando a su cumbre en este momento, con
elevadas posibilidades de perturbaciones solares severas que
pueden durar hasta el año 2005.
Las tormentas solares, que en tiempos antiguos eran una
curiosidad enigmática se han vuelto un problema grave que
va en aumento en un mundo moderno donde los circuitos de
silicón, los teléfonos portátiles y todo
tipo de tecnología indiscutiblemente forman parte de
nuestra vida diaria. Un panel de cientificos de la National
Oceanic and Atmosferic Administration predijeron que el
máximo solar de este año no será peor que el
máximo de 1958, pero esta cresta de ciclo, probablemente
será una de más intensas en los últimos 130
años.
Importante descubrimiento del
satélite de la NASA Polar
Autor: Angel Alberto González
Coroas
Camagüey, CUBA
Desde 1980 se sabe que la alta atmósfera
terrestre expulsa partículas cargadas al espacio desde las
zonas cercanas a los polos. Pero ahora se han conseguido evidencias
directas de que este flujo es producido por la interacción de las capas superiores de la
atmósfera con el viento solar. Los científicos han
llegado a esta conclusión tras analizar los datos
recogidos por el satélite de la NASA Polar, durante una
eyección de masa coronal solar. El 22 de septiembre, una
eyección de masa coronal se dirigió hacia la
Tierra. Polar observó el flujo de partículas
expulsadas desde los polos terrestres, y comprobó que
aumentaba considerablemente con la llegada del frente de onda. La
interpretación es que el plasma solar
cargado choca con la magnetósfera y cede energía a
las partículas de la alta atmósfera, de manera que
algunas pueden escapar de la gravedad terrestre. Parte de estas
partículas vuelven a caer sobre la Tierra, en un proceso
similar al que da lugar a las auroras. Durante una tormenta
magnética, la acción del viento solar es más
importante, pero las propias partículas terrestres
jugarían un papel decisivo.
Los científicos esperan con estos datos poder
predecir con mayor exactitud los efectos de las tormentas
magnéticas, cada vez más peligrosas dado el
creciente número de satélites en
órbita.
A partir de los datos de varios satélites en
órbita, se ha descubierto que los cinturones cambian de
estado en muy poco tiempo como respuesta a la actividad solar. La
presión
del viento solar excita las partículas de los cinturones,
pero contrariamente a lo que se creía estas tienen su
origen en la Tierra, y no en el viento solar. Tras este
descubrimiento, el modelo de comportamiento de los cinturones de
radiación deberá ser reconsiderado por los
diseñadores de satélites, sobre todo según
nos acercamos al máximo solar del ciclo 23.
Domingo, 01 de abril de 2001 – 18:38
GMT
Show de luces por tormenta solar
Los habitantes del oeste de Estados Unidos fueron
testigos privilegiados este fin de semana de un impresionante
show de luces, causado por la intensa tormenta que afecta al sol.
Los residentes de los estados Nevada, California y Arizona vieron
el cielo cubrirse de rojo y verde, luego de que este viernes se
produjeron dos enormes erupciones en una agrupación de
manchas solares denominada Noaa 9393.
1. Enciclopedia Microsoft Encarta, Manchas
solares, Microsoft Corporation2. Enciclopedia Microsoft Encarta,
Aurora boreal, Microsoft Corporation3. Joaquín Navarro,
director de la obra Mentor Interactivo, Barcelona: Milanesat
editores, págs. 235-238.4. Space Enviroment Center ;
www.sec.noaa.com; www.sec.noaa.gov5. Grup d'Estudis
Astronòmics; www.astrogea.org6. © IAC,
www.iac.es7. Angel Alberto González ;
Licenciado en Física y Astronomía;
Meteorólogo del Radar en el Instituto de
Meteorología, Camagüey, CUBA
http://www.fisica.edu.uy/astronomia8. Syun Ichi Akasofu, Director del
Instituto Geofísico de la Universidad de Alaska;
http://ttt.teleco.ups.es9. Manuel Rego
http://www.cnice.mecd.es10. BBC Mundo, noticias;
Autor:
Tania Menéndez
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