Influència de l'activitat solar en el sòl (I)
Encara que la major part de l'energia que rebem del Sol ens ve com a radiació electromagnètica, la seva emissió fraccionària no és menyspreable. A més dels neutres produïts per les reaccions termonuclears que es produeixen en el nucli, són moltes les fraccions corals que poden escapar de la influència del camp gravitatori solar: els protons (nuclis d'hidrogen), l'electró, les fraccions ? (nuclis d'heli) i els neutrons. Aquesta emissió s'estén pel Sistema Solar i es denomina “vent solar”.
Aquest flux és, per descomptat, sostenible, però, com hem vist en els números anteriors de la revista, s'incrementa notablement a causa dels fenòmens de l'activitat del Sol, i a través d'ell arribem la major part dels efectes d'aquesta activitat. La densitat que genera el vent solar al voltant de la Terra és d'unes 10 fraccionis/cm³. La pèrdua de material solar s'estima entorn de 106 tones/segon, encara que per a l'any 6x1013 el Sol seria una vida mil vegades predicida en funció dels processos que determinen la seva evolució. Les fraccions normalment són llançades a una velocitat d'entre 200 i 900 km/s, però en moments de màxima activitat aconsegueixen velocitats de fins a diversos milers de quilòmetres per segon.
La Terra no està sense protecció contra les fraccions i les radiacions violentes. Diverses capes protegeixen en l'atmosfera. No obstant això, en aquest cas en parlar de l'atmosfera no ens referim únicament a les capes de gas més denses que tenim més prop de la superfície terrestre, és a dir, als gasos que el camp de gravetat manté al voltant de la Terra, sinó a totes aquelles que es troben fins a la magnetopausa. La magnetopausa, en concret, és el límit de la magnetosfera, és a dir, la regió en la qual el camp magnètic de la Terra té la força suficient perquè la fracció (especialment els ions) pugui veure's afectada per ella.
La magnetosfera i ionosfera són les més importants de les capes protectores. En la figura 1 es mostra un esquema de l'estructura de l'atmosfera per a aclarir les idees. En la part esquerra tenim capes que es poden diferenciar tenint en compte la interacció de la matèria amb el vent solar. A la dreta tenim la divisió normal. La dada que dóna en ell com a altura de la magnetosfera és orientatiu. En realitat, la forma de la regió afectada pel camp magnètic terrestre és deformada pel vent solar, tal com es pot observar en la Figura 2.
En la zona cap al Sol les línies magnètiques s'estrenyen a causa del seu impuls, generant ones de xoc i regions de transició turbulentes. En la part posterior, el camp no suporta compressió i quan la força magnètica de la Terra s'afebleix bastant, les fraccions carregades de vent solar arrosseguen les línies magnètiques amb narració fins al seu trencament. Aquests s'associen a les línies de la zona interplanetària, definint la magnetopausa. La cua que es veu en la imatge pot arribar més lluny que la Lluna.
En aquest primer article parlarem dels fenòmens que es produeixen en les dues capes abans esmentades i en el següent exposarem les conseqüències que s'observen en la superfície terrestre, com el clima. El cas més representatiu per a analitzar els efectes de l'activitat solar és el de les erupcions. Una vegada produït un d'ells, a més de generar l'emissió de fortes ones electromagnètiques, es produeixen dues aportacions que intensifiquen el vent solar. La primera, la de les fraccions de major velocitat (que arriba aproximadament una hora després de l'erupció) i la segona, formada per fraccions més lentes (però més densa, que arriba diverses hores o algun dia després). Analitzem, en primer lloc, la influència de les erupcions en la ionosfera.
La ionosfera és una capa de plasma d'entre 80 i 500 km. La principal responsable de la ionització dels àtoms entre aquests límits és la radiació solar. Per tant, la concentració d'electrons i ions positius depèn de factors com les hores del dia, l'estació de l'any, l'estat del cicle solar, etc. En la seva estructura es poden distingir les capes D (entre 90 i 100 km), E (entre 100 i 140 km) i F (entre 140 i 500 km) en funció de la seva composició, densitat, procés de ionització i grau de recombinació. Encara que la capa D s'ionitza lleugerament durant el dia, a la nit la recombinació és total.
Per sota d'aquesta capa el gas és sempre neutre i per sobre de la capa F mai trobem gas neutre. Les diferents capes de la ionosfera serveixen, per les seves propietats, per a reflectir les transmissions de radi a grans distàncies. Quan el si de l'angle d'incidència de l'ona amb la capa reflectora coincideix amb l'índex de refracció entre les capes, es produeix una reflexió total de l'ona. No obstant això, quan es produeixen erupcions, ultraviolades, raigs X i raigs més forts arriben molt més, la qual cosa modifica la reflexió sobre les ones de ràdio de les capes i les propietats d'absorció.
Pel fet que els causants d'aquests efectes són emissions electromagnètiques, els efectes comencen a notar-se als 8,5 minuts de produir-se el fenomen. Per exemple, les petites ones que es reflecteixen en les capes E i F en condicions normals es perden en la capa D per absorció en el nou estat, donant lloc a l'anomenat efecte SWF. D'altra banda, la pròpia capa D és reflectora de les ones llargues i amb la ionització es milloren notablement les condicions, provocant un “increment en la fuita dels senyals” (SES).
Aquests fenòmens i uns altres que poden sorgir es denominen “pertorbacions ionosfèriques de bapat” (SID) i poden formar durant unes hores grans emissions de ràdio, com les utilitzades en la navegació, avions, sistemes de radar, etc. Per contra, també poden oferir la possibilitat de rebre senyals de televisió remota. A més, l'emissió infraroja que arriba directament del Sol pot produir interferències molt resistents en els casos esmentats i en la recepció de comunicacions via satèl·lit.
A més d'aquests fenòmens de ionització, en moments d'alta activitat s'aprecia l'expansió de les capes baixes de l'atmosfera terrestre. En conseqüència, els espais situats en òrbites baixes sofreixen els efectes de l'augment de la fricció, arribant fins i tot a caure (com va ocórrer amb el conegut Skylab). Quant als espais, també és important l'embranzida del simple vent solar permanent, sobretot si són grans i lleugers. Per exemple, el Tiro I es va desviar notablement de l'òrbita calculada per aquesta embranzida. Però, una vegada més, al fil de la influència de les erupcions, estudiem els efectes dels dos increments esmentats pel vent solar.
La primera emissió està composta principalment per protons relativistes que en trobar-se amb les capes més altes de l'atmosfera creen desintegracions nuclears. Els productes d'aquestes reaccions poden ser detectats en la Terra, produint l'anomenat efecte a nivell superficial (GLE). Aquests protons d'alta energia són molt perillosos per als astronautes que parteixen dels espais i obliguen a dissenyar sistemes de protecció. En moure's els satèl·lits artificials en la magnetosfera, tenen el mateix problema per la necessitat de protegir certs aparells. Quan els soviètics van perdre contacte amb Martitz i, sobretot, amb la segona missió de Fobos enviada a analitzar els seus satèl·lits, es van considerar com a possibles causes els problemes esmentats.
La segona emissió de fraccions és molt més densa que la primera i produeix tempestes magnètiques i altres pertorbacions. Són canvis en el camp geo-magnètic que poden durar dos o tres dies de tempesta. En primer lloc s'aprecia un increment degut a la pressió de l'ona fraccionària, però posteriorment s'introdueix un doll de fracció de la cua de la magnetosfera, formant els corrents elèctrics a les regions anomenades “cinturons de Van Allen”. Aquests corrents suposen una disminució de la zona que va normalitzant-se progressivament. Els cinturons de Van Allen són dues regions de la magnetosfera on les fraccions queden confinades. El primer està format per protons i es troba a 4.000 km de la superfície terrestre. El segon es troba a uns 24.000 km d'altura i captura electrons (veure figura 2).
No obstant això, el camp geomagnètic té dues regions febles respecte al bombardeig de fraccions: els dos pols. Com és sabut, la força dels camps magnètics és la màxima de les fraccions quan aquestes entren perpendicularment al camp. Per tant, els que arriben als pols (bé directament o ben desviats per la pròpia magnetosfera) troben un inconvenient molt petit i arriben fins a la Terra. En el camí, entre 1000 i 100 km d'altura, li permeten ionitzar els àtoms d'oxigen i nitrogen, donant lloc a emissions de colors vermells i verds, és a dir, formant ganivets vermells. Aquests pols magnètics poden veure's en regions d'aproximadament 23è (cal tenir en compte que els pols magnètics estan desviats 11è respecte als geogràfics).
Ja hem analitzat alguns efectes, tots ells relacionats amb el camp magnètic terrestre. És lògic, per tant, que aquestes interaccions puguin tenir alguna repercussió sobre aquest camp geomagnètic. Encara que les causes no es coneixen bé, en la figura 3 es pot observar l'estreta relació entre l'activitat del Sol i el canvi de posició del pol magnètic.
En el següent número ens ocuparem, doncs, dels efectes que s'observen sobre la superfície terrestre. Farem un pas més en l'estudi de la influència del Sol en el nostre planeta.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
