Influencia de la actividad solar en el suelo (I)
Aunque la mayor parte de la energía que recibimos del Sol nos viene como radiación electromagnética, su emisión fraccionaria no es despreciable. Además de los neutros producidos por las reacciones termonucleares que se producen en el núcleo, son muchas las fracciones corales que pueden escapar de la influencia del campo gravitatorio solar: los protones (núcleos de hidrógeno), el electrón, las fracciones ? (núcleos de helio) y los neutrones. Esta emisión se extiende por el Sistema Solar y se denomina “viento solar”.
Este flujo es, por supuesto, sostenible, pero, como hemos visto en los números anteriores de la revista, se incrementa notablemente debido a los fenómenos de la actividad del Sol, y a través de él llegamos la mayor parte de los efectos de esta actividad. La densidad que genera el viento solar alrededor de la Tierra es de unas 10 fracciones/cm3. La pérdida de material solar se estima en torno a 106 toneladas/segundo, aunque para el año 6x1013 el Sol sería una vida mil veces predicida en función de los procesos que determinan su evolución. Las fracciones normalmente son lanzadas a una velocidad de entre 200 y 900 km/s, pero en momentos de máxima actividad alcanzan velocidades de hasta varios miles de kilómetros por segundo.
La Tierra no está sin protección contra las fracciones y las radiaciones violentas. Varias capas protegen en la atmósfera. No obstante, en este caso al hablar de la atmósfera no nos referimos únicamente a las capas de gas más densas que tenemos más cerca de la superficie terrestre, es decir, a los gases que el campo de gravedad mantiene alrededor de la Tierra, sino a todas aquellas que se encuentran hasta la magnetopausa. La magnetopausa, en concreto, es el límite de la magnetosfera, es decir, la región en la que el campo magnético de la Tierra tiene la fuerza suficiente para que la fracción (especialmente los iones) pueda verse afectada por ella.
La magnetosfera e ionosfera son las más importantes de las capas protectoras. En la figura 1 se muestra un esquema de la estructura de la atmósfera para aclarar las ideas. En la parte izquierda tenemos capas que se pueden diferenciar teniendo en cuenta la interacción de la materia con el viento solar. A la derecha tenemos la división normal. El dato que da en él como altura de la magnetosfera es orientativo. En realidad, la forma de la región afectada por el campo magnético terrestre es deformada por el viento solar, tal y como se puede observar en la Figura 2.
En la zona hacia el Sol las líneas magnéticas se estrechan debido a su impulso, generando ondas de choque y regiones de transición turbulentas. En la parte trasera, el campo no soporta compresión y cuando la fuerza magnética de la Tierra se debilita bastante, las fracciones cargadas de viento solar arrastran las líneas magnéticas con narración hasta su rotura. Estos se asocian a las líneas de la zona interplanetaria, definiendo la magnetopausa. La cola que se ve en la imagen puede llegar más lejos que la Luna.
En este primer artículo hablaremos de los fenómenos que se producen en las dos capas antes mencionadas y en el siguiente expondremos las consecuencias que se observan en la superficie terrestre, como el clima. El caso más representativo para analizar los efectos de la actividad solar es el de las erupciones. Una vez producido uno de ellos, además de generar la emisión de fuertes ondas electromagnéticas, se producen dos aportaciones que intensifican el viento solar. La primera, la de las fracciones de mayor velocidad (que llega aproximadamente una hora después de la erupción) y la segunda, formada por fracciones más lentas (pero más densa, que llega varias horas o algún día después). Analicemos, en primer lugar, la influencia de las erupciones en la ionosfera.
La ionosfera es una capa de plasma de entre 80 y 500 km. La principal responsable de la ionización de los átomos entre estos límites es la radiación solar. Por tanto, la concentración de electrones e iones positivos depende de factores como las horas del día, la estación del año, el estado del ciclo solar, etc. En su estructura se pueden distinguir las capas D (entre 90 y 100 km), E (entre 100 y 140 km) y F (entre 140 y 500 km) en función de su composición, densidad, proceso de ionización y grado de recombinación. Aunque la capa D se ioniza ligeramente durante el día, por la noche la recombinación es total.
Por debajo de esta capa el gas es siempre neutro y por encima de la capa F nunca encontramos gas neutro. Las diferentes capas de la ionosfera sirven, por sus propiedades, para reflejar las transmisiones de radio a grandes distancias. Cuando el seno del ángulo de incidencia de la onda con la capa reflectante coincide con el índice de refracción entre las capas, se produce una reflexión total de la onda. Sin embargo, cuando se producen erupciones, ultravioleta, rayos X y rayos más fuertes llegan mucho más, lo que modifica la reflexión sobre las ondas de radio de las capas y las propiedades de absorción.
Debido a que los causantes de estos efectos son emisiones electromagnéticas, los efectos comienzan a notarse a los 8,5 minutos de producirse el fenómeno. Por ejemplo, las pequeñas ondas que se reflejan en las capas E y F en condiciones normales se pierden en la capa D por absorción en el nuevo estado, dando lugar al llamado efecto SWF. Por otra parte, la propia capa D es reflectante de las ondas largas y con la ionización se mejoran notablemente las condiciones, provocando un “incremento en el escape de las señales” (SES).
Estos fenómenos y otros que pueden surgir se denominan “perturbaciones ionosféricas de bapat” (SID) y pueden formar durante unas horas grandes emisiones de radio, como las utilizadas en la navegación, aviones, sistemas de radar, etc. Por el contrario, también pueden ofrecer la posibilidad de recibir señales de televisión remota. Además, la emisión infrarroja que llega directamente del Sol puede producir interferencias muy resistentes en los casos mencionados y en la recepción de comunicaciones vía satélite.
Además de estos fenómenos de ionización, en momentos de alta actividad se aprecia la expansión de las capas bajas de la atmósfera terrestre. En consecuencia, los espacios situados en órbitas bajas sufren los efectos del aumento de la fricción, llegando incluso a caer (como ocurrió con el conocido Skylab). En cuanto a los espacios, también es importante el empuje del simple viento solar permanente, sobre todo si son grandes y ligeros. Por ejemplo, el Echo I se desvió notablemente de la órbita calculada por este empuje. Pero, una vez más, al hilo de la influencia de las erupciones, estudiemos los efectos de los dos incrementos mencionados por el viento solar.
La primera emisión está compuesta principalmente por protones relativistas que al encontrarse con las capas más altas de la atmósfera crean desintegraciones nucleares. Los productos de estas reacciones pueden ser detectados en la Tierra, produciendo el llamado efecto a nivel superficial (GLE). Estos protones de alta energía son muy peligrosos para los astronautas que parten de los espacios y obligan a diseñar sistemas de protección. Al moverse los satélites artificiales en la magnetosfera, tienen el mismo problema por la necesidad de proteger ciertos aparatos. Cuando los soviéticos perdieron contacto con Martitz y, sobre todo, con la segunda misión de Fobos enviada a analizar sus satélites, se consideraron como posibles causas los problemas mencionados.
La segunda emisión de fracciones es mucho más densa que la primera y produce tormentas magnéticas y otras perturbaciones. Son cambios en el campo geo-magnético que pueden durar dos o tres días de tormenta. En primer lugar se aprecia un incremento debido a la presión de la onda fraccionaria, pero posteriormente se introduce un chorro de fracción de la cola de la magnetosfera, formando las corrientes eléctricas en las regiones llamadas “cinturones de Van Allen”. Estas corrientes suponen una disminución de la zona que va normalizándose progresivamente. Los cinturones de Van Allen son dos regiones de la magnetosfera donde las fracciones quedan confinadas. El primero está formado por protones y se encuentra a 4.000 km de la superficie terrestre. El segundo se encuentra a unos 24.000 km de altura y captura electrones (ver figura 2).
Sin embargo, el campo geomagnético tiene dos regiones débiles respecto al bombardeo de fracciones: los dos polos. Como es sabido, la fuerza de los campos magnéticos es la máxima de las fracciones cuando éstas entran perpendicularmente al campo. Por tanto, los que llegan a los polos (bien directamente o bien desviados por la propia magnetosfera) encuentran un inconveniente muy pequeño y llegan hasta la Tierra. En el camino, entre 1000 y 100 km de altura, le permiten ionizar los átomos de oxígeno y nitrógeno, dando lugar a emisiones de colores rojos y verdes, es decir, formando cuchillos rojos. Estos polos magnéticos pueden verse en regiones de aproximadamente 23º (hay que tener en cuenta que los polos magnéticos están desviados 11º respecto a los geográficos).
Ya hemos analizado algunos efectos, todos ellos relacionados con el campo magnético terrestre. Es lógico, por lo tanto, que estas interacciones puedan tener alguna repercusión sobre este campo geomagnético. Aunque las causas no se conocen bien, en la figura 3 se puede observar la estrecha relación entre la actividad del Sol y el cambio de posición del polo magnético.
En el siguiente número nos ocuparemos, pues, de los efectos que se observan sobre la superficie terrestre. Vamos a dar un paso más en el estudio de la influencia del Sol en nuestro planeta.
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