Influencia da actividade solar no chan (I)
Aínda que a maior parte da enerxía que recibimos do Sol vénnos como radiación electromagnética, a súa emisión fraccionaria non é despreciable. Ademais dos neutros producidos polas reaccións termonucleares que se producen no núcleo, son moitas as fraccións corais que poden escapar da influencia do campo gravitatorio solar: os protones (núcleos de hidróxeno), o electrón, as fraccións ? (núcleos de helio) e os neutróns. Esta emisión esténdese polo Sistema Solar e denomínase “vento solar”.
Este fluxo é, por suposto, sustentable, pero, como vimos nos números anteriores da revista, increméntase notablemente debido aos fenómenos da actividade do Sol, e a través del chegamos a maior parte dos efectos desta actividade. A densidade que xera o vento solar ao redor da Terra é dunhas 10 fraccións/cm3. A perda de material solar estímase ao redor de 106 toneladas/segundo, aínda que paira o ano 6x1013 o Sol sería una vida mil veces predicida en función dos procesos que determinan a súa evolución. As fraccións normalmente son lanzadas a unha velocidade de entre 200 e 900 km/s, pero en momentos de máxima actividade alcanzan velocidades de até varios miles de quilómetros por segundo.
A Terra non está sen protección contra as fraccións e as radiacións violentas. Varias capas protexen na atmosfera. No entanto, neste caso ao falar da atmosfera non nos referimos unicamente ás capas de gas máis densas que temos máis preto da superficie terrestre, é dicir, aos gases que o campo de gravidade mantén ao redor da Terra, senón a todas aquelas que se atopan até a magnetopausa. A magnetopausa, en concreto, é o límite da magnetosfera, é dicir, a rexión na que o campo magnético da Terra ten a forza suficiente para que a fracción (especialmente os iones) poida verse afectada por ela.
A magnetosfera e ionosfera son as máis importantes das capas protectoras. Na figura 1 móstrase un esquema da estrutura da atmosfera paira aclarar as ideas. Na parte esquerda temos capas que se poden diferenciar tendo en conta a interacción da materia co vento solar. Á dereita temos a división normal. O dato que dá nel como altura da magnetosfera é orientativo. En realidade, a forma da rexión afectada polo campo magnético terrestre é deformada polo vento solar, tal e como se pode observar na Figura 2.
Na zona cara ao Sol as liñas magnéticas estréitanse debido ao seu impulso, xerando ondas de choque e rexións de transición turbulentas. Na parte traseira, o campo non soporta compresión e cando a forza magnética da Terra debilítase bastante, as fraccións cargadas de vento solar arrastran as liñas magnéticas con narración até a súa rotura. Estes asócianse ás liñas da zona interplanetaria, definindo a magnetopausa. A cola que se ve na imaxe pode chegar máis lonxe que a Lúa.
Neste primeiro artigo falaremos dos fenómenos que se producen nas dúas capas antes mencionadas e no seguinte exporemos as consecuencias que se observan na superficie terrestre, como o clima. O caso máis representativo paira analizar os efectos da actividade solar é o das erupciones. Una vez producido un deles, ademais de xerar a emisión de fortes ondas electromagnéticas, prodúcense dúas achegas que intensifican o vento solar. A primeira, a das fraccións de maior velocidade (que chega aproximadamente una hora despois da erupción) e a segunda, formada por fraccións máis lentas (pero máis densa, que chega varias horas ou algún día despois). Analicemos, en primeiro lugar, a influencia das erupciones na ionosfera.
A ionosfera é una capa de plasma de entre 80 e 500 km. A principal responsable da ionización dos átomos entre estes límites é a radiación solar. Por tanto, a concentración de electróns e iones positivos depende de factores como as horas do día, a estación do ano, o estado do ciclo solar, etc. Na súa estrutura pódense distinguir as capas D (entre 90 e 100 km), E (entre 100 e 140 km) e F (entre 140 e 500 km) en función da súa composición, densidade, proceso de ionización e grao de recombinación. Aínda que a capa D se ioniza lixeiramente durante o día, pola noite a recombinación é total.
Por baixo desta capa o gas é sempre neutro e por encima da capa F nunca atopamos gas neutro. As diferentes capas da ionosfera serven, polas súas propiedades, paira reflectir as transmisións de radio a grandes distancias. Cando o seo do ángulo de incidencia da onda coa capa reflectora coincide co índice de refracción entre as capas, prodúcese una reflexión total da onda. Con todo, cando se producen erupciones, ultravioleta, raios X e raios máis fortes chegan moito máis, o que modifica a reflexión sobre as ondas de radio das capas e as propiedades de absorción.
Debido a que os causantes destes efectos son emisións electromagnéticas, os efectos comezan a notarse aos 8,5 minutos de producirse o fenómeno. Por exemplo, as pequenas ondas que se reflicten nas capas E e F en condicións normais pérdense na capa D por absorción no novo estado, dando lugar ao chamado efecto SWF. Por outra banda, a propia capa D é reflector das ondas longas e coa ionización mellóranse notablemente as condicións, provocando un “incremento no escape dos sinais” (SES).
Estes fenómenos e outros que poden xurdir denomínanse “perturbacións ionosféricas de bapat” (SID) e poden formar durante unhas horas grandes emisións de radio, como as utilizadas na navegación, avións, sistemas de radar, etc. Pola contra, tamén poden ofrecer a posibilidade de recibir sinais de televisión remota. Ademais, a emisión infravermella que chega directamente do Sol pode producir interferencias moi resistentes nos casos mencionados e na recepción de comunicacións vía satélite.
Ademais destes fenómenos de ionización, en momentos de alta actividade apréciase a expansión das capas baixas da atmosfera terrestre. En consecuencia, os espazos situados en órbitas baixas sofren os efectos do aumento da fricción, chegando mesmo a caer (como ocorreu co coñecido Skylab). En canto aos espazos, tamén é importante o empuxe do simple vento solar permanente, sobre todo si son grandes e lixeiros. Por exemplo, o Boto I desviouse notablemente da órbita calculada por leste empuxe. Pero, una vez máis, ao fío da influencia das erupciones, estudemos os efectos dos dous incrementos mencionados polo vento solar.
A primeira emisión está composta principalmente por protones relativistas que ao atoparse coas capas máis altas da atmosfera crean desintegracións nucleares. Os produtos destas reaccións poden ser detectados na Terra, producindo o chamado efecto a nivel superficial (GLE). Estes protones de alta enerxía son moi perigosos paira os astronautas que parten dos espazos e obrigan a deseñar sistemas de protección. Ao moverse os satélites artificiais na magnetosfera, teñen o mesmo problema pola necesidade de protexer certos aparellos. Cando os soviéticos perderon contacto con Martitz e, sobre todo, coa segunda misión de Fobos enviada a analizar os seus satélites, consideráronse como posibles causas os problemas mencionados.
A segunda emisión de fraccións é moito máis densa que a primeira e produce tormentas magnéticas e outras perturbacións. Son cambios no campo geo-magnético que poden durar dous ou tres días de tormenta. En primeiro lugar apréciase un incremento debido á presión da onda fraccionaria, pero posteriormente introdúcese un chorro de fracción da cola da magnetosfera, formando as correntes eléctricas nas rexións chamadas “cintos de Van Allen”. Estas correntes supoñen una diminución da zona que vai normalizándose progresivamente. Os cintos de Van Allen son dúas rexións da magnetosfera onde as fraccións quedan confinadas. O primeiro está formado por protones e atópase a 4.000 km da superficie terrestre. O segundo atópase a uns 24.000 km de altura e captura electróns (ver figura 2).
Con todo, o campo geomagnético ten dúas rexións débiles respecto ao bombardeo de fraccións: os dous polos. Como é sabido, a forza dos campos magnéticos é a máxima das fraccións cando estas entran perpendicularmente ao campo. Por tanto, os que chegan aos polos (ben directamente ou ben desviados pola propia magnetosfera) atopan un inconveniente moi pequeno e chegan até a Terra. No camiño, entre 1000 e 100 km de altura, permítenlle ionizar os átomos de osíxeno e nitróxeno, dando lugar a emisións de cores vermellas e verdes, é dicir, formando coitelos vermellos. Estes polos magnéticos poden verse en rexións de aproximadamente 23º (hai que ter en conta que os polos magnéticos están desviados 11º respecto dos xeográficos).
Xa analizamos algúns efectos, todos eles relacionados co campo magnético terrestre. É lóxico, por tanto, que estas interaccións poidan ter algunha repercusión sobre este campo geomagnético. Aínda que as causas non se coñecen ben, na figura 3 pódese observar a estreita relación entre a actividade do Sol e o cambio de posición do polo magnético.
No seguinte número ocuparémonos, pois, dos efectos que se observan sobre a superficie terrestre. Imos dar un paso máis no estudo da influencia do Sol no noso planeta.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
