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EL CAMPO GEOMAGNÉTICO: UN ELEMENTO IMPORTANTE EN LAS RELACIONES SOLAR-TERRESTRES

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EL CAMPO GEOMAGNÉTICO: UN ELEMENTO IMPORTANTE EN LAS RELACIONES SOLAR-TERRESTRES

Mensaje por sin_nombre el Jue Mar 29, 2012 11:05 pm

IV. EL CAMPO GEOMAGNÉTICO: UN ELEMENTO IMPORTANTE EN LAS RELACIONES SOLAR-TERRESTRES



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BREVE RESEÑA HISTÓRICA [Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

EN 1576, Robert Norman, un constructor de instrumentos para barcos, escribió un pequeño panfleto describiendo un importante descubrimiento: mientras que una aguja no magnetizada (no imantada) permanecía perfectamente balanceada, al magnetizarla (al imantarla) abandonaba su posición horizontal. Montándola de manera que pudiera girar libremente en el plano vertical del norte magnético (como primera aproximación el plano horizontal paralelo a la superficie), observó que la aguja se inclinaba alrededor de 70°.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

En esa época, William Gilbert, físico de la reina Isabel I, y contemporáneo

de Shakespeare, pasaba muchas de sus horas libres realizando experimentos sobre

magnetismo y electricidad estática. En 1600 publicó, en latín, su famoso tratado

De Magnete, en el cual, además de reseñar sus descubrimientos, revisaba

lo que se había escrito sobre el tema con anterioridad, y refutaba todo aquello

que hoy llamaríamos pseudociencia. Mediante imanes pequeñísimos exploró el campo

superficial de una esfera de magnetita; trazó en ella las líneas de la componente

tangencial de la fuerza magnética, como lo había hecho más de tres siglos antes

Petrus Peregrinus (1269), quien vio que esas líneas convergían en dos puntos

opuestos, que llamó polos. Gilbert notó también cómo esos pequeñísimos imanes

se inclinaban a diferentes ángulos a diferentes latitudes relativas a esos polos.

Recordando el descubrimiento de Norman, su imaginación le permitió salvar las

diferencias de escalas e inició la ciencia que hoy llamamos geomagnetismo,

al escribir: Magnus magnes ipse est globus terrestris.28


La más antigua consecuencia que se conoce del magnetismo terrestre es la brújula, aparato de gran importancia en la navegación. Esta era conocida y había sido usada por siglos, antes de que Gilbert viera que la causa se encontraba en el interior de la Tierra y no, como muchos habían supuesto, en los cielos.

En 1635 Gellibrand mostró que el campo magnético de la Tierra cambiaba lentamente.
De hecho, en Londres la brújula se movió constantemente hacia el oeste por 220
años, de 11° E en 1580 a 24° W en 1800; también, durante el último siglo,
el momento magnético de
la Tierra disminuyó 5 por ciento. Hoy en día puede estar incrementándose de
nuevo.

Durante el periodo de 1698 a 1700 Edmond Halley realizó el primer estudio magnético en el Océano Atlántico norte y en el sur, produciendo en 1701 la primera carta magnética oceánica. Un año después, basado en muchas observaciones de la dirección de la brújula hechas por otros marinos, publicó la primera carta magnética mundial.

Pero no fue sino hasta 1832 cuando el geomagnetismo alcanza el carácter de

ciencia exacta con el gran científico alemán Carl Friedrich Gauss, quien además

de mostrar cómo medir la intensidad magnética en unidades absolutas, y establecer

en Gotinga, Alemania, el primer observatorio magnético, realizó en 1838 un análisis

matemático en el que mostraba que más del 95 por ciento del campo geomagnético

se origina en el interior de la Tierra y únicamente el 5 por ciento restante

tiene fuentes externas.

 

LA TIERRA COMO UNA SIMPLE BARRA IMANTADA[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

En una simplificación, o primera aproximación, el campo magnético de la Tierra
puede ser descrito como parecido al de una pequeña barra de imán, supuestamente
localizada cerca del centro de la Tierra (figura 14). El eje a lo largo de la
barra de imán se conoce como eje magnético, el cual si lo extendemos
hasta que emerja en la superficie terrestre lo hará en dos puntos conocidos
como polos magnéticos. El polo que se encuentra en el hemisferio norte
se llama polo magnético norte; el del hemisferio sur polo magnético
sur.
El eje magnético está inclinado 11° con respecto al eje geográfico
de la Tierra, de manera que el polo magnético norte se encuentra en el Ártico
a aproximadamente una latitud de 75.6° N y 101° W de longitud, mientras
que el polo magnético sur está en la Antártida a 66.3° S de latitud y 141°
E de longitud. La posición de estos polos tiene pequeños corrimientos diarios
y estacionales, debido principalmente a variaciones transitorias del campo magnético
terrestre, de ahí que las posiciones arriba indicadas no sean las actuales sino
las aproximadas para 1965.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]  





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Figura 14. Las líneas de la fuerza del campo magnético de la Tierra son mostradas en un corte longitudinal que pasa a través del eje magnético. La letra M designa magnético y la G geográfico. Las flechas en la superficie de la Tierra muestran la inclinación de la brújula.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

Si localizamos estos polos en un globo terráqueo veremos que los puntos no

son antípodas

y que el eje magnético, por lo tanto, no pasa por el centro de la Tierra. Se trata pues, de un dipolo que recibe el nombre de excéntrico.

El eje magnético pasa por un punto que se encuentra directamente por debajo

del Océano Pacífico medio, a unos 340 km del centro de la Tierra. El plano que

se encuentra formando un ángulo recto con el eje geomagnético contiene lo que

se conoce como ecuador magnético.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

 

ELEMENTOS DEL CAMPO GEOMAGNÉTICO

Cuando se habla de campos, algunas veces de lo que hablamos es de las llamadas
líneas de campo ya que su número por unidad de área y su dirección representan
gráficamente la intensidad y dirección del campo magnético. La intensidad del
campo geomagnético, o su fuerza, en cualquier punto de la superficie de la Tierra
es costumbre especificaría por medio de las componentes rectangulares X,
Y, Z,
de la intensidad total B
definida como sigue: X es la componente a lo largo de
la dirección horizontal hacia el norte, Y es la componente
horizontal hacia el este; Z es la componente hacia abajo,
todas en coordenadas geográficas, como se ilustra en la figura 15. Otra forma
común de especificar la intensidad del campo magnético es por medio de los elementos
magnéticos, simbolizados por H, D e
I,
definidos como sigue: H es la
magnitud de la componente horizontal, considerada como positiva cualquiera que
sea su dirección y a la cual llamamos intensidad horizontal; D
es el ángulo acimutal de la intensidad horizontal, positiva del norte geográfico
hacia el este, llamada declinación magnética; e I
es el ángulo hecho por la dirección de la intensidad magnética total con
la horizontal, positiva cuando la dirección de la intensidad se inclina hacia
abajo y se le llama inclinación magnética. A una línea horizontal a lo
largo de la intensidad magnética horizontal, H, se le
llama meridiano magnético. Las componentes de la intensidad (X,
Y
y Z) o los elementos magnéticos
(H, D
e I) tienen
una simple relación trigonométrica, como se muestra en la Figura 15. Las intensidades
B
(intensidad o fuerza total), H, Z
(intensidad o fuerza horizontal y vertical), y X,
Y
se miden en gauss (G),
gammas (g) o teslas, mientras
que D e I (declinación e inclinación)
son medidas en grados y minutos de arco.





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Figura 15. La fuerza geomagnética B, sus componentes rectangulares X,
Y
y Z, y los elementos H, D e I.

La misma especificación de los elementos magnéticos puede ser usada para describir

la magnitud y dirección de la intensidad del campo geomagnético en una posición

a no demasiada altura sobre la superficie de la Tierra, digamos entre 100 y

300 km, que es observada por un avión o un satélite orbitando a baja altura.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

En la actualidad, la intensidad del campo geomagnético se mide durante reconocimientos
magnéticos en un gran número de puntos sobre la superficie, océanos, aire y
espacio exterior. Sobre la totalidad de la superficie terrestre existen aproximadamente
140 observatorios magnéticos permanentes en los cuales ciertas combinaciones
de tres elementos magnéticos son continuamente registrados.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

La intensidad geomagnética total en el ecuador geográfico y cerca de los polos

de la Tierra es de aproximadamente 0.3 y 0.7 gauss, respectivamente.

Esta intensidad total geomagnética, sin embargo, cambia durante el transcurso

del día, en alrededor de 0.0002 gauss (20 gammas) en el ecuador y 0.0005 gauss

(50 gammas) en los polos. Además de las variaciones temporales, como la variación

diaria, la variación estacional, y perturbaciones esporádicas, la media anual

de la intensidad geomagnética está sujeta a una variación secular

no periódica, que llega a varias gammas por año.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]


Para representar la distribución mundial de cualquier elemento magnético en

un mapa, debe eliminarse primero las variaciones temporales, y los valores de

los elementos geomagnéticos que interesen reducidos a cierto periodo común de

tiempo (como un año) por referencia a la variación secular del elemento. Por

ejemplo, la figura 16 muestra una carta mundial de la declinación magnética

(D) en la superficie de la Tierra para el año de 1965.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]






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Figura 16. Mapa de líneas isógonas o de igual declinación magnética
D calculado en base al campo geomagnético de referencia internacional
para el año 1965. Las líneas de declinación magnética igual están medidas hacia
el Este (E) u Oeste (W) (véase la figura 15).

 

ORIGEN DEL CAMPO GEOMAGNÉTICO

Como ya hemos indicado, aproximadamente el 95 por ciento del campo magnético de la Tierra es producido en su interior. Por lo tanto, debemos buscar en él un mecanismo que sea capaz no sólo de generar y mantener el campo de un simple dipolo, sino capaz también de explicar su variación secular.

La explicación parece estar en las propiedades y movimientos del núcleo de

la Tierra, un cuerpo esférico de material metálico, probablemente de una composición

níquel-hierro, cuya parte externa se encuentra en estado líquido. El diámetro

del núcleo es de alrededor de 6 920 km, poco mayor que el radio terrestre. El

núcleo se encuentra rodeado por el manto, consistente de roca sólida

y de un espesor de 2 860km.

El magnetismo interno de la Tierra se explica por la llamada teoría del
dínamo,
según la cual el núcleo líquido está dando vueltas lentamente, con
respecto al manto sólido, generando de esta manera corrientes eléctricas que
rodean al núcleo. Estas corrientes generan a su vez un campo magnético (véase
la Figura 17), parte del cual escapa a la superficie de la Tierra, dándonos
el campo magnético que observamos, y otra parte interacciona con el núcleo líquido
que está en movimiento, sosteniendo de esta manera la acción del dínamo.

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Figura 17. Representación esquemática de las corrientes eléctricas en el núcleo de la Tierra, que se cree son capaces de producir el campo magnético dipolar terrestre.

Cuando los valores del campo dipolar son sustraídos de los valores observados en todos los puntos, permanece un segundo constituyente del campo magnético, bastante irregular, conocido como campo residual, que consiste de centros hacia los cuales, o hacia afuera de los cuales la aguja de una brújula apuntaría si no hubiese campo dipolar. Este campo residual parece estarse moviendo lentamente hacia el oeste alrededor de la Tierra a una velocidad tal que el patrón completaría el circuito de la Tierra cada 1 600 años. Dentro de este campo residual, sin embargo, los patrones están cambiando constantemente.

Para explicar la configuración de este campo residual es necesario suponer que existen además grandes sistemas convectivos dentro del núcleo líquido. Estos movimientos dan lugar a sistemas de corrientes locales que generan centros magnéticos sobrepuestos al campo dipolar. El continuo cambio de este modelo convectivo, según gira el núcleo dentro del manto, se cree es responsable de la naturaleza irregular de los cambios seculares.

Que el núcleo se mueve con respecto al manto lo sugieren los cambios súbitos

que han sido observados en el periodo de rotación de la Tierra. En 1897, el

periodo de rotación diaria se incrementó súbitamente en aproximadamente 0.003

segundos; en 1914 decreció súbitamente en una cantidad comparable. Tales cambios

abruptos en el periodo rotacional sugieren que cambios súbitos ocurren ocasionalmente

en las velocidades relativas de rotación del manto y el núcleo. Algunos autores

han sugerido que el núcleo está rotando ligeramente menos rápido que el manto

que lo rodea. Esto explica la observación de que, aparentemente, el núcleo se

traslada hacia el oeste arrastrando consigo las características del campo magnético.

 

LA CAVIDAD GEOMAGNÉTICA O MAGNETOSFERA

Sin la presencia del viento solar, el campo magnético de la Tierra se extendería indefinidamente hasta desaparecer en el espacio interplanetario. Sin embargo, como resultado de la interacción de ese flujo de plasma de baja energía del Sol con el campo geomagnético, el espacio extraterrestre lo podemos dividir en tres regiones:

1) La región interplanetaria, donde las propiedades del medio no están perturbadas por la presencia de la Tierra y su campo magnético.

2) La magnetofunda, asociada con la interacción del viento solar con el campo geomagnético.

3) La magnetosfera, aquella región del espacio o cavidad que contiene al campo geomagnético.

Separando estas tres regiones del espacio existen dos superficies de características físicas bien definidas:

a) Una onda de choque que separa al medio interplanetario no perturbado de la magnetofunda.

b) La magnetopausa, que es la frontera que separa la región de interacción (magnetofunda) de la magnetosfera.

A continuación pasaremos a dar una breve descripción de las principales características de cada una de estas regiones y las superficies que las separan.

La primera región ya ha sido discutida en el capítulo I y baste mencionar aquí que se trata de la región dominada principalmente por el viento solar, resultado de la expansión supersónica de la corona solar, y el campo magnético general del Sol que arrastra, debido a la alta conductividad eléctrica del plasma. Ese campo magnético, que a causa de la rotación del Sol lo vemos formando espirales de Arquímedes, lo conocemos como campo magnético interplanetario, y a la altura de la Tierra tiene una intensidad de aproximadamente 5 gammas. Estructuras magnéticas y perturbaciones en el Sol, son así "impresas" en el viento solar y llevadas a la vecindad de la Tierra; ondas de choque originadas en ráfagas solares o en la interacción de haces de viento solar de diferentes velocidades, se propagan a través del plasma solar y son capaces de causar, como veremos, profundos efectos cuando llegan a la vecindad de la Tierra.

Justo enfrente de la cavidad magnetosférica y su frontera, la magnetofunda, se encuentra una región donde el plasma solar perturbado fluye alrededor de la magnetosfera y donde el viento solar interacciona con el campo geomagnético. En esta región, llamada magnetopausa o región de transición, el plasma solar se hace turbulento y el campo magnético interplanetario es arrastrado tendiendo a alinearse tangencialmente con la magnetopausa. En esta región, la intensidad del campo magnético varía entre 5 y 20 gammas y el campo fluctúa en periodos de tiempo cortos. El espesor de esta región se ha estimado entre 100 y 200 km.

Las mediciones realizadas por los satélites Explorer 10 y 12 mostraron
que la región del espacio que contiene al campo geomagnético, la magnetosfera,
tiene forma parecida a un cometa: se extiende a más de 10 Rt
(radios terrestres) en la dirección Tierra-Sol, y por varios miles de radios
terrestres en la dirección antisolar, formando lo que se conoce como la cola
magnetosférica.
Puesto que la frontera magnetosférica se ha observado que
se mueve hacia adelante y hacia atrás, los valores dados arriba son meramente
valores promedio. Las causas de estos movimientos no son bien conocidas pero
existen algunas sugerencias que podrían explicar el fenómeno. Algunas tratan
de explicar estos movimientos magnetosféricos como producidos por ondas en la
superficie de la frontera, en la magnetopausa; otras por la expansión y contracción
de la magnetosfera entera en respuesta a variaciones en el flujo de viento solar,
o por un cambio en la posición relativa de la magnetopausa debido a variaciones
en el ángulo del eje del dipolo terrestre y la velocidad del flujo de viento
solar.

Las observaciones del campo geomagnético a grandes distancias del lado noche
de la Tierra, han revelado que las líneas de fuerza del campo son principalmente
paralelas a la línea Tierra-Sol y con intensidades de 10 a 20 gammas a distancias
de entre 10 y 15 Rt. Sin embargo, una de
las características más interesantes, observadas a una distancia de alrededor
de 16 Re, es que la magnitud del campo decrece
a un valor muy pequeño y cambia de dirección abruptamente, de una dirección
antisolar a una dirección solar, según el satélite se movía de sur a norte con
respecto al plano solar eclíptico. Este cambio direccional abrupto en el campo
magnético de la Tierra fue identificado como la primera detección experimental
de una hoja de corriente neutra en el campo magnético de la Tierra, análoga
a la que existe en el medio interplanetario y que vimos en el capítulo I. Esta
importante característica del campo geomagnético es permanente y separa regiones
de campo magnético con una dirección, de regiones de campo con dirección opuesta.
La hoja de corriente neutra tiene un espesor de 0.1 a 1 Rt.

La presencia de un cambio en la dirección del campo en, la cola magnetosférica implica, además de la existencia de una hoja de corriente neutra, la existencia de una hoja de plasma que se encuentra confinada entre dos campos magnéticos con direcciones opuestas entre sí. Además de ese plasma, en el interior de la magnetosfera encontramos también regiones de radiación atrapada, como los citurones de Van Allen y una multitud de partículas cargadas, de todas energías, cuyo origen es el viento solar y la alta atmósfera.

A partir de mediciones con satélites se ha observado que la hoja neutra está frecuentemente en movimiento y también que las líneas de campo tienen pequeñas componentes que permiten que líneas en lados opuestos de la hoja neutra se puedan interconectar.

Finalmente, un resultado adicional importante del estudio del medio interplanetario
a partir de los datos del Explorodor I2 fue la aparición en la magnetofunda
de un plasma turbulento de baja energía. Esta evidencia observacional apoyó
las sugerencias de algunos científicos de que el flujo supersónico de viento
solar daría lugar al desarrollo de una onda de choque al frente de la magnetosfera,
como la que se presenta al frente de un avión cuando éste rebasa la velocidad
del sonido. En nuestro caso podríamos pensar que quien se mueve a velocidad
supersónica es la magnetosfera y el viento solar está quieto. La aparición de
la onda de choque frente a la magnetosfera se daría por el hecho de que ésta
se mueve a velocidad supersónica. Cuantitativamente, la posición de esta onda
de choque del lado día de la Tierra estuvo en excelente concordancia con las
estimaciones teóricas; intercepta la línea Tierra-Sol a aproximadamente 14 Rt.
Esta onda de choque no es estacionaria y sus movimientos parecen ser más frecuentes
que los de la frontera magnetosférica.

Una visión moderna de la magnetosfera y de la cola magnetosférica, a partir

de las mediciones hechas con satélites, se muestra en la figura siguiente.

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Figura 18. Diagrama esquemático del campo magnético y la cola magnetosférica formada por el viento solar.


 

LA MAGNETOSFERA COMO UN ACUMULADOR DE ENERGÍA

La magnetosfera de hecho nunca está en un verdadero estado de equilibrio. A veces estimulada por perturbaciones en el viento solar y en otras ocasiones respondiendo de manera caótica al exceso de energía acumulada en la cola magnetosférica, sufre cambios globales en los que se reestructura su distribución de plasma y de campo magnético. Estos procesos son los que dan lugar a diversos fenómenos que detectamos en la superficie terrestre y que se conocen desde hace ya mucho tiempo; entre ellos los principales son: la actividad geomagnética, las auroras y las perturbaciones ionosféricas.

Uno de los principales problemas en la década de los años sesenta fue explicar de qué manera la energía del viento solar podía ser transferida al interior de la magnetosfera terrestre. Hoy en día sabemos que es el campo magnético interplanetario el que desempeña el papel más importante en dicha transferencia. En particular, el físico inglés J. W. Dungey propuso un mecanismo explicatorio. Si el campo magnético interplanetario tiene una componente dirigida hacia el sur, éste puede conectarse con las líneas de alta latitud del campo dipolar de la Tierra, al frente de la magnetosfera. Una vez que esto sucede las líneas así unidas son arrastradas por el viento solar hacia la parte posterior formando una especie de cola que está abierta. Esto ha sido corroborado mediante observaciones de satélites.

Otros investigadores ampliaron este concepto sugiriendo que las líneas de campo

de la cola magnetosférica pueden reconectarse y regresar de nuevo a la configuración

de líneas de campo dipolar interno que existía antes de la conexión (figura

19), liberando en ese momento la energía magnética que había estado almacenándose

en la cola y transfiriéndose en forma de energía cinética al plasma magnetosférico.

Algunos investigadores han sugerido que este proceso ocurre de una manera explosiva

en la cola magnetosférica, causando perturbaciones magnéticas polares, conocidas

también como subtormentas polares, y la aparición de auroras.


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Figura 19. Convección estacionaria en el meridiano mediodía-medianoche. Los números indican las posiciones sucesivas de las líneas de campo geomagnético, con reconexión ocurriendo en los puntos 1 y 6.


Ahora bien, mientras que la componente norte-sur del campo magnético interplanetario

desempeña un papel importante en la transferencia de energía a la magnetosfera,

ésta no es el principal parámetro físico en esta serie de eventos. El parámetro

importante es la cantidad de flujo magnético dirigido hacia el sur que

es llevado al frente de la magnetosfera por unidad de tiempo, y el cual depende

de la velocidad del viento solar. Este parámetro representa la componente de

un campo eléctrico que está en el plano de la eclíptica y

que es transversal a la línea Tierra-Sol. Es importante hacer notar que, cuando

el campo magnético interplanetario está dirigido hacia el sur, el campo eléctrico

está dirigido a través de la magnetosfera del lado de la mañana hacia

el lado del atardecer. Son las variaciones en este campo eléctrico, a

través de la cola magnetosférica, las que regulan el flujo convectivo (transporte)

de plasma de la cola magnetosférica hacia el lado noche de la magnetosfera cercana.

Este flujo convectivo, por otro lado, parece ser el proceso dominante en la

aceleración e inyección de plasma moderadamente energético a la magnetosfera.

Las auroras, las perturbaciones magnéticas polares y los cinturones de radiación

atrapada (cinturones de Van Allen) están directamente controlados por la convección

inducida por el viento solar en el interior de la magnetosfera.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

Aunque el campo eléctrico interplanetario se hace sentir en el interior de

la magnetosfera en unos cuantos minutos (de 1 a 5), el tiempo que le toma a

la magnetosfera responder a cambios en las condiciones del medio interplanetario

se ha estimado que es del orden de 30 a 50 minutos. Este retraso implica que

la magnetosfera (cola magnetosférica más campo dipolar interno) debe acumular

cierta cantidad de energía antes de que se inicien las perturbaciones arriba

indicadas.

 

LAS AURORAS COMO UN GIGANTESCO FENÓMENO DE DESCARGA

Si pudiéramos ver una aurora desde un punto a gran altura sobre la región polar mientras ésta se encuentra a obscuras, lo que observaríamos sería un anillo ovalado resplandeciente alrededor del polo geomagnético. Este anillo encierra una región ovalada que recibe el nombre de óvalo auroval, el cual está en continuo movimiento, expandiéndose hacia el ecuador o contrayéndose hacia el polo y cambiando de brillantez continuamente. Cuando la observamos desde la superficie es más frecuente que su apariencia sea como la de una cortina de color verdiblanco con algunos tonos amarillos en su parte superior, mientras que en la inferior se observa a menudo una región rojiza. A diferencia de la porción superior, el borde inferior está bien definido y alcanza una altura de aproximadamente 100 km, mientras que la frontera superior es más bien difusa, extendiéndose generalmente hasta unos 400 km y en algunas ocasiones hasta los 1000 km de altura. La aurora boreal, o luces del norte, tiene su contraparte en el hemisferio sur en la aurora austral. Las imágenes tomadas desde la Luna por el Apolo 16 muestran anillos aurorales en ambos hemisferios. En ambos casos, las auroras se observan generalmente entre los 60 y 70 grados de latitud.

Las auroras, por otro lado, se observan generalmente del lado noche, a lo largo de los anillos aurorales que rodean cada polo, teniendo una longitud de varios cientos de kilómetros y con una dirección aproximada este-oeste. Su espesor es de sólo unos cuantos cientos de metros.

Las formas que presentan las auroras son generalmente descritas en términos de cinco categorías bastante amplias: arcos, los cuales son rayos de luz que se curvan suavemente y tienen los bordes inferiores lisos y bien definidos; bandas, que son arcos que han desarrollado torceduras o dobleces en las partes inferiores; manchas, que parecen nubes de luminosidad confinadas a regiones pequeñas; velos, los cuales son como sábanas de luminosidad bastante uniformes que se extienden sobre regiones extensas, y, finalmente, los rayos, que son, como su nombre lo indica, líneas de luz orientadas con respecto al campo magnético a un ángulo con la vertical. Estas formas, junto con las llamadas cortinas, tapices y las coronas rayadas, pueden ser homogéneas o estriadas. Como eventos temporales, las auroras pueden ser quietas o pulsantes, fluctuantes o flameantes, y pueden durar unos cuantos minutos o persistir durante horas.

Trataremos ahora de dar una explicación más o menos sencilla del mecanismo a través del cual se generan las auroras mediante el empleo de un modelo bastante esquemático que nos ayude a comprender la naturaleza general del fenómeno.

Las auroras son causadas por la precipitación de partículas (principalmente electrones y protones) de origen magnetosférico en la atmósfera; al chocar éstas con los átomos atmosféricos los excitan. Estos átomos excitados, después de un tiempo, regresan a su estado normal mediante la emisión espontánea de luz, la cual constituye la aurora.

Como ya mencionamos en el apartado anterior, la convección magnetosférica es el mecanismo directamente involucrado en la generación de las auroras y otras perturbaciones magnetosféricas. Esta convección es, por otro lado, debida a la presencia en el interior de la magnetosfera de un campo eléctrico de gran escala inducido por el viento solar. Este campo eléctrico generado por la interacción viento solar-magnetosfera está dirigido del lado de la mañana al lado de la tarde. Ahora bien, debido al movimiento relativo de protones y electrones del viento solar en la magnetopausa, el lado de la mañana de la hoja de plasma va a funcionar como la "terminal" positiva de un generador eléctrico mientras que el lado de la tarde lo va a hacer como la "terminal" negativa del mismo, como se muestra en la figura 20.


 


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Figura 20. Movimientos de los protones y electrones del viento solar en la vecindad de la magnetosfera. Los lados de la mañana y la tarde de la hoja de plasma equivalen a las terminales positiva y negativa, respectivamente, del generador eléctrico "viento solar- magnetosfera".




La mayor parte de las corrientes eléctricas generadas de esta manera fluyen

a través de la región cilíndrica de la cola magnetosférica dirigidas del lado

de la mañana al lado de la tarde. Esto crea dos solenoides, uno

en la mitad norte de la cola magnetosférica y el otro en la mitad sur (véase

la figura 21).







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Figura 21. Parte de la corriente eléctrica producida por el generador eléctrico "viento solar-magnetosfera" se descarga a través de la ionosfera.


A lo largo de las líneas de campo magnético fluye una pequeña parte de la corriente
eléctrica (alrededor de 2 a 4 x 106 amperes), de la terminal positiva,
en el lado de la mañana, a la alta atmósfera de la mañana y regresa por la alta
atmósfera de la tarde a la terminal negativa del lado de la tarde. La figura
21 muestra esta porción de la corriente, la cual se conoce como corriente
auroral
puesto que es esta parte del circuito la que causa la aurora. La
región de la alta atmósfera participante en este circuito es la ionosfera. La
corriente hacia arriba, paralela a la línea de campo magnético, de la ionosfera
del lado de la tarde, se debe a los electrones que vienen hacia abajo a lo largo
de esas líneas. Estos electrones a menudo son acelerados en la cola magnetosférica
a energías de más de 10 keV.

Los electrones acelerados ionizan y excitan las moleculas y átomos de la alta
atmósfera a medida que descienden hasta unos 100 km de altura, región de la
ionosferá llamada capa E. Las radiaciones aurorales
son emitidas por esos átomos y moléculas, siendo la más común, como ya mencionamos,
la de color verdiblanco proveniente de los átomos de oxígeno, los constituyentes
más abundantes de la baja ionosfera. La longitud de onda de esta emisión particular
es de 5 577Å. Una luz roja muy obscura, la cual puede ser vista en las latitudes
medias durante las grandes tormentas magnéticas, proviene también del oxígeno
atómico. Existen otras emisiones provenientes del nitrógeno molecular y otros
constituyentes atmosféricos.  

La explicación anterior sobre la causa de las auroras, aunado a lo dicho en

el apartado anterior respecto a la cantidad de flujo magnético sur llevado

al frente de la magnetosfera por el viento solar, sugiere que la eficiencia

del generador auroral depende no sólo de la velocidad del viento solar sino,

de manera determinante, de la dirección del campo magnético interplanetario.

 

TORMENTAS MAGNETOSFÉRICAS

Como ya vimos, la actividad solar puede estar asociada con la emisión intensa
de rayos X y radiaciones en el ultravioleta (UV)
y en el extremo ultravioleta (EUV), así como también con la
expulsión de partículas cuyas energías van desde unos cuantos keV hasta más
de 10 GeV, en algunas ocasiones. La ionosfera terrestre se ve afectada en aproximadamente
unos 10 minutos después de la emisión en el Sol, por los rayos X
y las radiaciones UV y EUV. La mayoría de
las partículas se esparcen rápidamente en el medio interplanetario. De esta
manera, la magnetosfera puede encontrarse temporalmente inmersa en el flujo
de dichas partículas por unos cuantos días. Algunas de estas partículas pueden
llegar directamente a las capas altas de la atmósfera en las regiones polares.
Las partículas energéticas son seguidas por una nube de plasma solar que se
propaga a través del medio interplanetario con velocidades del orden de 500
a 1 000 km /s. De esta manera, como ya vimos anteriormente, una onda de choque
se genera en el viento solar y avanza un poco más adelante que la nube de plasma.
Las tormentas magnetosféricas ocurren entonces como el resultado de la "colisión"
del sistema onda de choque interplanetaria-plasma solar con la magnetosfera.

Una tormenta magnetosférica típica consiste de tres fases. Comienza cuando

la onda de choque interplanetaria alcanza la magnetosfera y la comprime. Esta

compresión ocurre de manera bastante rápida. Su efecto es claro en las variaciones

del campo geomagnético donde puede observarse un incremento súbito de alrededor

de 50 a 100 gammas, simultáneo en toda la Tierra en un intervalo de un minuto

o menos. Ésta es seguida de la fase principal de la tormenta magnetosférica,

la cual empieza cuando el plasma que empuja a la onda de choque llega a la magnetosfera,

lo cual produce una corriente eléctrica dirigida hacia el oeste y en forma de

un anillo que rodea la Tierra y cuyo efecto neto es reducir la intensidad del

campo horizontal en unas 100 o más gammas, por debajo de su nivel normal, en

unas cuantas horas. Durante esta fase ocurre una sucesión de procesos explosivos,

llamados subtormentas magnetosféricas.

La fase de recuperación o regreso gradual a intensidades de campo magnético normal

puede tomar varios días. La figura 22 muestra los registros de la componente

horizontal del campo magnético durante la tormenta del 17 y 18 de abril de 1965,

donde puede verse claramente el carácter global del evento y las tres fases

que acabamos de describir.


 



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Figura 22. Registros de la componente magnética H durante la tormenta

magnética del 17 y 18 de abril de 1965. La superficie de la Tierra ha sido dividida,

aproximadamente, en cuatro sectores: Europa-África, Medio Oriente-India, Pacífico

y N-S América.[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

Durante las grandes tormentas magnetosféricas, las auroras pueden ser visibles en regiones mucho más extensas de la Tierra. Por ejemplo, durante las tres grandes tormentas que ocurrieron durante el Año Geofísico Internacional una aurora fue vista en la ciudad de México en la noche del 10 y la madrugada del 11 de febrero de 1958.


Otros efectos conocidos que ocurren durante las grandes tormentas magnetosféricas

son, por ejemplo, las perturbaciones en las comunicaciones por radio, particularmente

las de longitudes de onda corta, o las fallas en los transformadores de potencia

de las estaciones generadoras de electricidad que dejan a oscuras a grandes

núcleos de población.

 

OTROS TIPOS DE ACTIVIDAD GEOMAGNÉTICA

Además de las perturbaciones magnéticas que acabamos de mencionar, desde mediados de los sesenta se sabe que la actividad magnética tiene una marcada tendencia a incrementarse, hasta un nivel de alrededor de tres veces, al paso por la Tierra, de la frontera de un sector magnético, o más bien, del cruzamiento por parte de la Tierra de la hoja neutra de corriente del medio interplanetario. La actividad magnética decae después lentamente durante los siguientes tres o cuatro días. La máxima actividad magnética es casi la misma cuando la Tierra cruza la hoja de corriente yendo de una región con campo magnético interplanetario de polaridad positiva a otra con campo magnético de polaridad negativa, que al revés.

Se sabía desde hacía muchos años que esos incrementos de la actividad magnética tenían una periodicidad de alrededor de 27 días. Sin embargo, hoy sabemos que esto se debe a haces de viento solar rápido, provenientes de hoyos coronales en el Sol, y no a la estructura sectorial del campo magnético interplanetario.

 

PERTURBACIONES IONOSFÉRICAS

Algunos de los fenómenos más importantes asociados con las tormentas magnetosféricas
son las perturbaciones ionosféricas y las auroras. Las perturbaciones en las
regiones ionosféricas pueden clasificarse de acuerdo a dos grandes procesos
que tienen lugar en la ionosfera: 1) una intensificación de la ionización
en la baja ionosfera (capas D y E), y 2)
complicados procesos aeroquímicos y dinámicos en la capa F.

Se sabe que la ionización anormal en la baja ionosfera es producida por haces
esporádicos de radiación solar o por la precipitación de partículas energéticas
en la ionosfera. Además de las perturbaciones ionosféricas súbitas, producidas
por rayos X emitidos en ráfagas solares, una precipitación
excesiva de partículas energéticas en la ionosfera causa los llamados "apagones"
polares, también conocidos como PCA's, que
son absorciones anormales de las ondas de radio al pasar a través de la ionosfera.
Entre las partículas energéticas que producen este fenómeno se encuentran los
llamados rayos cósmicos solares que son partículas energéticas producidas en
intensas ráfagas solares.

En este capítulo hemos visto cómo la interacción del viento solar con el campo magnético de la Tierra genera una serie de fenómenos que van desde lo espectacular, como las auroras, hasta lo tormentoso, como las diversas clases de perturbaciones geomagnéticas que pueden alterar las redes de comunicaciones de nuestro planeta o las plantas de generación de electricidad, a veces con resultados desastrosos.

Sería entonces sumamente útil el poder predecir cuándo va a ocurrir, por ejemplo, una tormenta magnética. Para poder hacerlo, tendríamos que conocer las fuentes en el Sol que producen las perturbaciones geomagnéticas, cómo se propagan éstas en el medio interplanetario y, finalmente, cómo interaccionan con la cavidad magnetosférica.

Estos problemas son objeto de intensa investigación y sentimos que cada vez

estamos más cerca de darles respuesta.







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Re: EL CAMPO GEOMAGNÉTICO: UN ELEMENTO IMPORTANTE EN LAS RELACIONES SOLAR-TERRESTRES

Mensaje por Lizz el Jue Oct 18, 2012 12:23 am

Una inversión muy breve del campo geomagnético, la variabilidad del clima y un súper volcán

Una inversión muy breve del campo geomagnético, la variabilidad del clima y un súper volcán

Hace 41.000 años, una inversión completa y rápida del campo geomagnético ocurrió. Estudios magnéticos del Centro de Investigación Alemán de Geociencias GFZ en núcleos de sedimentos del Mar Negro mostrar que durante este período, en la última edad de hielo, una brújula en el Mar Negro se han apuntado hacia el sur en vez del norte. Además, los datos obtenidos por el equipo de investigación formado alrededor GFZ investigadores Dr. Norbert Nowaczyk y el profesor Helge Arz, junto con datos adicionales de estudios realizados en el Atlántico Norte, el Pacífico Sur y Hawaii, demuestran que esta inversión de la polaridad fue un evento global. Sus resultados se publican en el último número de la revista científica " Tierra y Planetary Science Letters ".
Lo que es notable es la velocidad de la inversión: "La geometría del campo de polaridad invertida, con líneas de campo que apuntan en la dirección opuesta en comparación con la configuración actual, duró sólo unos 440 años, y se asoció con una intensidad de campo que era sólo una cuarta parte del campo de hoy ", explica Norbert Nowaczyk. "Los cambios de polaridad reales duró sólo 250 años. En cuanto a las escalas de tiempo geológicas, que es muy rápido." Durante este período, el campo era aún más débil, con sólo el 5% de la intensidad de campo de hoy. Como consecuencia, la Tierra casi completamente perdido su escudo de protección contra los rayos cósmicos duros, lo que conduce a una exposición a la radiación aumentó significativamente.
Esto está documentado por los picos de berilio radiactivo (10Be) en los núcleos de hielo de este tiempo, se recuperó de la capa de hielo de Groenlandia. 10Be, así como de carbono radioactivo (14C) es causada por la colisión de protones de alta energía desde el espacio con los átomos de la atmósfera.
El evento Laschamp
La inversión de la polaridad encontrado ahora con la magnetización de los sedimentos del Mar Negro ya se conoce desde hace 45 años. Fue descubierto por primera vez tras el análisis de la magnetización de los flujos de lava varias Laschamp cerca de la aldea cerca de Clermont-Ferrand, en el Macizo Central, que difería significativamente de la dirección actual del campo geomagnético. Desde entonces, esta característica geomagnética que se conoce como el "evento Laschamp '. Sin embargo, los datos del Macizo Central representan sólo algunas lecturas puntuales del campo geomagnético durante la última edad de hielo, mientras que los nuevos datos procedentes del Mar Negro dar una imagen completa de la variabilidad del campo geomagnético en una alta resolución temporal.
Los cambios abruptos del clima y un súper volcán
Además de dar pruebas de una inversión del campo geomagnético hace 41.000 años, los geólogos de Potsdam descubrieron numerosos cambios climáticos abruptos durante la última edad de hielo en los núcleos analizados desde el Mar Negro, como ya se sabía desde los núcleos de hielo de Groenlandia. En última instancia, permite una sincronización de alta precisión de los dos registros de datos desde el Mar Negro y Groenlandia. La mayor erupción volcánica en el hemisferio norte en los últimos 100 000 años, es decir, la erupción del volcán súper 39400 años atrás en la zona de Campos de hoy Flegreos cerca de Nápoles, Italia, también está documentada en los sedimentos estudiados desde el Mar Negro. Las cenizas de la erupción, durante la cual unos 350 kilómetros cúbicos de roca y lava fueron expulsados, fueron distribuidos en todo el Mediterráneo oriental y hasta el centro de Rusia. Estos tres escenarios extremos, una inversión a corto y rápido de magnético de la Tierra de campo, la variabilidad climática a corto plazo de la última era glacial y la erupción volcánica en Italia, han sido investigados por primera vez en un archivo geológico único y se colocan en orden cronológico preciso orden.
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Re: EL CAMPO GEOMAGNÉTICO: UN ELEMENTO IMPORTANTE EN LAS RELACIONES SOLAR-TERRESTRES

Mensaje por Karlox el Lun Oct 29, 2012 11:09 am

Muy interesante. Gracias Lizz [Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]

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Re: EL CAMPO GEOMAGNÉTICO: UN ELEMENTO IMPORTANTE EN LAS RELACIONES SOLAR-TERRESTRES

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