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 Corporation
2. Enciclopedia Microsoft Encarta, Aurora boreal, Microsoft Corporation
3. 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.gov
5. Grup d'Estudis Astronòmics; www.astrogea.org
6. © IAC, www.iac.es
7. Angel Alberto González ; Licenciado en Física y Astronomía; Meteorólogo del Radar en el Instituto de Meteorología, Camagüey, CUBA http://www.fisica.edu.uy/astronomia
8. Syun Ichi Akasofu, Director del Instituto Geofísico de la Universidad de Alaska; http://ttt.teleco.ups.es
9. Manuel Rego http://www.cnice.mecd.es
10. BBC Mundo, noticias;
Autor:
Tania Menéndez
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