Introducción a la meteorología espacial

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EL SOL… NUESTRA ESTRELLA

– ¿Qué es el Sol?Massive-Prominence-Erupts-from-the-Sun-on-April-16-2

El sol es nuestra estrella más cercana. Desde la Tierra parece una bola de fuego tranquila, pero a lo largo de este temario se demostrara que el Sol siempre está en actividad. 

El sol es muy grande. La superficie visible es una esfera de un diámetro aproximado de 1,5 millones de kilómetros. Nos parece pequeño visto desde la tierra pero el motivo es por su distancia. El Sol se encuentra de la Tierra a unos 150 millones de kilómetros.

El sol está compuesto por diferentes elementos y, pero principalmente por Helio y Hidrógeno. También nuestra estrella está llena de plasma. De hecho, del Sol sólo conocemos directamente su radiación, la que nos llega a la tierra.

– Curiosidades sobre el Sol:

  • El Sol da una vuelta sobre si mismo cada 27 días.
  • La luz del Sol tarda 8 minutos en llegarnos a la Tierra.
  • El sol tiene una edad de unos 5000 millones de años.
  • El sol tiene una categoría estelar y espectral de G2
  • En el Sol se podrían meter un millón de Tierras

– La estructura del Sol:

A partir de las observaciones y los estudios realizados, sabemos que el Sol está compuesto por varias capas internas. Partiendo desde el centro de nuestra estrella, se reconocen las siguientes partes:

  • Núcleo: Con un radio de 600.000 km, en esta zona se concentra casi el 40% de la masa solar. Ahí es donde se concentran la mayoría de las reacciones termonucleares de fusión del hidrogeno en helio. Tiene una grandísima densidad y su radiación tarda miles de años en salir hacia la siguiente capa a causa de la densidad.
  • Zona Radiativa: Tiene un grosor de unos 380.000 km. Se caracteriza por unos valores de densidad y presión mucho más bajos que los del núcleo: unas 10 veces menor.  La temperatura también desciende bastante respecto el núcleo. Aquí la energía se transmite a través del plasma en forma de radiación.
  • Región convectiva: Se extiende por unos 140.000 km más. Una vez más descienden los valores de densidad, presión y temperatura.
  • La fotosfera: Significa literalmente “esfera de luz” y es la parte visible del sol. Tiene un grosor de apenas 400 km y una temperatura cercana a los 6000 ºC . Esta es la “superficie solar” a la que nos referimos al hablar del diámetro del Sol. La radiación producida por el núcleo tarda unos 10 millones de años en llegar a la fotosfera. En la fotosfera es donde se manifiestan los fenómenos solares más conocidos: manchas solares y la granulación.
  • La cromosfera: Es la zona donde aparece rojiza durante los eclipses. Es una capa de plasma de unos 200.000 km por encima de la fotosfera y considerada la parte baja de la atmosfera solar. Aquí se producen otros fenómenos solares que veremos más adelante: espículas, fáculas, fóculos y fulguraciones.
  • La corona: se extiende más allá de la cromosfera y se dispersa en el espacio en forma de viento solar, del cual veremos lo que es más adelante. Se considera la parte alta de la atmosfera solar. Se puede observar durante los eclipses a simple vista. En esta zona y ultima, es donde se producen los fenómenos del sol más peligrosos y grandes: Fulguraciones, CME,…

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– La energía solar:

La energía producida por las reacciones solares internas se propaga a través del sol y el espacio de diversas formas:

  • Calor: Se transmite en el gas solar, tanto a través del incremento del movimiento de las partículas que componen el plasma como por la aparición de corrientes de convección.
  • Sonido: Como el que origina un avión supersónico al desplazar rápidamente grandes masas de gas.
  • Radiación electromagnética: Es la principal forma de propagación. Se propaga a través del espacio en forma de:
  • Rayos Gamma y Rayos X
  • Rayos ultravioleta
  • Luz visible
  • Rayos infrarrojos
  • Microondas
  • Ondas de radio

La mayoría de las radiaciones que llegan a nuestro planeta, son absorbidas por la atmósfera o por el campo protector magnético de la Tierra (lo veremos más adelante). No obstante dependiendo de la actividad solar si es más fuerte o menos, nuestro planeta nos va saber defender más o menos.

FENÓMENOS SOLARES

Imagen tomada por Chris Calavera

– Actividad solar

Si consideramos que una estrella está formada por una masa de gas que se dispersa continuamente en el espacio, debemos considerar que todas las estrellas tienen una gran actividad solar a lo largo de su vida.

En nuestra estrella la actividad solar se clasifica por ciclos solares que tienen una duración de 11 años aproximadamente, entre 5 y 6 años de subida de actividad y entre 5 y 6 años de bajada de actividad. En cuanto el sol está en pleno ciclo de máxima actividad, se producen fenómenos solares muy intensos y con mucha frecuencia.

Cabe destacar que aunque el Sol este en el tiempo de mínima actividad, se producen fenómenos pero de poca fuerza y con poca frecuencia.

Recordamos que los fenómenos solares se producen entre la fotosfera, la cromosfera y la corona solar.

– Tipos de fenómenos solares

  • Granulación: Son fenómenos característicos de la fotosfera. La granulación está formada por manchas más claras y manchas más oscuras que varían de forma y diámetro constantemente. Cada granulo tiene un diámetro de entre 300 y 1000 km y son  visibles durante unos 5 minutos como máximo. La mayoría suele desaparecer rápidamente, aunque otras suelen transformarse en manchas solares (se verá más adelante) en cuestión de horas.
  • Fáculas: Son fenómenos que se producen en la alta fotosfera y de la cromosfera. Suelen aparecer en zonas donde se producirá una mancha solar en unas horas o en unos días. Son masas de gas más caliente que su alrededor  y por lo tanto es más brillante. Se distingue como una zona más blanquecina.  Se suelen observar  en zonas centrales del sol, debido que es donde nacen las manchas solares.
  • Fulguraciones y CME: También se conocen como destellos o “Flares”. Una fulguración es una explosión producida en el sol. Están asociadas a las manchas solares y como más actividad solar, mas fulguraciones. Durante poco tiempo, el plasma implicado en una fulguración se calienta y por consiguiente la misma región se vuelve extremadamente luminoso. Estos potentes chorros gaseosos van acompañados de fuertes emisiones de radiación de mucha energía que llegan a nuestro planeta, pero que gracias al campo magnético de la Tierra, nos protege de ellos.  

En ocasiones, las fulguraciones pueden ser muchísimo más violentas, y pueden ir acompañadas de una CME (Coronal Mass Ejection o Eyección de Masa Coronal). Eso significa que la fulguración aparte de producir grandes cantidades de radiación, la misma explosión lleva consigo cantidades de plasma, lanzándoles contra el espacio. En muchas ocasiones esta cantidad de plasma es dirigida hacia nuestro planeta provocando lo que se llama una Tormenta Solar.

Las CME y las tormentas solares se desarrollan en distintas fases:

– Fase preparatoria: Oscila entre algunas horas y un día, se produce una acumulación de energía y un lento aumento de flujo de rayos X a causa de una explosión en la corona solar y tarda unos 8 minutos en alcanzar la Tierra.

– Fase del flash: Dura escasos minutos, casi la mitad de energía acumulada es liberada en forma de radiación. La radiación desprendida tarda 30 minutos en llegar a la tierra.

– Fase de eyección de masa coronal: Se desprende el plasma acumulado y viaja por el espacio a través del viento solar a velocidades de unos 600 y 1200 km/s. Tarda entre 24 horas y 72 horas en llegar la onda de choque a la Tierra. Detrás de la onda de choque llega la materia expulsada del Sol. Normalmente el 95% es retenido gracias al escudo que posee nuestro planeta en el espacio, la magnetosfera. El otro 5% entra en nuestro planeta por los polos norte y sur provocando las fantásticas auroras. Más adelante veremos los efectos perjudiciales.

  • Manchas solares: Las manchas solares son fenómenos fotosfericos. Son zonas del disco solar que aparecen más oscuras por ser más frías. Las manchas solares son puntos donde se concentran grandes y intensos campos magnéticos. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada “umbra”, rodeada por una “penumbra” más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. Durante los periodos de actividad solar mínima, se observan muy pocas manchas durante las semanas, mientras que cuando estamos en el máximo solar, se pueden observar hasta 30 manchas solares por semana.Las manchas solares se suelen observar en regiones centrales del disco solar.Hay que tener en cuenta que como más manchas solares, más probabilidades de formación de fulguraciones y por lo tanto más posibilidades de obtener CME. Las manchas solares suelen durar entre varios días a un par de semanas. Por hacer un ejemplo las manchas solares seria como un enorme imán, en su interior tiene un polo magnético + y -.Las manchas solares se clasifican según la cantidad, la separación entre ellas y si están en grupo o solas.
  • Protuberancias: Son fenómenos espectaculares. También son llamados filamentos  debido a que son trozos de materia coronal (plasma) que se estiran fuera de la corona solar pero sin desprenderse cayendo otra vez al “suelo” en cuestión de horas. En muchas ocasiones se levantan hasta unos 150.000 km de altura.

– Viento solar

El Sol produce una constante corriente de partículas que se mueve hacia el espacio. De hecho, ¡1 millón de toneladas de partículas salen del Sol en cada segundo!. A esta corriente de partículas se le llama, viento solar. En el viento solar el plasma es muy ligero. Sin embargo, el viento solar es responsable de fenómenos poco comunes como: tormentas geomagnéticas y solares, le da forma a las colas de los cometas, transporta el plasma desprendido de una CME, le da forma al campo magnético terrestre (magnetosfera) y muchas más cosas.20141218_akatsuki

El viento solar consiste mayormente de protones y electrones y se considera que es una continua expansión de la atmósfera del sol. El viento solar viaja en todas direcciones y principalmente nace en los agujeros coronales (zonas donde no hay manchas solares ni casi nada de granulación. Son zonas oscuras en el sol).  Aún no se sabe a ciencia cierta qué es lo que hace que el viento solar sea acelerado o “soplado” hacia el espacio, pero lo que sí que sabemos hasta ahora, es que en cada fulguración o CME, el viento solar se acelera. En momentos de tranquilidad el viento solar oscila en una velocidad entre 300 y 450 km/s mientras que en momentos de actividad puede oscilar entre 450 y 900 km/s  . 

El viento solar viaja por toda la Heliosfera. La Heliosfera es la región del espacio que se encuentra completamente influenciada por el Sol y esta termina más allá del último planeta de nuestro sistema solar.

También se ha dado a conocer que una parte del cambio climático de nuestro planeta viene derivado de la actividad solar y sus manchas solares.

3. METEOROLOGÍA ESPACIAL (SPACE WEATHER)

– ¿Que es la meteorología espacial?

La meteorología espacial es la ciencia que se encarga de estudiar la relación con los fenómenos que hay entre el Sol y nuestro planeta Tierra.

Todos sabemos que el Sol tiene gran importancia para la vida en la Tierra, pero muy pocos hemos recibido una buena descripción de nuestra estrella y sus variaciones. El Sol ha estado produciendo energía radiante y térmica por los pasados cuatrocientos o quinientos millones de años. Tiene suficiente hidrógeno para continuar produciendo por otro billón de años.

Tal y como hemos contado, las fulguraciones, CME y otros fenómenos, el viento solar interviene en forma de medio de transporte. Es cierto que mientras el viento solar se dirige a los confines de nuestro sistema de planetas, esté va encontrando obstáculos, y el primer de todos lo encuentra en nuestro planeta Tierra, en forma de campo magnético que nos protege. Este campo magnético recibe el nombre de magnetosfera.

– La magnetosfera

La magnetosfera terrestre es una región alrededor de un planeta en la que el campo magnético de éste desvía la mayor parte del viento solar formando un escudo protector contra las partículas cargadas de alta energía procedentes del Sol. La magnetosfera terrestre no es única en el Sistema Solar y todos los planetas con campo magnético, Mercurio, Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno poseen una magnetosfera propia. Ganimedes, satélite de Júpiter, tiene un campo magnético pero demasiado débil para atrapar el plasma del viento solar. Marte tiene una muy débil magnetización superficial sin magnetosfera exterior.

Las partículas del viento solar que son detenidas forman los cinturones de Van Allen. En los polos magnéticos, el campo protector es muy débil y parte de las partículas cargadas del viento solar son conducidas sobre la alta atmósfera produciendo las auroras boreales o australes. Tales fenómenos aurorales han sido también observados en Júpiter y Saturno. Dependiendo de la intensidad y de la cantidad de la carga que transporta el viento solar, nuestro campo protector nos protegerá más o menos. Cabe destacar que la mayoría de veces solo se ve actividad en zonas altas de nuestro planeta, países cercanos a los polos norte y sud, no obstante alguna vez en nuestro país “España” se ha visto alguna aurora boreal sobretodo en fechas donde la actividad solar es muy alta.

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– Efectos Solares externos.

  • Auroras: La aurora es una manifestación dinámica y visualmente delicada de las tormentas geomagnéticas inducidas por el Sol. El viento solar energiza los electrones e iones en la magnetosfera. Estas partículas usualmente entran la alta de la atmósfera terrestre cerca de las regiones polares. Cuando las partículas chocan con las moléculas y átomos de la delgada atmósfera alta, algunos empiezan a brillar en colores diferentes. Las auroras comienzan entre los 60 y 80 grados de latitud. A medida que la tormenta se intensifica, las auroras se extienden 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.
  • 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.
  • Tormentas Geomagnéticas: De uno a cuatro días, de la ocurrencia de una fulguración o CME, 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.

– Efectos solares en nuestro planeta Tierra

El 13 de marzo de 1989 una gran emisión de masa procedente del Sol originó un fallo en la central eléctrica de Quebec, privando de electricidad a seis millones de personas en Canadá y EE.UU. durante más de nueve horas. Ese mismo día, varios satélites de comunicación y defensa fallaron y sus órbitas resultaron modificadas. Son muchos los acontecimientos que han quedado en los registros históricos que ponen de manifiesto los efectos que se producen cuando los eventos de emisiones de masa solar están convenientemente dirigidos hacia la Tierra. Esto, a su vez, pone de manifiesto la vulnerabilidad de nuestros sistemas tecnológicos. Entre los principales sistemas tecnológicos con base en tierra afectados seriamente por el tiempo espacial se pueden citar los estudios geomagnéticos para interpretaciones geológicas, las redes eléctricas de alta tensión, los gaseoductos y oleoductos, los cables de telecomunicación a larga distancia e incluso el sistema de señalización ferroviario. Mientras que los primeros están relacionados directamente con la interferencia directa sobre las medidas del campo magnético, los cuatro últimos lo están con los efectos que producen las corrientes inducidas en materiales conductores. Los sistemas de comunicaciones y navegación también pueden verse seriamente afectados por los cambios imprevistos de densidad de partículas cargadas de la ionosfera, que modifican la fase y amplitud de las ondas electromagnéticas. Esto origina fluctuaciones de la intensidad de la señal, distorsión y pérdida gradual de potencia, lo que hace que en casos extremos se pierda la comunicación con el satélite. Asimismo, esta degradación de señal causa errores de posicionamiento en los sistemas de posicionamiento global (GPS) o en sistemas de navegación terrestre por ondas radio.poster_4

No podemos olvidar tampoco que aunque la atmósfera y magnetosfera terrestres permiten, en condiciones normales, la adecuada protección para los humanos en la superficie, sin embargo, en el espacio, los astronautas están sometidos a dosis potencialmente letales de radiación. La penetración de partículas de alta energía en las células de los tejidos conduce a cambios cromosomáticos y, potencialmente, cáncer. Aves migratorias y animales que se orientan a través del campo magnético terrestre, se ven afectados por los fenómenos del sol ya que estos alteran la magnetosfera.

Últimos estudios indican que hay muchas personas que son sensibles al campo magnético terrestre al igual que ocurre con las aves migratorias que utilizan el campo magnético para orientarse. Se ha dado a conocer cambios y alteraciones en el estado de estas personas en momentos de actividad solar.

También se ha dado a conocer que una parte del cambio climático de nuestro planeta viene derivado de la actividad solar y sus manchas solares.

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