Interacción Sol-Tierra
Monitorización del viento solar, el campo magnético interplanetario y el estado de la magnetopausa.
Introducción
La interacción entre el Sol y la Tierra está determinada principalmente por el viento solar y su campo magnético asociado. El viento solar es un flujo continuo de partículas cargadas eléctricamente (plasma), originado en la corona solar y que se dispersa por todo el Sistema Solar. Está formado principalmente por protones (núcleos de hidrógeno), electrones y proporciones mucho menores de núcleos de helio y de iones más pesados. El viento solar tiene asociado un campo magnético denominado Campo Magnético Interplanetario (Interplanetary Magnetic Field, IMF) que, debido a la rotación del Sol, adopta una forma de espiral denominada espiral de Parker.
Cuando el viento solar y el IMF alcanzan la Tierra, interactúan con el campo magnético del planeta, conocido como campo geomagnético, que actúa como un escudo protector frente a gran parte del viento solar y sus perturbaciones asociadas.
Durante períodos de elevada actividad solar, especialmente cuando corrientes de viento solar de alta velocidad o eyecciones de masa coronal (CME) alcanzan la Tierra, la magnetosfera puede comprimirse y sufrir perturbaciones. Cuando el viento solar y el campo magnético interplanetario se acoplan de forma eficiente con el campo magnético terrestre, estas perturbaciones pueden dar lugar a tormentas geomagnéticas. Por otra parte, las erupciones solares pueden acelerar protones y otros iones hasta adquirir una elevada energía cinética, que pueden producir tormentas de radiación solar. Estos fenómenos de meteorología espacial pueden afectar a las operaciones de los satélites, las radiocomunicaciones, los sistemas de navegación y, en casos graves, a las infraestructuras de energía eléctrica.
Viento solar
El viento solar es un flujo continuo de partículas cargadas y sus campos magnéticos asociados, que se expande hacia el exterior desde la corona solar y transporta el campo magnético del Sol hacia el espacio interplanetario. Las corrientes de alta velocidad procedentes de agujeros coronales y las perturbaciones transitorias asociadas a eyecciones de masa coronal (CME) pueden desencadenar perturbaciones geomagnéticas cuando interactúan con la magnetosfera terrestre.
Las siguientes gráficas muestran mediciones del viento solar en tiempo casi real obtenidas por el instrumento Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor (SWEPAM) a bordo del satélite Advanced Composition Explorer (ACE) de la NASA. ACE opera cerca del punto de Lagrange L1 Sol-Tierra, aproximadamente a 1,5 millones de km de la Tierra en dirección al Sol, lo que le permite detectar cambios en el viento solar antes de que alcancen la magnetosfera terrestre. Las mediciones de SWEPAM incluyen la densidad de protones del viento solar, su velocidad y su temperatura.
Las gráficas muestran datos de las últimas 24 horas correspondientes a los siguientes parámetros del viento solar: temperatura (K), velocidad (km/s), densidad de protones (protones/cm³), el ángulo entre el vector del Campo Magnético Interplanetario (IMF) y el plano YZ en coordenadas Geocéntricas Solares Magnetosféricas (GSM) (φ, grados), y las componentes y la magnitud del Campo Magnético Interplanetario (Bt y Bz, nT).
La velocidad del viento solar indica la rapidez con la que el plasma se desplaza junto al satélite. Las velocidades típicas del viento solar cerca de la Tierra son del orden de varios cientos de km/s, mientras que las corrientes de alta velocidad y las perturbaciones asociadas a las CME pueden producir valores considerablemente más elevados.
| Velocidad del viento solar (km/s) | Efectos |
|---|---|
| >400 | Las condiciones típicas de un Sol en calma suelen corresponder a velocidades de unos 300-400 km/s. |
| 400-500 | A menudo asociada con la transición entre corrientes de viento solar lentas y de alta velocidad. |
| 500-700 | Común durante corrientes de viento solar de alta velocidad procedentes de agujeros coronales o tras perturbaciones solares. |
| 700-1000 | A menudo asociada con fuertes corrientes de viento solar de alta velocidad o con viento solar rápido impulsado por una CME. |
La densidad de protones indica el número de protones del viento solar por unidad de volumen. Los aumentos repentinos de densidad, especialmente cuando van acompañados de un incremento de la velocidad del viento solar, pueden producir un fuerte aumento de la presión dinámica del viento solar, comprimiendo la magnetosfera en el lado diurno y desplazando la magnetopausa hacia la Tierra.
La temperatura de los protones proporciona información sobre el estado térmico del plasma del viento solar. Los cambios de temperatura, junto con las variaciones de la velocidad, la densidad y las propiedades del campo magnético, pueden ayudar a identificar transiciones entre diferentes estructuras del viento solar y el paso de perturbaciones interplanetarias.
Campo Magnético Interplanetario (IMF)
El Campo Magnético Interplanetario (IMF) es el campo magnético transportado a través del espacio interplanetario por el viento solar. Debido a que el Sol gira aproximadamente una vez cada 27 días, el IMF adopta una estructura espiral conocida como espiral de Parker.
La Tierra genera su propio campo magnético, conocido como campo geomagnético, cuyas líneas de campo se extienden de un polo magnético al otro y forman una región protectora alrededor del planeta denominada magnetosfera. El límite exterior de la magnetosfera, donde el viento solar interactúa con el campo magnético terrestre, se conoce como magnetopausa.
Cerca de la Tierra, tanto la intensidad como la orientación del IMF desempeñan un papel importante a la hora de determinar la eficiencia con la que se transfiere energía desde el viento solar hacia la magnetosfera terrestre.
De especial importancia es la componente Bz del IMF, descrita en coordenadas Geocéntricas Solares Magnetosféricas (GSM). Cuando Bz está orientada hacia el sur (negativa), el IMF presenta una orientación opuesta al campo magnético terrestre en la magnetopausa del lado diurno, favoreciendo la reconexión magnética y permitiendo una transferencia más eficiente de energía del viento solar hacia la magnetosfera. Si una componente Bz intensa y orientada hacia el sur persiste durante un período suficientemente prolongado, aumenta la actividad auroral y se incrementa la probabilidad de que se produzcan tormentas geomagnéticas.
El Campo Magnético Interplanetario (IMF) es un campo vectorial descrito mediante tres componentes: Bx, By y Bz. En el sistema de coordenadas Geocéntricas Solares Magnetosféricas (GSM), la componente Bz es especialmente importante para la monitorización de la meteorología espacial. Cuando Bz adquiere valores negativos, el IMF se orienta hacia el sur con respecto al campo magnético terrestre. Si este campo orientado hacia el sur es suficientemente intenso y persiste durante un período prolongado, la reconexión magnética puede producirse de forma más eficiente en la magnetopausa, aumentando la probabilidad de que se produzcan tormentas geomagnéticas.
Las gráficas muestran la dirección del IMF, expresada mediante el ángulo de reloj, y la intensidad del campo magnético, representada por la longitud de la aguja del reloj. En esta representación, el reloj cambia a color rojo cuando el IMF está orientado hacia el sur y su magnitud alcanza al menos 15 nT, destacando condiciones que pueden favorecer un mayor acoplamiento entre el viento solar y la magnetosfera terrestre. Si persiste un IMF intenso y orientado hacia el sur, la reconexión magnética en la magnetopausa del lado diurno puede transferir mayores cantidades de energía del viento solar hacia la magnetosfera. Esta energía puede intensificar las corrientes magnetosféricas e ionosféricas, aumentar la actividad auroral y, bajo condiciones suficientemente intensas y prolongadas, contribuir al desarrollo de una tormenta geomagnética.
- 0°: Bz del IMF orientada hacia el norte (+Bz)
- 90°: By del IMF positiva (+By)
- 180°: Bz del IMF orientada hacia el sur (−Bz)
- 270°: By del IMF negativa (−By)
Estado de la magnetopausa
La magnetopausa es el límite que separa la magnetosfera terrestre del plasma del viento solar circundante. En el lado de la Tierra orientado hacia el Sol, su posición varía en respuesta a las condiciones del viento solar y normalmente se encuentra a una distancia de aproximadamente 10 radios terrestres (10 RE) desde el centro de la Tierra. Los aumentos de la presión dinámica del viento solar comprimen la magnetosfera en el lado diurno y desplazan la magnetopausa hacia la Tierra. Durante condiciones suficientemente perturbadas, la magnetopausa puede aproximarse a la órbita geosíncrona o incluso situarse por debajo de ella, localizada aproximadamente a 6,6 RE (unos 36.000 km de altitud), exponiendo potencialmente los satélites geosíncronos a la magnetocapa o, en casos extremos, al entorno del viento solar.
En ambas figuras, la Tierra se encuentra en el centro y el Sol está situado a la izquierda (no se muestra), por lo que el viento solar fluye aproximadamente de izquierda a derecha. La figura de la izquierda muestra la magnetosfera en el plano ecuatorial (X–Y), vista desde encima del Polo Norte, mientras que la figura de la derecha muestra una sección meridional (X–Z), aproximadamente perpendicular al plano ecuatorial.
El viento solar se aleja del Sol a velocidades supersónicas y, normalmente, superalfvénicas con respecto a la Tierra, dando lugar a la formación de una onda de choque por delante de la magnetosfera. Cuando el viento solar atraviesa esta onda de choque, reduce su velocidad, aumenta su temperatura y densidad, y es desviado alrededor de la magnetosfera terrestre a través de la magnetocapa. En el lado diurno, la magnetopausa se forma en la zona donde la presión total del plasma del viento solar tras atravesar la onda de choque, junto con la presión de su campo magnético, se equilibra con la presión existente en el interior de la magnetosfera terrestre. Por tanto, los cambios en la presión dinámica del viento solar pueden desplazar la magnetopausa hacia el interior o hacia el exterior.
Sistema Australiano de Alertas de Meteorología Espacial: Modelo de la magnetopausa.
El sitio web HF Radio & Space Weather es un recurso para el análisis operativo de la meteorología espacial y del estado de la propagación en la banda de HF.
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