(Este artículo ilustra el tema del que nos hablan ahora los mensajes del cielo, una tormenta solar producida por la expulsión de masa coronal que destroza la magnetosfera y produce tormentas geomagnéticas, unas alteraciones del magnetismo terrestre que confunde los instrumentos de navegación de los aviones y podría explicar los accidentes redientes de dos Airbus.)
Nuestra tormentosa estrella
El Sol no emite energía de manera uniforme, Sino que presenta fenómenos desconcertantes
Silbia López de Lacalle.
Madrid, 19 jun (El País).- En 1989, toda la provincia de Quebec, en Canadá, sufrió un apagón general de nueve horas que afectó a millones de personas. Mientras, en California, las puertas de los garajes se abrían y cerraban sin cesar. Y en el norte de España se observaban llamaradas rojizas en el cielo que se confundieron con extraterrestres e incendios y resultaron ser auroras. ¿El culpable? Pues a 150 millones de kilómetros: el Sol.
Y es que el Sol no emite energía de manera uniforme, sino que presenta fenómenos desconcertantes. Para empezar tiene manchas o regiones algo más frías que, en comparación con el resto de la superficie, vemos oscuras. Además, bastante a menudo sufre fulguraciones, explosiones que liberan la energía de millones de bombas de hidrógeno en pocos minutos. O de repente expulsa al espacio enormes burbujas de gas, las llamadas eyecciones de masa coronal, que despiden de media unos 1.600 millones de toneladas de materia. Y estos fenómenos, que se agrupan en lo que se conoce como actividad solar, presentan una recurrencia periódica de once años: al comienzo del ciclo la actividad es reducida (pocas manchas, pocas fulguraciones. ..) y aumenta hasta llegar al máximo. Raro, ¿verdad? Pero lo mejor es que todo ello se puede explicar con una causa común, el campo magnético.
Como un plasma
Para entender cómo se produce el campo magnético solar hay que conocer algunos de los rasgos de nuestra estrella: el gas que lo compone está tan caliente que se configura como un plasma, una forma de materia en la que los electrones se han separado de los núcleos de los átomos. Precisamente el movimiento acelerado de partículas cargadas genera campo magnético, y en el Sol prácticamente nada está quieto: rota, pulsa, y en una zona interna incluso burbujea de forma similar al agua hirviendo (grandes burbujas de gas caliente ascienden hacia la superficie, donde se enfrían y vuelven a descender).
Aunque posiblemente todos estos movimientos contribuyan a la creación del campo magnético, se cree que hay una región clave, justo debajo de la zona donde el gas está en ebullición (o zona convectiva), donde se produce un cambio dramático relacionado con la rotación de la estrella que genera y amplifica ese campo. El Sol presenta lo que se conoce como rotación diferencial, que consiste en que las regiones ecuatoriales rotan más rápido, con un periodo de veintiséis días, que los polos, que completan una vuelta en más de treinta días. Esto es algo típico de las estrellas al ser cuerpos gaseosos, pero en el Sol esa rotación diferencial sólo se produce hasta cierta profundidad: si dibujamos una trayectoria desde la superficie del Sol hasta su núcleo, a partir del 28% de ese camino se pierden las diferencias entre el ecuador y los polos y el Sol gira como si fuera un cuerpo sólido. Para visualizarlo podríamos pensar en el Sol como una matrioska, esa muñeca rusa que contiene otra en su interior: la de dentro gira rígidamente cada veintiocho días, mientras que la de fuera anda más desordenada, con la cabeza y los pies girando cada treinta días y la barriga cada veintiséis. Incluso los profanos podemos imaginar que ahí tiene que ocurrir algo, y los científicos creen que las fuerzas generadas por el "encontronazo" de ambos tipos de rotación constituyen el origen del magnetismo solar.
Campo magnético
Ahora, ¿cómo explicamos la actividad solar con su magnetismo? Un campo magnético se define con líneas de fuerza que, en condiciones normales, deberían unir directamente los dos polos, el sur y el norte. Pero como el Sol rota más velozmente en el ecuador que en los polos, esas líneas de campo magnético se van torciendo y curvando en el ecuador en dirección este oeste, hasta tal punto que las líneas emergen a la superficie y forman bucles magnéticos, en cuya base suelen hallarse las manchas. Ya hemos comentado que se trata de regiones más frías, y ese descenso de la temperatura se debe a que el campo magnético bloquea el transporte de energía hacia la superficie. Y ahí no queda todo, porque la mayoría de los fenómenos violentos que hemos descrito al principio, las fulguraciones y eyecciones, se localizan en regiones con manchas, o más magnetizadas. De hecho, se cree que las fulguraciones se deben a la liberación repentina de la energía acumulada en líneas de campo magnético sometidas a una fuerte torsión. Fue, precisamente, una intensa fulguración la que produjo en 1989 la tormenta magnética que dejó a oscuras a todo Quebec, además de producir errores en los satélites espaciales e interferencias en las comunicaciones por radio.
La visión global
Aún no disponemos de una visión global del campo magnético solar que explique, entre otras cosas, por qué ocurren los ciclos y por qué cada once años, por qué las manchas tienden hacia el ecuador a medida que el ciclo avanza o por qué los polos magnéticos se invierten durante el máximo solar (la última inversión, en 2001, hizo que el polo norte magnético, que se hallaba en el norte geográfico, pasara al sur). Entender todo esto ayudará a conocer cómo influye la actividad solar en nuestro planeta y podrá aplicarse al estudio del campo magnético de otras estrellas. Y para ello hay que estudiar a fondo incluso las regiones "tranquilas" , ya que hace pocos años se hallaron puntos brillantes en zonas sin actividad que resultaron ser también concentraciones de campo magnético. Seguro que la misión SUNRISE, el telescopio que viajó la semana pasada en globo desde Suecia hasta Canadá con el magnetógrafo IMaX a bordo, no se deja nada en el tintero y nos permitirá conocer mejor a nuestra atormentada estrella.
(Silbia López de Lacalle pertenece al Instituto de Astrofísica de Andalucía IAA-CSIC)
Expulsión de masa coronal
Se denomina expulsión de masa coronal a una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar, que ocurre cada 11 años. Esta onda es muy peligrosa ya que, si llega a la Tierra y su campo magnético está orientado al sur, puede dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación, además de reducir el campo magnético de la Tierra por un periodo de tiempo. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Sin embargo, si está orientado al norte, rebotará inofensivamente en la magnetosfera.
Tormenta geomagnética
Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la magnetosfera terrestre. Asociada a una eyección de masa coronal (CME), un agujero en la corona o una llamarada solar, es una onda de choque de viento solar que llega entre 24 y 36 horas después del suceso. Esto solamente ocurre si la onda de choque viaja hacia la Tierra. La presión del viento solar sobre la magnetosfera aumentará o disminuirá en función de la actividad solar. La presión del viento solar modifica las corrientes eléctricas en la ionosfera. Las tormentas magnéticas duran de 24 a 48 horas, aunque pueden prolongarse varios días.
Etapas
Etapas de una tormenta solar, siendo A la Erupción solar, B la Tormenta de radiación y C la CME. La erupción solar: Es capaz de romper las comunicaciones, y sólo le toma 8 minutos en llegar. Hace que la atmósfera se expanda hasta las órbitas de los satélites, altere sus órbitas y haga que estos caigan a la Tierra.
Segunda. etapa - Tormenta de Radiación:Un bombardeo de radiación que puede freir los circuitos eléctricos y atacar a las personas indefensas; aunque la atmósfera y la magnetósfera actúan a modo de escudo para evitar este tipo de efectos.
Tercera. etapa - CME (del inglés: Eyección de Masa Coronal): Esta es la onda más peligrosa, daña a los satélites, todos los transformadores eléctricos por los que pase electricidad y las comunicaciones en todo el planeta. Si está orientada al norte, rebotará en la magnetosfera; si está orientada hacia el sur, causará una catástrofe global.
Erupción solar
Una erupción solar es una violenta explosión en la atmósfera del Sol con una energía equivalente a decenas de millones de bombas de hidrógeno. Las erupciones solares tienen lugar en la corona solar y la cromosfera, calentando plasma a decenas de millones kelvin y acelerando los electrones, protones e iones más pesados resultantes a velocidades cercanas a la de la luz. Producen radiación electromagnética en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, desde largas ondas de radio a los más cortos rayos gamma. La mayoría de las erupciones suceden alrededor de manchas solares, donde emergen intensos campos magnéticos de la superficie del Sol hacia la corona. La eficiencia energética asociada con las erupciones solares podría tardar horas o días en acumularse, pero la mayoría de las erupciones tardan sólo unos minutos en liberar su energía.
Las erupciones solares se observaron por primera vez en el Sol en 1859. Se han observado erupciones estelares en otras estrellas.
La frecuencia de estos sucesos varía, de varios al día cuando el Sol está particularmente "activo" a menos de una semanal cuando está "tranquilo". La actividad solar varía en un ciclo de 11 años (el ciclo solar). En la cúspide del ciclo suele haber más manchas en el Sol, y por tanto más erupciones solares.
Las erupciones solares se clasifican como A, B, C, M o X dependiendo del pico de flujo de rayos X (en vatios por metro cuadrado, W/m2) de 100 a 800 picómetros en las inmediaciones de la Tierra , medidos en la nave GOES. Cada clase tiene un pico de flujo diez veces mayor que la anterior, teniendo las erupciones de clase X un pico del orden de 10-4 W/m2. Dentro de una clase hay una escala lineal de 1 a 9, así que una erupción X2 tiene dos veces la potencia de una X1, y es cuatro veces más potente que una M5. Las clases más potentes, M y X, están asociadas a menudo con varios efectos en el entorno espacial cercano a la Tierra. Aunque se suele usar la clasificación GOES para indicar el tamaño de una erupción, es sólo una medición.
Dos de las erupciones GOES más grandes fueron los eventos X20 (2 mW/m2) registrados el 16 de agosto de 1989 y el 2 de abril de 2001. Sin embargo, estos dos eventos fueron eclipsados por una erupción el 4 de noviembre de 2003, que ha sido la erupción de rayos X más potente jamás registrada. Al principio se la clasificó como una X28 (2.8 mW/m2). Sin embargo, los detectores de GOES quedaron saturados durante el pico de la erupción, y actualmente se piensa que realmente estuvo entre X40 (4.0 mW/m2) y X45 (4.5 mW/m2), basándose en la influencia del evento sobre la afmósfera terrestre (véase [1]). La erupción se originó en la región de manchas 10486, que se muestra en la ilustración anterior varios días después del evento.
Se cree que la erupción más poderosa de los últimos 500 años sucedió en septiembre de 1859: fue observada por el astrónomo británico Richard Carrington y dejó rastros en el hielo de Groenlandia en forma de nitratos y berilio-10, que permite medir su potencia aún hoy (New Scientist, 2005).
Peligros
Las erupciones solares están asociadas a eyecciones de masa coronal (CME) influyen mucho nuestra meteorología solar local. Producen flujos de partículas muy energéticas en el viento solar y la magnetosfera terrestre que pueden presentar peligros por radiación para naves espaciales y astronautas. El flujo de rayos X de la clase X de erupciones incrementa la ionización de la atmósfera superior, y esto puede interferir con las comunicaciones de radio en onda corta, y aumentar el rozamiento con los satélites en órbita baja, que lleva a decaimiento orbital. La presencia de estas partículas energéticas en la magnetosfera contribuyen a la aurora boreal y a la aurora austral.
Las erupciones solares liberan una cascada de partículas de alta energía conocida como tormenta de protones. Los protones pueden atravesar el cuerpo humano, provocando daño bioquímico. La mayoría de estas tormentas tardan dos o más horas en llegar a la Tierra tras su detección visual. Una erupción ocurrida el 20 de enero de 2005 liberó la concentración de protones más alta medida directamente, que tardó sólo 15 minutos en llegar a la Tierra tras su observación.
El riesgo de irradiación que suponen las erupciones solares y CME es una de las mayores preocupaciones en cuanto a las misiones tripuladas a Marte o a la Luna. Se necesitaría algún tipo de blindaje físico o magnético para proteger a los astronautas. Al principio se creía que éstos tendrían dos horas para alcanzar algún refugio. Basándose en el evento del 20 de enero, podrían tener tan poco como 15 minutos para hacerlo.
Y es que el Sol no emite energía de manera uniforme, sino que presenta fenómenos desconcertantes. Para empezar tiene manchas o regiones algo más frías que, en comparación con el resto de la superficie, vemos oscuras. Además, bastante a menudo sufre fulguraciones, explosiones que liberan la energía de millones de bombas de hidrógeno en pocos minutos. O de repente expulsa al espacio enormes burbujas de gas, las llamadas eyecciones de masa coronal, que despiden de media unos 1.600 millones de toneladas de materia. Y estos fenómenos, que se agrupan en lo que se conoce como actividad solar, presentan una recurrencia periódica de once años: al comienzo del ciclo la actividad es reducida (pocas manchas, pocas fulguraciones. ..) y aumenta hasta llegar al máximo. Raro, ¿verdad? Pero lo mejor es que todo ello se puede explicar con una causa común, el campo magnético.
Como un plasma
Para entender cómo se produce el campo magnético solar hay que conocer algunos de los rasgos de nuestra estrella: el gas que lo compone está tan caliente que se configura como un plasma, una forma de materia en la que los electrones se han separado de los núcleos de los átomos. Precisamente el movimiento acelerado de partículas cargadas genera campo magnético, y en el Sol prácticamente nada está quieto: rota, pulsa, y en una zona interna incluso burbujea de forma similar al agua hirviendo (grandes burbujas de gas caliente ascienden hacia la superficie, donde se enfrían y vuelven a descender).
Aunque posiblemente todos estos movimientos contribuyan a la creación del campo magnético, se cree que hay una región clave, justo debajo de la zona donde el gas está en ebullición (o zona convectiva), donde se produce un cambio dramático relacionado con la rotación de la estrella que genera y amplifica ese campo. El Sol presenta lo que se conoce como rotación diferencial, que consiste en que las regiones ecuatoriales rotan más rápido, con un periodo de veintiséis días, que los polos, que completan una vuelta en más de treinta días. Esto es algo típico de las estrellas al ser cuerpos gaseosos, pero en el Sol esa rotación diferencial sólo se produce hasta cierta profundidad: si dibujamos una trayectoria desde la superficie del Sol hasta su núcleo, a partir del 28% de ese camino se pierden las diferencias entre el ecuador y los polos y el Sol gira como si fuera un cuerpo sólido. Para visualizarlo podríamos pensar en el Sol como una matrioska, esa muñeca rusa que contiene otra en su interior: la de dentro gira rígidamente cada veintiocho días, mientras que la de fuera anda más desordenada, con la cabeza y los pies girando cada treinta días y la barriga cada veintiséis. Incluso los profanos podemos imaginar que ahí tiene que ocurrir algo, y los científicos creen que las fuerzas generadas por el "encontronazo" de ambos tipos de rotación constituyen el origen del magnetismo solar.
Campo magnético
Ahora, ¿cómo explicamos la actividad solar con su magnetismo? Un campo magnético se define con líneas de fuerza que, en condiciones normales, deberían unir directamente los dos polos, el sur y el norte. Pero como el Sol rota más velozmente en el ecuador que en los polos, esas líneas de campo magnético se van torciendo y curvando en el ecuador en dirección este oeste, hasta tal punto que las líneas emergen a la superficie y forman bucles magnéticos, en cuya base suelen hallarse las manchas. Ya hemos comentado que se trata de regiones más frías, y ese descenso de la temperatura se debe a que el campo magnético bloquea el transporte de energía hacia la superficie. Y ahí no queda todo, porque la mayoría de los fenómenos violentos que hemos descrito al principio, las fulguraciones y eyecciones, se localizan en regiones con manchas, o más magnetizadas. De hecho, se cree que las fulguraciones se deben a la liberación repentina de la energía acumulada en líneas de campo magnético sometidas a una fuerte torsión. Fue, precisamente, una intensa fulguración la que produjo en 1989 la tormenta magnética que dejó a oscuras a todo Quebec, además de producir errores en los satélites espaciales e interferencias en las comunicaciones por radio.
La visión global
Aún no disponemos de una visión global del campo magnético solar que explique, entre otras cosas, por qué ocurren los ciclos y por qué cada once años, por qué las manchas tienden hacia el ecuador a medida que el ciclo avanza o por qué los polos magnéticos se invierten durante el máximo solar (la última inversión, en 2001, hizo que el polo norte magnético, que se hallaba en el norte geográfico, pasara al sur). Entender todo esto ayudará a conocer cómo influye la actividad solar en nuestro planeta y podrá aplicarse al estudio del campo magnético de otras estrellas. Y para ello hay que estudiar a fondo incluso las regiones "tranquilas" , ya que hace pocos años se hallaron puntos brillantes en zonas sin actividad que resultaron ser también concentraciones de campo magnético. Seguro que la misión SUNRISE, el telescopio que viajó la semana pasada en globo desde Suecia hasta Canadá con el magnetógrafo IMaX a bordo, no se deja nada en el tintero y nos permitirá conocer mejor a nuestra atormentada estrella.
(Silbia López de Lacalle pertenece al Instituto de Astrofísica de Andalucía IAA-CSIC)
Expulsión de masa coronal
Se denomina expulsión de masa coronal a una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar, que ocurre cada 11 años. Esta onda es muy peligrosa ya que, si llega a la Tierra y su campo magnético está orientado al sur, puede dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación, además de reducir el campo magnético de la Tierra por un periodo de tiempo. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Sin embargo, si está orientado al norte, rebotará inofensivamente en la magnetosfera.
Tormenta geomagnética
Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la magnetosfera terrestre. Asociada a una eyección de masa coronal (CME), un agujero en la corona o una llamarada solar, es una onda de choque de viento solar que llega entre 24 y 36 horas después del suceso. Esto solamente ocurre si la onda de choque viaja hacia la Tierra. La presión del viento solar sobre la magnetosfera aumentará o disminuirá en función de la actividad solar. La presión del viento solar modifica las corrientes eléctricas en la ionosfera. Las tormentas magnéticas duran de 24 a 48 horas, aunque pueden prolongarse varios días.
Etapas
Etapas de una tormenta solar, siendo A la Erupción solar, B la Tormenta de radiación y C la CME. La erupción solar: Es capaz de romper las comunicaciones, y sólo le toma 8 minutos en llegar. Hace que la atmósfera se expanda hasta las órbitas de los satélites, altere sus órbitas y haga que estos caigan a la Tierra.
Segunda. etapa - Tormenta de Radiación:Un bombardeo de radiación que puede freir los circuitos eléctricos y atacar a las personas indefensas; aunque la atmósfera y la magnetósfera actúan a modo de escudo para evitar este tipo de efectos.
Tercera. etapa - CME (del inglés: Eyección de Masa Coronal): Esta es la onda más peligrosa, daña a los satélites, todos los transformadores eléctricos por los que pase electricidad y las comunicaciones en todo el planeta. Si está orientada al norte, rebotará en la magnetosfera; si está orientada hacia el sur, causará una catástrofe global.
Erupción solar
Una erupción solar es una violenta explosión en la atmósfera del Sol con una energía equivalente a decenas de millones de bombas de hidrógeno. Las erupciones solares tienen lugar en la corona solar y la cromosfera, calentando plasma a decenas de millones kelvin y acelerando los electrones, protones e iones más pesados resultantes a velocidades cercanas a la de la luz. Producen radiación electromagnética en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, desde largas ondas de radio a los más cortos rayos gamma. La mayoría de las erupciones suceden alrededor de manchas solares, donde emergen intensos campos magnéticos de la superficie del Sol hacia la corona. La eficiencia energética asociada con las erupciones solares podría tardar horas o días en acumularse, pero la mayoría de las erupciones tardan sólo unos minutos en liberar su energía.
Las erupciones solares se observaron por primera vez en el Sol en 1859. Se han observado erupciones estelares en otras estrellas.
La frecuencia de estos sucesos varía, de varios al día cuando el Sol está particularmente "activo" a menos de una semanal cuando está "tranquilo". La actividad solar varía en un ciclo de 11 años (el ciclo solar). En la cúspide del ciclo suele haber más manchas en el Sol, y por tanto más erupciones solares.
Las erupciones solares se clasifican como A, B, C, M o X dependiendo del pico de flujo de rayos X (en vatios por metro cuadrado, W/m2) de 100 a 800 picómetros en las inmediaciones de la Tierra , medidos en la nave GOES. Cada clase tiene un pico de flujo diez veces mayor que la anterior, teniendo las erupciones de clase X un pico del orden de 10-4 W/m2. Dentro de una clase hay una escala lineal de 1 a 9, así que una erupción X2 tiene dos veces la potencia de una X1, y es cuatro veces más potente que una M5. Las clases más potentes, M y X, están asociadas a menudo con varios efectos en el entorno espacial cercano a la Tierra. Aunque se suele usar la clasificación GOES para indicar el tamaño de una erupción, es sólo una medición.
Dos de las erupciones GOES más grandes fueron los eventos X20 (2 mW/m2) registrados el 16 de agosto de 1989 y el 2 de abril de 2001. Sin embargo, estos dos eventos fueron eclipsados por una erupción el 4 de noviembre de 2003, que ha sido la erupción de rayos X más potente jamás registrada. Al principio se la clasificó como una X28 (2.8 mW/m2). Sin embargo, los detectores de GOES quedaron saturados durante el pico de la erupción, y actualmente se piensa que realmente estuvo entre X40 (4.0 mW/m2) y X45 (4.5 mW/m2), basándose en la influencia del evento sobre la afmósfera terrestre (véase [1]). La erupción se originó en la región de manchas 10486, que se muestra en la ilustración anterior varios días después del evento.
Se cree que la erupción más poderosa de los últimos 500 años sucedió en septiembre de 1859: fue observada por el astrónomo británico Richard Carrington y dejó rastros en el hielo de Groenlandia en forma de nitratos y berilio-10, que permite medir su potencia aún hoy (New Scientist, 2005).
Peligros
Las erupciones solares están asociadas a eyecciones de masa coronal (CME) influyen mucho nuestra meteorología solar local. Producen flujos de partículas muy energéticas en el viento solar y la magnetosfera terrestre que pueden presentar peligros por radiación para naves espaciales y astronautas. El flujo de rayos X de la clase X de erupciones incrementa la ionización de la atmósfera superior, y esto puede interferir con las comunicaciones de radio en onda corta, y aumentar el rozamiento con los satélites en órbita baja, que lleva a decaimiento orbital. La presencia de estas partículas energéticas en la magnetosfera contribuyen a la aurora boreal y a la aurora austral.
Las erupciones solares liberan una cascada de partículas de alta energía conocida como tormenta de protones. Los protones pueden atravesar el cuerpo humano, provocando daño bioquímico. La mayoría de estas tormentas tardan dos o más horas en llegar a la Tierra tras su detección visual. Una erupción ocurrida el 20 de enero de 2005 liberó la concentración de protones más alta medida directamente, que tardó sólo 15 minutos en llegar a la Tierra tras su observación.
El riesgo de irradiación que suponen las erupciones solares y CME es una de las mayores preocupaciones en cuanto a las misiones tripuladas a Marte o a la Luna. Se necesitaría algún tipo de blindaje físico o magnético para proteger a los astronautas. Al principio se creía que éstos tendrían dos horas para alcanzar algún refugio. Basándose en el evento del 20 de enero, podrían tener tan poco como 15 minutos para hacerlo.
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