El sol y la tierra; una relación tormentosa

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1 El Sol y la Tierra : una relación tormentosa El sol y la tierra; una relación tormentosa E L S O L Y L A T I E R R A. U N A R E L A C I Ó N T O R M E N T O S A Autores: JAVIER A. OTAOLA / BLANCA MENDOZA / ROMÁN PÉREZ COMITÉ DE SELECCIÓN EDICIONES PREFACIO I. SOBRE EL SOL, LA TIERRA Y AQUELLO QUE LOS RODEA II. DE LOS TIEMPOS Y ESCALAS DE LAS VARIACIONES EN EL SOL Y SU REPERCUSIÓN EN EL SISTEMA TERRESTRE III. DE LA TIERRA COMO UN ARCHIVO QUE PRESERVA LA HISTORIA DE LA ACTIVIDAD SOLAR IV. EL CAMPO GEOMAGNÉTICO: UN ELEMENTO IMPORTANTE EN LAS RELACIONES SOLAR-TERRESTRES V. EL INQUIETO SOL Y LA ATMÓSFERA TERRESTRE VI. EN BÚSQUEDA DE UNA CONEXIÓN CLIMÁTICA VII. EPÍLOGO LECTURAS SUGERIDAS CONTRAPORTADA

2 C O M I T É D E S E L E C C I Ó N Dr. Antonio Alonso Dr. Juan Ramón de la Fuente Dr. Jorge Flores Dr. Leopoldo García-Colín Scherer Dr. Tomás Garza Dr. Gonzalo Halffter Dr. Guillermo Haro Dr. Jaime Martuscelli Dr. Héctor Nava Jaimes Dr. Manuel Peimbert Dr. Juan José Rivaud Dr. Emilio Rosenblueth Dr. José Sarukhán Dr. Guillermo Soberón Coordinadora Fundadora: Física Alejandra Jaidar Coordinadora: María del Carmen Farías E D I C I O N E S Primera edición, 1993

3 La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo de Cultura Económica, al que pertenecen también sus derechos. Se publica con los auspicios de la Subsecretaría de Educación Superior e Investigación Científica de la SEP y del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología. D. R FONDO DE CULTURA ECONÓMICA, S. A. de C. V. Carretera Picacho-Ajusco 227; México, D.F. ISBN Impreso en México P R E F A C I O La física de las relaciones solar-terrestres, tema de este libro, es una ciencia relativamente nueva, que empezó a desarrollarse hace tres décadas y adquirió identidad propia poco después del Año Geofísico Internacional (1957). Puede definirse como el estudio de la generación, flujo y disipación de energía, así como la transferencia de masa, en el sistema solar-terrestre (la cadena de regiones acopladas se extiende desde la fotosfera solar 1 hasta la atmósfera terrestre), incluyendo los mecanismos de interacción más importantes (físicos y químicos) y sus efectos en el entorno terrestre. Por su naturaleza, la física de las relaciones solar-terrestres está íntimamente ligada a la astrofísica, a la física de plasmas espaciales y a la física y química atmosféricas. Su repertorio de técnicas de observación incluye mediciones en el espacio y la alta atmósfera mediante el uso de vehículos espaciales, cohetes y globos sonda; mediciones con diversos instrumentos en la superficie; y percepción remota de la superficie hacia arriba y del espacio hacia abajo. La parte teórica incluye estudios analíticos de la física de plasmas y la propagación de ondas, modelación numérica y simulación (experimentos computacionales). Como campo científico con una identidad claramente definida y objetivos precisos, y un gran número de investigadores, la física de las relaciones solar-terrestres ha dejado de ser una rama de la astrofísica, de las ciencias espaciales, o de las atmosféricas; hoy se le considera como una fusión sinérgica de elementos extraídos por separado de cada una de aquellas disciplinas.

4 Las relaciones solar-terrestres o estudio sistemático del Sol y el medio interplanetario ha permitido reconocer en los últimos años que la actividad solar desempeña un papel predominante en diversos fenómenos que ocurren y observamos en el entorno terrestre, tales como tormentas magnéticas, 2 auroras, perturbaciones ionosféricas, 3 variaciones importantes en la intensidad de la radiación cósmica detectada en la superficie y en los vehículos espaciales, 4 así como en los cambios de temperatura en la alta atmósfera y muy probablemente también en las alteraciones climáticas. Es el propósito del presente libro dar al lector un panorama general de lo que son las relaciones solar-terrestres, y lo complicado de su carácter. En un sistema tan complejo como el solar-terrestre (Sol, heliosfera, magnetosfera, ionosfera y atmósfera), las conexiones mutuas entre las varias regiones que lo componen y los mecanismos a través de los cuales se transfiere energía en el sistema, obviamente no son tan simples, de ahí que su estudio haya que enfocarlo en su totalidad, es decir, como un complejo sistema interactivo cuyo comportamiento global a menudo difiere drásticamente de la simple superposición de sus partes. Es por esto que las relaciones solarterrestres están consideradas como uno de los temas científicos de cooperación internacional más ambiciosos en la actualidad. I. S O B R E E L S O L, L A T I E R R A Y A Q U E L L O Q U E L O S R O D E A NUESTRO planeta, que se encuentra inmerso en el medio dominado por el material y la radiación que emite el Sol hacia el espacio es, junto con el resto de los planetas del Sistema Solar, grandemente influenciado por este astro. Así, no obstante que nuestra estrella ha mantenido su luminosidad 5 prácticamente constante por varios miles de millones de años, permitiendo el desarrollo de la vida en la Tierra, el balance del ecosistema existente es sumamente frágil por lo que aun pequeñas variaciones en la cantidad de radiación y partículas que recibimos del Sol, tienen un efecto significativo en nuestro medio ambiente. El sistema solar-terrestre puede considerarse constituido por cuatro componentes principales: el Sol, el medio interplanetario con sus diferentes poblaciones de partículas y campos, la magnetosfera o cavidad dominada por el campo magnético de la Tierra y la atmósfera terrestre. A este sistema hay que agregar toda una serie de agentes externos como los rayos cósmicos, partículas de muy alta energía

5 capaces de atravesar todo el medio interplanetario, 6 el campo geomagnético y la alta atmósfera, antes de interaccionar con los núcleos atmosféricos de la baja atmósfera y generar otras componentes (véase el capítulo III), los meteoritos que logran llegar hasta la superficie del planeta e incluso el medio interestelar a través del cual se mueve nuestro Sistema Solar en la Galaxia. En general, la compresión global del sistema constituido por la Tierra y sus alrededores en todas las escalas del tiempo desde los largos periodos entre las eras glaciales hasta los fenómenos transitorios cuya duración puede ser de tan sólo unas horas, es una cuestión sumamente compleja e interdisciplinaria. Cualquier cambio detectable en el sistema es, en última instancia, resultado de la interacción, la retroalimentación o incluso la posible amplificación de muchos factores causantes. EL SOL Más que el Sol mismo, la principal actriz de nuestro drama es su actividad. De esta manera, para propósitos de las relaciones Sol- Tierra, baste decir que el Sol es una gran esfera luminosa de gas 7 capaz de enviar hacia el exterior toda clase de radiaciones: desde las de muy baja energía, como las ondas de radio, hasta las más penetrantes como los rayos gamma, así como partículas energéticas y plasma, 8 este último en forma de haces el viento solar que llenan todo el Sistema Solar y se extienden hasta mucho más allá de sus límites, creando lo que se conoce como la heliosfera. 9 El Sol es una estrella enana de color amarillo, miembro de uno de los más numerosos tipos de estrellas, las del tipo espectral G2, que se mantiene unida por su propio campo gravitacional 10 y presiones internas como la del plasma y la de radiación. Tiene un radio de km, es decir, 109 veces el radio de la Tierra, que tiene alrededor de km, y rota sobre su propio eje en aproximadamente 27 días (como veremos en la próxima sección, el Sol tiene una rotación que varía con la latitud y a la que se le conoce como rotación diferencial). El interior está formado por tres capas: el núcleo, la zona radiativa y la zona convectiva, mientras que la atmósfera se divide en: fotosfera, cromosfera, zona de transición y corona. Todas estas regiones se ilustran en la figura 1.

6 Figura 1. Estructura interna del Sol, así como algunas otras estructuras de su atmósfera. En el núcleo la densidad y la presión son tan altas que dan lugar a una temperatura de 15 a 16 millones de grados, suficiente para que se lleven a cabo reacciones nucleares. La fusión, es decir la combinación nuclear de átomos ligeros para crear elementos más pesados, es seguramente la fuente de la enorme cantidad de energía que fluye del interior a la superficie del Sol de donde escapa hacia el espacio prácticamente sin obstáculo, ya que los gases superiores de la atmósfera son casi transparentes a esa radiación. En el núcleo del Sol, la energía liberada en las reacciones nucleares es en forma de rayos X de alta energía. Debido a la interacción de la radiación con la materia, aquélla va perdiendo energía mientras se abre paso hacia el exterior y va interaccionando con los componentes del medio. El transporte de energía hacia el exterior se lleva a cabo mediante dos tipos de procesos: primero por transferencia de radiación, es decir, al absorberse, dispersarse y reemitirse la misma en parte del interior solar (de ahí el nombre de zona radiativa) y luego por convección en la parte externa, por debajo de la superficie del Sol, donde la convección es más efectiva que la transferencia radiativa. La energía es llevada hacia arriba por el gas caliente ascendente; la energía se difunde a medida que el gas ascendente se expande y entonces el gas se enfría y desciende. A esta capa del Sol se le conoce como zona convectiva y se extiende desde unos 8 décimos de radio solar hasta la superficie (véase la figura 1). Debido a la rotación del Sol, en el gas ionizado o plasma, tanto del núcleo como de la zona convectiva, se generan corrientes eléctricas.

7 Estas, a su vez, dan lugar a un campo magnético general de forma dipolar. 11 Este campo, en la superficie del Sol, alrededor de las regiones polares, tiene una intensidad de alrededor de 2 gauss 12 (alrededor de seis veces más intenso que el de la Tierra en el ecuador, es decir 0.3 gauss). En la zona convectiva, donde los movimientos del material son complicados por el movimiento vertical que ya mencionamos, las líneas de campo magnético se tuercen y enredan. Esto da lugar a burbujas en las que el campo magnético es más intenso. Estos intensos campos inhiben el movimiento del material en el interior de la burbuja provocando dentro de ella una disminución en la presión del gas. Como consecuencia, las burbujas suben a la superficie y penetran en la atmósfera del Sol. Como mencionamos con anterioridad, la atmósfera solar se divide en varias capas. Primero se encuentra la fotosfera que se puede considerar como la superficie del Sol. Es sumamente delgada (aproximadamente 300 km) y es la capa de donde proviene la mayoría de la luz que observamos (de allí su nombre). Su temperatura disminuye con la altura, desde unos K en su base hasta unos K en la parte superior, con una temperatura media de aproximadamente grados. En fotografías de buena resolución, la fotosfera aparece como una región granulada que se asemeja a una salsa de tomate en ebullición. Por arriba de la fotosfera la densidad del gas decrece rápidamente. La región desde la "superficie" de la fotosfera hasta una altura de aproximadamente km es la que conocemos como cromosfera. Comienza en donde el gas alcanza una temperatura mínima de K. En esta región se disipa energía mecánica generada probablemente por la convección o la rotación, por lo que la temperatura se incrementa hacia afuera, pasando por la llamada zona de transición, que es una capa delgada, de algunas centenas de kilómetros, en la que la temperatura aumenta bruscamente desde unos K hasta el millón de grados. Una vez que la temperatura alcanza el millón de grados, se tiene la última capa que es la corona, región sumamente tenue que, debido a la alta temperatura, se expande continuamente hacia el espacio formando el viento solar. La temperatura de la corona es casi constante (un millón de grados en el Sol y grados a la altura de la órbita de la Tierra, que está a 150 millones de kilómetros o, lo que es lo mismo, a una unidad astronómica). En la fotosfera y la corona, el campo magnético que emerge genera patrones muy complejos que dan lugar a las manchas solares, regiones activas, grandes arcos coronales y hoyos coronales, de los

8 que hablaremos más adelante. Todos ellos forman parte de lo que conocemos como actividad solar. LA ACTIVIDAD SOLAR Históricamente, las primeras manifestaciones de la actividad del Sol que conocimos en la Tierra, fueron las observaciones de las manchas solares de su superficie. Las manchas son regiones obscuras de la fotosfera, en donde el campo magnético es muy intenso (puede llegar a unos gauss en manchas de gran tamaño, véase la figura 2). La presencia del campo magnético inhibe la circulación de material y las colisiones entre los componentes del mismo, por lo que el gas es varios miles de grados más frío que los alrededores y, por tanto, radia menos hacia el espacio, de ahí que se vean obscuras en contraste con su entorno más brillante. El registro en el tiempo de la presencia de estas manchas, hecho por Galileo en 1610, le permitió no sólo observar que aparecían y desaparecían, sino darse cuenta de su movimiento a través del disco del Sol, con lo que atinadamente dedujo que nuestra estrella rotaba. En efecto, como ya mencionamos, el periodo de rotación del Sol es de aproximadamente 27 días en promedio. Por razones difíciles de entender, los astrónomos descuidaron el estudio del Sol por cerca de dos siglos después del descubrimiento de las manchas solares (entre 1610 y 1612) y fue muchos años después, gracias a las observaciones del farmacéutico alemán Heinrich Schwabe, que se pudo demostrar que la aparición y desaparición de las manchas era un fenómeno cíclico con un periodo de alrededor de 11 años, al que se le conoce como ciclo solar y que veremos con más detalle en el capítulo III.

9 Figura 2. Una mancha solar observada en luz visible. La zona obscura es la umbra, que está rodeada por una zona filamentosa que se conoce como penumbra. El campo magnético en una mancha alcanza los miles de gauss. Debido a que el Sol no es un cuerpo sólido, tiene una rotación que varía con la latitud: en el ecuador tarda menos de 26 días en efectuar una rotación completa, mientras que en las regiones polares le toma casi 35 días. Este fenómeno se llama rotación diferencial. De hecho, la rotación diferencial se da también hacia el interior, tal como lo muestra la nueva rama de la física solar conocida como heliosismología, la cual estudia el interior del Sol a partir de las oscilaciones de la radiación que nos llega y que son el resultado de las oscilaciones propias del Sol como un todo. En la actualidad sabemos que el ciclo de actividad solar es el resultado de la formación y amplificación de complejas regiones de campo magnético en la zona convectiva. La interacción entre la rotación diferencial y los movimientos convectivos en el interior del Sol tuercen las líneas de campo magnético, inicialmente en dirección norte-sur (poloidal, figura 3(a)) alrededor del Sol, en un campo acimutal amplificado (toroidal, figura 3(b)). Este campo toroidal es llevado a la superficie por convección o por un fenómeno de flotación magnética (inestabilidad producida por la rápida caída del campo magnético hacia afuera del campo toroidal). Las columnas de material convectivo que sube o que se hunde son retorcidas debido al efecto de Coriolis, 13 lo que retuerce a las líneas del campo magnético. Estas torceduras se convierten en pequeñas componentes poloidales (figura 3(c)). Los

10 efectos combinados de muchas celdas convectivas subiendo, restablecen, después de 11 años, el campo poloidal original. Figura 3. La interacción entre la rotación diferencial y la convección enreda las líneas del campo magnético poloidal del Sol (a), dando a un campo toroidal (b). De este campo se forman pequeños campos poloidales (c), cuyos efectos combinados restablecen el campo poloidal original. En la cromosfera se observa en la orilla del disco solar o limbo y extendiéndose hacia afuera, en ocasiones por varios cientos de miles de kilómetros, las llamadas protuberancias solares (figura 4). Aparecen como flamas rosadas que se proyectan mucho más allá del limbo y consisten de filamentos de gas incandescente entrelazados. En la corona, el campo magnético, aunque no es uniforme, presenta características más claras que resultan fáciles de distinguir en fotografías del Sol tomadas con detectores sensibles a los rayos X. En estas fotografías las regiones en donde el campo magnético es cerrado aparecen como zonas claras, las muy brillantes muestran la localización de regiones activas y las partes obscuras muestran las zonas en las que las líneas de campo están abiertas hacia el espacio, a estas últimas se les conoce como hoyos coronales.

11 Figura 4. Una protuberancia es una estructura de plasma que parece flotar sobre la superficie solar. Se observa en el limbo. Las ráfagas son un fenómeno explosivo que se da en las llamadas regiones activas, regiones situadas sobre grupos de manchas en donde las líneas del campo magnético son cerradas, siendo éste muy intenso (varios miles de gauss) y sumamente complejo. Estas regiones corresponden a las zonas brillantes que se observan en las fotografías de rayos X. La razón de que sean tan brillantes es que contienen material a temperaturas sumamente altas que emiten rayos X. En una ráfaga se libera una gran cantidad de energía en un tiempo muy corto (hasta una décima parte de toda la energía que emite el Sol cada segundo, la cual es a su vez equivalente a unas cien millones de bombas H de 100 megatones cada una). La energía de una ráfaga nos llega a la Tierra en forma de radiación, partículas de alta energía y plasma rápido (1 000 km/s en lugar de los 450 km/s del viento solar normal). Finalmente, los hoyos coronales tienen una emisión de rayos X sumamente baja debido a que el material puede moverse libremente, por lo que escapa rápidamente al espacio en forma de viento solar. Se sospecha en la actualidad que los hoyos coronales producen erupciones energéticas de viento solar que pueden llegar hasta cerca de los km/s. Durante épocas alrededor del mínimo de actividad solar, estos hoyos coronales ocupan grandes regiones y están centrados en los polos del Sol. En tiempos más activos, los hoyos polares se contraen y aparecen hoyos pequeños durante periodos generalmente muy cortos (de horas a días) en otras latitudes heliográficas. Las protuberancias, las ráfagas y los menos conspicuos hoyos coronales son, como ya mencionamos, consecuencia de la geometría tan compleja que presenta el campo magnético solar en la atmósfera del Sol y son, junto con las manchas, los fenómenos visibles más comunes de la actividad solar. EL MEDIO INTERPLANETARIO. EL VIENTO SOLAR El viento solar, que no es más que la expansión supersónica de la atmósfera más alta del Sol (la corona), tiene una velocidad que aumenta hasta alrededor de 400 km/s a una altura de un millón de kilómetros sobre la superficie solar (comparado con los alrededor de 30 km/s con que se mueve la Tierra en su órbita alrededor del Sol), y se mantiene aproximadamente constante hasta los límites de la heliosfera. De esta manera, el viento solar transporta parte de la energía del Sol hacia el espacio. No obstante que esta energía sólo es de alrededor de una diez mil millonésima de toda la energía que emite el Sol en forma de radiación, la cual es del orden de 2 x 10³³ ergs, pequeñas perturbaciones en el flujo del viento solar tienen, como

12 veremos más adelante, consecuencias apreciables en el entorno terrestre. Este plasma, constituido por partículas cargadas eléctricamente que normalmente se encuentran atrapadas por el Sol a causa de su gravedad, escapa de éste debido a la altísima temperatura que alcanza la corona, por arriba del millón de grados, y se precipita hacia afuera a velocidades supersónicas. En ocasiones, la velocidad del viento solar puede alcanzar los km/s o más a la altura de la órbita de la Tierra. Este flujo de alta velocidad envuelve nuestro planeta y perturba su campo magnético. El plasma del viento solar es tan poco denso que sus partículas atraviesan la distancia del Sol a la Tierra (una unidad astronómica) casi sin colisiones; en contraste, las moléculas del aire a nuestro alrededor se mueven apenas unas millonésimas de centímetro cuando chocan una con otra. A la altura de la órbita de la Tierra el viento solar tiene una densidad de 10 partículas por cm³. Aunque fluye continuamente, su densidad y velocidad cambian constantemente. El origen de estas fluctuaciones parece estar asociado con los hoyos coronales. De medidas realizadas por los satélites artificiales Viajero y Pionero, sabemos que la región del espacio que controla el Sol a través del viento solar, la heliosfera, se extiende más allá de 50 unidades astronómicas (es decir, más de cincuenta veces la distancia promedio del Sol a la Tierra). A medida que el Sol rota, cada partícula que escapa de su dominio gravitacional se lleva consigo una pequeña fracción de momento angular 14 de la estrella. La acción combinada de todas las partículas del viento solar hace más lenta la rotación solar. EL CAMPO MAGNÉTICO INTERPLANETARIO Debido a que el plasma de viento solar tiene una conductividad eléctrica 15 muy alta, el campo magnético del Sol se desplaza con el viento, siguiéndolo en su expansión por el medio interplanetario, como si se encontrara "pegado" a él. Así pues, el campo magnético que llega a la Tierra junto con el viento solar, al que se conoce como campo magnético interplanetario, no es más que la extensión del campo magnético del Sol. El campo magnético general del Sol es, como ya indicamos, de tipo dipolar. El viento solar expande este campo de tal manera qué, a grandes distancias del Sol, las líneas del campo magnético que salen del hemisferio norte del Sol están separadas de las que regresan a éste, en el hemisferio sur, por una delgada hoja de corriente una capa magnéticamente neutra a lo largo de la cual puede fluir

13 libremente una corriente151 que se encuentra cercana al plano ecuatorial del Sol. Debido a la rotación del Sol, las líneas de campo se deforman para dar lugar a lo que se conoce como espirales de Arquímedes, las cuales se muestran en la figura 5. Las primeras observaciones de esta estructura también mostraron que el campo magnético interplanetario presentaba sectores de polaridad diferente (indicadas en la figura con los signos + y -), los cuales variaban según la época de observación a lo largo del ciclo solar. Figura 5. Estructura sectorial del campo magnético interplanetario tal como fue deducida por el satélite IMP-1. Los signos + corresponden al campo magnético dirigido fuera del Sol, y los signos - al campo dirigido hacia el Sol. Ahora sabemos que esta simple estructura sectorial tiene una forma tridimensional mucho más interesante. Si el flujo del viento solar fuera uniforme e igual en ambos hemisferios, la hoja de corriente se encontraría cercana al plano de la eclíptica. 16 Sin embargo, debido a que los ejes magnético y de rotación del Sol no coinciden, la hoja de corriente no es plana sino que se encuentra ondulada hacia arriba y hacia abajo según se extiende en el medio interplanetario (véase la figura 6). Como resultado, el campo en cualquier punto en el plano de la eclíptica no es una espiral plana sino que puede estar dirigida hacia arriba o hacia abajo a ángulos tan grandes como 30 con respecto a la eclíptica. Esta hoja de corriente ondulada pasa entonces a través de la Tierra como la falda ondulante de una bailarina.

14 Figura 6. La extensión del campo magnético del Sol hacia el espacio genera una hoja de corriente eléctrica entre campos magnéticos en la misma dirección, pero opuestos en sentido, razón por la cual se le denomina hoja de corriente neutra. El hecho de que el eje de rotación del Sol no coincida con el eje magnético hace que la hoja de corriente tome la forma de una "falda de bailarina". La estructura sectorial del campo magnético interplanetario se deriva ahora del paso de la hoja de corriente ondulada por la Tierra cada 27 días, es decir, un periodo de rotación del Sol. En cada cruce, la polaridad magnética cambia de positiva a negativa o viceversa, dependiendo de que la Tierra se encuentre por arriba o por abajo de la hoja de corriente. De una rotación a la siguiente, el tamaño de cada sector puede variar al igual que la inclinación u ondulación de la hoja. No obstante las diferencias con el punto de vista anterior, los efectos del cruce de la hoja de corriente por la Tierra, o sea de un sector magnético a otro, siguen siendo los mismos. Durante el mínimo de manchas, el doblamiento de la hoja de corriente es pequeño, pero en los periodos de alta actividad solar, la hoja de corriente se deforma apreciablemente de tal manera que en ocasiones alcanza latitudes de hasta 60 grados. Cada once años, pasando el máximo solar, la polaridad del dipolo solar se invierte e igualmente la heliosfera se ve modificada. A medida que el viento solar se lleva consigo los campos magnéticos del ecuador solar hacia el espacio interplanetario, la rotación solar se encarga, como vimos antes, de darles forma de espiral. En los polos solares, en donde no existe el efecto de la rotación, los campos magnéticos son probablemente radiales. Si son radiales (cosa que se espera comprobar cuando el satélite Ulises 17 pase sobre ambos polos del Sol), no darán lugar a las formas complejas que se observan en el plano de la eclíptica y serán, por tanto, más fáciles de entender. El patrón de campo magnético que se encuentra en un volumen de espacio interplanetario está determinado por dos factores: los patrones

15 presentes en el Sol (que dependen fuertemente de la latitud solar) y la manera en que estos patrones son arrastrados por el viento solar. Finalmente, el campo magnético interplanetario no es uniforme sino que contiene irregularidades de diferentes tamaños e intensidades. Estas irregularidades también difieren según la época dentro del ciclo solar y son de suma importancia porque controlan la llegada de los rayos cósmicos a la Tierra, y son también "agentes" importantes en la interacción del viento solar con los campos magnéticos de los diferentes objetos planetarios (véase el capítulo IV). LA MAGNETOSFERA DE LA TIERRA A su paso por el medio interplanetario ese plasma magnetizado que es el viento solar encuentra un obstáculo en el campo magnético de la Tierra, al cual no puede penetrar, por lo que sufre una deflexión que deja una cavidad en forma de cometa (véase la figura 18, capítulo IV). En condiciones normales, el frente de la cavidad se encuentra a una distancia de alrededor de diez radios terrestres (un radio terrestre es igual a km) de la Tierra y su cola se extiende más allá de la órbita de la Luna, como a unos mil radios terrestres. La cavidad del campo geomagnético o magnetosfera, es una región de plasma que contiene partículas cargadas de un gran rango de energías, desde los cientos hasta los millones de electrón volts (un electrón volt es la energía cinética que adquiere un electrón al ser acelerado en un campo eléctrico producido por una diferencia de potencial de un volt). Como puede apreciarse en la figura, frente a la magnetosfera se localiza una región muy extensa en la que la densidad, velocidad y presión, del gas y del campo magnético, sufren un salto brusco: una onda de choque. Ésta es una discontinuidad generada por el hecho de que el viento solar se mueve a velocidades supersónicas (de la misma manera que ocurre cuando un avión, en su vuelo por el aire, rebasa la velocidad del sonido). En el capítulo IV se describirá la magnetosfera con mayor detalle. LA ATMÓSFERA TERRESTRE. COMPOSICIÓN QUÍMICA DE LA ATMÓSFERA La atmósfera es la envolvente gaseosa de nuestro planeta, a la que comúnmente llamamos aire. Consiste de: 1) una mezcla de gases que no reaccionan químicamente entre sí, es decir, no dan lugar a otros componentes, 2) vapor de agua, y 3) una gran variedad de partículas en suspensión.

16 CUADRO 1. Composición aproximada del aire de la baja atmósfera de la Tierra Nitrógeno (N 2 ) % Oxígeno (O 2 ) % Argón (A) 0.934% Bióxido carbono (CO 2 ) de 0.033% Otros inertes gases % Hidrógeno (H 2 ) % Metano (CH 4 ) % Óxido (N 2 O) nítrico % La composición química de los gases del aire, los cuales se encuentran en proporciones que no varían apreciablemente alrededor de la Tierra y forman la casi totalidad del volumen de la atmósfera, de la superficie a alturas de aproximadamente 72 km, se da en el cuadro 1. Como puede verse la mayor parte es nitrógeno, alrededor del 78 por ciento, o más de las tres cuartas partes del aire puro seco por volumen. El oxígeno, el segundo compuesto más abundante, constituye aproximadamente el 21 por ciento, o una quinta parte del aire por volumen.

17 Mientras que la mayor parte del nitrógeno es un gas inactivo, el oxígeno, por su parte, es químicamente muy activo, se combina con algunos minerales en el decaimiento de las rocas, con metales en el enmohecimiento, con los combustibles en la combustión, y con los alimentos en proveer calor y energía a los seres vivos. A pesar de su actividad química la cantidad de oxígeno en el aire permanece constante debido a que la cantidad usada la equilibra, de manera exacta, el oxígeno que las plantas arrojan a la atmósfera. Debido a que el nitrógeno y el oxígeno constituyen alrededor del 99 por ciento del aire, los restantes gases listados en el cuadro integran sólo el uno por ciento. El bióxido de carbono, aunque constituye únicamente la 33/1 000 parte de un uno por ciento, es extremadamente importante, tanto en el control del clima como en la subsistencia de la vida en la Tierra. Climáticamente, el bióxido de carbono es importante en las funciones de absorción de calor y como manto aislante que ayuda a regular la temperatura del aire cerca de la superficie de la Tierra. Biológicamente, es esencial para el crecimiento de las plantas. Desde principios de siglo, el bióxido de carbono se ha incrementado en la atmósfera en más de un 10%, debido principalmente a la quema de enormes cantidades de madera, carbón y combustibles fósiles. La segunda mayor componente atmosférica es el vapor de agua, el estado gaseoso del agua en el cual las moléculas de agua tienen la misma libertad de movimiento que, digamos, las moléculas de nitrógeno u oxígeno; por lo tanto, se difunden o mezclan completamente en el aire. El vapor de agua no es visible al ojo humano y no debe ser confundido, por lo tanto, con la niebla o las nubes, las cuales están compuestas de partículas líquidas o sólidas. El vapor de agua proporciona el agua de todas las nubes y la lluvia, y durante su condensación libera calor latente, 18 que suministra la energía para las tormentas. El polvo de la atmósfera lo componen partículas tan pequeñas que, por ejemplo, de ellas colocadas una al lado de otra formarían una línea de poco más de dos centímetros y medio de largo. La mayor parte del polvo atmosférico proviene de la superficie terrestre. El humo de la hierba y los bosques quemados es una importante fuente de ese polvo. Los vientos que soplan sobre las superficies de suelos secos o desérticos levantan, a veces, partículas minerales a miles de metros en el aire. Las erupciones volcánicas contribuyen también a crear nubes de polvo que viajan a grandes alturas alrededor del mundo y pueden ser fácilmente seguidas. La erupción del Chichón, por ejemplo, en marzo de 1982, lanzó cerca de de toneladas de residuos volcánicos a una altura cercana a los 27 km, la mayor nube de polvo volcánico desde la erupción del Katmai en Alaska hace 75 años. El monte Sta. Helena lanzó aproximadamente seis o siete veces más material que el Chichón, pero la erupción de éste tuvo mayores

18 consecuencias atmosféricas. Durante el primer año después de la erupción, el polvo redujo la radiación solar directa en un 25 o 30% sobre una amplia banda de latitudes; la dispersión secundaria, sin embargo, redujo la pérdida total de radiación a tan sólo un 5% o menos. Especialmente importantes en la formación de nubes y en la precipitación pluvial son los pequeñísimos cristales de sal dejados por la evaporación de pequeñas gotas de agua que han sido levantadas por vientos turbulentos de las crestas de las olas. Finalmente, grandes cantidades de partículas sólidas son también añadidas a la atmósfera por la evaporación de los meteoritos al entrar en las capas altas de la atmósfera. ESTRUCTURA DE LA ATMÓSFERA Un importante concepto respecto de la atmósfera terrestre es que consiste de zonas arregladas como capas esféricas de acuerdo con la altura sobre la superficie. La mayoría de esas capas no están bien definidas y sus límites son establecidos arbitrariamente. Debido a que las diferentes propiedades físicas y químicas de la atmósfera dependen de la altura de la capa donde ocurren, el sistema de capas y el nombre que se les da dependen de la clase de propiedades seleccionadas. Una base para describir la estructura de la atmósfera a medida que cambia con el incremento de la altitud es servirse de parámetros como la presión, la densidad, la temperatura y también la composición del aire. La presión decrece paulatinamente con la altura de un valor de 760 mm de Hg al nivel del mar hasta unos 150 km de altura y más allá de ese nivel lo hace más gradualmente (figura 7(a)). La densidad de masa (en g cm -3 ) y el número de densidad (en cm -3 ) decrecen con la altura de la misma manera (figuras 7(b) y 7(c)). La variación de la temperatura, sin embargo, es mucho más complicada; la temperatura T tiene dos mínimos a aproximadamente 15 y 80 km de altura. Por arriba de ese nivel T aumenta monótonamente (figura 7(d)). Con base en la distribución de la temperatura, la atmósfera terrestre se divide en cuatro regiones: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera y la termosfera (figura 7(d)). La troposfera es la región entre la superficie y la tropopausa o "techo del tiempo atmosférico", 19 en que la temperatura decrece constantemente con la altura a razón de unos 6.5 C por cada m de altura. Está caracterizada por una intensa convección o transporte de calor, que tiene lugar por medio del movimiento de materia, y puesto que contiene la casi totalidad del vapor de agua de la atmósfera, en ella se forman casi todas las nubes, la precipitación pluvial y las tormentas; es la capa atmosférica donde tiene lugar el conjunto de fenómenos que determinan el tiempo atmosférico. La

19 altura de la tropopausa no es uniforme alrededor del mundo, llega a los 16 km sobre el ecuador y a 7 u 8 km sobre los polos. En las zonas templadas oscila con las estaciones, manteniendo una altura media de 13 km. Sobre la tropopausa, en la región llamada estratosfera, la temperatura aumenta ligeramente con la altura hasta la estratopausa a una altura de aproximadamente 50 km. Esta región incluye la mayor parte del ozono atmosférico, cuya máxima densidad ocurre a una altura de entre 25 y 30 km. La absorción de radiación por el ozono es la principal causa del aumento de la temperatura con la altura. En esta región ya no hay meteoros (fenómenos atmosféricos como la lluvia, el granizo, etcétera). Sobre la estratosfera se encuentra la mesosfera, la cual se extiende hasta la mesopausa a una altura de unos 80 km. Esta región se caracteriza por un rápido decremento de la temperatura. Como la troposfera, la mesosfera se encuentra sujeta a fuertes variaciones estacionales de la temperatura a altas latitudes. La constancia de un nivel de mínima temperatura indica otra división de la atmósfera, conocida como la mesopausa.

20 Figura 7. Distribuciones con la altura de (a) la presión atmosférica, (b) la densidad atmosférica, (c) el número de densidad. Figura 7. (d) La temperatura (línea sólida), la densidad electrónica (línea punteada) y nomenclatura atmosférica. A la región situada sobre la mesopausa se le conoce como termosfera. En ella la temperatura aumenta constantemente hasta unos 500 K en el curso de la noche durante el mínimo de actividad solar y por arriba de los K en el curso de un día durante el máximo de actividad solar. La capa a la que este incremento en la temperatura cesa se le conoce como termopausa, donde da comienzo la exosfera, zona exterior, ilimitada, de la atmósfera. La exosfera es una región en que la temperatura aumenta tan poco con la altura que puede considerarse como isoterma (temperatura constante) y se extiende probablemente hasta la frontera de la magnetosfera o magnetofunda, la región del espacio extraterrestre asociada con la interacción del viento solar con el campo geomagnético (véase el capítulo IV). Por arriba de cierto nivel, la atmósfera está expuesta a radiación ultravioleta, rayos X y partículas solares. Éstas causan la producción de partículas cargadas eléctricamente esto es, iones de varias clases de átomos, electrones y moléculas en la ionosfera, la cual se extiende desde la mesosfera hasta los límites más externos de la atmósfera. Las partículas cargadas son afectadas por el campo magnético de la Tierra y, por lo tanto, se comportan de manera diferente que las partículas neutras en el aire. En las regiones donde la presión es lo suficientemente alta, como en la mesosfera y en la mayor

21 parte de la troposfera (véase la figura 7(a)), las condiciones ionosféricas están dominadas por la preponderante atmósfera neutra. Pero cuando la razón numérica de partículas cargadas a partículas neutras no es ya despreciable, la ionosfera está caracterizada por condiciones en las cuales debe tomarse en cuenta el campo eléctrico que conecta a las partículas cargadas positiva y negativamente. Otras regiones importantes son las llamadas zonas aurorales, también llamadas óvalos aurorales (por su forma) que se distinguen por la ocurrencia de auroras que, como veremos, resultan del influjo de partículas cargadas eléctricamente. De esta manera existe, también, una división geográfica de la atmósfera resultante de la presencia del campo magnético terrestre. I I. D E L O S T I E M P O S Y E S C A L A S D E L A S V A R I A C I O N E S E N E L S O L Y S U R E P E R C U S I Ó N E N E L S I S T E M A T E R R E S T R E COMO se mencionó en la Introducción, las relaciones solar-terrestres tienen que ver con el estudio de la generación, flujo y disipación de energía, así como la transferencia de masa, en el sistema solarterrestre, incluyendo los mecanismos físico-químicos de interacción y sus efectos en el entorno terrestre. También se hizo mención de que mediante el estudio de estas relaciones, en los últimos años se ha podido determinar que las variaciones temporales en el flujo de energía que sale del Sol como resultado de la actividad solar desempeñan un papel predominante en multitud de fenómenos que ocurren y observamos en la Tierra y su entorno cercano. El estudio de estas variaciones y sus efectos, así como de los mecanismos físicos que vinculan causas con efectos, son fundamentales para entender las relaciones solar-terrestres. Las variaciones más importantes se dan tanto en la radiación electromagnética de alta frecuencia (ultravioleta, extremo ultravioleta y rayos X, véase el capítulo V), como en el flujo de materia. Es importante entonces tratar de entender cómo se depositan estas emisiones en el medio de estudio. Así, por ejemplo, la cantidad total de energía radiante en forma de radiación electromagnética del Sol que llega al tope de nuestra atmósfera se ha rastreado por décadas continua y eficientemente tanto desde el espacio como desde Tierra. Mientras que este flujo de energía ha registrado variaciones de sólo 0.5 por ciento en los últimos siete años, las teorías más aceptadas de

22 la evolución del Sol indican que su luminosidad, desde el inicio de su vida estable, hace alrededor de 4.5 millones de años, ha aumentado en un 30 por ciento. No obstante, aparentemente la Tierra ha sido capaz de absorber esta variación sin que el clima se haya alterado apreciablemente. Una manera de investigar las interacciones Sol-Tierra es, pues, mediante la búsqueda de tendencias comunes, ciclos, periodicidades y recurrencias que se encuentren presentes en los diferentes procesos de evolución de los elementos del sistema. ESCALAS DE VARIACIÓN SOLAR Para estudiar el comportamiento de un sistema dinámico cualquiera, es importante conocer las escalas de variación de los procesos más importantes que tienen lugar en él. Para el caso del Sol, las escalas más representativas (sobre todo aquellas que se piensa puedan estar relacionadas con posibles efectos en los otros medios vecinos) se dan en el cuadro 2. CUADRO 2. Escalas características del Sol. Proceso Escala Valor solar Dinámico Convectivo Térmico Nuclear Difusión magnética Difusión viscosa Rotación Ciclo solar magnético Pérdida de momento angular d c KH n v r m a 0.5 horas 1 mes 3 x 10 7 años * 5 x 10 6 años ** 8 x 10 4 años + 10 años años años 10 1 mes 22 años 3 x años * Para todo el Sol. ** Para el núcleo solar. + Para la zona conectiva.

23 Vamos a explicar brevemente cada una de estas escalas de tiempo, según el proceso físico que en ellas se lleva a cabo. 1) Dinámico. Corresponde al tiempo de respuesta del Sol como un todo a alguna perturbación que modifica el equilibrio impuesto por la fuerza de la gravedad. Por lo tanto, en ella intervienen el tamaño del objeto (en este caso el radio del Sol, R y la aceleración de la gravedad (en este caso GM/R², en donde G es la constante de la gravedad y M es la masa del Sol). Así pues, el tiempo se obtiene dividiendo el radio entre la aceleración y obteniendo la raíz cuadrada. El valor dado en el cuadro se obtiene entonces de sustituir los valores de R=695,980 km, G = 6.67 x 10-8 cm³ g -1 s -2, y M = 1.98 x 10³³g. 2) Convectivo. Corresponde al tiempo que le toma a una celda o remolino en la zona convectiva (véase el capítulo I) dar una vuelta. Si l es el tamaño promedio de los remolinos (como de km) y v es la velocidad con que se mueven (alrededor de 25 km/hr), el periodo que buscamos es del orden de un mes. 3) Térmico. Es el tiempo característico de enfriamiento por el hecho de que la energía que se produce en el centro del Sol tiene que viajar a la superficie. Se obtiene dividiendo la energía interna 20 entre la luminosidad (véase el capítulo I). Para el núcleo y la zona convectiva se consideran las energías internas de sólo esas capas. 4) Nuclear. Es el tiempo necesario para convertir la totalidad del hidrógeno del núcleo solar en helio. 5) Difusiones magnética y viscosa. Son los tiempos característicos para que el campo magnético y la cantidad de movimiento del Sol se reduzcan apreciablemente. Dependen, pues, de los respectivos coeficientes de difusión que son muy pequeños, dando lugar a escalas mayores que la vida del Sol, estimada en unos 4.5 a 5 X 10 9 años. 6) Periodo de rotación. La velocidad con que rota la superficie del Sol varía, como vimos en el capítulo anterior, con la latitud. Mientras que en el ecuador el periodo de rotación es de 25 días, en las regiones polares alcanza hasta los 35 días. En promedio, el periodo de rotacion del Sol es de unos 27 días, o alrededor de un mes, como se indica en el cuadro. 7) Ciclo solar. A reserva de estudiarlo con mayor detalle en el siguiente capítulo, se considera aquí sólo el tiempo característico de variación del campo magnético solar a gran escala, que es de 22 años en promedio. 8) Pérdida de momento angular. Debido a la presencia de un campo magnético que se extiende hacia el espacio arrastrado por el viento

24 solar, este último se encuentra sujeto a corrotar con el Sol hasta una distancia de 8.4 millones de kilómetros sobre la superficie (unos doce radios solares) de tal manera que ejerce una resistencia a la propia rotación del Sol, haciéndola más lenta. La escala de tiempo a la cual la velocidad angular del Sol ( ) se vería modificada apreciablemente depende de la energía de rotación y del flujo de energía que se lleva el viento solar. Como este último es sumamente pequeño, la escala de tiempo es enormemente grande (del orden de seis veces la edad del Sol). VARIACIÓN DE LA LUMINOSIDAD Junto con la pérdida de momento angular, el Sol ha presentado una evolución en su luminosidad a lo largo de su vida como estrella de la secuencia principal, 21 es decir, a lo largo de su vida estable. Dado que la escala de tiempo nuclear n es mayor que la asociada con la difusión térmica KH, el Sol debería permanecer siempre en balance térmico, esto es, la producción de energía por las reacciones nucleares L n, debería ser igual a la energía radiada por la superficie, es decir, su luminosidad L; sin embargo, éste no es el caso pues se han observado pequeñas variaciones de esta cantidad desde el espacio. Al llevarse a cabo las reacciones nucleares en el núcleo del Sol, la composición química de esta región cambia (en particular hay una clara disminución de la cantidad de hidrógeno por estar convirtiéndose en elementos más pesados) y hay una tendencia a que se contraiga. Esto se debe a que al convertirse el hidrógeno en helio disminuye el número de partículas (cuatro núcleos de hidrógeno forman uno de helio) dando lugar a una disminución de la presión en el núcleo solar. Como esta presión no contrarrestra la gravedad, el núcleo se contrae. Al suceder esto, la presión y la temperatura en el núcleo aumentan, lo que hace que las reacciones nucleares sean más eficientes; esto da lugar a un nuevo incremento de la temperatura y, por tanto, de la luminosidad. Otras variaciones en la luminosidad han sido correlacionadas con el ciclo de 11 años de las manchas solares, puesto que la presencia de manchas en el disco solar disminuye su área brillante. Dado que la actividad solar, medida con base en el número de manchas, presenta una gran cantidad de periodicidades diferentes a la de 11 años (2, 5.5, 80, 180, etc.), es de esperarse que estos ciclos influyan también en la luminosidad solar. Ha sido hasta el presente ciclo solar cuando la luminosidad solar ha sido medida con gran precisión desde satélites, encontrándose una variación que, aunque pequeña, no es despreciable.

25 ESCALAS DE VARIACIÓN EN EL MEDIO INTERPLANETARIO El problema que mencionamos en la sección anterior de la falta de datos recientes es aún más notable en el caso del medio interplanetario (viento solar y campo magnético) y de los rayos cósmicos, ya que su estudio cubre sólo unas cuantas décadas. En efecto, no es sino hasta que se pusieron en órbita los primeros vehículos espaciales (alrededor de 1957) que se pudo tener acceso a la medición directa en el espacio. El caso de los rayos cósmicos es un poco diferente, ya que desde la superficie de la Tierra se miden directamente desde los años treinta. Sin embargo, el conocimiento de los procesos inferidos a partir de estas cortas observaciones permite deducir el comportamiento tanto de los rayos cósmicos como del viento solar en el pasado a través de medidas indirectas (véase el capítulo III). La detección de los rayos cósmicos desde tierra y desde el espacio es importante para obtener información acerca de las escalas de variación en el medio interplanetario ya que estas partículas, al atravesar el plasma magnetizado del viento solar, sufren desviaciones en su trayectoria, es decir, son "moduladas" por el medio que cruzan. Entre las variaciones que se han deducido a partir del análisis del flujo de los rayos cósmicos, 22 se encuentran, entre las más importantes, la variación asociada con eventos de partículas en la atmósfera del Sol (generalmente ráfagas), la variación cuasibienal, la variación cuasiquinquenal y las correspondientes a los ciclos solares de 11 y 22 años. De las mediciones directas del viento solar se han deducido variaciones de densidad, velocidad, temperatura y campo magnético que, aunque están asociadas con el ciclo solar, muestran características diferentes relacionadas con las diferentes manifestaciones de la actividad a nivel solar, como las ráfagas, las protuberancias o los hoyos coronales, de estos últimos tanto los polares, que son grandes y de larga duración, como los de baja latitud que tienden a ser pequeños y de corta duración (véase el capítulo I). ESCALA DE VARIACIÓN TERRESTRE Las escalas de variación del medio terrestre son muy diversas. Varios parámetros presentan variaciones más o menos periódicas, importantes en el estudio de las relaciones solar-terrestres. Para estudiarlas, resulta natural ver cómo se manifiestan según su tipo, cómo pueden ser las variaciones en parámetros atmosféricos o

26 climáticos, las variaciones del campo magnético de la Tierra, las variaciones en los rayos cósmicos, y aun las variaciones de origen biológico. 1) Parámetros atmosféricos. Las variaciones en la presión y la temperatura son variaciones de tipo climático. De éstas se tienen primero las que pueden considerarse como naturales por el hecho de provenir de factores como el de que la Tierra es un planeta con una cierta rotación que se mueve en una órbita alrededor del Sol, como pueden ser el día y la noche, las estaciones o el año. Tenemos después variaciones provenientes de las condiciones locales o de los agentes externos. Asociadas con la presión atmosférica se tienen dos variaciones sumamente importantes como, por ejemplo, la variación cuasibienal, la cual se presenta en los vientos estratosféricos, o la llamada oscilación del Sur, que es una variación con una periodicidad de entre dos y tres años, y que está relacionada con el fenómeno de El Niño (véase el capítulo VI). También en el aspecto de la presión se tienen la variación diurna (muy importante en la variación de la intensidad observada de los rayos cósmicos) y una variación de cerca de seis años. La temperatura presenta, aparte de la anual, una variación muy importante de cerca de 22 años, la cual no se manifiesta siempre, sino que parece haber épocas en las que se produce y otras en que no. También de origen climático se producen fenómenos como las épocas glaciales, las sequías, las inundaciones, la presencia de tornados o de zonas de baja presión en ciertas localidades, algunas de las cuales se ha considerado son periódicas, y cuyos tiempos característicos son muy diversos. 2) Parámetros asociados con el campo geomagnético. El campo magnético de la Tierra presenta una serie de variaciones, como aquéllas asociadas al hecho de que el eje del dipolo no coincide con el de la rotación de nuestro planeta (principalmente la variación secular o de muy largo periodo), o como aquéllas debidas a variaciones en el sistema de corrientes eléctricas que fluyen en el interior de la Tierra (véase el capítulo IV). Hay igualmente variaciones debidas a la interacción del viento solar con el campo geomagnético, la cual da origen a algunas variaciones como la de 27 días, asociada a la rotación del Sol, y otras asociadas con los ciclos solares de 11 y 22 años. Además, se dan variaciones asociadas con el paso por la Tierra de un haz de viento solar de alta velocidad (dos o tres veces más rápido que el normal) generado en un hoyo coronal, y otros eventos de tipo explosivo como una ráfaga o la explosión de una protuberancia.

27 Íntimamente asociadas con el campo geomagnético y su interacción con el viento solar están las auroras que iluminan las noches polares de las regiones en forma de óvalo situadas alrededor de los casquetes polares (véase el capítulo IV). Las auroras presentan también variaciones en varias escalas temporales y, dado que se han observado desde hace mucho tiempo, nos dan información de épocas más o menos lejanas, de hace unos dos mil años o más. Para monitorear las variaciones del campo geomagnético se mide una serie de índices, en los observatorios de todo el mundo. Los diferentes índices corresponden a diferentes parámetros relacionados con el estado del campo geomagnético. Entre los más utilizados están los llamados Kp y Ap, que tienen carácter planetario. El primero intenta expresar el grado de "actividad geomagnética" o perturbación magnética de todo el planeta para intervalos trihorarios. El segundo es equivalente al índice Kp pero en escala lineal para todo el día. Se tiene también el índice AE (que mide la intensidad de la corriente eléctrica este-oeste en la ionosfera auroral) 23 el cual está relacionado con la ocurrencia de subtormentas magnetosféricas (véase el capítulo IV). Se ha encontrado que este índice está bien correlacionado con el paso de haces de viento solar por la Tierra y con la presencia de picos en la componente sur del campo magnético interplanetario. Otro índice del que también se ha descubierto está relacionado con la presencia de tormentas geomagnéticas es el Dst, que mide la perturbación promedio del campo geomagnético en la zona ecuatorial. Finalmente, está el índice aa, que es una medida promedio entre dos estaciones antipolares; este índice, se ha visto que se correlaciona muy bien con la velocidad del viento solar. 3) Los rayos cósmicos. A la Tierra llegan partículas cargadas de alta energía de dos tipos: los rayos cósmicos galácticos y los rayos cósmicos solares. Ambos son modulados en su paso por el medio que atraviesan (el medio interplanetario, la magnetosfera y la atmósfera) y presentan variaciones asociadas con estos medios. En la sección correspondiente al medio interplanetario de este capítulo vimos algunas de ellas, y ahora mencionaremos otras como la diurna, la semidiurna y la anual. Estas tres variaciones están asociadas con parámetros de origen climático. Existen también variaciones relacionadas con eventos de partículas en el Sol, sólo que en este caso, dada la energía que deben tener estas partículas para atravesar la atmósfera terrestre, se trata de ráfagas muy intensas. A este tipo de eventos en rayos cósmicos se les conoce como GLEs. 24 4) Parámetros de origen biológico. Hablar de todas las variaciones de origen biológico que se conocen se saldría completamente del contexto de este libro. En el caso de las relaciones solares terrestres hay, sin embargo, algunos parámetros que resultan importantes. Entre éstos se encuentran los anillos de los árboles, que como veremos en el siguiente capítulo, guardan información valiosa para el estudio del

28 pasado. En los anillos de los árboles se han encontrado variaciones en el espesor de los anillos que corresponden a variaciones climáticas anuales, de 11 años y, al medir la cantidad de carbono 14 (C 14 ) producida por la llegada a la atmósfera de los rayos cósmicos (véase el próximo capítulo), se han encontrado también variaciones de periodos más largos. En combinación con los cambios en el clima, las inversiones del campo magnético de la Tierra, las glaciaciones, etc., se ha observado la desaparición de algunas especies. Como veremos en el siguiente capítulo; restos de estos fenómenos se encuentran sobre todo en los sedimentos de lagos antiguos. Para finalizar este capítulo cabe hacerse la siguiente pregunta: responde la Tierra a las escalas de variación del Sol? Aunque todo parece indicar que la respuesta es afirmativa, no existe a la fecha un mecanismo físico capaz de explicar un vínculo entre los dos. En los siguientes capítulos abordaremos este problema con mayor detalle. I I I. D E L A T I E R R A C O M O U N A R C H I V O Q U E P R E S E R V A L A H I S T O R I A D E L A A C T I V I D A D S O L A R LAS ESCALAS de tiempo que importan al hombre son aquéllas de años, décadas, siglos y a lo más milenios. Lo que ocurrirá en los próximos diez años es de vital importancia para nosotros. Por tanto, los cambios en las emisiones solares que tendrán profundos efectos en nuestras vidas serán los que ocurran en las escalas de tiempo que nos afectan. Y como vimos en el capítulo anterior, hay algunas manifestaciones de la variabilidad de nuestra estrella que suceden en los tiempos que nos ocupan, pues el Sol tiene ciclos de actividad cuya duración puede ser de décadas. Hay varias preguntas que se nos pueden ocurrir al leer esto, por ejemplo, cómo sabemos que el Sol tiene ciclos de décadas?, o bien, estos ciclos han existido y existirán siempre? La respuesta la podemos obtener si buscamos en el pasado información sobre la actividad del Sol, y qué mejor si los informes sobre el comportamiento de nuestra estrella se hallan por escrito.

29 Los registros escritos, o como son llamados más comúnmente, históricos, sobre la variabilidad del Sol, son principalmente de tres tipos: el primero proviene de la descripción de la forma de la corona solar durante los eclipses totales de Sol, el segundo de las observaciones de las manchas solares, y el tercero de las observaciones aurorales. OBSERVANDO LA CORONA SOLAR Hasta hace poco la corona del Sol, la parte más externa de la atmósfera solar, sólo se podía observar desde la Tierra cuando ocurría un eclipse total de Sol. Normalmente no podemos observar la corona a simple vista debido a que la luz que emiten las capas más profundas del Sol, la opacan. Cuando hay un eclipse total de Sol, el disco de la Luna, que por una afortunada coincidencia observado desde la Tierra tiene aproximadamente el mismo tamaño aparente que el disco solar, cubre al Sol permitiendo que sólo la corona quede visible. La forma de la corona varía con la actividad del Sol. Cuando el Sol está más activo la corona presenta una serie de rayos y se observa muy brillante, como lo muestra la figura 8(a). En el mínimo de actividad se observa que la corona es opaca y sin mucha estructura (figura 8(b)). Las observaciones sistemáticas de la corona durante los eclipses totales de Sol se han llevado a cabo desde 1706.

30 Figura 8. (a) Forma de la corona solar durante el máximo de actividad. La foto fue tomada durante el ecplise del 11 de julio de 1991 en Cuernavaca. (b) forma de la corona durante el mínimo de actividad solar. Las observaciones previas a este siglo son muy escasas en Europa, y no porque no hubiera eclipses sino porque su ocurrencia se dio en áreas muy poco pobladas. De hecho, sólo se tienen cuatro referencias de los años 1560,1567,1605 y 1652, que no ofrecen detalles sobre la forma que asumió la corona. En épocas anteriores los testimonios son muy vívidos y detallados pero sólo en cuanto a los efectos aterradores que la repentina oscuridad provocaba entre la gente. En Europa sólo uno, en 968, menciona a la corona. De aquí que la información que esta clase de fenómeno nos puede dar sobre la pasada actividad del Sol es de valor muy limitado. LAS MANCHAS DEL SOL La manifestación más evidente que se tiene de la actividad del Sol son sus manchas, ya que su número presenta un ciclo de aproximadamente once años y se pueden observar a simple vista. Son, por tanto, la fuente más antigua de los registros directos de la historia de la actividad solar. En el mundo occidental, los griegos dan noticias de ellas desde el año 28 a. C., el curioso observador fue un discípulo de Aristóteles: Teofrasto de Atenas. Posteriormente la observación de las manchas solares cayó en desgracia en Occidente, ya que uno de los dogmas de la Iglesia católica era que el Sol, siendo creación divina, era una esfera perfecta y, punto importante, inmaculada. Las manchas solares, por lo tanto, fueron eliminadas por bula papal Fue Galileo, en 1610, quien al construir su telescopio y enfocarlo al Sol las redescubrió. Por cierto, debido a la observación directa del Sol, Galileo se dañó un ojo. Las observaciones de Galileo provocaron que el estudio de las manchas cobrara auge en las culturas europeas; de hecho desde el siglo XVII

31 sólo ha habido un año en el que no se informó sobre las manchas. Su comportamiento cíclico no fue notado sino hasta 1843, lo cual, dicho sea de paso, es fuente de escarnio para los astrónomos y demás estudiosos de los cielos ya que se contaba con casi dos mil años de observaciones, y nadie aparentemente advirtió esta regularidad tan evidente. Al que correspondió el honor de tal descubrimiento fue al boticario alemán, Heinrich Schwabe, quien se basó en el estudio de 17 años de sus observaciones. Poco después de este descubrimiento, los astrónomos profesionales ( finalmente!) se dedicaron a ver si éste era un ciclo real, mediante un programa de observaciones diarias del número de manchas desde varios lugares de la Tierra. El organizador de esta ambiciosa empresa fue Rudolf Wolf del observatorio suizo de Zurich. Wolf también se dedicó a ver si el ciclo se presentó en el pasado. Después de un cuidadoso trabajo recopiló los datos existentes entre 1610 y 1843, concluyendo que el ciclo de aproximadamente once años estaba presente al menos desde En la figura 9 se puede apreciar el número de manchas solares promedio por año de 1610 a El lector puede comprobar que entre mínimo y mínimo (o entre máximo y máximo) de este número de manchas, transcurren aproximadamente once años. Figura 9. Número promedio anual de manchas solares de 1610 a El número anual promedio de manchas solares en los años del máximo solar (es decir, los años del máximo número de manchas) presenta un patrón ondulante. Aparte de este ciclo de once años podemos inferir otros de más largo periodo. Por ejemplo, si tomamos sólo el número máximo de manchas de cada ciclo con respecto al tiempo, los máximos del número de manchas van a presentar una periodicidad de aproximadamente 80 años, el llamado ciclo de Gleissberg, denominado así en memoria a su descubridor. De la figura 9 observamos que el máximo de manchas tiene alzas y bajas con periodos de 80 años, y que el número máximo de manchas ha ido aumentando sistemáticamente desde 1610 hasta nuestros días. Analizando con más detalle el ciclo de manchas aparece un periodo de 180 años, el cual no es fácilmente apreciable en una inspección visual de la gráfica de manchas solares. Este periodo ha sido interpretado como un doble ciclo de Gleissberg.

32 Hoy en día, aun durante el mínimo del ciclo de manchas solares, puede observarse media docena de ellas diariamente. En los tiempos de máximo, cien o más al día, sin embargo, las cosas no siempre han sido así. Entre 1887 y 1890 los astrónomos Gustav Spoerer de Alemania y Walter Maunder de Inglaterra se dieron cuenta de que casi no se informó sobre la presencia de manchas entre 1645 y 1715 (véase la figura 9). A esta aparente ausencia de manchas se le ha denominado mínimo de Maunder. La realidad de este inusitado descenso fue reconfirmada en 1976, cuando el científico estadounidense John Eddy estudió los registros históricos y mostró que en efecto hubo un mínimo anómalo de la actividad solar en esa época. Figura 10. Cincuenta y tres observaciones de manchas solares recolectadas por Kanda (en 1933) de registros históricos de China, Japón y Corea desde 28 a.c. hasta Como ya dijimos, desde el año 28 a. C. se cuenta en Occidente con noticias sobre la observación de las manchas solares que, sin embargo, no se producían en forma regular. De hecho, el estudio de estos documentos nos da tres o cuatro observaciones de manchas por siglo en promedio. Del Oriente, en cambio, se tienen registros desde la dinastía Han (200 a. C. a 200 d.c.), en cuyos juicios surgió una burocracia dedicada a la observación astronómico-astrológica que mantuvo, a lo largo del tiempo, informado al emperador en turno sobre cualquier portento de los cielos, desde las "estrellas nuevas" (hoy llamadas supernovas) y los cometas hasta la cambiante faz del Sol. De Corea se tiene una información similar, por razones parecidas, desde el siglo XVI. En la figura 10 aparecen las observaciones de las manchas solares efectuadas en China, Japón y Corea desde el año 28 a. C. hasta En general, las manchas solares eran, para el emperador en turno, signo de que algo andaba mal con su gobierno; entonces las presiones políticas y sociales del momento, no las religiosas, podían influir para que estas señales de los cielos fueran o no suprimidas. Como ejemplo podemos citar lo que ocurrió en China durante la dinastía Chin (26 a. C. a 420 d.c.). Cuando el primer emperador de esta dinastía acababa de subir al trono hubo en los cielos muy pocas señales de cualquier clase. Más tarde, conforme la insatisfacción popular contra el régimen creció, se presentaron numerosos eventos celestes. Esta situación implica que los registros de fenómenos celestes de esas épocas y esos países deben ser tomados con gran cautela. Sin embargo, observando la figura 10 vemos que entre 1640 y aproximadamente 1715, cuando política y socialmente no había razones para suprimir eventos celestes, no hay manchas reportadas, lo cual concuerda con el mínimo de Maunder de la figura 9.

33 Por otro lado, entre 1100 y 1300 se avistaron numerosas manchas sin causa política o social que pudiera hacerlas necesarias. Con todo y las enormes limitaciones de las observaciones a simple vista, estos testimonios son útiles para informarnos sobre extensos periodos de alta o baja actividad solar. LAS AURORAS Las manchas solares no son las únicas manifestaciones de la actividad del Sol que, cuando es más activo, produce muchas explosiones en la corona, las denominadas ráfagas. Estas explosiones, como vimos, provocan la emisión de partículas muy energéticas que se mueven con velocidades cercanas a las de la luz (algunas de ellas alcanzan un tercio de esta velocidad). Estas partículas llegan a la alta atmósfera de la Tierra a alturas entre los 500 y 900 m. Otra fuente de partículas que penetran también la alta atmósfera es el viento solar, el flujo de iones, electrones y protones que continuamente sale del Sol. Tanto el viento solar como las partículas provenientes de las ráfagas ingresan en la atmósfera interaccionando con sus átomos y produciendo ionización y excitación. Los fenómenos de desexcitación y recombinación de estos átomos producen la luz que da lugar al hermoso espectáculo de las auroras, en regiones que van de los 60 a 70 grados de latitud en ambos hemisferios. Por supuesto, algo tan espectacular como una aurora no pudo pasar desapercibido para los estudiosos de los cielos en ninguna época. Y como este fenómeno es una causa directa de la actividad solar, entonces el estudio de los registros aurorales es un medio indirecto de estudiar las variaciones en la actividad del Sol. Más aún, las auroras no estaban proscritas por la Iglesia católica, por lo que su observación no acarreaba problemas. En el siglo pasado, el astrónomo alemán H. Fritz (1873) compiló un catálogo de observaciones de auroras en Europa, que cubre desde aproximadamente el año 1100 hasta el 1870 (véase la figura 11(a)) y donde es notorio el aumento en el número de auroras registradas a partir de 1500, interrumpido por una disminución, de 1645 a 1700, que coincide con el mínimo de Maunder en manchas solares, para después presentarse otra subida abrupta. Sin embargo, no podemos saber si este aumento es debido, completa o parcialmente, a un cambio en la actividad solar o a un mayor interés popular en la observación de aquéllas. Hay que recordar que la llamada época de la ilustración en la ciencia empezó precisamente alrededor de Fue el momento en que la visión newtoniana del mundo se impuso y los fenómenos celestes ya no se consideraron como algo divino e inexplicable. En particular, fue en 1720 cuando el astrónomo inglés Edmond Halley escribió un artículo sobre la aurora, que tuvo amplísima circulación entre los científicos de la época. Este trabajo pudo haber

34 influido sobre el número de auroras de las que se empezó a dar noticia. Por otro lado, el número total de auroras de las que se tiene registro durante el siglo XII superó al número total de auroras reseñadas en los tres siguientes siglos, lo que indica que en ese siglo hubo un periodo de alta actividad solar, situación también sugerida por los testimonios, resultado de observaciones visuales de manchas solares en Oriente. Los informes japoneses, coreanos y chinos de auroras se resumen en la Figura 11(b), y abarcan desde el año 200 a. C. Nuevamente apreciamos épocas de numerosas observaciones, por ejemplo entre los años 1000 y 1200, así como largas épocas en que no se presentaron auroras, como en los siglos VII y VIII, y de 1600 a 1700, coincidiendo este último periodo con el mínimo de Maunder. Figura 11. (a) Reportes de auroras compiladas por Fritz en 1873 en números por década para latitudes de 0 a 60 grados norte. Los avistamientos después de 1715 se deben multiplicar por los números que aparecen en la parte superior de las barras. Figura 11. (b) Observaciones de auroras compiladas por Kanda en 1933 y Matsushita en 1956 con datos de China, Japón y Corea, desde 28 a. C. hasta EL SIGLO XX NOS PROPORCIONA MÁS HERRAMIENTAS PARA INVESTIGAR LA ACTIVIDAD SOLAR DEL PASADO Hasta ahora hemos visto que existen evidencias de que, independientemente de las razones culturales, políticas y sociales, ha habido épocas en que la actividad del Sol se encontraba disminuida. Sin embargo, los testimonios que nos permiten vislumbrar este

35 fenómeno cubren cuando mucho un periodo de aproximadamente años. Sería deseable poder contar con registros en los que las veleidades mundanas no existieran y que se extendieran más allá en el tiempo. Existe tal cosa? La respuesta es sí. ISÓTOPOS COSMOGÉNICOS Uno de ellos tiene que ver con la entrada a nuestra atmósfera de partículas cargadas, como iones y protones, que provienen no del viento solar o las ráfagas, sino del espacio interestelar, los llamados rayos cósmicos. Durante el máximo de actividad solar el viento solar y su campo magnético presentan muchas irregularidades. En el mínimo, sin embargo, las irregularidades son mínimas. Ahora bien, son precisamente las irregularidades del campo magnético interplanetario las que modulan la intensidad de los rayos cósmicos. Cuando el Sol está en su máximo de actividad las irregularidades actúan como obstáculos al flujo de los rayos cósmicos y menos partículas penetran a nuestra atmósfera. Pero cuando la actividad del Sol disminuye hasta llegar a su mínimo hay menos irregularidades que dispersen los rayos cósmicos y éstos penetran en mayores cantidades a la atmósfera de nuestro planeta. Una vez que las partículas que forman los rayos cósmicos ingresan a nuestra atmósfera, interaccionan con los núcleos atómicos ahí presentes produciendo una gran variedad de otros núcleos, llamados cosmogénicos por haber sido generados por partículas del cosmos exterior a nuestro Sistema Solar. Muchos de estos núcleos son isótopos radiactivos. 25 Después de ser producidos los radioisótopos, siguen el movimiento de las masas de aire convertidos en gases tales como el C 14 o se adhieren a partículas de tamaño de micras, los denominados aerosoles: tal es el caso del radioisótopo berilio 10 (Be 10 ). Estos isótopos bajan hasta la parte inferior de la atmósfera, la que está en contacto con los seres vivos. Una vez allí, los isótopos adheridos a los aerosoles se incorporan al suelo por medio de la lluvia, mientras que los gases se depositan directamente en el mar. El mecanismo más importante que afecta la variación en la concentración de los isótopos radiactivos es de origen terrestre: la variación del momento magnético de la Tierra, 26 que se lleva a cabo en un periodo de aproximadamente años. Como veremos en el capítulo IV, el campo magnético terrestre, como primera aproximación, es muy parecido al de un dipolo, es decir, se parece mucho al campo magnético generado por un imán. Este campo actúa como un escudo que dificulta la entrada de partículas a la atmósfera terrestre, ya sea que estas partículas provengan del viento solar, de

36 ráfagas o de rayos cósmicos. Si la intensidad de este campo disminuye, lo que es equivalente a decir que el momento magnético disminuye, habrá más partículas que puedan penetrar y, por lo tanto, mayor producción de isótopos cosmogénicos. El efecto inverso se da cuando la intensidad del campo magnético aumenta. Como ya mencionamos, entre aumentos (o disminuciones) de la intensidad magnética transcurren aproximadamente años. Para poder hacer uso de la información que nos pueden proporcionar los isótopos cosmogénicos tenemos que encontrar archivos donde esté almacenada esta información. La buena noticia es que estos archivos existen y a continuación los describiremos: 1) Capas polares y glaciares. El hielo se forma de la precipitación de nieve y ésta se va comprimiendo en capas, que se van acumulando a lo largo del tiempo. En la época actual se extraen de la capa de hielo unos cilindros de varios cientos de metros o aun kilómetros de profundidad en los que pueden estudiarse características tales como la composición y el espesor de las capas de hielo depositadas, en las que se puede estudiar épocas que se remontan hasta años. 2) Los sedimentos de las profundidades marinas. Los isótopos que nos dan información son el Be 10 y el Al 26. Llegan al mar directamente por la precipitación de los aerosoles a los cuales están adheridos o por el viento y los ríos que transportan los aerosoles de los continentes hacia el mar. El análisis de la composición de estos sedimentos permite estudiar las características del clima de diferentes épocas por varios millones de años. 3) Los anillos de los árboles. Durante la fotosíntesis, el C0 2 atmosférico y el agua son absorbidos por los vegetales. El C0 2 contiene C 14 por lo que el análisis de su abundancia en las diferentes capas de los anillos de los árboles que se van formando anualmente permite estudiar indirectamente el flujo de los rayos cósmicos en diferentes épocas, hasta de años en el pasado. En la figura 12 se observa la variación a lo largo de años de la concentración de C 14. Se advierte que la curva punteada va dando la variación en la concentración de este isótopo debida al cambio en la intensidad del momento magnético. Observamos que al retroceder hacia el pasado la concentración primero disminuye, hasta llegar a un mínimo alrededor del año 450 de nuestra era, lo que indica que la intensidad del campo magnético iba en aumento, provocando una caída en la concentración de C 14. Al retroceder en el tiempo, el escudo magnético de la Tierra fue disminuyendo su intensidad, lo que provocó una mayor concentración de C 14. Hacia el año 5000 a. c., la intensidad magnética va de nuevo en aumento con la consecuente disminución paulatina en la concentración del multicitado isótopo.

37 Figura 12. Desviación de la concentración de C 14 en partes por mil. Las desviaciones atribuidas al Sol están marcadas con flechas. Además de la tendencia global en los aumentos y disminuciones del C 14, vemos múltiples desviaciones a más corto plazo sobre la curva punteada. Algunas son las que podríamos achacar a la actividad solar. Las tres flechas que aparecen en la figura 12 identifican al mínimo de Maunder (M) caracterizado por un aumento en la concentración de C 14 debido a un Sol poco activo que dio lugar a un viento solar y campo magnético interplanetario sin muchas irregularidades, el mínimo de Spoerer (S) y un máximo (GM), el del siglo XII. Podríamos tratar de ir más lejos en el pasado y ver qué otros máximos y mínimos de actividad solar identificamos. Los resultados aparecen en el cuadro 3. Los sugestivos nombres dados a estos periodos inmediatamente nos hablan de la época histórica en la que ocurrieron, con excepción de los de Spoerer y Maunder, que hacen honor a sus descubridores. Cabe notar que la brusca disminución de la concentración observada en el C 14 cerca de 1950 tiene origen humano, se atribuye a la quema del carbón vegetal que se inició a gran escala con el inicio de la edad industrial a fines del siglo XIX. De la figura 12 y del cuadro 3 no se deriva que los cambios extremos de la actividad solar sigan algún patrón cíclico, en una escala de tiempo de aproximadamente años. CUADRO 3. Algunos periodos de máxima y mínima actividad solar en el pasado a partir de la concentración de C 14 en los anillos de los árboles

38 Evento Duración aproximada Máximo sumerio a.c Máximo piramidal a.c Máximo Stonehenge de a.c Mínimo egipcio a.c Mínimo homérico a.c Mínimo griego a.c Máximo romano 20a.c. -80 d.c. Mínimo medieval d.c. Máximo medieval d.c. Mínimo Spoerer de d.c. Mínimo Maunder de d.c. Máximo moderno empezó en 1800

39 Los resultados que arroja el estudio de depósitos de Be 10 similares a los obtenidos del estudio del C 14. son muy EL CICLO SOLAR EN EL PASADO REMOTO Hay aún otra forma de investigar la actividad pasada del Sol que nos puede remontar muy atrás en el pasado. El medio son unas rocas de lodo rojo y arena muy fina conocidas con el nombre de formaciones de Elatina, que están constituidas por capas cuyo grosor nos puede indicar variaciones en los valores promedio anuales de la temperatura. La información que nos proporciona se extiende hasta 680 millones de años en el pasado. La Tierra, en la época en que estas rocas se formaron, estaba pasando por una etapa de frío intenso, a tal grado que en las regiones ecuatoriales, donde hoy la temperatura oscila entre 26 y 28 C, el suelo estaba cubierto de hielo durante todo el año. No había plantas sobre la superficie y la única vida consistía de algas primitivas y bacterias. En lo que ahora es el sur de Australia había grandes lagos que recibían periódicamente el agua de los icebergs derretidos. Esta agua contenía sedimentos que se depositaban en el lecho del lago. El volumen de las aguas provenientes de los icebergs variaba según la temperatura, y esto hizo que el grosor de los estratos lodosos depositados variara. Fue así como se constituyó la formación de Elatina. Cuando esta era glacial terminó y la temperatura ascendió, el hielo derretido formó mares que cubrieron la formación de Elatina. Movimientos subsecuentes de tierra y la erosión volvieron a exponer los depósitos de Elatina y permitieron que hoy podamos estudiarlos. En la figura 13 aparece una sección de Elatina. Las láminas o estratos individuales tienen un grosor que va de 0.2 hasta 3 mm, los estratos forman a su vez grupos de 10 a 14 laminaciones. El grosor de las laminaciones varía de manera similar en cada grupo, alcanzando un máximo para la formación que está aproximadamente en el centro del grupo. Además, cada grupo está usualmente limitado al principio y al final por bandas oscuras que son laminaciones más delgadas y con mayor cantidad de arcilla que las centrales.

40 Figura 13. Laminaciones de una sección de la formación de Elatina, donde se observan los ciclos de 11 años de actividad solar, separados entre sí por bandas oscuras. Pero, cómo interpretar esto? Para nuestra fortuna podemos hacerlo observando lo que pasa en los lagos modernos, formados por glaciares derretidos. Durante la primavera y verano las aguas provenientes de los hielos derretidos llevan abundante materia a los lagos. Las aguas derretidas son más frías y por tanto más densas que las aguas del lago, y se hunden depositando en el lecho del lago una capa de lodo y arena fina; sin embargo, el material más fino, que además es más arcilloso y oscuro, se queda suspendido en la superficie del lago. En los meses posteriores este material también se depositará en el fondo del lago. Si las capas de la formación de Elatina tuvieron un origen similar a las capas depositadas en los lagos modernos, es decir, si reflejan el volumen de las aguas formadas por los hielos derretidos que llenaron periódicamente el lago, entonces estas laminaciones nos indican la temperatura promedio de cada verano a lo largo de aproximadamente años hace más o menos 680 millones de años. Para poder estudiar este archivo de temperaturas se extrajo en 1982 del sur de Australia un cilindro de 10 metros de largo. Se compararon los resultados de la distribución de las capas de Elatina con los del registro de manchas solares. Lo sorprendente es que ambos registros presentan periodos de aproximadamente 11 y 100 años. 27 Adicionalmente, el registro de Elatina presenta una periodicidad de 22 años, que es la misma que la del llamado ciclo magnético del Sol, explicado en el capítulo I. Estas similitudes con los ciclos de variación de la actividad solar nos indican que puede haber una conexión directa entre la variabilidad climática y la actividad del Sol. En otras palabras, podemos pensar que un incremento en la actividad solar causó un incremento en la temperatura terrestre, que a su vez provocó una mayor precipitación pluvial anual y, por tanto, una mayor cantidad de materia depositada en los antiguos lagos.

41 Estos resultados nos llevan a preguntarnos cómo pudo el Sol afectar tan directamente el clima de la Tierra en esas épocas remotas, cuando que hoy es bastante más difícil encontrar los rastros del ciclo de actividad solar en nuestros patrones climáticos. Una posible explicación tiene que ver con el campo magnético terrestre, que como ya mencionamos anteriormente, sirve como un escudo que protege al planeta de la entrada de partículas energéticas y plasma. También vimos que la intensidad de ese campo disminuye periódicamente, y precisamente hace más o menos 700 millones de años, su intensidad era 10% menor que la del actual, de modo que ese campo de menor intensidad permitió a las partículas y plasma solar penetrar en la atmósfera a niveles mucho más profundos que hoy, provocando que la influencia del ciclo solar en el clima fuera mucho mayor que actualmente. Otra posible explicación tiene que ver con la composición atmosférica de esa época remota. Los estudios realizados sobre la atmósfera primitiva de la Tierra indican que antes de que la vida vegetal empezara a liberar oxígeno como uno de los productos de la fotosíntesis, el contenido de ese elemento en la atmósfera era una pequeña fracción del actual. Ese menor contenido permitió a la radiación ultravioleta solar penetrar más profundamente dentro de la atmósfera antes de ser absorbida por el poco oxígeno presente, el cual al convertirse en ozono formó un estrato a una altura menor a la que se encuentra hoy en día. La capa de ozono es directamente controlada por la actividad solar, y estando ésta a una menor altura, su interacción con la troposfera debió ser mayor, afectando de este modo los patrones climáticos más fuertemente que en la actualidad. LA ACTIVIDAD SOLAR PRESENTA CICLOS MENORES QUE EL DE 11 AÑOS De los análisis llevados a cabo por diferentes investigadores sobre la variación en el número de manchas solares, también se ha observado que existen ciclos adicionales de 2.1, 3, 5.4, 7 y 8 años. Algunos de estos ciclos se pueden relacionar claramente con fenómenos específicos de la actividad solar, para otros la causa no es clara. Por ejemplo, el de 2.1 años está relacionado con la producción de neutrinos en el interior del Sol, es decir, con cambios en la generación de reacciones nucleares en esa zona solar. Algunos investigadores consideran incluso que es éste y no el de once años, el ciclo fundamental en la actividad del Sol. Por su parte, el ciclo de 5 años está relacionado con una asimetría en la actividad solar entre los ciclos solares pares y los ciclos solares

42 nones. Lo de par o non depende del número del ciclo, el ciclo número uno comenzó en el año La conclusión más importante que podemos sacar de todos los resultados arrojados por los diversos registros que tenemos en la Tierra sobre los ciclos de variación de la actividad solar es que desde hace casi 700 millones de años el ciclo de actividad del Sol ha sido aproximadamente el mismo. Por lo cual podemos pensar que su actividad es relativamente estable aunque presenta de vez en cuando variaciones. No obstante, éstas, dado que ocurren en escalas de tiempo importantes para el ser humano y la compleja sociedad que ha construido, tal vez puedan afectar el clima terrestre, y aunque desde el punto de vista solar son variaciones sin mucha importancia, para nosotros en este pequeño planeta pueden significar la vida o la muerte de los ecosistemas. I V. E L C A M P O G E O M A G N É T I C O : U N E L E M E N T O I M P O R T A N T E E N L A S R E L A C I O N E S S O L A R - T E R R E S T R E S BREVE RESEÑA HISTÓRICA EN 1576, Robert Norman, un constructor de instrumentos para barcos, escribió un pequeño panfleto describiendo un importante descubrimiento: mientras que una aguja no magnetizada (no imantada) permanecía perfectamente balanceada, al magnetizarla (al imantarla) abandonaba su posición horizontal. Montándola de manera que pudiera girar libremente en el plano vertical del norte magnético (como primera aproximación el plano horizontal paralelo a la superficie), observó que la aguja se inclinaba alrededor de 70. En esa época, William Gilbert, físico de la reina Isabel I, y contemporáneo de Shakespeare, pasaba muchas de sus horas libres realizando experimentos sobre magnetismo y electricidad estática. En 1600 publicó, en latín, su famoso tratado De Magnete, en el cual, además de reseñar sus descubrimientos, revisaba lo que se había escrito sobre el tema con anterioridad, y refutaba todo aquello que hoy llamaríamos pseudociencia. Mediante imanes pequeñísimos exploró el campo superficial de una esfera de magnetita; trazó en ella las líneas de la componente tangencial de la fuerza magnética, como lo había hecho más de tres siglos antes Petrus Peregrinus (1269), quien vio que

43 esas líneas convergían en dos puntos opuestos, que llamó polos. Gilbert notó también cómo esos pequeñísimos imanes se inclinaban a diferentes ángulos a diferentes latitudes relativas a esos polos. Recordando el descubrimiento de Norman, su imaginación le permitió salvar las diferencias de escalas e inició la ciencia que hoy llamamos geomagnetismo, al escribir: Magnus magnes ipse est globus terrestris. 28 La más antigua consecuencia que se conoce del magnetismo terrestre es la brújula, aparato de gran importancia en la navegación. Esta era conocida y había sido usada por siglos, antes de que Gilbert viera que la causa se encontraba en el interior de la Tierra y no, como muchos habían supuesto, en los cielos. En 1635 Gellibrand mostró que el campo magnético de la Tierra cambiaba lentamente. De hecho, en Londres la brújula se movió constantemente hacia el oeste por 220 años, de 11 E en 1580 a 24 W en 1800; también, durante el último siglo, el momento magnético 29 de la Tierra disminuyó 5 por ciento. Hoy en día puede estar incrementándose de nuevo. Durante el periodo de 1698 a 1700 Edmond Halley realizó el primer estudio magnético en el Océano Atlántico norte y en el sur, produciendo en 1701 la primera carta magnética oceánica. Un año después, basado en muchas observaciones de la dirección de la brújula hechas por otros marinos, publicó la primera carta magnética mundial. Pero no fue sino hasta 1832 cuando el geomagnetismo alcanza el carácter de ciencia exacta con el gran científico alemán Carl Friedrich Gauss, quien además de mostrar cómo medir la intensidad magnética en unidades absolutas, y establecer en Gotinga, Alemania, el primer observatorio magnético, realizó en 1838 un análisis matemático en el que mostraba que más del 95 por ciento del campo geomagnético se origina en el interior de la Tierra y únicamente el 5 por ciento restante tiene fuentes externas. LA TIERRA COMO UNA SIMPLE BARRA IMANTADA En una simplificación, o primera aproximación, el campo magnético de la Tierra puede ser descrito como parecido al de una pequeña barra de imán, supuestamente localizada cerca del centro de la Tierra (figura 14). El eje a lo largo de la barra de imán se conoce como eje magnético, el cual si lo extendemos hasta que emerja en la superficie terrestre lo hará en dos puntos conocidos como polos magnéticos. El polo que se encuentra en el hemisferio norte se llama polo magnético norte; el del hemisferio sur polo magnético sur. El eje magnético está inclinado 11 con respecto al eje geográfico de la Tierra, de manera

44 que el polo magnético norte se encuentra en el Ártico a aproximadamente una latitud de 75.6 N y 101 W de longitud, mientras que el polo magnético sur está en la Antártida a 66.3 S de latitud y 141 E de longitud. La posición de estos polos tiene pequeños corrimientos diarios y estacionales, debido principalmente a variaciones transitorias del campo magnético terrestre, de ahí que las posiciones arriba indicadas no sean las actuales sino las aproximadas para Figura 14. Las líneas de la fuerza del campo magnético de la Tierra son mostradas en un corte longitudinal que pasa a través del eje magnético. La letra M designa magnético y la G geográfico. Las flechas en la superficie de la Tierra muestran la inclinación de la brújula. Si localizamos estos polos en un globo terráqueo veremos que los puntos no son antípodas 30 y que el eje magnético, por lo tanto, no pasa por el centro de la Tierra (véase la figura 14). Se trata pues, de un dipolo que recibe el nombre de excéntrico. El eje magnético pasa por un punto que se encuentra directamente por debajo del Océano Pacífico medio, a unos 340 km del centro de la Tierra. El plano que se encuentra formando un ángulo recto con el eje geomagnético contiene lo que se conoce como ecuador magnético. ELEMENTOS DEL CAMPO GEOMAGNÉTICO Cuando se habla de campos, algunas veces de lo que hablamos es de las llamadas líneas de campo ya que su número por unidad de área y su dirección representan gráficamente la intensidad y dirección del campo magnético. La intensidad del campo geomagnético, o su fuerza,

45 en cualquier punto de la superficie de la Tierra es costumbre especificaría por medio de las componentes rectangulares X, Y, Z, de la intensidad total B definida como sigue: X es la componente a lo largo de la dirección horizontal hacia el norte, Y es la componente horizontal hacia el este; Z es la componente hacia abajo, todas en coordenadas geográficas, como se ilustra en la figura 15. Otra forma común de especificar la intensidad del campo magnético es por medio de los elementos magnéticos, simbolizados por H, D e I, definidos como sigue: H es la magnitud de la componente horizontal, considerada como positiva cualquiera que sea su dirección y a la cual llamamos intensidad horizontal; D es el ángulo acimutal de la intensidad horizontal, positiva del norte geográfico hacia el este, llamada declinación magnética; e I es el ángulo hecho por la dirección de la intensidad magnética total con la horizontal, positiva cuando la dirección de la intensidad se inclina hacia abajo y se le llama inclinación magnética. A una línea horizontal a lo largo de la intensidad magnética horizontal, H, se le llama meridiano magnético. Las componentes de la intensidad (X, Y y Z) o los elementos magnéticos (H, D e I) tienen una simple relación trigonométrica, como se muestra en la Figura 15. Las intensidades B (intensidad o fuerza total), H, Z (intensidad o fuerza horizontal y vertical), y X, Y se miden en gauss ( ), gammas ( ) o teslas, 31 mientras que D e I (declinación e inclinación) son medidas en grados y minutos de arco. Figura 15. La fuerza geomagnética B, sus componentes rectangulares X, Y y Z, y los elementos H, D e I. La misma especificación de los elementos magnéticos puede ser usada para describir la magnitud y dirección de la intensidad del campo geomagnético en una posición a no demasiada altura sobre la superficie de la Tierra, digamos entre 100 y 300 km, que es observada por un avión o un satélite orbitando a baja altura. En la actualidad, la intensidad del campo geomagnético se mide durante reconocimientos magnéticos en un gran número de puntos sobre la superficie, océanos, aire y espacio exterior. Sobre la totalidad de la superficie terrestre existen aproximadamente 140 observatorios

46 magnéticos permanentes en los cuales ciertas combinaciones de tres elementos magnéticos son continuamente registrados. La intensidad geomagnética total en el ecuador geográfico y cerca de los polos de la Tierra es de aproximadamente 0.3 y 0.7 gauss, respectivamente. Esta intensidad total geomagnética, sin embargo, cambia durante el transcurso del día, en alrededor de gauss (20 gammas) en el ecuador y gauss (50 gammas) en los polos. Además de las variaciones temporales, como la variación diaria, la variación estacional, y perturbaciones esporádicas, la media anual de la intensidad geomagnética está sujeta a una variación secular 32 no periódica, que llega a varias gammas por año. Para representar la distribución mundial de cualquier elemento magnético en un mapa, debe eliminarse primero las variaciones temporales, y los valores de los elementos geomagnéticos que interesen reducidos a cierto periodo común de tiempo (como un año) por referencia a la variación secular del elemento. Por ejemplo, la figura 16 muestra una carta mundial de la declinación magnética (D) en la superficie de la Tierra para el año de Figura 16. Mapa de líneas isógonas o de igual declinación magnética D calculado en base al campo geomagnético de referencia internacional para el año Las líneas de declinación magnética igual están medidas hacia el Este (E) u Oeste (W) (véase la figura 15). ORIGEN DEL CAMPO GEOMAGNÉTICO

47 Como ya hemos indicado, aproximadamente el 95 por ciento del campo magnético de la Tierra es producido en su interior. Por lo tanto, debemos buscar en él un mecanismo que sea capaz no sólo de generar y mantener el campo de un simple dipolo, sino capaz también de explicar su variación secular. La explicación parece estar en las propiedades y movimientos del núcleo de la Tierra, un cuerpo esférico de material metálico, probablemente de una composición níquel-hierro, cuya parte externa se encuentra en estado líquido. El diámetro del núcleo es de alrededor de km, poco mayor que el radio terrestre. El núcleo se encuentra rodeado por el manto, consistente de roca sólida y de un espesor de 2 860km. El magnetismo interno de la Tierra se explica por la llamada teoría del dínamo, según la cual el núcleo líquido está dando vueltas lentamente, con respecto al manto sólido, generando de esta manera corrientes eléctricas que rodean al núcleo. Estas corrientes generan a su vez un campo magnético (véase la Figura 17), parte del cual escapa a la superficie de la Tierra, dándonos el campo magnético que observamos, y otra parte interacciona con el núcleo líquido que está en movimiento, sosteniendo de esta manera la acción del dínamo. Figura 17. Representación esquemática de las corrientes eléctricas en el núcleo de la Tierra, que se cree son capaces de producir el campo magnético dipolar terrestre. Cuando los valores del campo dipolar son sustraídos de los valores observados en todos los puntos, permanece un segundo constituyente del campo magnético, bastante irregular, conocido como campo residual, que consiste de centros hacia los cuales, o hacia afuera de los cuales la aguja de una brújula apuntaría si no hubiese campo dipolar. Este campo residual parece estarse moviendo lentamente hacia el oeste alrededor de la Tierra a una velocidad tal que el patrón completaría el circuito de la Tierra cada años. Dentro de este

48 campo residual, sin embargo, los patrones están cambiando constantemente. Para explicar la configuración de este campo residual es necesario suponer que existen además grandes sistemas convectivos dentro del núcleo líquido. Estos movimientos dan lugar a sistemas de corrientes locales que generan centros magnéticos sobrepuestos al campo dipolar. El continuo cambio de este modelo convectivo, según gira el núcleo dentro del manto, se cree es responsable de la naturaleza irregular de los cambios seculares. Que el núcleo se mueve con respecto al manto lo sugieren los cambios súbitos que han sido observados en el periodo de rotación de la Tierra. En 1897, el periodo de rotación diaria se incrementó súbitamente en aproximadamente segundos; en 1914 decreció súbitamente en una cantidad comparable. Tales cambios abruptos en el periodo rotacional sugieren que cambios súbitos ocurren ocasionalmente en las velocidades relativas de rotación del manto y el núcleo. Algunos autores han sugerido que el núcleo está rotando ligeramente menos rápido que el manto que lo rodea. Esto explica la observación de que, aparentemente, el núcleo se traslada hacia el oeste arrastrando consigo las características del campo magnético. LA CAVIDAD GEOMAGNÉTICA O MAGNETOSFERA Sin la presencia del viento solar, el campo magnético de la Tierra se extendería indefinidamente hasta desaparecer en el espacio interplanetario. Sin embargo, como resultado de la interacción de ese flujo de plasma de baja energía del Sol con el campo geomagnético, el espacio extraterrestre lo podemos dividir en tres regiones: 1) La región interplanetaria, donde las propiedades del medio no están perturbadas por la presencia de la Tierra y su campo magnético. 2) La magnetofunda, asociada con la interacción del viento solar con el campo geomagnético. 3) La magnetosfera, aquella región del espacio o cavidad que contiene al campo geomagnético. Separando estas tres regiones del espacio existen dos superficies de características físicas bien definidas: a) Una onda de choque que separa al medio interplanetario no perturbado de la magnetofunda. b) La magnetopausa, que es la frontera que separa la región de interacción (magnetofunda) de la magnetosfera.

49 A continuación pasaremos a dar una breve descripción de las principales características de cada una de estas regiones y las superficies que las separan. La primera región ya ha sido discutida en el capítulo I y baste mencionar aquí que se trata de la región dominada principalmente por el viento solar, resultado de la expansión supersónica de la corona solar, y el campo magnético general del Sol que arrastra, debido a la alta conductividad eléctrica del plasma. Ese campo magnético, que a causa de la rotación del Sol lo vemos formando espirales de Arquímedes, lo conocemos como campo magnético interplanetario, y a la altura de la Tierra tiene una intensidad de aproximadamente 5 gammas. Estructuras magnéticas y perturbaciones en el Sol, son así "impresas" en el viento solar y llevadas a la vecindad de la Tierra; ondas de choque originadas en ráfagas solares o en la interacción de haces de viento solar de diferentes velocidades, se propagan a través del plasma solar y son capaces de causar, como veremos, profundos efectos cuando llegan a la vecindad de la Tierra. Justo enfrente de la cavidad magnetosférica y su frontera, la magnetofunda, se encuentra una región donde el plasma solar perturbado fluye alrededor de la magnetosfera y donde el viento solar interacciona con el campo geomagnético. En esta región, llamada magnetopausa o región de transición, el plasma solar se hace turbulento y el campo magnético interplanetario es arrastrado tendiendo a alinearse tangencialmente con la magnetopausa. En esta región, la intensidad del campo magnético varía entre 5 y 20 gammas y el campo fluctúa en periodos de tiempo cortos. El espesor de esta región se ha estimado entre 100 y 200 km. Las mediciones realizadas por los satélites Explorador 10 y 12 mostraron que la región del espacio que contiene al campo geomagnético, la magnetosfera, tiene forma parecida a un cometa: se extiende a más de 10 R t (radios terrestres) en la dirección Tierra-Sol, y por varios miles de radios terrestres en la dirección antisolar, formando lo que se conoce como la cola magnetosférica. Puesto que la frontera magnetosférica se ha observado que se mueve hacia adelante y hacia atrás, los valores dados arriba son meramente valores promedio. Las causas de estos movimientos no son bien conocidas pero existen algunas sugerencias que podrían explicar el fenómeno. Algunas tratan de explicar estos movimientos magnetosféricos como producidos por ondas en la superficie de la frontera, en la magnetopausa; otras por la expansión y contracción de la magnetosfera entera en respuesta a variaciones en el flujo de viento solar, o por un cambio en la posición relativa de la magnetopausa debido a variaciones en el ángulo del eje del dipolo terrestre y la velocidad del flujo de viento solar.

50 Las observaciones del campo geomagnético a grandes distancias del lado noche de la Tierra, han revelado que las líneas de fuerza del campo son principalmente paralelas a la línea Tierra-Sol y con intensidades de 10 a 20 gammas a distancias de entre 10 y 15 R t. Sin embargo, una de las características más interesantes, observadas a una distancia de alrededor de 16 R e, es que la magnitud del campo decrece a un valor muy pequeño y cambia de dirección abruptamente, de una dirección antisolar a una dirección solar, según el satélite se movía de sur a norte con respecto al plano solar eclíptico. Este cambio direccional abrupto en el campo magnético de la Tierra fue identificado como la primera detección experimental de una hoja de corriente neutra en el campo magnético de la Tierra, análoga a la que existe en el medio interplanetario y que vimos en el capítulo I. Esta importante característica del campo geomagnético es permanente y separa regiones de campo magnético con una dirección, de regiones de campo con dirección opuesta. La hoja de corriente neutra tiene un espesor de 0.1 a 1 R t. La presencia de un cambio en la dirección del campo en, la cola magnetosférica implica, además de la existencia de una hoja de corriente neutra, la existencia de una hoja de plasma que se encuentra confinada entre dos campos magnéticos con direcciones opuestas entre sí. Además de ese plasma, en el interior de la magnetosfera encontramos también regiones de radiación atrapada, como los citurones de Van Allen y una multitud de partículas cargadas, de todas energías, cuyo origen es el viento solar y la alta atmósfera. A partir de mediciones con satélites se ha observado que la hoja neutra está frecuentemente en movimiento y también que las líneas de campo tienen pequeñas componentes que permiten que líneas en lados opuestos de la hoja neutra se puedan interconectar. Finalmente, un resultado adicional importante del estudio del medio interplanetario a partir de los datos del Explorodor I2 fue la aparición en la magnetofunda de un plasma turbulento de baja energía. Esta evidencia observacional apoyó las sugerencias de algunos científicos de que el flujo supersónico de viento solar daría lugar al desarrollo de una onda de choque al frente de la magnetosfera, como la que se presenta al frente de un avión cuando éste rebasa la velocidad del sonido. En nuestro caso podríamos pensar que quien se mueve a velocidad supersónica es la magnetosfera y el viento solar está quieto. La aparición de la onda de choque frente a la magnetosfera se daría por el hecho de que ésta se mueve a velocidad supersónica. Cuantitativamente, la posición de esta onda de choque del lado día de la Tierra estuvo en excelente concordancia con las estimaciones teóricas; intercepta la línea Tierra-Sol a aproximadamente 14 R t. Esta onda de choque no es estacionaria y sus movimientos parecen ser más frecuentes que los de la frontera magnetosférica.

51 Una visión moderna de la magnetosfera y de la cola magnetosférica, a partir de las mediciones hechas con satélites, se muestra en la figura 18. Figura 18. Diagrama esquemático del campo magnético y la cola magnetosférica formada por el viento solar. LA MAGNETOSFERA COMO UN ACUMULADOR DE ENERGÍA La magnetosfera de hecho nunca está en un verdadero estado de equilibrio. A veces estimulada por perturbaciones en el viento solar y en otras ocasiones respondiendo de manera caótica al exceso de energía acumulada en la cola magnetosférica, sufre cambios globales en los que se reestructura su distribución de plasma y de campo magnético. Estos procesos son los que dan lugar a diversos fenómenos que detectamos en la superficie terrestre y que se conocen desde hace ya mucho tiempo; entre ellos los principales son: la actividad geomagnética, las auroras y las perturbaciones ionosféricas. Uno de los principales problemas en la década de los años sesenta fue explicar de qué manera la energía del viento solar podía ser transferida al interior de la magnetosfera terrestre. Hoy en día sabemos que es el campo magnético interplanetario el que desempeña el papel más importante en dicha transferencia. En particular, el físico inglés J. W. Dungey propuso un mecanismo explicatorio. Si el campo magnético interplanetario tiene una componente dirigida hacia el sur, éste puede conectarse con las líneas de alta latitud del campo dipolar de la Tierra, al frente de la magnetosfera. Una vez que esto sucede las líneas así unidas son arrastradas por el viento solar hacia la parte posterior formando una especie de cola que está abierta. Esto ha sido corroborado mediante observaciones de satélites.

52 Otros investigadores ampliaron este concepto sugiriendo que las líneas de campo de la cola magnetosférica pueden reconectarse y regresar de nuevo a la configuración de líneas de campo dipolar interno que existía antes de la conexión (figura 19), liberando en ese momento la energía magnética que había estado almacenándose en la cola y transfiriéndose en forma de energía cinética al plasma magnetosférico. Algunos investigadores han sugerido que este proceso ocurre de una manera explosiva en la cola magnetosférica, causando perturbaciones magnéticas polares, conocidas también como subtormentas polares, 33 y la aparición de auroras. Figura 19. Convección estacionaria en el meridiano mediodía-medianoche. Los números indican las posiciones sucesivas de las líneas de campo geomagnético, con reconexión ocurriendo en los puntos 1 y 6. Ahora bien, mientras que la componente norte-sur del campo magnético interplanetario desempeña un papel importante en la transferencia de energía a la magnetosfera, ésta no es el principal parámetro físico en esta serie de eventos. El parámetro importante es la cantidad de flujo magnético dirigido hacia el sur que es llevado al frente de la magnetosfera por unidad de tiempo, y el cual depende de la velocidad del viento solar. Este parámetro representa la componente de un campo eléctrico que está en el plano de la eclíptica 34 y que es transversal a la línea Tierra-Sol. Es importante hacer notar que, cuando el campo magnético interplanetario está dirigido hacia el sur, el campo eléctrico está dirigido a través de la magnetosfera del lado de la mañana hacia el lado del atardecer. Son las variaciones en este campo eléctrico, a través de la cola magnetosférica, las que regulan el flujo convectivo (transporte) de plasma de la cola magnetosférica hacia el lado noche de la magnetosfera cercana. Este flujo convectivo, por otro lado, parece ser el proceso dominante en la aceleración e inyección de plasma moderadamente energético a la magnetosfera. Las auroras, las perturbaciones magnéticas polares y los cinturones de radiación atrapada (cinturones de Van Allen) están directamente controlados por la convección inducida por el viento solar en el interior de la magnetosfera.

53 Aunque el campo eléctrico interplanetario se hace sentir en el interior de la magnetosfera en unos cuantos minutos (de 1 a 5), el tiempo que le toma a la magnetosfera responder a cambios en las condiciones del medio interplanetario se ha estimado que es del orden de 30 a 50 minutos. Este retraso implica que la magnetosfera (cola magnetosférica más campo dipolar interno) debe acumular cierta cantidad de energía antes de que se inicien las perturbaciones arriba indicadas. LAS AURORAS COMO UN GIGANTESCO FENÓMENO DE DESCARGA Si pudiéramos ver una aurora desde un punto a gran altura sobre la región polar mientras ésta se encuentra a obscuras, lo que observaríamos sería un anillo ovalado resplandeciente alrededor del polo geomagnético. Este anillo encierra una región ovalada que recibe el nombre de óvalo auroval, el cual está en continuo movimiento, expandiéndose hacia el ecuador o contrayéndose hacia el polo y cambiando de brillantez continuamente. Cuando la observamos desde la superficie es más frecuente que su apariencia sea como la de una cortina de color verdiblanco con algunos tonos amarillos en su parte superior, mientras que en la inferior se observa a menudo una región rojiza. A diferencia de la porción superior, el borde inferior está bien definido y alcanza una altura de aproximadamente 100 km, mientras que la frontera superior es más bien difusa, extendiéndose generalmente hasta unos 400 km y en algunas ocasiones hasta los 1000 km de altura. La aurora boreal, o luces del norte, tiene su contraparte en el hemisferio sur en la aurora austral. Las imágenes tomadas desde la Luna por el Apolo 16 muestran anillos aurorales en ambos hemisferios. En ambos casos, las auroras se observan generalmente entre los 60 y 70 grados de latitud. Las auroras, por otro lado, se observan generalmente del lado noche, a lo largo de los anillos aurorales que rodean cada polo, teniendo una longitud de varios cientos de kilómetros y con una dirección aproximada este-oeste. Su espesor es de sólo unos cuantos cientos de metros. Las formas que presentan las auroras son generalmente descritas en términos de cinco categorías bastante amplias: arcos, los cuales son rayos de luz que se curvan suavemente y tienen los bordes inferiores lisos y bien definidos; bandas, que son arcos que han desarrollado torceduras o dobleces en las partes inferiores; manchas, que parecen nubes de luminosidad confinadas a regiones pequeñas; velos, los cuales son como sábanas de luminosidad bastante uniformes que se extienden sobre regiones extensas, y, finalmente, los rayos, que son, como su nombre lo indica, líneas de luz orientadas con respecto al campo magnético a un ángulo con la vertical. Estas formas, junto con

54 las llamadas cortinas, tapices y las coronas rayadas, pueden ser homogéneas o estriadas. Como eventos temporales, las auroras pueden ser quietas o pulsantes, fluctuantes o flameantes, y pueden durar unos cuantos minutos o persistir durante horas. Trataremos ahora de dar una explicación más o menos sencilla del mecanismo a través del cual se generan las auroras mediante el empleo de un modelo bastante esquemático que nos ayude a comprender la naturaleza general del fenómeno. Las auroras son causadas por la precipitación de partículas (principalmente electrones y protones) de origen magnetosférico en la atmósfera; al chocar éstas con los átomos atmosféricos los excitan. Estos átomos excitados, después de un tiempo, regresan a su estado normal mediante la emisión espontánea de luz, la cual constituye la aurora. Como ya mencionamos en el apartado anterior, la convección magnetosférica es el mecanismo directamente involucrado en la generación de las auroras y otras perturbaciones magnetosféricas. Esta convección es, por otro lado, debida a la presencia en el interior de la magnetosfera de un campo eléctrico de gran escala inducido por el viento solar. Este campo eléctrico generado por la interacción viento solar-magnetosfera está dirigido del lado de la mañana al lado de la tarde. Ahora bien, debido al movimiento relativo de protones y electrones del viento solar en la magnetopausa, el lado de la mañana de la hoja de plasma va a funcionar como la "terminal" positiva de un generador eléctrico mientras que el lado de la tarde lo va a hacer como la "terminal" negativa del mismo, como se muestra en la figura 20. Figura 20. Movimientos de los protones y electrones del viento solar en la vecindad de la magnetosfera. Los lados de la mañana y la tarde de la hoja de plasma equivalen a las terminales positiva y negativa, respectivamente, del generador eléctrico "viento solar- magnetosfera".

55 La mayor parte de las corrientes eléctricas generadas de esta manera fluyen a través de la región cilíndrica de la cola magnetosférica dirigidas del lado de la mañana al lado de la tarde. Esto crea dos solenoides, 35 uno en la mitad norte de la cola magnetosférica y el otro en la mitad sur (véase la figura 21). Figura 21. Parte de la corriente eléctrica producida por el generador eléctrico "viento solar-magnetosfera" se descarga a través de la ionosfera. A lo largo de las líneas de campo magnético fluye una pequeña parte de la corriente eléctrica (alrededor de 2 a 4 x 10 6 amperes), de la terminal positiva, en el lado de la mañana, a la alta atmósfera de la mañana y regresa por la alta atmósfera de la tarde a la terminal negativa del lado de la tarde. La figura 21 muestra esta porción de la corriente, la cual se conoce como corriente auroral puesto que es esta parte del circuito la que causa la aurora. La región de la alta atmósfera participante en este circuito es la ionosfera. La corriente hacia arriba, paralela a la línea de campo magnético, de la ionosfera del lado de la tarde, se debe a los electrones que vienen hacia abajo a lo largo de esas líneas. Estos electrones a menudo son acelerados en la cola magnetosférica a energías de más de 10 kev. Los electrones acelerados ionizan y excitan las moleculas y átomos de la alta atmósfera a medida que descienden hasta unos 100 km de altura, región de la ionosferá llamada capa E. Las radiaciones aurorales son emitidas por esos átomos y moléculas, siendo la más común, como ya mencionamos, la de color verdiblanco proveniente de los átomos de oxígeno, los constituyentes más abundantes de la baja ionosfera. La longitud de onda de esta emisión particular es de 5 577Å. Una luz roja muy obscura, la cual puede ser vista en las latitudes medias durante las grandes tormentas magnéticas, proviene también del oxígeno atómico. Existen otras emisiones provenientes del nitrógeno molecular y otros constituyentes atmosféricos. La explicación anterior sobre la causa de las auroras, aunado a lo dicho en el apartado anterior respecto a la cantidad de flujo magnético sur

56 llevado al frente de la magnetosfera por el viento solar, sugiere que la eficiencia del generador auroral depende no sólo de la velocidad del viento solar sino, de manera determinante, de la dirección del campo magnético interplanetario. TORMENTAS MAGNETOSFÉRICAS Como ya vimos, la actividad solar puede estar asociada con la emisión intensa de rayos X y radiaciones en el ultravioleta (UV) y en el extremo ultravioleta (EUV), así como también con la expulsión de partículas cuyas energías van desde unos cuantos kev hasta más de 10 GeV, en algunas ocasiones. La ionosfera terrestre se ve afectada en aproximadamente unos 10 minutos después de la emisión en el Sol, por los rayos X y las radiaciones UV y EUV. La mayoría de las partículas se esparcen rápidamente en el medio interplanetario. De esta manera, la magnetosfera puede encontrarse temporalmente inmersa en el flujo de dichas partículas por unos cuantos días. Algunas de estas partículas pueden llegar directamente a las capas altas de la atmósfera en las regiones polares. Las partículas energéticas son seguidas por una nube de plasma solar que se propaga a través del medio interplanetario con velocidades del orden de 500 a km /s. De esta manera, como ya vimos anteriormente, una onda de choque se genera en el viento solar y avanza un poco más adelante que la nube de plasma. Las tormentas magnetosféricas ocurren entonces como el resultado de la "colisión" del sistema onda de choque interplanetaria-plasma solar con la magnetosfera. Una tormenta magnetosférica típica consiste de tres fases. Comienza cuando la onda de choque interplanetaria alcanza la magnetosfera y la comprime. Esta compresión ocurre de manera bastante rápida. Su efecto es claro en las variaciones del campo geomagnético donde puede observarse un incremento súbito de alrededor de 50 a 100 gammas, simultáneo en toda la Tierra en un intervalo de un minuto o menos. Ésta es seguida de la fase principal de la tormenta magnetosférica, la cual empieza cuando el plasma que empuja a la onda de choque llega a la magnetosfera, lo cual produce una corriente eléctrica dirigida hacia el oeste y en forma de un anillo que rodea la Tierra y cuyo efecto neto es reducir la intensidad del campo horizontal en unas 100 o más gammas, por debajo de su nivel normal, en unas cuantas horas. Durante esta fase ocurre una sucesión de procesos explosivos, llamados subtormentas magnetosféricas. 36. La fase de recuperación o regreso gradual a intensidades de campo magnético normal puede tomar varios días. La figura 22 muestra los registros de la componente horizontal del campo magnético durante la tormenta del 17 y 18 de abril de 1965, donde puede verse claramente el carácter global del evento y las tres fases que acabamos de describir.

57 Figura 22. Registros de la componente magnética H durante la tormenta magnética del 17 y 18 de abril de La superficie de la Tierra ha sido dividida, aproximadamente, en cuatro sectores: Europa-África, Medio Oriente- India, Pacífico y N-S América. Durante las grandes tormentas magnetosféricas, las auroras pueden ser visibles en regiones mucho más extensas de la Tierra. Por ejemplo, durante las tres grandes tormentas que ocurrieron durante el Año Geofísico Internacional una aurora fue vista en la ciudad de México en la noche del 10 y la madrugada del 11 de febrero de Otros efectos conocidos que ocurren durante las grandes tormentas magnetosféricas son, por ejemplo, las perturbaciones en las comunicaciones por radio, particularmente las de longitudes de onda corta, o las fallas en los transformadores de potencia de las estaciones generadoras de electricidad que dejan a oscuras a grandes núcleos de población. OTROS TIPOS DE ACTIVIDAD GEOMAGNÉTICA

58 Además de las perturbaciones magnéticas que acabamos de mencionar, desde mediados de los sesenta se sabe que la actividad magnética tiene una marcada tendencia a incrementarse, hasta un nivel de alrededor de tres veces, al paso por la Tierra, de la frontera de un sector magnético, o más bien, del cruzamiento por parte de la Tierra de la hoja neutra de corriente del medio interplanetario. La actividad magnética decae después lentamente durante los siguientes tres o cuatro días. La máxima actividad magnética es casi la misma cuando la Tierra cruza la hoja de corriente yendo de una región con campo magnético interplanetario de polaridad positiva a otra con campo magnético de polaridad negativa, que al revés. Se sabía desde hacía muchos años que esos incrementos de la actividad magnética tenían una periodicidad de alrededor de 27 días. Sin embargo, hoy sabemos que esto se debe a haces de viento solar rápido, provenientes de hoyos coronales en el Sol, y no a la estructura sectorial del campo magnético interplanetario. PERTURBACIONES IONOSFÉRICAS Algunos de los fenómenos más importantes asociados con las tormentas magnetosféricas son las perturbaciones ionosféricas y las auroras. Las perturbaciones en las regiones ionosféricas pueden clasificarse de acuerdo a dos grandes procesos que tienen lugar en la ionosfera: 1) una intensificación de la ionización en la baja ionosfera (capas D y E), y 2) complicados procesos aeroquímicos y dinámicos en la capa F. Se sabe que la ionización anormal en la baja ionosfera es producida por haces esporádicos de radiación solar o por la precipitación de partículas energéticas en la ionosfera. Además de las perturbaciones ionosféricas súbitas, producidas por rayos X emitidos en ráfagas solares, una precipitación excesiva de partículas energéticas en la ionosfera causa los llamados "apagones" polares, también conocidos como PCA's, 37 que son absorciones anormales de las ondas de radio al pasar a través de la ionosfera. Entre las partículas energéticas que producen este fenómeno se encuentran los llamados rayos cósmicos solares que son partículas energéticas producidas en intensas ráfagas solares. En este capítulo hemos visto cómo la interacción del viento solar con el campo magnético de la Tierra genera una serie de fenómenos que van desde lo espectacular, como las auroras, hasta lo tormentoso, como las diversas clases de perturbaciones geomagnéticas que pueden alterar las redes de comunicaciones de nuestro planeta o las plantas de generación de electricidad, a veces con resultados desastrosos.

59 Sería entonces sumamente útil el poder predecir cuándo va a ocurrir, por ejemplo, una tormenta magnética. Para poder hacerlo, tendríamos que conocer las fuentes en el Sol que producen las perturbaciones geomagnéticas, cómo se propagan éstas en el medio interplanetario y, finalmente, cómo interaccionan con la cavidad magnetosférica. Estos problemas son objeto de intensa investigación y sentimos que cada vez estamos más cerca de darles respuesta. V. E L I N Q U I E T O S O L Y L A A T M Ó S F E R A T E R R E S T R E UN PROBLEMA AÚN NO RESUELTO LA POSIBILIDAD de que variaciones en el Sol en particular variaciones periódicas asociadas con diferentes aspectos de la actividad solar afecten el tiempo atmosférico o el clima 38 en la Tierra, ha sido objeto de gran interés popular y científico por más de un siglo. Las implicaciones de este posible vínculo entre los fenómenos que ocurren en el Sol y el tiempo o clima tienen una enorme relevancia socioeconómica. Podrían resolverse varios de los problemas más complejos que afectan a la humanidad hoy en día. Por ejemplo, el agua para irrigación en el altiplano mexicano es abundante cuando los huracanes del Golfo de México hacen que la humedad del aire sobrepase la Sierra Madre Oriental y llegue a la altiplanicie. Sin embargo, cuando por alguna razón no ocurren huracanes en el Golfo entonces escasea el agua de riego y la producción de alimentos en México, alterada por condiciones climáticas adversas, puede reducirse considerablemente con graves consecuencias para el país. De ahí la importancia de predecir con exactitud el tiempo y el clima, sobre todo si los influyen las variaciones en la actividad solar. La bibliografía sobre el tema es amplia y existen en ella gran cantidad de controversias y contradicciones debidas en buena parte a la ausencia de un modelo satisfactorio de predicción climática. En la actualidad los pronósticos del tiempo atmosférico a corto plazo y para una región dada raras veces son exactos por más de un par de días. Los pronósticos a plazos de un mes, basados en modelos de cómputo de los sistemas atmosféricos, son marginalmente efectivos; mientras que el pronóstico de cambios climáticos a largo plazo es, prácticamente, una conjetura.

60 La única manera de que esta situación pueda cambiar es mejorando los métodos de predicción tanto del tiempo como del clima. Las técnicas meteorológicas, incluso las más complejas técnicas de modelaje computacional, pueden mejorarse sólo introduciendo nuevos conceptos sobre cómo trabaja la totalidad del sistema atmosférico. Un elemento clave, que ha sido ignorado por muchos años y que creemos puede ser crucial para el mejor entendimiento y predicción del tiempo y el clima, es la posible influencia de la actividad solar sobre los diversos parámetros meteorológicos y climáticos. INDICADORES DE LA ACTIVIDAD SOLAR Uno de los medios más sencillos de medir la actividad solar es a través de indicadores directos, como el número de manchas visibles en el disco solar en un instante de tiempo dado: cuanto mayor sea su número, más activo estará el Sol. Un Sol activo producirá otro tipo de eventos, de carácter esporádico, como las ráfagas solares, las cuales son enormes explosiones de energía electromagnética principalmente en las porciones del visible, ultravioleta y rayos X del espectro de radiación solar (véase en la siguiente sección el apartado sobre Radiación electromagnética). Una ráfaga puede durar desde unos minutos hasta unas cuantas horas y es acompañada de emisiones electromagnéticas en el rango de frecuencias de radio (microondas). Durante las grandes ráfagas solares, el Sol a menudo emite también partículas cargadas (protones, alfas, y electrones) con energías relativistas: los llamados rayos cósmicos solares. Los más abundantes son los protones solares. La energía liberada en una de estas grandes ráfagas (alrededor de 10³² ergs) se estima que es suficiente para abastecer de electricidad a toda la Tierra durante un millón de años a la tasa de consumo actual. Entre los indicadores indirectos de la actividad solar tenemos a las auroras boreales, las tormentas geomagnéticas y las variaciones en la intensidad de la radiación cósmica galáctica. Otro indicador importante lo constituyen los cruces de las fronteras de los llamados sectores magnéticos solares por la Tierra, los cuales se ha encontrado que están asociados con varios otros indicadores de la actividad solar (por ejemplo, la intensidad del campo magnético interplanetario, la velocidad del viento solar, su densidad, la actividad geomagnética y las variaciones en la intensidad de los rayos cósmicos galácticos). Sin embargo, como ya vimos en el capítulo I, hoy en día sabemos que esta simple estructura sectorial tiene una forma tridimensional mucho más interesante. La estructura sectorial del campo magnético interplanetario se deriva ahora del paso de una hoja de corriente ondulada por la Tierra cada 27 días, es decir, un periodo de rotación del Sol. En cada cruce, la polaridad magnética cambia de positiva a

61 negativa o viceversa, dependiendo de la polaridad del campo magnético solar y de que la Tierra se encuentre por arriba o por abajo de la hoja de corriente. De una rotación a la siguiente, el tamaño de cada sector puede variar al igual que la inclinación u ondulación de la hoja. No obstante las diferencias con el punto de vista de la simple estructura sectorial, los efectos del cruce de la hoja de corriente por la Tierra siguen siendo los mismos. Como veremos en el próximo capítulo, casi todos estos indicadores de la actividad solar, tanto directos como indirectos, han sido utilizados, en innumerables estudios de correlación con parámetros del tiempo y el clima, con diversos grados de éxito. Sin embargo, las hipótesis físicas que se han propuesto para explicar las correlaciones observadas no han sido aún usadas para hacer predicciones que puedan ser sujetas a pruebas críticas e independientes. En parte, esto se debe al escepticismo de los meteorólogos, el cual ha evitado que los resultados positivos de las investigaciones solar-terrestres hayan sido incorporados a los modelos de predicción del tiempo y el clima. Un ejemplo claro lo tenemos en las palabras del destacado meteorólogo soviético A. S. Monin, quien dice que la existencia de una relación entre el tiempo en la Tierra y las fluctuaciones en la actividad solar "sería casi una tragedia para la meteorología, puesto que esto evidentemente significaría que habría primero que predecir la actividad solar para luego poder pronosticar el tiempo". Las principales objeciones que se han interpuesto para considerar seriamente el tema son: 1) Las correlaciones observadas entre los parámetros de la actividad solar y las respuestas meteorológicas y climatológicas a menudo desaparecen después de unos cuantos ciclos solares. 2) Ninguna explicación física cuantitativa aceptable de por qué deba existir una relación causal entre la actividad en el Sol y el tiempo atmosférico en la Tierra ha sido propuesta y ningún mecanismo que relacione a los dos ha sido identificado. 3) La cantidad de energía del Sol debida a la actividad solar es muy pequeña comparada con la energía radiante continua, la cual ha sido considerada como la fuerza motora de nuestro sistema atmosférico; de esta manera, la actividad solar a lo más sería un disparador de los cambios en el tiempo y el clima de la Tierra. Parte de todo este problema radica en el hecho de que la energía solar llega a la Tierra en una gran variedad de formas, algunas de las cuales pueden ser desviadas por el campo geomagnético (la radiación corpuscular), y porque existe también una gran variedad de posibles combinaciones de altitud, latitud y longitud para que la energía, que finalmente es transformada en calor, esté disponible para impulsar la circulación de la atmósfera. Además, la atmósfera es un sistema extremadamente complejo con muchas retroalimentaciones y efectos de segundo orden, aparentemente no relacionados con la actividad solar, que puede muy bien ocultar su influencia. Un incremento en la

62 temperatura puede, por ejemplo, causar un aumento de la evaporación, de la humedad absoluta, e inestabilidad atmosférica. Como resultado de lo anterior tendríamos la formación de nubes, las cuales, puesto que son mejores reflectores de la radiación solar que la superficie de la Tierra, causarían un decremento en la cantidad de radiación solar que llega a la baja atmósfera y, consecuentemente, en la temperatura durante el día. Efectos meteorológicos asociados a estas condiciones serían un incremento en la ciclogénesis, 39 que daría lugar al desarrollo de centros de baja presión y un aumento en la velocidad de los vientos y de la precipitación pluvial. La complejidad del sistema atmosférico y los eslabonamientos de las retroalimentaciones climáticas se muestran gráficamente en la figura 23. En este capítulo nos concentraremos principalmente en los efectos atmosféricos registrados, resultantes de variaciones en la energía de entrada al sistema atmosférico mostrada en la esquina superior izquierda de la figura. Variaciones en este parámetro, "radiación solar", comprenderán a la actividad solar en todas sus manifestaciones. Figura 23. Modelo de la máquina del tiempo y el clima, que ilustra su complejidad e intrincados mecanismos de retroalimentación. La influencia de varios de los procesos de retroalimentación es comparable en magnitud pero de dirección opuesta. Es evidente que variaciones en el parámetro energía de entrada en el extremo superior izquierdo pueden afectar varios de los parámetros meteorológicos dentro de la máquina.

63 LA RADIACIÓN SOLAR Y SU VARIABILIDAD. RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA James C. Maxwell, físico escocés, con sus trabajos sobre electricidad y magnetismo, demostró en 1864 que una perturbación que consistiera en un campo eléctrico y un campo magnético transversales podía propagarse a través del éter 40 con la velocidad de la luz. Más tarde, en 1887, Heinrich R. Hertz produjo ondas electromagnéticas mediante una corriente oscilante y demostró la exactitud de la teoría de Maxwell. La moderna telegrafía sin hilos y la radio son derivaciones prácticas de la teoría de Maxwell y Hertz. Después surgieron serias dificultades relacionadas con las propiedades del éter a través del cual se suponía que se propagaban estas ondas. Sin embargo, en 1905 la teoría de la relatividad de Einstein resolvió estas dificultades demostrando que el éter no era necesario para la propagación de las ondas electromagnéticas y en consecuencia, las ondas electromagnéticas, de las cuales la luz forma parte, se consideran como oscilaciones electromagnéticas, consistentes en variaciones de un campo eléctrico y otro magnético transversales entre sí (figura 24), cada uno de los cuales puede existir en el espacio libre, es decir, en el espacio completamente vacío de materia. Figura 24. Onda electromagnética de longitud de onda y velocidad de propagación c (velocidad de la luz), mostrando los vectores de campo eléctrico (E) y un campo magnético (H). Como ya dijimos, las ondas electromagnéticas viajan a través del espacio a velocidades de kilómetros por segundo. Como las pequeñas ondas en un estanque de agua, estas ondas tienen una longitud de onda característica la distancia entre cresta y cresta y una frecuencia característica el número de crestas que pasan por un punto dado cada segundo. La longitud de onda y la frecuencia de las ondas están relacionadas por la sencilla fórmula: donde es la longitud de onda, c la velocidad de la luz y v frecuencia. Muchas formas de radiación, como el calor, la luz, las ondas de radio y televisión, etc., difieren una de otra por su frecuencia característica, mas no por la clase, todas ellas son ondas electromagnéticas. Se

64 diferencian por la forma en que son producidas y las técnicas usadas para detectarlas. Así, por ejemplo, un electrón que vibra un millón de veces por segundo (un megaciclo por segundo) radia un tren de un millón de ondas electromagnéticas cada segundo. A la velocidad de la luz, ese tren de ondas se extiende kilómetros cada segundo, y la longitud de onda es de 300 metros. En particular, esta frecuencia y longitud de onda corresponden a las ondas de radio de una estación de radio de amplitud modulada (AM). Para frecuencias mayores encontramos la banda de las ondas de televisión, la del infrarrojo y la del visible, y para frecuencias aún mayores tenemos las bandas de los rayos invisibles al ojo humano como los ultravioleta, los rayos X y los gamma, estos últimos con frecuencias tan altas como ciclos por segundo. El Sol, como emisor de radiación, emite en casi todas las frecuencias, desde las muy largas ondas de radio hasta las de longitud de onda muy pequeña como los rayos gamma de longitudes de onda menores de m, producidos por reacciones nucleares en la atmósfera solar durante las ráfagas solares. A continuación se da un listado de las diferentes regiones del espectro de radiación electromagnética solar de acuerdo a su longitud de onda: Radio 1 mm Infrarrojo lejano 1 mm > 10 m Infrarrojo 10 m > 0.75 m Visible 0.75 m 0.3 > m Ultravioleta (UV) Å > 1200 Å Extremo ultravioleta (EUV) 1200 Å > 100 Å

65 Rayos X suaves 100 Å > 1 Å Rayos X duros 1 Å > donde las unidades usadas están relacionadas de acuerdo a la siguiente igualdad: 1 m = 10³ mm = 10 6 µm = lo 9 nm = Å Los flujos absolutos característicos de las diferentes bandas de longitud de onda se muestran esquemáticamente en la figura 25, que presenta claramente la forma del espectro solar. Aunque éste se extiende desde los rayos X con longitudes de onda menores de 1Å hasta las ondas de radio con longitudes de onda mayores de 1 mm, el 99% de la radiación solar total está concentrada en el rango de longitudes de onda de los 0.3 a l0 m, y el 99.9% en el rango 0.2 a 11 m. En otras palabras, todo excepto el 0.1% de la energía se encuentra en las porciones del visible, infrarrojo y ultravioleta del espectro de radiación solar. Aunque la variabilidad intrínseca del espectro es difícil de observar en la figura, es claro que el espectro visible es relativamente estable, mientras que las regiones de radio, UV y rayos X son las que muestran grandes fluctuaciones en diferentes escalas de tiempo que van desde segundos hasta décadas. La variabilidad con el ciclo magnético solar de 22 años, el ciclo solar de 11 años, así como la modulación de 27 días 41 han sido observadas en varias de estas regiones del espectro de radiación solar.

66 Figura 25. El espectro solar de radiación. Desde el punto de vista de la importancia de la variabilidad del espectro de radiación solar, dentro de las relaciones solar-terrestres, es interesante observar lo que sucede con el flujo de ondas de radio. Éste tiene poco impacto en la interacción solar-terrestre, mas su estudio es de interés en las comunicaciones, ya que constituye una herramienta de diagnóstico en las predicciones de corto periodo de eventos solares que emiten partículas de alta energía, y como indicador de otros flujos solares tales como las emisiones en el UV y en los rayos X. Con respecto a la banda de longitudes de onda correspondiente al lejano infrarrojo, la irradiación integrada en esta región, a la altura de la Tierra, es de sólo un 0.057% de la constante solar. 42 En regiones activas, sin embargo, la irradiación en esta banda puede incrementarse en tan sólo un 1%, de aquí que esta radiación no tenga consecuencias importantes en la Tierra.

67 La región del visible y el infrarrojo contiene, como ya mencionamos, el 99% de la radiación solar total y, por tanto, es la que mayor peso tiene en la constante solar. Es una de las regiones espectrales más importantes con respecto tanto al equilibrio térmico de la atmósfera terrestre como a nuestro conocimiento de la fotosfera solar y la baja cromosfera. Las radiaciones visible e infrarroja son usualmente consideradas como emisiones del "Sol quieto", de ahí que hasta la fecha no hayan podido medirse con seguridad variaciones en esta región del espectro, excepto por algunos cambios en ciertas líneas de Fraunhofer 43 afectadas por la presencia de regiones activas en el disco solar, y una pequeña variación de entre 0.1 y 0.3% en la constante solar debida principalmente al área del disco solar cubierta por manchas solares. Los efectos de esta pequeña variación en la constante solar sobre la temperatura superficial en la Tierra parecen ser menores. El flujo solar en la región del ultravioleta es importante por sus efectos en la alta atmósfera. Aunque esta banda contiene sólo alrededor del 1% de la irradiación solar total, su energía es muy importante porque es completamente absorbida por el ozono y las moléculas de oxígeno diatómico en la alta atmósfera de la Tierra. Puesto que el ozono es producido por radiación ultravioleta de longitudes de onda menores de Å y el ozono atmosférico absorbe completamente la radiación ultravioleta entre aproximadamente los y Å, variaciones en esta porción del espectro solar son muy importantes como posible causa de cambios climáticos. Una de las cuestiones importantes respecto a esta radiación es saber si cambia con el ciclo solar de 11 años. Es sumamente importante medir la variación en la irradiación solar en esta región, entre el mínimo y el máximo de actividad solar, ya que dicha variación es extremadamente importante para entender las variaciones observadas en la estructura de la estratosfera y la mesosfera y su relación con el tiempo atmosférico, puesto que dichas variaciones son producidas ya sea por cambios en la irradiación espectral solar o por la introducción de constituyentes de origen antropogénico. 44 El flujo solar en el rango de los 10 a Å, es decir, en las bandas del extremo ultravioleta y los rayos X, tiene importancia dentro de las relaciones solar-terrestres porque constituye la principal fuente de ionización de la ionosfera (regiones E y F y esto a pesar de que el flujo de energía en este rango de longitudes de onda constituye una porción despreciable de la irradiación solar total. Sin embargo, los rayos X con longitudes de onda menores de 10 Å tienen diferente comportamiento que aquéllos por arriba de los 10 Å, porque los de longitudes de onda más corta conforman la fuente más importante de ionización de otra región inosférica: la región D.

68 Mediciones a la altura de la Tierra han mostrado que el flujo integral de rayos X provenientes del Sol varía considerablemente con el ciclo solar. Mientras que durante el mínimo de actividad solar es del orden de 0.15 erg cm -2 s -1,durante el máximo llega de 0.5 a 1 ergs cm -2 s -1, es decir, tiene una variación que va aproximadamente del 200 al 600 por ciento. Por otra parte, fuertes emisiones de rayos X se observan también durante las ráfagas solares, cuando se tienen incrementos asombrosos sobre los niveles anteriores a la ráfaga. Durante los grandes eventos, como los ocurridos entre el 1 y 11 de agosto de 1972, el flujo de rayos X, observado por los satélites artificiales, se incrementó en más de un 100%. RADIACIÓN CORPUSCULAR Además de la radiación electromagnética que emite el Sol y que acabamos de repasar, el Sol emite también, de manera continua o esporádica, partículas de diferentes energías. En primer lugar tenemos, como ya vimos en el capítulo I, el flujo continuo de viento solar, el cual transporta hacia fuera del Sol aproximadamente la diez mil millonésima parte de la energía que es emitida en forma de luz y otras formas de radiación electromagnética; sin embargo, este flujo de partículas, cuando está perturbado, tiene un impacto terrestre de inmensas proporciones como vimos en el capítulo anterior. Dado que en el capítulo I ya vimos algo sobre el viento solar y el campo magnético interplanetario que arrastra, y en el capítulo IV tratamos más a fondo los efectos de la interacción de este plasma y campo, con el campo geomagnético, pasaremos a continuación a describir otros tipos de emisiones de partículas del Sol. Existe una emisión permanente de protones con una energía del orden de 1 MeV (la cual se observa durante varios días sucesivos), que está asociada con regiones activas específicas. No existe evidencia de que estos flujos de partículas de baja energía y de larga duración sean de importancia dentro del marco de las relaciones solar-terrestres. Se tienen también eventos discretos de partículas, llamados eventos súbitos, por ser observados en la Tierra, dentro de un intervalo de tiempo corto después de una ráfaga. En esta categoría, los más importantes son los llamados eventos de protones (E ) lo MeV) y los rayos cósmicos solares (E>= 1 a 30 GeV). Las energías liberadas durante una ráfaga intensa en forma de protones energéticos y rayos cósmicos solares son del orden de 2 x y 3 x ergs, respectivamente. La radiación corpuscular de baja energía, cuando llega a la Tierra y entra en la alta atmósfera, en las regiones polares, produce los llamados eventos de absorción en los casquetes polares (PCA). Este fenómeno, mediante el cual ondas de radio de varios Mhz

69 de frecuencia son absorbidos entre los 50 y 90 km de altura, es ocasionado por la ionización que producen esos protones al penetrar en la alta atmósfera de las regiones polares. Estos eventos pueden durar de uno a seis días. Los protones solares relativistas, por su parte, al penetrar en la atmósfera terrestre pueden ocasionar, debido a la alta ionización que producen, alteraciones en la conductividad eléctrica atmosférica que pueden dar lugar al desarrollo de tormentas eléctricas. Cuando ocurren, la ionización puede llegar a manifestarse a alturas tan bajas como 10 km. Grandes eventos como los ocurridos en agosto de 1972, cuando se produjo una de las ráfagas solares más intensas de que se tenga memoria, originaron, se cree que a causa de los cambios inducidos por la actividad solar en la circulación atmosférica de gran escala, alteraciones en la velocidad de rotación de la Tierra con la consecuente disminución en la longitud del día en unos cuantos milisegundos. LA RADIACIÓN SOLAR Y LA ATMÓSFERA Es bien sabido que la radiación solar que llega a la Tierra en forma de ondas electromagnéticas, que viajan a la velocidad de la luz, pero con diferentes longitudes de onda, es la inagotable fuente de energía que alimenta el inmenso "motor" de la máquina atmosférica. El movimiento del aire, su calentamiento, la evaporación del agua, las tormentas eléctricas, los ciclones, tornados, etc., son fenómenos que no ocurrirían sin un consumo de energía. Es por ello que si existe una posible conexión entre cambios en la actividad o variabilidad solar por un lado, y el tiempo y el clima terrestres por el otro, la relación potencial entre estos factores es de gran interés práctico dadas las implicaciones socioeconómicas que de ella se derivarían, especialmente aquéllas en las áreas de la producción global de alimentos y en la de la utilización de la energía solar para las necesidades humanas. En primer lugar, de la enorme cantidad de energía radiada por el Sol en forma de ondas electromagnéticas, la Tierra intercepta tan sólo una dos mil millonésima parte del total emitido. En la figura 26 podemos ver esquemáticamente las proporciones de cada una de estas ondas del espectro electromagnético según llegan al tope de la atmósfera. La longitud de las flechas es proporcional a la cantidad de energía transportada por cada longitud de onda. Podemos ver que la energía más intensa proviene de las partes del visible y el ultravioleta del espectro, mientras que la intensidad de la radiación de longitudes de onda larga, como el infrarrojo, es relativamente baja.

70 Figura 26. Representación esquemática del espectro de radiación solar fuera de la atmósfera terrestre y las pérdidas de energía a su paso por la atmósfera. Como ya mencionamos, esa radiación electromagnética del Sol que llega al tope de la atmósfera, a la cual los meteorólogos llaman insolación y los astrónomos irrradiación solar, es la responsable de la circulación atmosférica y, por tanto, del tiempo. De esa cantidad de radiación que llega al tope de la atmósfera, las nubes reflejan cerca de un 25%, absorben un 1% y difunden, a través de las gotitas de agua y cristales de hielo de las nubes, alrededor de un 14% que llega a la superficie terrestre como radiación de onda muy corta. En el resto de la atmósfera, donde no hay nubes, se absorbe directamente un 16% de la radiación incidente (3% por el ozono estratosférico y 13% por el vapor de agua de la troposfera) y se difunde un 18% (11% que alcanza la superficie y 7% que se pierde en el espacio exterior). Por lo tanto, de manera directa, a la superficie de la Tierra llega sólo un 26% de la radiación incidente, y de ésta se refleja un 5% que se pierde hacia el exterior (figura 27(a)). De lo anterior podemos ver que la cantidad de radiación efectiva que absorbe la superficie terrestre es un 46% de la radiación extraterrestre incidente en la parte alta de la atmósfera. Si la Tierra no cediese esa energía, el planeta se calentaría indefinidamente. De ahí que la superficie terrestre tenga que emitir sin interrupción energía radiante en forma de ondas electromagnéticas, pero en esta ocasión, de onda larga. Ahora bien, debido a que el suelo emite una energía equivalente a un 114% de la constante solar, de ésta un 96% es absorbido en la baja troposfera y reemitida hacia el suelo y únicamente un 18% se pierde hacia el exterior (figura 27(b)). De aquí que si a la radiación efectiva recibida por el suelo le restamos ahora la que se pierde definitivamente (46%-18%), obtenemos que en el planeta queda atrapada una cantidad cercana al 28% de la constante solar, la cual será utilizada en producir lo que conocemos como el tiempo y el clima.

71 Uno puede considerar a la troposfera como una gigantesca máquina de calor, con la fuente de calor en el ecuador y la de enfriamiento en los polos. La diferencia de temperatura entre los dos da lugar al movimiento horizontal de grandes masas de aire (circulación atmosférica), el cual transporta aire caliente hacia los polos y aire frío hacia el ecuador. Figura 27. (a) Diagrama de transferencia de la radiación solar a través de la atmósfera. (b) Radiación infrarroja emitida por la Tierra. Este sobresimplificado modelo de la troposfera es mantenido por la insolación. El máximo flujo de radiación solar se recibe en la denominada zona torrida que se extiende entre los paralelos N y S, latitudes de los trópicos de Cáncer y de Capricornio, respectivamente. Cerca de los polos el flujo de radiación solar, aunque depende de la estación del año, es de alrededor de 2.4 veces menor en promedio que en el ecuador. La eficiencia de esta máquina, o sea la capacidad de transformar calor en trabajo, es directamente proporcional a la diferencia de temperatura entre la fuente de calor y la de enfriamiento, e inversamente proporcional a la temperatura del ecuador. Ahora bien,

72 de acuerdo a estimaciones aproximadas, la eficiencia de la troposfera es del orden de 2%, lo que significa que 0.02 de la energía (potencial) radiante que llega a la Tierra es transformada en "energía cinética de movimiento atmosférico". Con esto pensamos que hemos dado un panorama de cuál es la situación actual en este tan importante campo de las relaciones solarterrestres, habiendo repasado las principales variaciones del espectro de la radiación solar que nos llega a la Tierra y cómo afectan a la atmósfera de nuestro planeta. En el próximo capítulo pasaremos a describir algunas de las correlaciones encontradas entre los parámetros atmosféricos y las variaciones en la radiación solar (electromagnética y corpuscular). V I. E N B Ú S Q U E D A D E U N A C O N E X I Ó N C L I M Á T I C A DENTRO del marco general de las relaciones solar-terrestres, y en particular el de las relaciones del tiempo y el clima con la actividad solar, existen cuatro grandes facetas. Primero, manifestaciones de la actividad solar, algunas de las cuales exhiben periodicidades bien definidas, mientras que otras ocurren de manera impredecible, se trata de eventos transitorios. Segundo, los estudios y las observaciones meteorológicas y climatológicas han mostrado características, tanto periódicas como aperiódicas, que sólo pueden ser explicadas de manera parcial con base en procesos meteorológicos de corto y largo periodo. La tercera faceta es consecuencia de las dos primeras, esto es, la similaridad de las periodicidades observadas, tanto en la actividad solar como en los fenómenos del tiempo, sugiere que debe haber alguna conexión entre los dos, y un gran esfuerzo ha sido dedicado a la búsqueda de dicha conexión a través de estudios de correlación. Finalmente, los algunas veces contradictorios, confusos y discutibles resultados de innumerables estudios han dado lugar al reconocimiento de la cuarta, y quizás más importante faceta: cuáles son los procesos químicos y físicos atmosféricos que permiten que las relativamente menores fluctuaciones inducidas por la actividad solar en la energía solar que llega a la Tierra, influyan en la inmensamente más energética dinámica de la troposfera? Esta faceta es la más reciente en el problema de las relaciones Sol-tiempo, y la menos estudiada de todas ellas. Para entender y resolver el problema general, es necesario atender todos sus aspectos principales. Las primeras dos facetas representan

73 disciplinas geofísicas bastante complejas, y la tercera trata de reunirlas (con el consecuente incremento en complejidad). La cuarta faceta debe delinear los procesos químicos y físicos comprendidos en las interacciones entre la actividad solar y el tiempo y el clima. Para apreciar de manera completa este fascinante y a menudo frustrante rompecabezas, es útil examinar sus piezas por separado pero pensando en cómo podrían ir unidas. En el capítulo anterior hemos ya examinado por separado dos de las principales piezas del rompecabezas: la variabilidad solar y sus supuestas influencias sobre el sistema atmosférico. Pasaremos ahora a presentar algunas de las correlaciones más importantes encontradas entre la variabilidad solar y el tiempo y clima en la Tierra. Las tendencias climatológicas asociadas con ciclos de largo y corto periodo en la actividad de manchas solares han sido estudiadas por un gran número de investigadores usando datos que abarcan un periodo de aproximadamente dos siglos. La búsqueda de esta asociación empezó aun antes de que Schwabe descubriera el Ciclo de manchas solares en Por ejemplo, el famoso astrónomo inglés W. Herschel, descubridor del planeta Urano y sus satélites, así como los de Saturno, y a quien se considera como el padre de la astronomía estelar, sugirió en 1801 que el precio del trigo en Londres estaba indirectamente controlado por el número de manchas solares; esto basado en sus observaciones de que cuando el número de manchas solares era pequeño menos lluvia caía en Londres. En la mayoría de los casos, la significación estadística de resultados históricos como el citado no puede ser evaluada hoy en día. Su valor, por lo tanto, está abierto a discusión. No obstante, lo hemos mencionado para ilustrar la gran variedad de resultados de que disponemos así como para proporcionar una perspectiva para los análisis más recientes. Los dos parámetros más comunes usados para definir el clima han sido la precipitación y la temperatura, y éstos han sido utilizados en una gran cantidad de estudios sobre la asociación Sol-clima/tiempo. Indicadores indirectos de la precipitación, tales como los niveles del agua en ciertos lagos, también han sido correlacionados con el número de manchas solares, aunque estas variables son de mayor interés para los hidrólogos que para los climatólogos. La presión atmosférica en la superficie, en instalaciones especiales como medida en promedio para zonas diversas, ha sido también un parámetro popular para correlacionar con el número de manchas solares, habiéndose investigado también los sistemas de presiones y vientos, así como las trayectorias de las tormentas. Ahora bien, si existe alguna relación de la actividad solar con los parámetros atmosféricos, ésta debe ser distinguible en todos y cada uno de ellos, ya que se hallan íntimamente relacionados en el sistema atmósfera.

74 En algunos lugares, la presión, temperatura y cantidad de lluvia parecen estar mejor correlacionadas con el ciclo de Hale (ciclo magnético o doble ciclo solar) que con el ciclo de manchas de 11 años. CORRELACIONES CON EL CICLO SOLAR En esta sección revisaremos algunos de los estudios que han intentado relacionar el ciclo de manchas solares de 11 años con variables climáticas como la precipitación e indicadores indirectos (como por ejemplo el nivel de los lagos), la temperatura y presión atmosférica, los vientos y las trayectorias de tormentas. Precipitación pluvial La correlación entre el número de manchas solares y la precipitación pluvial anual puede ser positiva, negativa, o inexistente, dependiendo del lugar donde se han efectuado las mediciones meteorológicas. Así, por ejemplo, en las latitudes ecuatoriales se han encontrado correlaciones positivas según las cuales, en promedio, cae más lluvia durante los años del máximo solar que durante los del mínimo. Por otro lado, en las estaciones de latitud media (20-40 ) parece haber menos precipitación alrededor de los años del máximo que en los cercanos al mínimo. Esto se ve claramente en la Figura 28 donde, además de las medias anuales, se han graficado promedios móviles 45 para suavizar las fluctuaciones de corto periodo.

75 Figura 28. Relación entre la precipitación pluvial anual promedio y los años alrededor de los máximos y mínimos de actividad solar en las estaciones ecuatoriales y de las latitudes medias para los años Las líneas sólidas representan los promedios móviles de 5 años, centrados en el año en que se suavizan las fluctuaciones de corto periodo. Las líneas verticales punteadas indican que las curvas son discontinuas entre las porciones correspondientes al máximo y al mínimo de actividad solar. Uno de los indicadores indirectos de la precipitación es el nivel del agua en los lagos. La correlación encontrada, por ejemplo, por Shaw en 1928 sobre el nivel del agua en el lago Victoria y el número de manchas solares para el periodo de 1880 a 1920, fue muy buena. Esto implicaba un exceso de lluvia durante el máximo de manchas solares en esa región (2.0 S, 32.2 E). Sin embargo, hacia 1930 esta correlación desapareció y a partir del comienzo de la década de 1950 el nivel del agua del lago Victoria se encuentra correlacionado negativamente con el número de manchas solares. Temperatura en la superficie Los intentos de correlacionar la temperatura del aire en la superficie de la Tierra con el ciclo de manchas solares han producido, en general, resultados contradictorios. La correlación con el ciclo de 11 años puede ser positiva (máxima temperatura promedio durante el máximo en