El Sol y la Tierra : una relación tormentosa

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
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
R E L A C I Ó N
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
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. © 1993 FONDO DE CULTURA ECONÓMICA, S. A. de C. V.
Carretera Picacho-Ajusco 227; 14200 México, D.F.
ISBN 968-16-3741-0
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 solar1
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.
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
A Q U E L L O Q U E L O S
T I E R R A
R O D E A
Y
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 luminosidad5
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
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 SolTierra, baste decir que el Sol es una gran esfera luminosa de gas7
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 gravitacional10
y presiones
internas como la del plasma y la de radiación. Tiene un radio de 695
980 km, es decir, 109 veces el radio de la Tierra, que tiene alrededor
de 6 371 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.
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.
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 gauss12
(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 8 500° K en su base hasta unos 4
500° K en la parte superior, con una temperatura media de
aproximadamente 5 800 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 2 500 km es la que conocemos como cromosfera.
Comienza en donde el gas alcanza una temperatura mínima de 7 000°
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 25 000° 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 100 000 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
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 4 000 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.
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
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.
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 1 000 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
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 1 000 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
angular14
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
eléctrica15
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
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.
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 Ulises17
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
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 6 371 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
ATMÓSFERA
TERRESTRE.
COMPOSICIÓN
QUÍMICA
DE
LA
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.
CUADRO 1. Composición aproximada del aire de la baja atmósfera de la
Tierra
Nitrógeno (N2)
78.084%
Oxígeno (O2)
20.946%
Argón (A)
0.934%
Bióxido
de
0.033%
carbono (CO2)
Otros
inertes
gases
0.00256%
Hidrógeno (H2)
0.00005%
Metano (CH4)
0.00002%
Óxido
(N2O)
0.00005%
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
ciento, o más de las tres
volumen. El oxígeno, el
constituye aproximadamente
aire por volumen.
parte es nitrógeno, alrededor del 78 por
cuartas partes del aire puro seco por
segundo compuesto más abundante,
el 21 por ciento, o una quinta parte del
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, 250 000 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 500 000 000 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
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 1 000 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
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.
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 1 750° 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
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
la evolución del Sol indican que su luminosidad, desde
vida estable, hace alrededor de 4.5 millones de años,
en un 30 por ciento. No obstante, aparentemente la
capaz de absorber esta variación sin que el clima se
apreciablemente.
el inicio de su
ha aumentado
Tierra ha sido
haya alterado
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
Dinámico
Convectivo
Térmico
Escala Valor solar

d

c

KH
0.5 horas
1 mes
3 x 107 años
*
6
5 x 10 años
**
4
8 x 10 años
+
Nuclear
Difusión magnética
Difusión viscosa
Rotación
Ciclo
solar
magnético
Pérdida
de
momento angular

r
1010 años
1010 años
1013 años
1 mes
m
22 años

3 x 1010
años
n



v


a
* Para todo **
Para
el + Para la zona
el Sol.
núcleo solar.
conectiva.
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-1s-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 20 000 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 interna20
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 109 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
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
Ln, 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.
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
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.
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
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 (C14)
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
A R C H I V O Q U E P R E S E R V A
H I S T O R I A D E L A A C T I V I D A D
U N
L A
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.
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.
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
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 1700. En la figura 9 se puede
apreciar el número de manchas solares promedio por año de 1610 a
1980. 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 1980. 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.
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 1800.
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 1800. 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.
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 1700. 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
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
1800.
EL SIGLO XX NOS PROPORCIONA MÁS HERRAMIENTAS
INVESTIGAR LA ACTIVIDAD SOLAR DEL PASADO
PARA
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
fenómeno cubren cuando mucho un periodo de aproximadamente 2
000 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 C14 o se adhieren a partículas de tamaño de micras, los
denominados aerosoles: tal es el caso del radioisótopo berilio 10
(Be10). 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 10 000 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
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 10 000 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 10 000 años.
2) Los sedimentos de las profundidades marinas. Los isótopos que nos
dan información son el Be10 y el Al26. 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 C02 atmosférico
y el agua son absorbidos por los vegetales. El C02 contiene C14 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 9 000 años en el pasado.
En la figura 12 se observa la variación a lo largo de 7 000 años de la
concentración de C14. 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 C14. Al retroceder en el tiempo, el escudo
magnético de la Tierra fue disminuyendo su intensidad, lo que provocó
una mayor concentración de C14. 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.
Figura 12. Desviación de la concentración de C14 en partes por mil. Las
desviaciones atribuidas al Sol están marcadas con flechas.
Además de la tendencia global en los aumentos y disminuciones del
C14, 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 C14
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
C14 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 3 000 años.
CUADRO 3. Algunos periodos de máxima y mínima actividad
solar en el pasado a partir de la concentración de C14 en los
anillos de los árboles
Duración
aproximada
Evento
Máximo sumerio
2720-2610 a.C
Máximo
piramidal
2370-2060 a.C
Máximo
Stonehenge
de
Mínimo egipcio
1870-1760 a.C
1420-1260 a.C
Mínimo homérico
820-640 a.C
Mínimo griego
440-360 a.C
Máximo romano
Mínimo medieval
Máximo
medieval
640-710 d.C.
1120-1280 d.C.
Mínimo
Spoerer
de
Mínimo
Maunder
de
Máximo
moderno
20a.c. -80 d.C.
1400-1510 d.C.
1640-1710 d.C.
empezó en 1800
Los resultados que arroja el estudio de depósitos de Be10 son muy
similares a los obtenidos del estudio del C14.
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.
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
1 800 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.
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
nones. Lo de par o non depende del número del ciclo, el ciclo número
uno comenzó en el año 1755.
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
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 magnético29
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
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 1965.
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 antípodas30
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,
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
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 0.0002 gauss (20 gammas) en el
ecuador y 0.0005 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 secular32
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
1965.
Figura 16. Mapa de líneas isógonas o de igual declinación magnética D
calculado en base al campo geomagnético de referencia internacional para el
año 1965. Las líneas de declinación magnética igual están medidas hacia el
Este (E) u Oeste (W) (véase la figura 15).
ORIGEN DEL CAMPO GEOMAGNÉTICO
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 6 920 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 1 600 años. Dentro de este
campo residual,
constantemente.
sin
embargo,
los
patrones
están
cambiando
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 0.003 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.
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 Rt (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.
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 Rt. Sin
embargo, una de las características más interesantes, observadas a
una distancia de alrededor de 16 Re, 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 Rt.
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 Rt. Esta
onda de choque no es estacionaria y sus movimientos parecen ser más
frecuentes que los de la frontera magnetosférica.
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
magnetosférica formada por el viento solar.
campo
magnético
y
la
cola
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.
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 eclíptica34
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.
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
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
mecanismo
empleo de
comprender
ahora de dar una explicación más o menos sencilla del
a través del cual se generan las auroras mediante el
un modelo bastante esquemático que nos ayude a
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".
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 106 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
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 1 000 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.
Figura 22. Registros de la componente magnética H durante la tormenta
magnética del 17 y 18 de abril de 1965. La superficie de la Tierra ha sido
dividida, aproximadamente, en cuatro sectores: Europa-África, Medio OrienteIndia, 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 1958.
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
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.
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 clima38
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.
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
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
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.
LA
RADIACIÓN
SOLAR
ELECTROMAGNÉTICA
Y
SU
VARIABILIDAD.
RADIACIÓN
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 éter40
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 300 000 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
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 300 000 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 1030 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 10-11 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
Infrarrojo lejano
  1 mm
1 mm >   10 m
Infrarrojo
10 m >  0.75
 m
Visible
0.75 m 
>  m
Ultravioleta (UV)
Extremo ultravioleta
(EUV)
Å >
0.3
 1200
Å
1200 Å
 100 Å
>
Rayos X suaves
Rayos X duros
100 Å >   1 Å
1Å>
donde las unidades usadas están relacionadas de acuerdo a la
siguiente igualdad:
1 m = 10³ mm = 106µm = lO9nm = 1010Å
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
días41
han sido observadas en varias de estas regiones del espectro
de radiación solar.
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.
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
Fraunhofer43
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
2 420 Å y el ozono atmosférico absorbe completamente la radiación
ultravioleta entre aproximadamente los 3 000 y 2 200 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 1 200 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.
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 1031 y 3 x 1030 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
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.
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.
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 23.45° N
y 23.45° 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,
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 L I M Á T I C A
C O N E X I Ó N
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
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 1843. 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.
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 móviles45
para suavizar las fluctuaciones de corto periodo.
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 1860-1917. 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
manchas solares) o negativa, dependiendo de la región geográfica y la
extensión en tiempo de los datos.
Por ejemplo, W. Köppen, en 1914, usando series largas de datos de
temperatura recolectadas de todas las fuentes disponibles en el
mundo, mostró que, durante los años 1804-1910, la temperatura
media global anual fue más baja durante el máximo que durante el
mínimo de manchas solares. Esta correlación negativa seguía siendo
válida si se dividía la serie de datos originales en subconjuntos de
datos organizados en regiones tropicales y extratropicales de ambos
hemisferios (Figura 29). La variación en las temperaturas medias
globales entre sucesivos máximos y mínimos de manchas solares es de
aproximadamente 0.3 a 0.4° C. Este cambio en la temperatura es
suficiente como para causar cambios climáticos importantes en la
Tierra.
Figura 29. Desviaciones de la temperatura respecto de los valores normales
(promedio) para diferentes regiones de la Tierra. Las líneas sólidas y
punteadas representan lo mismo que en la figura 28, más para el caso de la
temperatura. Aquí, las curvas son ligeramente discontinuas entre las
porciones del máximo ( 33max) y el mínimo de manchas solares (33min).
Ahora bien, cuando tratamos con series más largas de datos, que
abarcan alrededor de un par de siglos, las temperaturas globales
parecen estar correlacionadas positivamente: periodos largos de frío
coinciden con los de mínima actividad solar; un ejemplo de esto lo
vimos en el capítulo III cuando hablamos del mínimo de Maunder.
Al igual que con el caso de la precipitación pluvial, hay estudios que
muestran que existió una correlación negativa entre la temperatura y
el número de manchas solares hasta antes de 1920. Esta correlación
se redujo a cero y luego se hizo positiva después de 1920.
Entre los indicadores indirectos de la temperatura se han realizado
correlaciones entre el número de manchas solares y la cantidad de
hielo a latitudes altas o el número de icebergs observados en el
Océano Antártico. Aunque los datos sobre estos últimos cubren un
periodo de tiempo relativamente corto (1890-1912), parece existir una
correlación positiva entre el número anual de icebergs en el Océano
Antártico y el ciclo de manchas solares (véase la figura 30). Sobre este
tipo de resultados hay que tener mucho cuidado, puesto que esta clase
de datos pueden ser sólo indicación de que un mayor número de
barcos navegaron por esas aguas observando, por lo tanto, mayor
número de icebergs durante los años de máxima actividad solar que
durante los de mínima actividad, por razones enteramente no
relacionadas.
Figura 30. Número anual promedio (curva a) y promedios móviles de 5 años
(curva b) de los iceberg observados en las aguas de la Antártida durante el
periodo 1890-1912.
Presión atmosférica
Correlaciones directas entre el ciclo de manchas solares y la presión
atmosférica en la superficie fueron realizadas principalmente a
principios de este siglo. Se argumentaba desde entonces que los
efectos de la actividad solar en el tiempo serían más evidentes en las
variaciones de los sistemas de presión, sus intensidades, localizaciones
y en los vientos generados por ellas.
Para analizar los efectos solares de largo periodo en la presión
atmosférica superficial, Clayton (1923) eliminó primero las variaciones
de corto periodo causadas por procesos meteorológicos más complejos
y determinó las diferencias entre años de máxima y mínima actividad
solar. De ahí obtuvo distribuciones globales de las variaciones
promedio en la presión atmosférica anual y para las épocas de verano
(junio-agosto) e invierno (diciembre- febrero), como se ilustra en la
figura 31. Las líneas de contorno se dan en pasos de 0.5 mb y las
diferencias positivas (presión más alta durante el máximo de actividad
solar) están sombreadas en la figura.
Figura 31. Distribución de las diferencias en presión entre el máximo y
mínimo de actividad solar para todo el año (arriba), diciembre-febrero (en
medio) y junio-agosto (abajo). Las líneas de contorno están espaciadas a 0.5
mb (milibares) y las diferencias positivas (mayor presión durante el máximo
de actividad solar) se muestran sombreadas.
Varios rasgos generales de estas distribuciones son de interés. Por
ejemplo, cuando el número de manchas solares es grande existe una
tendencia a que la presión atmosférica sobre los continentes sea
mayor durante el invierno local (diciembre-febrero, hemisferio norte;
junio-agosto, hemisferio sur) y sobre los océanos en el verano. Con
base en los valores anuales (mapa de arriba) se puede ver claramente
una diferencia positiva sobre los continentes de los 20° de latitud norte
o sur hacia los polos, y una diferencia negativa sobre las regiones
ecuatoriales. En los promedios anuales, el decrecimiento en la presión
durante el máximo de manchas solares es especialmente notable en
las regiones húmedas de la Tierra, tales como el área norte de
Australia, la Costa de Oro de África y el noreste brasileño. El
comportamiento en regiones de particular importancia meteorológica
debe ser notado: la región de baja presión semipermanente en la
vecindad de Islandia tiende a tener menor presión durante el máximo
de actividad solar que durante el mínimo, tanto anualmente como en
cada estación. La presión en la región semipermanente de alta presión
de las Bermudas (región del Atlántico medio, alrededor de los 30° de
latitud norte) es mayor durante el máximo de actividad solar que
durante el mínimo, tanto anual como estacionalmente. La región
semipermanente de baja presión en la región de las Aleutianas no fue
cubierta por observaciones en aquellos años.
De la distribución global de diferencias de presión (figura 31) es
evidente que existe una tendencia general a que la presión sea más
baja durante el máximo de actividad solar en las latitudes ecuatoriales
y más alta en las intermedias.
Sistemas de presión y vientos
La circulación general de la atmósfera está controlada principalmente
por los llamados "centros de acción" o cinturones semipermanentes de
alta y baja presión distribuidos alrededor de la Tierra. Entre los más
importantes, en el hemisferio norte, se encuentran dos de baja y dos
de alta presión: los de baja en Islandia y las islas Aleutianas y los de
alta en las Azores y el Pacífico, mientras que en el hemisfeno sur
existen tres regiones semipermanentes de alta presión que parecen
controlar la circulación atmosférica en dicho hemisferio, cada uno de
ellos en los océanos Atlántico, Pacífico e Índico.
Puesto que la circulación de los vientos en el hemisferio norte se da en
sentido contrario al de las manecillas del reloj en los centros de baja
presión, y en el sentido de las manecillas del reloj en los centros de
alta, la localización relativa de estos centros de acción influye en varias
de las características generales de la circulación atmosférica. Incluidas
entre ellas se encuentran los predominantes vientos del oeste que
soplan a través de los Estados Unidos de América y el Océano Atlántico
hacia Europa a latitudes medias, y los llamados vientos alisios, que
soplan desde las altas presiones subtropicales hacia las bajas
presiones ecuatoriales, los cuales incrementan la circulación meridional
(sur-norte) y desarrollan las llamadas vaguadas o bajadas de presión
cerca de los bajos de Islandia y las Aleutianas.
De acuerdo a algunas investigaciones existen indicios de que las
posiciones de los cuatro centros de acción, en el hemisferio norte,
varían con el ciclo de manchas solares. Así, por ejemplo, la latitud de
la zona de baja presión en las Aleutianas aumenta durante el mínimo
de actividad solar; la zona de alta presión en las Azores y la de baja en
Islandia se estuvieron moviendo hacia el norte, de 1889 a 1940, para
luego hacerlo hacia el sur y después hacia el este. Este patrón es
paralelo al comportamiento, en el hemisferio norte, de las
temperaturas promedio anuales durante el mismo periodo y parece
estar asociado con un ciclo de la actividad solar de 80 a 100 años, el
llamado ciclo de Gleissberg. Por lo tanto, es claro que si las posiciones
de los centros de acción varían con la actividad solar, la circulación
atmosférica se verá afectada por las posiciones relativas de aquéllas.
Las trayectorias de las tormentas
Además de los centros semipermanentes de acción, los cuales
gobiernan la circulación general, existen sistemas transitorios de alta y
baja presión (anticiclones y ciclones, respectivamente) que pueden
recorrer distancias considerables y persistir hasta por varias semanas.
Las trayectorias seguidas por estos sistemas se encuentran dominadas
por los centros de acción, y si las posiciones de éstos son afectadas
por la actividad solar, como vimos en la sección anterior, uno esperaría
que sus trayectorias variaran con el ciclo solar.
Los resultados recientes sobre la actividad ciclónica en los Estados
Unidos de América y la totalidad del norte del continente americano
durante los años 1951-1970, pueden ser usados para establecer la
influencia del ciclo solar.
C. H. Reitan contó el número de eventos ciclónicos que ocurrieron
durante los meses de enero, abril, julio y octubre de cada año durante
el periodo 1951-1970. Los resultados sobre el número total de ciclones
por año en Norteamérica para los cuatro meses arriba indicados se
muestra en la figura 32, junto con el total para EUA. Comparando estas
curvas con la del número de manchas solares mostrada en la figura 9,
parece haber una correlación inversa, es decir, las curvas tienen
máximos cerca de los años de mínima actividad solar, en 1954 y 1964,
y mínimos cerca de los años de máxima actividad solar, en 1958 y
1969. La correlación entre estos parámetros es mucho mayor cuando
se considera la curva correspondiente al número total de ciclones en
EUA.
Figura 32. Número de eventos ciclónicos por año en Norteamérica, sumados
para los meses de enero, abril, julio y octubre (curva a) y para el sector de
EUA en los mismos meses (curva b).
CORRELACIONES CON EL CICLO SOLAR DE 22 AÑOS
Un buen número de estudios indica que algunos parámetros
meteorológicos están mejor correlacionados con el doble ciclo solar
que con el de 11 años. Los resultados de algunos de estos estudios
serán mostrados en la siguiente sección.
Precipitación
Ya habíamos visto que la correlación entre el ciclo solar de 11 años y la
precipitación pluvial anual podía ser positiva, negativa o inexistente,
dependiendo del lugar donde se efectúen las mediciones pluviales; sin
embargo, estudios recientes han mostrado que una mejor correlación
con la precipitación anual se obtiene cuando se utiliza el doble ciclo
solar.
La figura 33 muestra la impresionante correlación entre el doble ciclo
solar y la precipitación en tres estaciones de África del sur. La
periodicidad de 22 años en la precipitación pluvial de 1910 a 1965
está, como puede verse en la figura, en fase con el doble ciclo solar.
Figura 33. Precipitación pluvial anual en tres localidades de África del sur y el
doble ciclo de manchas solares. Curva 1, Rustenburg (26° S, 27° E); curva 2,
Bethal (27° S, 30° E); curva 3, Dundee (28° S, 30° E). Los datos han sido
suavizados utilizando medias móviles con objeto de eliminar las variaciones
de corto periodo.
Sequías
Estrechamente relacionada con la cantidad de precipitación se
encuentra la ocurrencia de sequías. Entendemos por sequía un
prolongado periodo seco en una región en la cual se espera lluvia o
caída de rocío normalmente pero donde ésta se encuentra ausente o
por debajo de lo normal. Las sequías más importantes se han dado, en
este siglo, en la región de las altas planicies y los estados del medio
oeste en EUA. Basado en los resultados de otras investigaciones, W.
O. Roberts ha mostrado que existe una marcada tendencia de las
sequías a repetirse con intervalos de 20 a 22 años durante el pasado
siglo y medio en la región de las altas planicies, y su ocurrencia
mantiene una fase más o menos constante con el doble ciclo solar
(Figura 34).
Figura 34. Periodos de sequías en Nebraska, EUA entre 1740 y 1970
Temperatura
Las temperaturas del mes de julio en Inglaterra central, durante el
periodo 1750-1880, exhiben una oscilación de aproximadamente l° C
en fase con el doble ciclo solar, es decir, las temperaturas son
máximas durante los años de máximo número de manchas en la mitad
positiva de un ciclo de Hale y mínimas durante los años de máximo
número de manchas en la mitad negativa del ciclo (figura 35).
Figura 35. Medias suavizadas de las temperaturas de julio en Inglaterra
central comparadas con el doble ciclo de manchas solares. El periodo incluye
doce mínimos de manchas solares. Desde 1880 la influencia del doble ciclo
solar sobre la temperatura de Inglaterra ha sido menos aparente que la
influencia del ciclo de 11 años. Al igual que en la figura 33, los datos han sido
suavizados empleando medidas móviles.
Presión atmosférica
Con respecto a la presión atmosférica, los resultados encontrados
sobre correlaciones de este parámetro con el doble ciclo solar son
contradictorios. La influencia del doble ciclo solar parece manifestarse
en la presión atmosférica de manera diferente en diferentes regiones
geográficas y depende tanto de la longitud como de la latitud. De aquí
que sea mejor concentrar la atención en la periodicidad de 11 años y
en las respuestas de corto periodo, cuando lo que se busca son los
mecanismos físicos que nos vinculan los cambios en la presión
atmosférica con la actividad solar.
INVERSIONES Y FALTAS DE CORRELACIÓN
En un buen número de casos hemos visto que las correlaciones entre
parámetros meteorológicos y las manchas solares han desaparecido o,
aun, invertido después de varios ciclos solares. Aunque esto podría
deberse a varias causas, como por ejemplo un análisis mal realizado,
la posibilidad de que ciertas condiciones en el Sol, no reflejadas en el
mismo número de manchas, pudieran haber experimentado ciertos
cambios seculares debe ser considerada. Además, otros aspectos
meteorológicos, como por ejemplo el área de hielo que cubre los
casquetes polares, que no están relacionados directamente con la
actividad solar, podrían cambiar el papel que desempeñan de uno
menor a uno dominante cuando tratamos con periodos de tiempo
largos.
Es por lo tanto de interés revisar los principales casos en que ha
habido un cambio o inversión de la correlación y determinar si ellos
comparten un periodo de tiempo común, de manera que otros
indicadores de la actividad solar diferentes de las manchas solares
pudieran ser examinados para el mismo periodo de tiempo. Si se va a
postular un mecanismo físico que vincule la variable actividad solar con
posibles respuestas meteorológicas, estos cambios o inversiones de la
correlación deben ser tomados en cuenta al igual que todas aquellas
correlaciones significativas que hemos citado. Con base en estas fallas
en la correlación, a menudo se ha argumentado que no existe una
relación física entre el tiempo/clima y el Sol variable, y que las fallas se
deben simplemente a cambios de largo periodo en la troposfera. Por
otro lado, puede ser que esas fallas contengan información vital para
identificar el vínculo real.
Los años o periodos de inversión o falla de la correlación estadística
entre el número de manchas solares y parámetros meteorológicos o
climáticos están resumidos en el cuadro 4. En él se puede ver que la
década de los años veinte es un periodo crucial para la mayoría de los
parámetros meteorológicos listados.
La curva del número de manchas solares dada en la figura 9 no
muestra nada raro en su comportamiento cíclico durante ese periodo;
el año 1922 fue un año de mínima actividad que coincidió, por otro
lado, con el final de la mitad positiva de un doble ciclo de Hale. Está,
sin embargo, cerca del mínimo de un ciclo de Gleissberg de alrededor
de 90 años, aproximadamente a la mitad de los prominentes máximos
de 1871 y 1958.
Es aparente, por lo tanto, que para interpretar las inversiones de las
correlaciones en términos de la actividad solar, quizás sea necesario
utilizar otros parámetros solares, diferentes del número de manchas.
CUADRO 4. Inversiones (I) o fallas (F) en las correlaciones
entre el número de manchas solares y varios parámetros
meteorológicos
Fechas
de
las
inversiones o fallas
Parámetros
Temperatura
I
global
Temperatura en
Inglaterra

F
I


central
Temperatura
I
tropical

Precipitación
I
en Fortaleza

Precipitación
I
en la zona

50° - 60° N
Precipitación
F
I
en la zona


40° - 50° N
Nivel de agua
FI
lago Victoria

Oscilaciones
F
este-oeste

del bajo de
Islandia
Año
1830 1850
1900
1950
RESPUESTAS DE LA BAJA ATMÓSFERA A FENÓMENOS SOLARES DE
CORTA DURACIÓN
En años recientes, los resultados de diversos análisis han mostrado
que fenómenos solares de corta duración pueden disparar una
respuesta en la baja atmósfera. Por ejemplo, se ha visto que la capa
de los 500mb de presión46
cambia considerablemente, en el
hemisferio norte, durante las primeras 24 horas después de una ráfaga
solar. Los cambios muestran un alza en la altura de esa capa en la
región del polo geomagnético y un descenso en su altura en una región
muy amplia que coincide con la zona auroral. Otros resultados han
mostrado que el flujo de aire estratosférico hasta el nivel de los 3 km
se incrementa en el segundo o tercer día después de una ráfaga solar
con emisión de rayos X.
Resultados como éstos muestran que la circulación de la baja
atmósfera se modifica significativamente después de ráfagas solares.
Como ya vimos, los fenómenos geomagnéticos tienden a repetirse con
periodos del orden de 27 días, el periodo sinóptico de rotación del Sol,
el cual se encuentra cercano al periodo de máxima fluctuación de los
vientos del oeste a latitudes medias y altas. Un comportamiento
parecido no se observa a bajas latitudes.
También se ha informado sobre asociaciones entre la actividad
magnética y los fenómenos en la baja atmósfera, mientras que otros
han mostrado que los incrementos y decrementos en la circulación
atmosférica tienen lugar en un periodo que puede estar relacionado
con el periodo medio de rotación solar en la zona ecuatorial (solar).
Finalmente, para terminar este capítulo, pasaremos a describir otro
fenómeno, El Niño, el cual pensamos forma parte del conjunto de
fenómenos meteorológicos asociados con la variabilidad solar y forma
parte de las relaciones solar-terrestres.
UN NIÑO QUE RETOZA EN TIERRA Y MAR
Anualmente, por diciembre o enero, hace su aparición en las costas
ecuatorianas y peruanas una corriente marina cuya temperatura es
ligeramente más alta, 1 o 2° C, que la temperatura promedio del
Océano Pacífico de esa zona. Como esta corriente surge en la época
navideña los pescadores de la región la han llamado El Niño, en alusión
al niño Jesús de la tradición católica. En ciertos años, el aumento de
temperatura de esa corriente es mayor, de 5 a 6° C, y es a este
fenómeno, anormalmente caliente, al que para fines científicos se le
denomina El Niño.
Al parecer, El Niño representa sólo el aspecto oceánico de un
fenómeno más complejo que tiene también una manifestación
meteorológica conocida con el nombre de Oscilación del Sur. Cuando la
perturbación oceánica aparece, lo hace acompañada de la
meteorológica, sin que sea todavía posible determinar, con los datos
disponibles, cuál precede a cuál. Esto ha dado pie a que algunos
investigadores al referirse a este fenómeno global le llamen ENSO (El
Niño/Southern Oscillation). Asimismo, se ha observado que este
fenómeno no está restringido a la región del Pacífico ecuatorial.
LAS TRAVESURAS DE EL NIÑO
Para darnos una idea de la importancia que tienen las travesuras de El
Niño, es suficiente decir que produce la mayoría de las alteraciones
climáticas que no son atribuibles a las estaciones, no sólo en las
regiones ecuatoriales, sino hasta latitudes como las de nuestro país.
Su influencia se manifiesta especialmente en las variaciones del
régimen subtropical de lluvias. Como ejemplo basta recordar que El
Niño de 1982-1983 provocó tremendas sequías en África del sur,
Indonesia, Filipinas y Australia, mientras Ecuador se ahogaba bajo un
diluvio y la península de Baja California era azotada por violentos
huracanes. Más recientemente, en 1990, tuvimos un muy largo
periodo de lluvias en nuestro país debido a El Niño de ese año. Todo
esto afecta, además, considerablemente los ecosistemas y nos indica
que las repercusiones de este niño malcriado sobre la vida del planeta
pueden ser devastadoras.
El fenómeno de El Niño ya ha sido adecuadamente descrito, con base
principalmente en los datos recabados durante el evento de 19821983. En cuanto a las causas que lo producen, se piensa que tienen su
origen en el propio Océano Pacífico, o incluso en el Índico, al
comprobarse que ahí también se manifiestan las perturbaciones
meteorológicas asociadas con él. Otros investigadores han propuesto
que puede originarse alternativamente en el Antártico o en el Ártico, lo
cual le daría a este fenómeno una escala planetaria. No obstante,
ninguna de las proposiciones hechas explica de manera satisfactoria el
o los mecanismos que dan lugar a tal evento.
EL SOL ES EL CULPABLE
Otra posibilidad sería que esta clase de eventos fuera originada por
causas externas al sistema océano-atmósfera, y en este caso lo obvio
sería pensar en nuestro Sol como el culpable. De hecho se ha
observado que los Niños más intensos coinciden con periodos de
actividad solar poco común, es decir, periodos fuera del máximo solar
durante los cuales se presenta un número anormalmente alto de
manifestaciones de la actividad solar, tales como ráfagas y manchas
solares.
Contar con registros de El Niño desde 1726, ha permitido estudiar la
distribución de estos acontecimientos a lo largo de veintidós ciclos
solares. Hay que tener en cuenta, sin embargo, que clasificar un
evento determinado como El Niño en los siglos anteriores al XX es
difícil. Para elaborar la serie de Niños, los investigadores tuvieron que
recurrir a recuentos anecdóticos, la relación de campañas militares, las
descripciones hechas por misioneros y exploradores o los anuarios
sobre la cosecha de granos.
Al estudiar la serie de Niños con respecto al número de manchas
solares, se encuentra que en efecto El Niño está relacionado no con el
número de las manchas, sino con sus cambios, es decir, con los
gradientes en el número de manchas, además, se encuentra que los
eventos tienden a ocurrir cerca del mínimo de actividad solar.
No intentaremos describir en detalle la manera en que esta interacción
da como resultado el desarrollo de El Niño, no es la intención de este
libro, pero sí decir que este fenómeno parece ser uno más de los
resultados de las relaciones solar-terrestres que hemos visto.
L E C T U R A S
S U G E R I D A S
H. Friedman, Sun and Earth, Scientific American Library, Nueva York,
1986.
S. Bravo, Encuentro con una estrella, Fondo de Cultura Económica,
México, 1988 (Colección La Ciencia desde México, núm. 38).
J. R. Herman y R. A. Goldberg, Sun, Weather and Climate, NASA,
Washington, 1978.
G. Gini Castagnoli (compilador), Solar-Terrestrial Relationships and the
Earth Environment in the last Millennia, North-Holland, Amsterdam,
1988.
F.I. Boley, Plasmas en el laboratorio y en el cosmos, Van Nostrand,
1966, Momentum Books.
C O N T R A P O R T A D A
El propósito de este libro es ofrecer un panorama general de lo que
constituyen las relaciones Sol-Tierra y lo complicado de su carácter —
peor que el de una pareja de casados malavenida—. En un sistema tan
complejo como el que se da entre el astro rey y nuestro planeta, en el
que intervienen además la heliosfera, la magnetosfera, la ionosfera y
la atmósfera terrestre, las interconexiones entre las diversas regiones
que lo componen y los mecanismos a través de los cuales se transfiere
energía dentro del sistema no integran un todo sencillo. De ahí que su
estudio debe ser enfocado en su totalidad, como un complejo sistema
interactivo cuyo comportamiento global difiere a menudo de la simple
superposición de sus partes integrantes.
La física de las relaciones Sol-Tierra es, dicen los autores, una ciencia
nueva. Empezó a desarrollarse hace unos treinta años, con motivo del
Año Geofísico Internacional de 1957. Más que a la astronomía, esta
ciencia se encuentra ligada estrechamente a la astrofísica, a la física de
plasmas espaciales y a la física y química atmosféricas. Sus técnicas de
observación incluyen mediciones en el espacio y la alta atmósfera que
se efectúan mediante globos sonda, cohetes y naves espaciales, y con
infinidad de aparatos instalados sobre la superficie de la Tierra. El
estudio del llamado viento solar, del campo magnético interplanetario
y de la estructura de nuestra atmósfera da a este texto un interés que
excede el meramente científico.
Javier Otaola es licenciado en física por la Facultad de Ciencias de la
UNAM y se doctoró en física de rayos cósmicos y espacial en la
Universidad de Londres. Actualmente es investigador titular B del
Instituto de Geofísica de la UNAM. Blanca Mendoza obtuvo su
licenciatura en física en la Facultad de Ciencias de la UNAM y su
doctorado en física en Oxford, Inglaterra. Ha publicado numerosos
artículos y se desempeña como profesora en la Facultad de Ciencias de
la UNAM. Román Pérez es licenciado en física por la Facultad de Ciencias
de la UNAM; obtuvo su maestría en la Universidad de Colorado y su
doctorado en la Universidad de Londres. Actualmente es profesor de la
Facultad de Ciencias de la UNAM.
Diseño: Carlos Haces / Fotografía: Carlos Franco