Índices aurorales
Estos índices se utilizan para medir las perturbaciones del campo magnético inducidas por diversas corrientes que fluyen a través de la ionosfera, especialmente durante los períodos del clima espacial perturbado. Los índices se calculan a partir de datos de campos geomagnéticos proporcionados por observatorios ubicados en las regiones polares. Los valores superior e inferior del campo geomagnético (AL y AU) se calculan cada minuto, y su diferencia es el índice AE. El índice AO se calcula a partir de su promedio.
Ciclo de la actividad solar
La actividad solar cambia con el tiempo con un período promedio de 11 años. Este período se llama ciclo solar o ciclo de actividad solar. Cuando la ctividad solar es mayor (menor), hablamos del máximo (mínimo) solar. Durante el máximo se pueden observar muchas manchas solares en la superficie del Sol, y las llamadas áreas activas en la cromosfera y la corona. El número típico de eyecciones de masa coronal durante el máximo es de unas cuantas por día. Durante el mínimo, la superficie del Sol es bastante informe, casi libre de manchas, las áreas activas son muy pocas y las eyecciones de masa coronal ocurren en promedio una vez a la semana.
Tormenta geomagnética
Una tormenta geomagnética es una perturbación intensa del campo magnético terrestre causada por fenómenos en el espacio interplanetario. Las causas de las tormentas geomagnéticas suelen ser regiones de interacción de corrientes y eyecciones de masa coronal interplanetarias. La tormenta geomagnética en curso es detectada por medidores de campo magnético terrestre (magnetogramas) ubicados en la superficie terrestre. La intensidad de estos eventos se mide mediante el índice Dst.
Una tormenta geomagnética puede tener tres fases. La primera se llama el comienzo repentino. Esta fase se debe a la compresión repentina del campo geomagnético cuando la magneopausa de la Tierra es alcanzada por una una onda de choque interplanetaria. El valor del índice Dst aumenta repentinamente de aproximadamente 0 a algún valor positivo. Durante la segunda fase inicia tan llamado ciclo de Dungey, cuando el índice Dst se vuelve negativo. La última es la fase de recuperación, durante la que los valores de Dst regresan lentamente hacia 0. En conjunto, puede llevar uno o dos días.
Durante las tormentas geomagnéticas, las partículas (iones, electrones) con altas energías pueden ingresar a las capas superiores de la atmósfera de la Tierra cerca de los polos geomagnéticos, haciendo que la atmósfera brille. A esto lo llamamos aurora boreal.
El siguiente video, elaborado por la NASA, muestra claramente cómo ocurre una tormenta geomagnética.
Subtormenta geomagnética
Las subtormentas geomagnéticas son perturbaciones del campo geomagnético de corta duración. Durante una subtormenta geomagnética puede ocurrir un flujo de partículas hacia las capas superiores de la atmósfera terrestre y, en consecuencia, a la aurora boreal. La actividad geomagnética asociada con las auroras se mide mediante índices aurorales (AE, AU).
Cola geomagnética
La cola geomagnética es parte de la magnetosfera, que se encuentra en su lado nocturno, por lo que se extiende en la dirección del Sol hacia afuera, incluso a más de 1000 radios terrestres de nuestro planeta.
Heliopauza
La heliopausa es la capa límite que separa la heliosfera del espacio interestelar.
Heliosfera
La heliosfera es una especie de cavidad que rodea al Sol. El espacio dentro de la heliosfera está permeado del viento solar y el campo magnético interplanetario que también se origina en el Sol. El límite de la heliosfera es donde la presión total local, que es la suma de la presión dinámica del viento solar, la presión térmica en él y la presión magnética, es igual a la presión total en el espacio interestelar. Entonces, de un lado de la frontera tenemos un espacio donde las condiciones físicas son dictadas por el Sol, y del otro está el espacio interestelar. En la heliopausa la velocidad radial del viento solar es cero.
Índice Dst
El índice Dst está diseñado para medir las perturbaciones del campo geomagnético durante las tormentas geomagnéticas. Sus unidades son iguales a las unidades del campo magnético, es decir, nanoTeslas. El índice Dst se calcula con base en las mediciones del campo geomagnético de observatorios geomagnéticos seleccionados.
Índice Kp
El índice Kp se utiliza para medir cambios rápidos e irregulares en el campo geomagnético durante una tormenta geomagnética. Se calcula a partir de las mediciones de la componente horizontal del campo geomagnético de trece observatorios ubicados en latitudes donde se producen las auroras boreales.
Eyecciones de masa coronal
Las eyecciones de masa coronal son enormes estructuras que se originan en el Sol y llevan consigo grandes cantidades de plasma y campo magnético interplanetario. Las observamos principalmente con los coronógrafos de misiones espaciales. Estas erupciones luego viajan a través del espacio interplanetario a velocidades que pueden alcanzar más de 2.000 km/s. Las eyecciones de masa coronal que llegan a la Tierra pueden provocar las tormentas geomagnéticas más intensas.
Hoyos coronales
Si hacemos una imagen el Sol en rayos X, a veces podemos observar áreas oscuras en él. Estos son tan llamados hoyos coronales que parecen negros debido a que su temperatura y densidad son menores que en el resto de la corona. Los hoyos coronales son regiones desde las cuales el campo magnético solar se extiende lejos hacia el espacio interplanetario. Estas líneas del campo magnético se denominan abiertas (a diferencia de las llamadas líneas del campo magnético cerradas). En los agujeros coronales se origina el viento solar rápido, cuyas velocidades suelen variar entre 400 y 800 km/s. Durante el máximo de la actividad solar, los hoyos coronales aparecen en todas las heliolatitudes y suelen ser de corta duración en comparación con el período de rotación del Sol (rotación de Carrington). Durante el mínimo solar, los hoyos coronales se encuentran cerca de los polos magnéticos del Sol y pueden estar presentes durante múltiples rotaciones de Carrington. Llamamos a estos hoyos coronales polares.
Rayos cósmicos
Los rayos cósmicos son protones y núcleos de otros elementos de alta energía que pueden alcanzar varios cientos de millones o incluso varios miles de millones de electronvoltios (eV). Sus principales fuentes son el Sol (rayos cósmicos solares), la onda de choque terminal (rayos cósmicos anómalos), nuestra Galaxia (rayos cósmicos galácticos) y otras galaxias (rayos cósmicos extragalácticos).
Magnetosfera
La magnetosfera es una especie de cavidad que rodea la Tierra. En el interior de esta cavidad predominan la materia y los campos magnéticos provenientes de la Tierra, mientras que afuera de ella éstos provienen del Sol. En el lado orientado hacia el Sol, el viento solar presiona la capa límite de la magnetosfera, llamada magnetopausa, cuya mayor distancia de la Tierra es alrededor de 10 radios terrestres. En el lado nocturno, la magnetosfera se vuelve una cola geomagnética, que puede medir hasta 1000 radios terrestres.
Magnetopausa
Magnetopausa es la capa límite de la magnetosfera.
Eyecciones de masa coronal interplanetarias
Si detectamos una eyección de masa coronal con instrumentos que realizan mediciones locales del estado del viento solar y del campo magnético interplanetario en el espacio interplanetario, las llamamos eyección de masa coronal interplanetarias. Si estas erupciones son lo suficientemente rápidas, se formará enfrente de ellas una onda de choque interplanetaria.
Campo magnético interplanetario
El campo magnético interplanetario se origina en el Sol y está presente en todo el espacio interplanetario. En el interior del Sol hay procesos conocidos como dínamo solar, que producen constantemente un campo magnético. Éste es transportado por el viento solar hacia el borde de la heliosfera. La fuerza típica del campo magnético interplanetario a la distancia heliocéntrica de una unidad astronómica es de 5 a 10 nanoTesla. Este valor puede incrementarse mucho si hay estructuras en el viento solar, como eyecciones de masa coronal interplanetarias o regiones de interacción de corrientes.
Mediciones «in-situ»
Las mediciones in-situ son mediciones locales de las propiedades físicas del viento solar y del campo magnético interplanetario realizadas por misiones espaciales.
Regiones de interacción de corrientes
El viento solar eyectado del Sol puede tener diferentes velocidades. Si la corriente rápida del viento solar alcanza a la más lenta, esto puede conducir a la formación de una región de interacción de corrientes. En esta zona aumenta la densidad del viento solar, y en el contacto entre las dos corrientes se observa un salto brusco en la velocidad del viento solar. Estas regiones pueden estar delimitadas por dos ondas de choque.
Aurora polar
Las auroras son visibles principalmente en las regiones cercanas a los polos geomagnéticos. Son especialmente intensas durante las tormentas geomagnéticas y las tormentas y subtormentas. Entonces, la ionosfera cerca de los polos magnéticos puede ser alcanzada por partículas del viento solar o partículas rápidas aceleradas en la cola geomagnética. Su interacción con los iones de la ionosfera provoca una radiación que se puede ver a simple vista.
Viento solar
El viento solar es un gas ionizado caliente que constantemente fluye del Sol hacia afuera y llena todo el espacio interplanetario. Las velocidades típicas del viento solar son de unos cientos de kilómetros por segundo. El viento solar es en realidad una extensión de la capa más externa de la atmósfera solar, a la que llamamos corona. Generalmente distinguimos entre viento solar lento con velocidades inferiores a 400 km/s, que proviene de regiones en el Sol con líneas del campo magnético cerradas como cascos coronales, y viento solar rápido (velocidades de 400 y 800 km/s), que se originan en regiones con líneas del campo magnético abiertas, como por ejemplo los hoyos coronales.
Manchas solares
Las manchas solares son el indicador más antiguo de la actividad solar. Se trata de regiones en la superficie con una temperatura de entre 4000-5000 K, que es menor que el resto de la fotosfera (unos 6000 K), lo que hace que emitan menos luz. Las manchas solares aparecen negras en las imágenes del Sol y en las observaciones a través de filtros apropiados. En los tiempos cuando los telescopios aún no estaban disponibles, la gente veía manchas solo de manera excepcional. Así, los astrónomos chinos en el 364 a. C. reportaron sus observaciones de las manchas oscuras en la superficie soalr. Luego fueron confirmadas por Galileo Galilei, quien, sobre la base de sus observaciones, fue el primero en concluir correctamente que el Sol gira sobre su eje. La cantidad de manchas solares varía según la actividad solar. Cuando el sol en t.i. el máximo de su actividad es una mancha mucho más que cuando el sol está al mínimo. El período entre dos máximos (o mínimos) se llama ciclo solar. Estas fluctuaciones en el número de manchas solares fueron primero observadas sistemáticamente por astrónomos de Alemania y Suiza, Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875) y Rudolf Wolf (1816–1893). Los ciclos de actividad solar pueden durar entre 9 y 14 años, mientras que el promedio a largo plazo de todos los ciclos observadoa sistemáticamente, es de unos 11 años.
Cascos coronales
Los cascos coronales son estructuras en el Sol que se encuentran en la corona y se pueden ver durante los eclipses solares. Éstas son las regiones de líneas del campo magnético cerradas desde las cuales proviene el viento solar lento con velocidades de hasta 400 km/s.
Choque de onda terminal
La onda de choque terminal es la regiónn en la heliosfera donde la velocidad del viento solar se vuelve subsónica.
Clima espacial
El término clima espacial se refiere a las condiciones cambiantes en el Sol y en el espacio interplanetario, generalmente en la vecindad de la Tierra. Tales condiciones pueden causar perturbaciones en el campo magnético de la Tierra y, por lo tanto, fenómenos como las tormentas y subtormentas geomagnéticas, auroras, etc. El clima espacial puede ser observado por satélites científicos en órbitas alrededor de la Tierra y el Sol, así como por observatorios geomagnéticos en la superficie de nuestro planeta. La intensidad del clima espacial se mide mediante varios índices, como Dst, Kp e índices de actividad del electrojet auroral.
Choque de onda terrestre
Esta es una onda de choque planetaria, donde el viento solar se desacelera y se vuelve subsónico.
Campo magnético de la Tierra
El 90% del campo magnético Terrestre o campo geomagnético se origina en el núcleo líquido de la Tierra, que actúa como una dínamo magnético. Este campo está presente en todas partes, y su fuerza en la superficie de nuestro planeta está entre 25,000 y 65,000 nanoTeslas. Esta amplitud disminuye con la distancia de la Tierra. El campo geomagnético rodea toda la Tierra y nos protege de la influencia directa del viento solar y del campo magnético interplanetario. El campo forma una especie de cavidad alrededor de la Tierra, que llamamos magnetosfera. Está ligeramente achatado en el lado día, mientras del lado noche se extiende y forma una cola geomagnética que mide más de mil radios terrestres de largo. El límite que separa el campo magnético de la Tierra del interplanetario se llama magnetopausa.
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