II. DE LOS TIEMPOS Y ESCALAS DE LAS VARIACIONES EN EL SOL Y SU REPERCUSIÓN EN EL SISTEMA TERRESTRE

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 solar-terrestre, 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 el inicio de su vida estable, hace alrededor de 4.5 millones de años, ha aumentado en un 30 por ciento. No obstante, aparentemente la Tierra ha sido capaz de absorber esta variación sin que el clima se haya alterado apreciablemente.

Una manera de investigar las interacciones Sol-Tierra es, pues, mediante la búsqueda de tendencias comunes, ciclos, periodicidades y recurrencias que se encuentren presentes en los diferentes procesos de evolución de los elementos del sistema.

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.


*Proceso*	*Escala*	*Valor solar*

Dinámico	^td	0.5 horas
Convectivo	^tc	1 mes
Térmico	^tKH	3 x 10⁷años *
		5 x 10⁶años **
		8 x 10⁴años ⁺
Nuclear	^tn	10^{10 años}
Difusión magnética	^tl	10^{10 años}
Difusión viscosa	^tv	10^{13 años}
Rotación	^tr	1 mes
Ciclo solar magnético	^tm	22 años
Pérdida de momento angular	^ta	3 x 10¹⁰ años

* Para todo el Sol.

** Para el núcleo solar.

⁺ Para la zona 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 interna

¹ 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 (W) 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).

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,

² es decir, a lo largo de su vida estable.

Dado que la escala de tiempo nuclear ^tn es mayor que la asociada con la difusión térmica ^tKH, el Sol debería permanecer siempre en balance térmico, esto es, la producción de energía por las reacciones nucleares L_n, debería ser igual a la energía radiada por la superficie, es decir, su luminosidad L; sin embargo, éste no es el caso pues se han observado pequeñas variaciones de esta cantidad desde el espacio.

Al llevarse a cabo las reacciones nucleares en el núcleo del Sol, la composición química de esta región cambia (en particular hay una clara disminución de la cantidad de hidrógeno por estar convirtiéndose en elementos más pesados) y hay una tendencia a que se contraiga. Esto se debe a que al convertirse el hidrógeno en helio disminuye el número de partículas (cuatro núcleos de hidrógeno forman uno de helio) dando lugar a una disminución de la presión en el núcleo solar. Como esta presión no contrarrestra la gravedad, el núcleo se contrae. Al suceder esto, la presión y la temperatura en el núcleo aumentan, lo que hace que las reacciones nucleares sean más eficientes; esto da lugar a un nuevo incremento de la temperatura y, por tanto, de la luminosidad.

Otras variaciones en la luminosidad han sido correlacionadas con el ciclo de 11 años de las manchas solares, puesto que la presencia de manchas en el disco solar disminuye su área brillante. Dado que la actividad solar, medida con base en el número de manchas, presenta una gran cantidad de periodicidades diferentes a la de 11 años (2, 5.5, 80, 180, etc.), es de esperarse que estos ciclos influyan también en la luminosidad solar. Ha sido hasta el presente ciclo solar cuando la luminosidad solar ha sido medida con gran precisión desde satélites, encontrándose una variación que, aunque pequeña, no es despreciable.

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,

³ 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).

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)

⁴ 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.

⁵

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.

Entenderemos aquí por energía interna a la energía termodinámica del Sol, la cual depende del estado interno del sistema, determinado éste, en particular, por su temperatura.

Línea que se extiende desde la parte inferior derecha a la parte superior izquierda, de los llamados diagramas de Hertzsprung-Rusell (donde se coloca a las estrellas de acuerdo a sus luminosidades, radios o masas), y en donde se concentra la mayoría de las estrellas, de ahí el nombre que recibe de secuencia principal.

Para más detalles sobre el método de análisis véase el libro Los rayos cósmicos: mensajeros de las estrellas de J. A. Otaola y J. F. Valdés, número 108 de esta colección.