II. DE LOS TIEMPOS Y ESCALAS DE LAS VARIACIONES EN EL SOL Y SU REPERCUSI�N EN EL SISTEMA TERRESTRE

COMO se mencion� en la Introducci�n, las relaciones solar-terrestres tienen que ver con el estudio de la generaci�n, flujo y disipaci�n de energ�a, as� como la transferencia de masa, en el sistema solar-terrestre, incluyendo los mecanismos f�sico-qu�micos de interacci�n y sus efectos en el entorno terrestre.

Tambi�n se hizo menci�n de que mediante el estudio de estas relaciones, en los �ltimos a�os se ha podido determinar que las variaciones temporales en el flujo de energ�a que sale del Sol como resultado de la actividad solar desempe�an un papel predominante en multitud de fen�menos que ocurren y observamos en la Tierra y su entorno cercano. El estudio de estas variaciones y sus efectos, as� como de los mecanismos f�sicos que vinculan causas con efectos, son fundamentales para entender las relaciones solar-terrestres.

Las variaciones m�s importantes se dan tanto en la radiaci�n electromagn�tica de alta frecuencia (ultravioleta, extremo ultravioleta y rayos X, v�ase el cap�tulo V), como en el flujo de materia. Es importante entonces tratar de entender c�mo se depositan estas emisiones en el medio de estudio. As�, por ejemplo, la cantidad total de energ�a radiante en forma de radiaci�n electromagn�tica del Sol que llega al tope de nuestra atm�sfera se ha rastreado por d�cadas continua y eficientemente tanto desde el espacio como desde Tierra. Mientras que este flujo de energ�a ha registrado variaciones de s�lo 0.5 por ciento en los �ltimos siete a�os, las teor�as m�s aceptadas de la evoluci�n del Sol indican que su luminosidad, desde el inicio de su vida estable, hace alrededor de 4.5 millones de a�os, ha aumentado en un 30 por ciento. No obstante, aparentemente la Tierra ha sido capaz de absorber esta variaci�n sin que el clima se haya alterado apreciablemente.

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

 

ESCALAS DE VARIACI�N SOLAR

Para estudiar el comportamiento de un sistema din�mico cualquiera, es importante conocer las escalas de variaci�n de los procesos m�s importantes que tienen lugar en �l. Para el caso del Sol, las escalas m�s 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 caracter�sticas del Sol.

Proceso	Escala	Valor solar
Dinámico	td	0.5 horas
Convectivo	tc	1 mes
Térmico	tKH	3 x 107 años *
		5 x 106 años **
		8 x 104 años +
Nuclear	tn	1010 años
Difusión magnética	tl	1010 años
Difusión viscosa	tv	1013 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, seg�n el proceso f�sico que en ellas se lleva a cabo.

1) Din�mico. Corresponde al tiempo de respuesta del Sol como un todo a alguna perturbaci�n que modifica el equilibrio impuesto por la fuerza de la gravedad. Por lo tanto, en ella intervienen el tama�o del objeto (en este caso el radio del Sol, R y la aceleraci�n de la gravedad (en este caso GM/R², en donde G es la constante de la gravedad y M es la masa del Sol). As� pues, el tiempo se obtiene dividiendo el radio entre la aceleraci�n y obteniendo la ra�z 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 (v�ase el cap�tulo I) dar una vuelta. Si l es el tama�o 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) T�rmico. Es el tiempo caracter�stico de enfriamiento por el hecho de que la energ�a que se produce en el centro del Sol tiene que viajar a la superficie. Se obtiene dividiendo la energ�a interna²⁰ entre la luminosidad (v�ase el cap�tulo I). Para el n�cleo y la zona convectiva se consideran las energ�as internas de s�lo esas capas.

4) Nuclear. Es el tiempo necesario para convertir la totalidad del hidr�geno del n�cleo solar en helio.

5) Difusiones magn�tica y viscosa. Son los tiempos caracter�sticos para que el campo magn�tico y la cantidad de movimiento del Sol se reduzcan apreciablemente. Dependen, pues, de los respectivos coeficientes de difusi�n que son muy peque�os, dando lugar a escalas mayores que la vida del Sol, estimada en unos 4.5 a 5 X 10⁹ a�os.

6) Periodo de rotaci�n. La velocidad con que rota la superficie del Sol var�a, como vimos en el cap�tulo anterior, con la latitud. Mientras que en el ecuador el periodo de rotaci�n es de 25 d�as, en las regiones polares alcanza hasta los 35 d�as. En promedio, el periodo de rotacion del Sol es de unos 27 d�as, o alrededor de un mes, como se indica en el cuadro.

7) Ciclo solar. A reserva de estudiarlo con mayor detalle en el siguiente cap�tulo, se considera aqu� s�lo el tiempo caracter�stico de variaci�n del campo magn�tico solar a gran escala, que es de 22 a�os en promedio.

8) P�rdida de momento angular. Debido a la presencia de un campo magn�tico que se extiende hacia el espacio arrastrado por el viento solar, este �ltimo se encuentra sujeto a corrotar con el Sol hasta una distancia de 8.4 millones de kil�metros sobre la superficie (unos doce radios solares) de tal manera que ejerce una resistencia a la propia rotaci�n del Sol, haci�ndola m�s lenta. La escala de tiempo a la cual la velocidad angular del Sol (W) se ver�a modificada apreciablemente depende de la energ�a de rotaci�n y del flujo de energ�a que se lleva el viento solar. Como este �ltimo es sumamente peque�o, la escala de tiempo es enormemente grande (del orden de seis veces la edad del Sol).

 

VARIACI�N DE LA LUMINOSIDAD

Junto con la p�rdida de momento angular, el Sol ha presentado una evoluci�n 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 ^tn es mayor que la asociada con la difusi�n t�rmica ^tKH, el Sol deber�a permanecer siempre en balance t�rmico, esto es, la producci�n de energ�a por las reacciones nucleares L_n, deber�a ser igual a la energ�a radiada por la superficie, es decir, su luminosidad L; sin embargo, �ste no es el caso pues se han observado peque�as variaciones de esta cantidad desde el espacio.

Al llevarse a cabo las reacciones nucleares en el n�cleo del Sol, la composici�n qu�mica de esta regi�n cambia (en particular hay una clara disminuci�n de la cantidad de hidr�geno por estar convirti�ndose en elementos m�s pesados) y hay una tendencia a que se contraiga. Esto se debe a que al convertirse el hidr�geno en helio disminuye el n�mero de part�culas (cuatro n�cleos de hidr�geno forman uno de helio) dando lugar a una disminuci�n de la presi�n en el n�cleo solar. Como esta presi�n no contrarrestra la gravedad, el n�cleo se contrae. Al suceder esto, la presi�n y la temperatura en el n�cleo aumentan, lo que hace que las reacciones nucleares sean m�s 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 a�os de las manchas solares, puesto que la presencia de manchas en el disco solar disminuye su �rea brillante. Dado que la actividad solar, medida con base en el n�mero de manchas, presenta una gran cantidad de periodicidades diferentes a la de 11 a�os (2, 5.5, 80, 180, etc.), es de esperarse que estos ciclos influyan tambi�n en la luminosidad solar. Ha sido hasta el presente ciclo solar cuando la luminosidad solar ha sido medida con gran precisi�n desde sat�lites, encontr�ndose una variaci�n que, aunque peque�a, no es despreciable.

 

ESCALAS DE VARIACIÓN EN EL MEDIO INTERPLANETARIO

El problema que mencionamos en la secci�n anterior de la falta de datos recientes es a�n m�s notable en el caso del medio interplanetario (viento solar y campo magn�tico) y de los rayos c�smicos, ya que su estudio cubre s�lo unas cuantas d�cadas. En efecto, no es sino hasta que se pusieron en �rbita los primeros veh�culos espaciales (alrededor de 1957) que se pudo tener acceso a la medici�n directa en el espacio. El caso de los rayos c�smicos es un poco diferente, ya que desde la superficie de la Tierra se miden directamente desde los a�os treinta. Sin embargo, el conocimiento de los procesos inferidos a partir de estas cortas observaciones permite deducir el comportamiento tanto de los rayos c�smicos como del viento solar en el pasado a trav�s de medidas indirectas (v�ase el cap�tulo III).

La detecci�n de los rayos c�smicos desde tierra y desde el espacio es importante para obtener informaci�n acerca de las escalas de variaci�n en el medio interplanetario ya que estas part�culas, 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 an�lisis del flujo de los rayos c�smicos,²² se encuentran, entre las m�s importantes, la variaci�n asociada con eventos de part�culas en la atm�sfera del Sol (generalmente r�fagas), la variaci�n cuasibienal, la variaci�n cuasiquinquenal y las correspondientes a los ciclos solares de 11 y 22 a�os.

De las mediciones directas del viento solar se han deducido variaciones de densidad, velocidad, temperatura y campo magn�tico que, aunque est�n asociadas con el ciclo solar, muestran caracter�sticas diferentes relacionadas con las diferentes manifestaciones de la actividad a nivel solar, como las r�fagas, las protuberancias o los hoyos coronales, de estos �ltimos tanto los polares, que son grandes y de larga duraci�n, como los de baja latitud que tienden a ser peque�os y de corta duraci�n (v�ase el cap�tulo I).

 

ESCALA DE VARIACI�N TERRESTRE

Las escalas de variaci�n del medio terrestre son muy diversas. Varios par�metros presentan variaciones m�s o menos peri�dicas, importantes en el estudio de las relaciones solar-terrestres. Para estudiarlas, resulta natural ver c�mo se manifiestan seg�n su tipo, c�mo pueden ser las variaciones en par�metros atmosf�ricos o clim�ticos, las variaciones del campo magn�tico de la Tierra, las variaciones en los rayos c�smicos, y aun las variaciones de origen biol�gico.

1) Par�metros atmosf�ricos. Las variaciones en la presi�n y la temperatura son variaciones de tipo clim�tico. De �stas 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 rotaci�n que se mueve en una �rbita alrededor del Sol, como pueden ser el d�a y la noche, las estaciones o el a�o. Tenemos despu�s variaciones provenientes de las condiciones locales o de los agentes externos.

Asociadas con la presi�n atmosf�rica se tienen dos variaciones sumamente importantes como, por ejemplo, la variaci�n cuasibienal, la cual se presenta en los vientos estratosf�ricos, o la llamada oscilaci�n del Sur, que es una variaci�n con una periodicidad de entre dos y tres a�os, y que est� relacionada con el fen�meno de El Ni�o (v�ase el cap�tulo VI). Tambi�n en el aspecto de la presi�n se tienen la variaci�n diurna (muy importante en la variaci�n de la intensidad observada de los rayos c�smicos) y una variaci�n de cerca de seis a�os.

La temperatura presenta, aparte de la anual, una variaci�n muy importante de cerca de 22 a�os, la cual no se manifiesta siempre, sino que parece haber �pocas en las que se produce y otras en que no.

Tambi�n de origen clim�tico se producen fen�menos como las �pocas glaciales, las sequ�as, las inundaciones, la presencia de tornados o de zonas de baja presi�n en ciertas localidades, algunas de las cuales se ha considerado son peri�dicas, y cuyos tiempos caracter�sticos son muy diversos.

2) Par�metros asociados con el campo geomagn�tico. El campo magn�tico de la Tierra presenta una serie de variaciones, como aqu�llas asociadas al hecho de que el eje del dipolo no coincide con el de la rotaci�n de nuestro planeta (principalmente la variaci�n secular o de muy largo periodo), o como aqu�llas debidas a variaciones en el sistema de corrientes el�ctricas que fluyen en el interior de la Tierra (v�ase el cap�tulo IV).

Hay igualmente variaciones debidas a la interacci�n del viento solar con el campo geomagn�tico, la cual da origen a algunas variaciones como la de 27 d�as, asociada a la rotaci�n del Sol, y otras asociadas con los ciclos solares de 11 y 22 a�os. Adem�s, se dan variaciones asociadas con el paso por la Tierra de un haz de viento solar de alta velocidad (dos o tres veces m�s r�pido que el normal) generado en un hoyo coronal, y otros eventos de tipo explosivo como una r�faga o la explosi�n de una protuberancia.

�ntimamente asociadas con el campo geomagn�tico y su interacci�n con el viento solar est�n las auroras que iluminan las noches polares de las regiones en forma de �valo situadas alrededor de los casquetes polares (v�ase el cap�tulo IV). Las auroras presentan tambi�n variaciones en varias escalas temporales y, dado que se han observado desde hace mucho tiempo, nos dan informaci�n de �pocas m�s o menos lejanas, de hace unos dos mil a�os o m�s.

Para monitorear las variaciones del campo geomagn�tico se mide una serie de �ndices, en los observatorios de todo el mundo. Los diferentes �ndices corresponden a diferentes par�metros relacionados con el estado del campo geomagn�tico. Entre los m�s utilizados est�n los llamados Kp y Ap, que tienen car�cter planetario. El primero intenta expresar el grado de "actividad geomagn�tica" o perturbaci�n magn�tica de todo el planeta para intervalos trihorarios. El segundo es equivalente al �ndice Kp pero en escala lineal para todo el d�a. Se tiene tambi�n el �ndice AE (que mide la intensidad de la corriente el�ctrica este-oeste en la ionosfera auroral)²³ el cual est� relacionado con la ocurrencia de subtormentas magnetosf�ricas (v�ase el cap�tulo IV). Se ha encontrado que este �ndice est� 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 magn�tico interplanetario. Otro �ndice del que tambi�n se ha descubierto est� relacionado con la presencia de tormentas geomagn�ticas es el Dst, que mide la perturbaci�n promedio del campo geomagn�tico en la zona ecuatorial. Finalmente, est� el �ndice aa, que es una medida promedio entre dos estaciones antipolares; este �ndice, se ha visto que se correlaciona muy bien con la velocidad del viento solar.

3) Los rayos c�smicos. A la Tierra llegan part�culas cargadas de alta energ�a de dos tipos: los rayos c�smicos gal�cticos y los rayos c�smicos solares. Ambos son modulados en su paso por el medio que atraviesan (el medio interplanetario, la magnetosfera y la atm�sfera) y presentan variaciones asociadas con estos medios. En la secci�n correspondiente al medio interplanetario de este cap�tulo vimos algunas de ellas, y ahora mencionaremos otras como la diurna, la semidiurna y la anual. Estas tres variaciones est�n asociadas con par�metros de origen clim�tico. Existen tambi�n variaciones relacionadas con eventos de part�culas en el Sol, s�lo que en este caso, dada la energ�a que deben tener estas part�culas para atravesar la atm�sfera terrestre, se trata de r�fagas muy intensas. A este tipo de eventos en rayos c�smicos se les conoce como GLEs.²⁴

4) Par�metros de origen biol�gico. Hablar de todas las variaciones de origen biol�gico que se conocen se saldr�a completamente del contexto de este libro. En el caso de las relaciones solares terrestres hay, sin embargo, algunos par�metros que resultan importantes. Entre �stos se encuentran los anillos de los �rboles, que como veremos en el siguiente cap�tulo, guardan informaci�n valiosa para el estudio del pasado. En los anillos de los �rboles se han encontrado variaciones en el espesor de los anillos que corresponden a variaciones clim�ticas anuales, de 11 a�os y, al medir la cantidad de carbono 14 (C¹⁴) producida por la llegada a la atm�sfera de los rayos c�smicos (v�ase el pr�ximo cap�tulo), se han encontrado tambi�n variaciones de periodos m�s largos.

En combinaci�n con los cambios en el clima, las inversiones del campo magn�tico de la Tierra, las glaciaciones, etc., se ha observado la desaparici�n de algunas especies. Como veremos en el siguiente cap�tulo; restos de estos fen�menos se encuentran sobre todo en los sedimentos de lagos antiguos.

Para finalizar este cap�tulo cabe hacerse la siguiente pregunta: �responde la Tierra a las escalas de variaci�n del Sol? Aunque todo parece indicar que la respuesta es afirmativa, no existe a la fecha un mecanismo f�sico capaz de explicar un v�nculo entre los dos. En los siguientes cap�tulos abordaremos este problema con mayor detalle.