IV. EL CAMPO GEOMAGN�TICO: UN ELEMENTO IMPORTANTE EN LAS RELACIONES SOLAR-TERRESTRES
EN 1576, Robert Norman, un constructor de instrumentos para barcos, escribi� un peque�o panfleto describiendo un importante descubrimiento: mientras que una aguja no magnetizada (no imantada) permanec�a perfectamente balanceada, al magnetizarla (al imantarla) abandonaba su posici�n horizontal. Mont�ndola de manera que pudiera girar libremente en el plano vertical del norte magn�tico (como primera aproximaci�n el plano horizontal paralelo a la superficie), observ� que la aguja se inclinaba alrededor de 70°.
En esa �poca, William Gilbert, f�sico de la reina Isabel I, y contempor�neo
de Shakespeare, pasaba muchas de sus horas libres realizando experimentos sobre
magnetismo y electricidad est�tica. En 1600 public�, en lat�n, su famoso tratado
De Magnete, en el cual, adem�s de rese�ar sus descubrimientos, revisaba
lo que se hab�a escrito sobre el tema con anterioridad, y refutaba todo aquello
que hoy llamar�amos pseudociencia. Mediante imanes peque��simos explor� el campo
superficial de una esfera de magnetita; traz� en ella las l�neas de la componente
tangencial de la fuerza magn�tica, como lo hab�a hecho m�s de tres siglos antes
Petrus Peregrinus (1269), quien vio que esas l�neas converg�an en dos puntos
opuestos, que llam� polos. Gilbert not� tambi�n c�mo esos peque��simos imanes
se inclinaban a diferentes �ngulos a diferentes latitudes relativas a esos polos.
Recordando el descubrimiento de Norman, su imaginaci�n le permiti� salvar las
diferencias de escalas e inici� la ciencia que hoy llamamos geomagnetismo,
al escribir: Magnus magnes ipse est globus terrestris.28
![[Nota28]](../img/mcommnt.gif)
La m�s antigua consecuencia que se conoce del magnetismo terrestre es la br�jula, aparato de gran importancia en la navegaci�n. Esta era conocida y hab�a sido usada por siglos, antes de que Gilbert viera que la causa se encontraba en el interior de la Tierra y no, como muchos hab�an supuesto, en los cielos.
En 1635 Gellibrand mostr� que el campo magn�tico de la Tierra cambiaba lentamente.
De hecho, en Londres la br�jula se movi� constantemente hacia el oeste por 220
a�os, de 11° E en 1580 a 24° W en 1800; tambi�n, durante el �ltimo siglo,
el momento magn�tico29 de
la Tierra disminuy� 5 por ciento. Hoy en d�a puede estar increment�ndose de
nuevo.
Durante el periodo de 1698 a 1700 Edmond Halley realiz� el primer estudio magn�tico en el Oc�ano Atl�ntico norte y en el sur, produciendo en 1701 la primera carta magn�tica oce�nica. Un a�o despu�s, basado en muchas observaciones de la direcci�n de la br�jula hechas por otros marinos, public� la primera carta magn�tica mundial.
Pero no fue sino hasta 1832 cuando el geomagnetismo alcanza el car�cter de ciencia exacta con el gran cient�fico alem�n Carl Friedrich Gauss, quien adem�s de mostrar c�mo medir la intensidad magn�tica en unidades absolutas, y establecer en Gotinga, Alemania, el primer observatorio magn�tico, realiz� en 1838 un an�lisis matem�tico en el que mostraba que m�s del 95 por ciento del campo geomagn�tico se origina en el interior de la Tierra y �nicamente el 5 por ciento restante tiene fuentes externas.
LA TIERRA COMO UNA SIMPLE BARRA IMANTADA
En una simplificaci�n, o primera aproximaci�n, el campo magn�tico de la Tierra puede ser descrito como parecido al de una peque�a barra de im�n, supuestamente localizada cerca del centro de la Tierra (figura 14). El eje a lo largo de la barra de im�n se conoce como eje magn�tico, el cual si lo extendemos hasta que emerja en la superficie terrestre lo har� en dos puntos conocidos como polos magn�ticos. El polo que se encuentra en el hemisferio norte se llama polo magn�tico norte; el del hemisferio sur polo magn�tico sur. El eje magn�tico est� inclinado 11° con respecto al eje geogr�fico de la Tierra, de manera que el polo magn�tico norte se encuentra en el �rtico a aproximadamente una latitud de 75.6° N y 101° W de longitud, mientras que el polo magn�tico sur est� en la Ant�rtida a 66.3° S de latitud y 141° E de longitud. La posici�n de estos polos tiene peque�os corrimientos diarios y estacionales, debido principalmente a variaciones transitorias del campo magn�tico terrestre, de ah� que las posiciones arriba indicadas no sean las actuales sino las aproximadas para 1965.
Figura 14. Las l�neas de la fuerza del campo magn�tico de la Tierra son mostradas en un corte longitudinal que pasa a trav�s del eje magn�tico. La letra M designa magn�tico y la G geogr�fico. Las flechas en la superficie de la Tierra muestran la inclinaci�n de la br�jula.
Si localizamos estos polos en un globo terr�queo veremos que los puntos no
son ant�podas30
y que el eje magn�tico, por lo tanto, no pasa por el centro de la Tierra (v�ase
la figura 14). Se trata pues, de un dipolo que recibe el nombre de exc�ntrico.
El eje magn�tico pasa por un punto que se encuentra directamente por debajo
del Oc�ano Pac�fico medio, a unos 340 km del centro de la Tierra. El plano que
se encuentra formando un �ngulo recto con el eje geomagn�tico contiene lo que
se conoce como ecuador magn�tico.
ELEMENTOS DEL CAMPO GEOMAGN�TICO
Cuando se habla de campos, algunas veces de lo que hablamos es de las llamadas
l�neas de campo ya que su n�mero por unidad de �rea y su direcci�n representan
gr�ficamente la intensidad y direcci�n del campo magn�tico. La intensidad del
campo geomagn�tico, o su fuerza, en cualquier punto de la superficie de la Tierra
es costumbre especificar�a 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 direcci�n horizontal hacia el norte, Y es la componente
horizontal hacia el este; Z es la componente hacia abajo,
todas en coordenadas geogr�ficas, como se ilustra en la figura 15. Otra forma
com�n de especificar la intensidad del campo magn�tico es por medio de los elementos
magn�ticos, simbolizados por H, D e
I, definidos como sigue: H es la
magnitud de la componente horizontal, considerada como positiva cualquiera que
sea su direcci�n y a la cual llamamos intensidad horizontal; D
es el �ngulo acimutal de la intensidad horizontal, positiva del norte geogr�fico
hacia el este, llamada declinaci�n magn�tica; e I
es el �ngulo hecho por la direcci�n de la intensidad magn�tica total con
la horizontal, positiva cuando la direcci�n de la intensidad se inclina hacia
abajo y se le llama inclinaci�n magn�tica. A una l�nea horizontal a lo
largo de la intensidad magn�tica horizontal, H, se le
llama meridiano magn�tico. Las componentes de la intensidad (X,
Y y Z) o los elementos magn�ticos
(H, D e I) tienen
una simple relaci�n trigonom�trica, 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 (G),
gammas (g) o teslas,31
mientras
que D e I (declinaci�n e inclinaci�n)
son medidas en grados y minutos de arco.
Figura 15. La fuerza geomagn�tica B, sus componentes rectangulares X, Y y Z, y los elementos H, D e I.
La misma especificaci�n de los elementos magn�ticos puede ser usada para describir la magnitud y direcci�n de la intensidad del campo geomagn�tico en una posici�n a no demasiada altura sobre la superficie de la Tierra, digamos entre 100 y 300 km, que es observada por un avi�n o un sat�lite orbitando a baja altura.
En la actualidad, la intensidad del campo geomagn�tico se mide durante reconocimientos magn�ticos en un gran n�mero de puntos sobre la superficie, oc�anos, aire y espacio exterior. Sobre la totalidad de la superficie terrestre existen aproximadamente 140 observatorios magn�ticos permanentes en los cuales ciertas combinaciones de tres elementos magn�ticos son continuamente registrados.
La intensidad geomagn�tica total en el ecuador geogr�fico y cerca de los polos de la Tierra es de aproximadamente 0.3 y 0.7 gauss, respectivamente.
Esta intensidad total geomagn�tica, sin embargo, cambia durante el transcurso
del d�a, en alrededor de 0.0002 gauss (20 gammas) en el ecuador y 0.0005 gauss
(50 gammas) en los polos. Adem�s de las variaciones temporales, como la variaci�n
diaria, la variaci�n estacional, y perturbaciones espor�dicas, la media anual
de la intensidad geomagn�tica est� sujeta a una variaci�n secular32
no
peri�dica, que llega a varias gammas por a�o.
Para representar la distribuci�n mundial de cualquier elemento magn�tico en
un mapa, debe eliminarse primero las variaciones temporales, y los valores de
los elementos geomagn�ticos que interesen reducidos a cierto periodo com�n de
tiempo (como un a�o) por referencia a la variaci�n secular del elemento. Por
ejemplo, la figura 16 muestra una carta mundial de la declinaci�n magn�tica
(D) en la superficie de la Tierra para el a�o de 1965.
Figura 16. Mapa de l�neas is�gonas o de igual declinaci�n magn�tica D calculado en base al campo geomagn�tico de referencia internacional para el a�o 1965. Las l�neas de declinaci�n magn�tica igual est�n medidas hacia el Este (E) u Oeste (W) (v�ase la figura 15).
Como ya hemos indicado, aproximadamente el 95 por ciento del campo magn�tico de la Tierra es producido en su interior. Por lo tanto, debemos buscar en �l un mecanismo que sea capaz no s�lo de generar y mantener el campo de un simple dipolo, sino capaz tambi�n de explicar su variaci�n secular.
La explicaci�n parece estar en las propiedades y movimientos del n�cleo de la Tierra, un cuerpo esf�rico de material met�lico, probablemente de una composici�n n�quel-hierro, cuya parte externa se encuentra en estado l�quido. El di�metro del n�cleo es de alrededor de 6 920 km, poco mayor que el radio terrestre. El n�cleo se encuentra rodeado por el manto, consistente de roca s�lida y de un espesor de 2 860km.
El magnetismo interno de la Tierra se explica por la llamada teor�a del d�namo, seg�n la cual el n�cleo l�quido est� dando vueltas lentamente, con respecto al manto s�lido, generando de esta manera corrientes el�ctricas que rodean al n�cleo. Estas corrientes generan a su vez un campo magn�tico (v�ase la Figura 17), parte del cual escapa a la superficie de la Tierra, d�ndonos el campo magn�tico que observamos, y otra parte interacciona con el n�cleo l�quido que est� en movimiento, sosteniendo de esta manera la acci�n del d�namo.
Figura 17. Representaci�n esquem�tica de las corrientes el�ctricas en el n�cleo de la Tierra, que se cree son capaces de producir el campo magn�tico dipolar terrestre.
Cuando los valores del campo dipolar son sustra�dos de los valores observados en todos los puntos, permanece un segundo constituyente del campo magn�tico, bastante irregular, conocido como campo residual, que consiste de centros hacia los cuales, o hacia afuera de los cuales la aguja de una br�jula apuntar�a 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 patr�n completar�a el circuito de la Tierra cada 1 600 a�os. Dentro de este campo residual, sin embargo, los patrones est�n cambiando constantemente.
Para explicar la configuraci�n de este campo residual es necesario suponer que existen adem�s grandes sistemas convectivos dentro del n�cleo l�quido. Estos movimientos dan lugar a sistemas de corrientes locales que generan centros magn�ticos sobrepuestos al campo dipolar. El continuo cambio de este modelo convectivo, seg�n gira el n�cleo dentro del manto, se cree es responsable de la naturaleza irregular de los cambios seculares.
Que el n�cleo se mueve con respecto al manto lo sugieren los cambios s�bitos que han sido observados en el periodo de rotaci�n de la Tierra. En 1897, el periodo de rotaci�n diaria se increment� s�bitamente en aproximadamente 0.003 segundos; en 1914 decreci� s�bitamente en una cantidad comparable. Tales cambios abruptos en el periodo rotacional sugieren que cambios s�bitos ocurren ocasionalmente en las velocidades relativas de rotaci�n del manto y el n�cleo. Algunos autores han sugerido que el n�cleo est� rotando ligeramente menos r�pido que el manto que lo rodea. Esto explica la observaci�n de que, aparentemente, el n�cleo se traslada hacia el oeste arrastrando consigo las caracter�sticas del campo magn�tico.
LA CAVIDAD GEOMAGN�TICA O MAGNETOSFERA
Sin la presencia del viento solar, el campo magn�tico de la Tierra se extender�a indefinidamente hasta desaparecer en el espacio interplanetario. Sin embargo, como resultado de la interacci�n de ese flujo de plasma de baja energ�a del Sol con el campo geomagn�tico, el espacio extraterrestre lo podemos dividir en tres regiones:
1) La regi�n interplanetaria, donde las propiedades del medio no est�n perturbadas por la presencia de la Tierra y su campo magn�tico.
2) La magnetofunda, asociada con la interacci�n del viento solar con el campo geomagn�tico.
3) La magnetosfera, aquella regi�n del espacio o cavidad que contiene al campo geomagn�tico.
Separando estas tres regiones del espacio existen dos superficies de caracter�sticas f�sicas 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 regi�n de interacci�n (magnetofunda) de la magnetosfera.
A continuaci�n pasaremos a dar una breve descripci�n de las principales caracter�sticas de cada una de estas regiones y las superficies que las separan.
La primera regi�n ya ha sido discutida en el cap�tulo I y baste mencionar aqu� que se trata de la regi�n dominada principalmente por el viento solar, resultado de la expansi�n supers�nica de la corona solar, y el campo magn�tico general del Sol que arrastra, debido a la alta conductividad el�ctrica del plasma. Ese campo magn�tico, que a causa de la rotaci�n del Sol lo vemos formando espirales de Arqu�medes, lo conocemos como campo magn�tico interplanetario, y a la altura de la Tierra tiene una intensidad de aproximadamente 5 gammas. Estructuras magn�ticas y perturbaciones en el Sol, son as� "impresas" en el viento solar y llevadas a la vecindad de la Tierra; ondas de choque originadas en r�fagas solares o en la interacci�n de haces de viento solar de diferentes velocidades, se propagan a trav�s 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 magnetosf�rica y su frontera, la magnetofunda, se encuentra una regi�n donde el plasma solar perturbado fluye alrededor de la magnetosfera y donde el viento solar interacciona con el campo geomagn�tico. En esta regi�n, llamada magnetopausa o regi�n de transici�n, el plasma solar se hace turbulento y el campo magn�tico interplanetario es arrastrado tendiendo a alinearse tangencialmente con la magnetopausa. En esta regi�n, la intensidad del campo magn�tico var�a entre 5 y 20 gammas y el campo fluct�a en periodos de tiempo cortos. El espesor de esta regi�n se ha estimado entre 100 y 200 km.
Las mediciones realizadas por los sat�lites Explorador 10 y 12 mostraron que la regi�n del espacio que contiene al campo geomagn�tico, la magnetosfera, tiene forma parecida a un cometa: se extiende a m�s de 10 Rt (radios terrestres) en la direcci�n Tierra-Sol, y por varios miles de radios terrestres en la direcci�n antisolar, formando lo que se conoce como la cola magnetosf�rica. Puesto que la frontera magnetosf�rica se ha observado que se mueve hacia adelante y hacia atr�s, los valores dados arriba son meramente valores promedio. Las causas de estos movimientos no son bien conocidas pero existen algunas sugerencias que podr�an explicar el fen�meno. Algunas tratan de explicar estos movimientos magnetosf�ricos como producidos por ondas en la superficie de la frontera, en la magnetopausa; otras por la expansi�n y contracci�n de la magnetosfera entera en respuesta a variaciones en el flujo de viento solar, o por un cambio en la posici�n relativa de la magnetopausa debido a variaciones en el �ngulo del eje del dipolo terrestre y la velocidad del flujo de viento solar.
Las observaciones del campo geomagn�tico a grandes distancias del lado noche de la Tierra, han revelado que las l�neas de fuerza del campo son principalmente paralelas a la l�nea Tierra-Sol y con intensidades de 10 a 20 gammas a distancias de entre 10 y 15 Rt. Sin embargo, una de las caracter�sticas m�s interesantes, observadas a una distancia de alrededor de 16 Re, es que la magnitud del campo decrece a un valor muy peque�o y cambia de direcci�n abruptamente, de una direcci�n antisolar a una direcci�n solar, seg�n el sat�lite se mov�a de sur a norte con respecto al plano solar ecl�ptico. Este cambio direccional abrupto en el campo magn�tico de la Tierra fue identificado como la primera detecci�n experimental de una hoja de corriente neutra en el campo magn�tico de la Tierra, an�loga a la que existe en el medio interplanetario y que vimos en el cap�tulo I. Esta importante caracter�stica del campo geomagn�tico es permanente y separa regiones de campo magn�tico con una direcci�n, de regiones de campo con direcci�n opuesta. La hoja de corriente neutra tiene un espesor de 0.1 a 1 Rt.
La presencia de un cambio en la direcci�n del campo en, la cola magnetosf�rica implica, adem�s de la existencia de una hoja de corriente neutra, la existencia de una hoja de plasma que se encuentra confinada entre dos campos magn�ticos con direcciones opuestas entre s�. Adem�s de ese plasma, en el interior de la magnetosfera encontramos tambi�n regiones de radiaci�n atrapada, como los citurones de Van Allen y una multitud de part�culas cargadas, de todas energ�as, cuyo origen es el viento solar y la alta atm�sfera.
A partir de mediciones con sat�lites se ha observado que la hoja neutra est� frecuentemente en movimiento y tambi�n que las l�neas de campo tienen peque�as componentes que permiten que l�neas 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 aparici�n en la magnetofunda de un plasma turbulento de baja energ�a. Esta evidencia observacional apoy� las sugerencias de algunos cient�ficos de que el flujo supers�nico de viento solar dar�a lugar al desarrollo de una onda de choque al frente de la magnetosfera, como la que se presenta al frente de un avi�n cuando �ste rebasa la velocidad del sonido. En nuestro caso podr�amos pensar que quien se mueve a velocidad supers�nica es la magnetosfera y el viento solar est� quieto. La aparici�n de la onda de choque frente a la magnetosfera se dar�a por el hecho de que �sta se mueve a velocidad supers�nica. Cuantitativamente, la posici�n de esta onda de choque del lado d�a de la Tierra estuvo en excelente concordancia con las estimaciones te�ricas; intercepta la l�nea Tierra-Sol a aproximadamente 14 Rt. Esta onda de choque no es estacionaria y sus movimientos parecen ser m�s frecuentes que los de la frontera magnetosf�rica.
Una visi�n moderna de la magnetosfera y de la cola magnetosf�rica, a partir
de las mediciones hechas con sat�lites, se muestra en la figura 18.
Figura 18. Diagrama esquem�tico del campo magn�tico y la cola magnetosf�rica formada por el viento solar.
LA MAGNETOSFERA COMO UN ACUMULADOR DE ENERG�A
La magnetosfera de hecho nunca est� en un verdadero estado de equilibrio. A veces estimulada por perturbaciones en el viento solar y en otras ocasiones respondiendo de manera ca�tica al exceso de energ�a acumulada en la cola magnetosf�rica, sufre cambios globales en los que se reestructura su distribuci�n de plasma y de campo magn�tico. Estos procesos son los que dan lugar a diversos fen�menos que detectamos en la superficie terrestre y que se conocen desde hace ya mucho tiempo; entre ellos los principales son: la actividad geomagn�tica, las auroras y las perturbaciones ionosf�ricas.
Uno de los principales problemas en la d�cada de los a�os sesenta fue explicar de qu� manera la energ�a del viento solar pod�a ser transferida al interior de la magnetosfera terrestre. Hoy en d�a sabemos que es el campo magn�tico interplanetario el que desempe�a el papel m�s importante en dicha transferencia. En particular, el f�sico ingl�s J. W. Dungey propuso un mecanismo explicatorio. Si el campo magn�tico interplanetario tiene una componente dirigida hacia el sur, �ste puede conectarse con las l�neas de alta latitud del campo dipolar de la Tierra, al frente de la magnetosfera. Una vez que esto sucede las l�neas as� unidas son arrastradas por el viento solar hacia la parte posterior formando una especie de cola que est� abierta. Esto ha sido corroborado mediante observaciones de sat�lites.
Otros investigadores ampliaron este concepto sugiriendo que las l�neas de campo
de la cola magnetosf�rica pueden reconectarse y regresar de nuevo a la configuraci�n
de l�neas de campo dipolar interno que exist�a antes de la conexi�n (figura
19), liberando en ese momento la energ�a magn�tica que hab�a estado almacen�ndose
en la cola y transfiri�ndose en forma de energ�a cin�tica al plasma magnetosf�rico.
Algunos investigadores han sugerido que este proceso ocurre de una manera explosiva
en la cola magnetosf�rica, causando perturbaciones magn�ticas polares, conocidas
tambi�n como subtormentas polares,33 y
la aparici�n de auroras.
Figura 19. Convecci�n estacionaria en el meridiano mediod�a-medianoche. Los n�meros indican las posiciones sucesivas de las l�neas de campo geomagn�tico, con reconexi�n ocurriendo en los puntos 1 y 6.
Ahora bien, mientras que la componente norte-sur del campo magn�tico interplanetario
desempe�a un papel importante en la transferencia de energ�a a la magnetosfera,
�sta no es el principal par�metro f�sico en esta serie de eventos. El par�metro
importante es la cantidad de flujo magn�tico 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 par�metro representa la componente de
un campo el�ctrico que est� en el plano de la ecl�ptica34 y
que es transversal a la l�nea Tierra-Sol. Es importante hacer notar que, cuando
el campo magn�tico interplanetario est� dirigido hacia el sur, el campo el�ctrico
est� dirigido a trav�s de la magnetosfera del lado de la ma�ana hacia
el lado del atardecer. Son las variaciones en este campo el�ctrico, a
trav�s de la cola magnetosf�rica, las que regulan el flujo convectivo (transporte)
de plasma de la cola magnetosf�rica hacia el lado noche de la magnetosfera cercana.
Este flujo convectivo, por otro lado, parece ser el proceso dominante en la
aceleraci�n e inyecci�n de plasma moderadamente energ�tico a la magnetosfera.
Las auroras, las perturbaciones magn�ticas polares y los cinturones de radiaci�n
atrapada (cinturones de Van Allen) est�n directamente controlados por la convecci�n
inducida por el viento solar en el interior de la magnetosfera.
Aunque el campo el�ctrico 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 magnetosf�rica m�s campo dipolar interno) debe acumular cierta cantidad de energ�a antes de que se inicien las perturbaciones arriba indicadas.
LAS AURORAS COMO UN GIGANTESCO FEN�MENO DE DESCARGA
Si pudi�ramos ver una aurora desde un punto a gran altura sobre la regi�n polar mientras �sta se encuentra a obscuras, lo que observar�amos ser�a un anillo ovalado resplandeciente alrededor del polo geomagn�tico. Este anillo encierra una regi�n ovalada que recibe el nombre de �valo auroval, el cual est� en continuo movimiento, expandi�ndose hacia el ecuador o contray�ndose hacia el polo y cambiando de brillantez continuamente. Cuando la observamos desde la superficie es m�s 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 regi�n rojiza. A diferencia de la porci�n superior, el borde inferior est� bien definido y alcanza una altura de aproximadamente 100 km, mientras que la frontera superior es m�s bien difusa, extendi�ndose 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 im�genes 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 kil�metros y con una direcci�n aproximada este-oeste. Su espesor es de s�lo unos cuantos cientos de metros.
Las formas que presentan las auroras son generalmente descritas en t�rminos de cinco categor�as 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 peque�as; velos, los cuales son como s�banas de luminosidad bastante uniformes que se extienden sobre regiones extensas, y, finalmente, los rayos, que son, como su nombre lo indica, l�neas de luz orientadas con respecto al campo magn�tico a un �ngulo con la vertical. Estas formas, junto con las llamadas cortinas, tapices y las coronas rayadas, pueden ser homog�neas o estriadas. Como eventos temporales, las auroras pueden ser quietas o pulsantes, fluctuantes o flameantes, y pueden durar unos cuantos minutos o persistir durante horas.
Trataremos ahora de dar una explicaci�n m�s o menos sencilla del mecanismo a trav�s del cual se generan las auroras mediante el empleo de un modelo bastante esquem�tico que nos ayude a comprender la naturaleza general del fen�meno.
Las auroras son causadas por la precipitaci�n de part�culas (principalmente electrones y protones) de origen magnetosf�rico en la atm�sfera; al chocar �stas con los �tomos atmosf�ricos los excitan. Estos �tomos excitados, despu�s de un tiempo, regresan a su estado normal mediante la emisi�n espont�nea de luz, la cual constituye la aurora.
Como ya mencionamos en el apartado anterior, la convecci�n magnetosf�rica es el mecanismo directamente involucrado en la generaci�n de las auroras y otras perturbaciones magnetosf�ricas. Esta convecci�n es, por otro lado, debida a la presencia en el interior de la magnetosfera de un campo el�ctrico de gran escala inducido por el viento solar. Este campo el�ctrico generado por la interacci�n viento solar-magnetosfera est� dirigido del lado de la ma�ana 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 ma�ana de la hoja de plasma va a funcionar como la "terminal" positiva de un generador el�ctrico 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 ma�ana y la tarde de la hoja de plasma equivalen a las terminales positiva y negativa, respectivamente, del generador el�ctrico "viento solar- magnetosfera".
La mayor parte de las corrientes el�ctricas generadas de esta manera fluyen
a trav�s de la regi�n cil�ndrica de la cola magnetosf�rica dirigidas del lado
de la ma�ana al lado de la tarde. Esto crea dos solenoides,35 uno
en la mitad norte de la cola magnetosf�rica y el otro en la mitad sur (v�ase
la figura 21).
Figura 21. Parte de la corriente el�ctrica producida por el generador el�ctrico "viento solar-magnetosfera" se descarga a trav�s de la ionosfera.
A lo largo de las l�neas de campo magn�tico fluye una peque�a parte de la corriente el�ctrica (alrededor de 2 a 4 x 106 amperes), de la terminal positiva, en el lado de la ma�ana, a la alta atm�sfera de la ma�ana y regresa por la alta atm�sfera de la tarde a la terminal negativa del lado de la tarde. La figura 21 muestra esta porci�n de la corriente, la cual se conoce como corriente auroral puesto que es esta parte del circuito la que causa la aurora. La regi�n de la alta atm�sfera participante en este circuito es la ionosfera. La corriente hacia arriba, paralela a la l�nea de campo magn�tico, de la ionosfera del lado de la tarde, se debe a los electrones que vienen hacia abajo a lo largo de esas l�neas. Estos electrones a menudo son acelerados en la cola magnetosférica a energ�as de m�s de 10 keV.
Los electrones acelerados ionizan y excitan las moleculas y �tomos de la alta atm�sfera a medida que descienden hasta unos 100 km de altura, regi�n de la ionosfer� llamada capa E. Las radiaciones aurorales son emitidas por esos �tomos y mol�culas, siendo la m�s com�n, como ya mencionamos, la de color verdiblanco proveniente de los �tomos de ox�geno, los constituyentes m�s abundantes de la baja ionosfera. La longitud de onda de esta emisi�n particular es de 5 577Å. Una luz roja muy obscura, la cual puede ser vista en las latitudes medias durante las grandes tormentas magn�ticas, proviene tambi�n del ox�geno at�mico. Existen otras emisiones provenientes del nitr�geno molecular y otros constituyentes atmosf�ricos.
La explicaci�n anterior sobre la causa de las auroras, aunado a lo dicho en el apartado anterior respecto a la cantidad de flujo magn�tico sur llevado al frente de la magnetosfera por el viento solar, sugiere que la eficiencia del generador auroral depende no s�lo de la velocidad del viento solar sino, de manera determinante, de la direcci�n del campo magn�tico interplanetario.
Como ya vimos, la actividad solar puede estar asociada con la emisi�n intensa de rayos X y radiaciones en el ultravioleta (UV) y en el extremo ultravioleta (EUV), as� como tambi�n con la expulsi�n de part�culas cuyas energ�as van desde unos cuantos keV hasta m�s de 10 GeV, en algunas ocasiones. La ionosfera terrestre se ve afectada en aproximadamente unos 10 minutos despu�s de la emisi�n en el Sol, por los rayos X y las radiaciones UV y EUV. La mayor�a de las part�culas se esparcen r�pidamente en el medio interplanetario. De esta manera, la magnetosfera puede encontrarse temporalmente inmersa en el flujo de dichas part�culas por unos cuantos d�as. Algunas de estas part�culas pueden llegar directamente a las capas altas de la atm�sfera en las regiones polares. Las part�culas energ�ticas son seguidas por una nube de plasma solar que se propaga a trav�s 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 m�s adelante que la nube de plasma. Las tormentas magnetosf�ricas ocurren entonces como el resultado de la "colisi�n" del sistema onda de choque interplanetaria-plasma solar con la magnetosfera.
Una tormenta magnetosf�rica t�pica consiste de tres fases. Comienza cuando
la onda de choque interplanetaria alcanza la magnetosfera y la comprime. Esta
compresi�n ocurre de manera bastante r�pida. Su efecto es claro en las variaciones
del campo geomagn�tico donde puede observarse un incremento s�bito de alrededor
de 50 a 100 gammas, simult�neo en toda la Tierra en un intervalo de un minuto
o menos. �sta es seguida de la fase principal de la tormenta magnetosf�rica,
la cual empieza cuando el plasma que empuja a la onda de choque llega a la magnetosfera,
lo cual produce una corriente el�ctrica 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 m�s gammas, por debajo de su nivel normal, en
unas cuantas horas. Durante esta fase ocurre una sucesi�n de procesos explosivos,
llamados subtormentas magnetosf�ricas.36. La
fase de recuperaci�n o regreso gradual a intensidades de campo magn�tico normal
puede tomar varios d�as. La figura 22 muestra los registros de la componente
horizontal del campo magn�tico durante la tormenta del 17 y 18 de abril de 1965,
donde puede verse claramente el car�cter global del evento y las tres fases
que acabamos de describir.
Figura 22. Registros de la componente magn�tica H durante la tormenta magn�tica del 17 y 18 de abril de 1965. La superficie de la Tierra ha sido dividida, aproximadamente, en cuatro sectores: Europa-�frica, Medio Oriente-India, Pac�fico y N-S Am�rica.
Durante las grandes tormentas magnetosf�ricas, las auroras pueden ser visibles en regiones mucho m�s extensas de la Tierra. Por ejemplo, durante las tres grandes tormentas que ocurrieron durante el A�o Geof�sico Internacional una aurora fue vista en la ciudad de M�xico en la noche del 10 y la madrugada del 11 de febrero de 1958.
Otros efectos conocidos que ocurren durante las grandes tormentas magnetosf�ricas 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 n�cleos de poblaci�n.
OTROS TIPOS DE ACTIVIDAD GEOMAGN�TICA
Adem�s de las perturbaciones magn�ticas que acabamos de mencionar, desde mediados de los sesenta se sabe que la actividad magn�tica 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 magn�tico, o m�s bien, del cruzamiento por parte de la Tierra de la hoja neutra de corriente del medio interplanetario. La actividad magn�tica decae despu�s lentamente durante los siguientes tres o cuatro d�as. La m�xima actividad magn�tica es casi la misma cuando la Tierra cruza la hoja de corriente yendo de una regi�n con campo magn�tico interplanetario de polaridad positiva a otra con campo magn�tico de polaridad negativa, que al rev�s.
Se sab�a desde hac�a muchos a�os que esos incrementos de la actividad magn�tica ten�an una periodicidad de alrededor de 27 d�as. Sin embargo, hoy sabemos que esto se debe a haces de viento solar r�pido, provenientes de hoyos coronales en el Sol, y no a la estructura sectorial del campo magn�tico interplanetario.
Algunos de los fen�menos m�s importantes asociados con las tormentas magnetosf�ricas son las perturbaciones ionosf�ricas y las auroras. Las perturbaciones en las regiones ionosf�ricas pueden clasificarse de acuerdo a dos grandes procesos que tienen lugar en la ionosfera: 1) una intensificaci�n de la ionizaci�n en la baja ionosfera (capas D y E), y 2) complicados procesos aeroqu�micos y din�micos en la capa F.
Se sabe que la ionizaci�n anormal en la baja ionosfera es producida por haces
espor�dicos de radiaci�n solar o por la precipitaci�n de part�culas energ�ticas
en la ionosfera. Adem�s de las perturbaciones ionosf�ricas s�bitas, producidas
por rayos X emitidos en r�fagas solares, una precipitaci�n
excesiva de part�culas energ�ticas en la ionosfera causa los llamados "apagones"
polares, tambi�n conocidos como PCA's,37 que
son absorciones anormales de las ondas de radio al pasar a trav�s de la ionosfera.
Entre las part�culas energ�ticas que producen este fen�meno se encuentran los
llamados rayos c�smicos solares que son part�culas energ�ticas producidas en
intensas r�fagas solares.
En este cap�tulo hemos visto c�mo la interacci�n del viento solar con el campo magn�tico de la Tierra genera una serie de fen�menos que van desde lo espectacular, como las auroras, hasta lo tormentoso, como las diversas clases de perturbaciones geomagn�ticas que pueden alterar las redes de comunicaciones de nuestro planeta o las plantas de generaci�n de electricidad, a veces con resultados desastrosos.
Ser�a entonces sumamente �til el poder predecir cu�ndo va a ocurrir, por ejemplo, una tormenta magn�tica. Para poder hacerlo, tendr�amos que conocer las fuentes en el Sol que producen las perturbaciones geomagn�ticas, c�mo se propagan �stas en el medio interplanetario y, finalmente, c�mo interaccionan con la cavidad magnetosf�rica.
Estos problemas son objeto de intensa investigaci�n y sentimos que cada vez estamos m�s cerca de darles respuesta.
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