LAS AURORAS
La más cercana manifestación
visible de los plasmas en la naturaleza es la aurora, los hermosos
despliegues de luces danzarinas que se presentan en gran variedad de formas y
que adornan la alta atmósfera en las regiones cercanas a los polos (figura 6).
Estas luces, que generalmente son de color amarillo verdoso, se ven casi todas
las noches claras y su intensidad es suficiente como para poder leer. Por lo
general, a través de los despliegues aurorales se transparentan las estrellas,
pero cuando son muy brillantes ocultan la presencia de la Vía Láctea en el
cielo. Aunque durante el día no se distinguen, el resplandor del cielo
permanece en realidad todo el tiempo.
Figura 6.
Fotografía de una aurora boreal. Aunque aquí no puede apreciarse, todas las
luces de una aurora están en continuo movimiento.
Este bello fenómeno natural ha
cautivado la imaginación del hombre desde tiempo inmemorial y ha originado
muchos mitos para explicar su origen en términos comprensibles al entorno
cultural. La aparición de las auroras desempeña un papel muy importante en las
mitologías esquimal, escandinava y de otras naciones de alta latitud en el
norte del planeta. Una bella leyenda escandinava asocia la aurora con la agitación
que se produce en los cielos cuando las zorras mueven sus colas. En el sur, los
aborígenes australianos creen que este plasma danzante representa la danza de
los dioses, y los nativos del sur de la India creen que la aurora es un mensaje
del dios Buda.
La aurora del hemisferio norte
fue nombrada aurora boreal (luces del norte) por el científico francés
Pierre Gassendi en 1621, quien fue el primero en hacer observaciones aurorales
sistemáticas. La aurora del sur fue nombrada aurora austral (luces del
sur) por el capitán James Cook en 1773, cuando la observó por primera vez en el
Océano Índico. Ya los filósofos griegos consideraban a la aurora del norte como
un fenómeno natural, y la asociaban con el reflejo de la luz en los hielos
polares. Pero la investigación moderna de la aurora empezó en 1716, cuando
Edmond Halley sugirió una cercana correlación entre la aurora y el campo
magnético de la Tierra, al darse cuenta de que los rayos aurorales trazaban las
líneas del campo magnético sobre la superficie. A mediados del siglo XVII, De
Mairan, mostrando una notable intuición respecto al fenómeno auroral, afirmó
que las auroras eran causadas por un gas de origen solar que penetra a la
atmósfera. De acuerdo con esta idea, dijo que las auroras deberían también ocurrir
en el hemisferio sur; como efectivamente observó posteriormente Cook. En 1784
el científico inglés Henry Cavendish descubrió la composición química de la
atmósfera y calculó aproximadamente la altura del fenómeno auroral, la cual
estimó entre cien y varios cientos de kilómetros, y durante el siglo XIX se
empezaron a hacer mapas de las zonas de máxima ocurrencia auroral.
Sin embargo, los fundamentos de
los estudios aurorales como ahora se realizan no se establecieron sino hasta
finales del siglo pasado, a partir del descubrimiento del electrón por J. J.
Thompson y de la manera como afectan los campos eléctricos y magnéticos a las
partículas cargadas. En 1896, Birkeland sugirió que las auroras resultan de que
electrones de origen solar son guiados hacia los polos de la Tierra por las
líneas del campo geomagnético. Llevó a cabo experimentos de laboratorio con una
pequeña esfera magnetizada que tenía una superficie fluorescente, a la que
llamó terrella (tierrita), sobre la que hacía incidir electrones para
observar su comportamiento. Con estos experimentos se observó por primera vez
en laboratorio la aparición de las regiones aurorales sobre la terrella. Intrigado
por estos experimentos, Carl Stormer inició en 1904 estudios matemáticos del
movimiento de partículas cargadas en el campo magnético de un dipolo (como el
de un imán de barra). Sin la ayuda de computadoras llevó a cabo cálculos muy
largos y tediosos, pero logró demostrar que era correcta la interpretación de
Birkeland.
Sin embargo, esta opinión de
Stormer y de Birkeland de que el Sol arrojaba chorros de electrones fue muy
criticada, y en 1919 Lindeman sugirió que lo que provenía del Sol deberían ser
chorros neutros de gas solar ionizado (plasma). Los estudios de la interacción
de estos chorros de plasma con el campo magnético de la Tierra se iniciaron en
la década de 1930, pero fue sólo a partir del desarrollo de la física de
plasmas y la magnetohidrodinámica, con los trabajos fundamentales de Hannes
Alfvén alrededor de 1940, que este familiar espectáculo ha empezado realmente a
comprenderse.
Las auroras ocurren típicamente
en dos regiones anulares, casi circulares, de pequeña extensión latitudinal,
alrededor de cada polo geomagnético. Estos polos geomagnéticos, que podríamos
considerar como las intersecciones del eje del campo magnético dipolar
terrestre con la superficie de la Tierra (figura 7), son cercanos a los polos
geográficos pero no coinciden con ellos. El polo norte geomagnético (que en
realidad es el polo sur de un imán) se localiza cerca del extremo noroeste de
Groenlandia y el polo sur (que es un polo norte magnético) cerca de la estación
soviética Vostok en la Antártida.
Figura 7.
El campo magnético de la tierra es semejante al de un imán, pero no está
alineado con el eje de rotación. Los polos geomagnéticos no coinciden con los
polos geográficos.
Las regiones donde se producen
las auroras se conocen como óvalos aurorales y están fijas en el espacio
respecto al Sol, de manera que la Tierra gira bajo ellas una vez al día. Cada
óvalo tiene un radio aproximado de 2 000 kilómetros (aunque éste varía según la
intensidad de la aurora) y son excéntricos respecto a los polos, esto es, su
centro está corrido unos cuantos grados hacia lo que se llama el lado noche,
es decir; el lado opuesto al Sol (figura 8). Así, la porción noche se encuentra
alrededor de los 67º de latitud magnética, mientras que la porción de día está
alrededor de los 76º de latitud. Como puede verse, contrariamente a la creencia
común, las auroras no ocurren en los polos, sino que el óvalo deja libre una
región de latitudes más altas, lo que se conoce como el casquete polar.
Figura 8.
Fotografías de la evolución de una aurora en el hemisferio norte, tomadas desde
satélites.
Ahora ya se sabe que las columnas
de luz de las auroras son causadas por la precipitación de electrones y iones
(principalmente protones) de alta velocidad sobre la atmósfera superior; las
cuales penetran a lo largo de las líneas del campo magnético de la Tierra y
excitan y ionizan a los átomos y disocian a las moléculas del aire. Las
desexcitaciones y recombinaciones de los átomos y moléculas son responsables de
las luces emitidas. Como los electrones son mucho más pequeños que los iones
logran penetrar más la atmósfera y dominan en número a los iones por un factor
de 50, generalmente. Aunque el espectro auroral es bastante complejo y consiste
de un gran número de líneas y bandas espectrales, unas cuantas líneas son
especialmente conspicuas. La más dominante, tanto que se le ha llamado línea
auroral, está en la parte amarilla del espectro, muy cerca de la longitud
de onda a la que es más sensible el ojo humano. Ésta es, por mucho, la línea
más intensa en el espectro visible, pero hay muchas líneas de emisión aún más
intensa en el infrarrojo. Auroras muy energéticas, que se salen del óvalo
auroral normal y alcanzan latitudes más bajas, tienen con frecuencia un color
rojo debido al oxígeno, y auroras que alcanzan alturas bajas, debido también a
una mayor energía de las partículas que penetran, a menudo presentan un borde
inferior rojo causado por las emisiones de las moléculas de nitrógeno.
De los experimentos de
laboratorio es bien sabido que los plasmas que transportan corrientes tienden a
romperse en filamentos. Una hermosa muestra a gran escala de esta estructura
filamentaria se ve en las auroras. Las partículas cargadas fluyen hacia abajo
en la atmósfera en hojas a lo largo del campo magnético. Estas hojas de
corriente eléctrica se filamentan para formar cortinas de luz que ondulan
rápidamente, constituyendo el despliegue auroral. Aun a simple vista, las
auroras muestran claramente esta característica tan persistente en el universo
de plasma: su tendencia a formar estructuras filamentarias.
El tamaño y la forma de los
óvalos aurorales dependen del estado de perturbación del campo geomagnético, el
cual a su vez está condicionado por la emisión del plasma solar; como veremos
más adelante. Ya desde 1741, Hiorter y Celsius hicieron notar que la aurora se
intensifica y puede observarse a más bajas latitudes cuando hay perturbaciones
magnéticas intensas o tormentas geomagnéticas (llamadas así por A. von
Humboldt en 1806). En altas latitudes el resplandor auroral es un fenómeno
permanente, pero asociado con tormentas geomagnéticas las auroras se
intensifican, se activan y llegan a verse más cerca de los polos y a latitudes
medias y bajas. En México se han observado auroras en forma de extensos velos
en momentos de muy alta actividad geomagnética, como sucedió en 1957 y más
recientemente en 1989.
Durante las auroras, hay
ocasiones en que el plasma emite ondas de radio con frecuencias entre 30 y 3
000 megahertz; en estos casos se habla de una radio aurora. También se
han registrado emisiones esporádicas de señales de radio de muy alta frecuencia
a las que se ha dado el pintoresco nombre de "silbidos aurorales" y
que parecen deberse más bien a los electrones que se precipitan. El mecanismo
físico que produce esta radiación no está aún muy bien entendido. Hannes Alfvén
explica su origen como resultado de la existencia de capas dobles de
plasma. Aunque el plasma está en un estado de cuasineutralidad, en algunas
ocasiones, cuando está inmerso en él un campo magnético (que es el caso de
todos los plasmas naturales), es posible que se formen dos capas contiguas con
acumulación de iones y electrones, respectivamente. Estas capas se encuentran
dentro del plasma y están separadas entre sí por una distancia del orden de la
distancia de Debye. En esa región se generan, pues, campos eléctricos muy intensos
capaces de acelerar partículas cargadas. Durante las auroras hay corrientes
eléctricas que bajan hacia la atmósfera a lo largo de las líneas del campo
geomagnético y se supone que las ondas de radio son generadas como resultado de
inestabilidades del plasma con sus capas dobles y sus corrientes eléctricas.
Aunque la presencia de estas capas dobles no se ha podido corroborar en nuestra
atmósfera, sí se ha observado en experimentos de laboratorio para una gran
variedad de plasmas en un amplio rango de densidades y temperaturas. Pero a
pesar de que Irving Langmuir habló acerca de la existencia de estas capas
dobles desde su primera publicación sobre plasmas, hasta ahora estas
estructuras no están bien entendidas.
Para la física de plasmas el
estudio de la aurora ha resultado ser no sólo fascinante sino enormemente
enriquecedor; ya que su entendimiento requiere de la solución de problemas
físicos fundamentales que seguramente tienen también lugar en todo nuestro
universo de plasma. A pesar de que la aurora es el fenómeno de plasma natural
que se ha observado desde hace más tiempo, su complejidad sigue desafiando las
explicaciones, pues mientras más se estudia se encuentran en ella nuevos
efectos de plasma. Hoy en día, para estudiar la aurora se combinan mediciones
locales realizadas por satélites encima de la atmósfera, con datos de
percepción remota (principalmente en el ultravioleta) de toda la zona auroral y
con observaciones desde tierra. Toda esta información se utiliza para alimentar
modelos teóricos que intentan describir el fenómeno auroral. Sin embargo,
aunque se sabe que las partículas que se precipitan para formar la aurora
provienen de fuera, del plasma con que el Sol llena el medio interplanetario,
la forma como estas partículas penetran y son aceleradas hasta energías a las
cuales se precipitan sigue siendo un problema abierto. Esta aceleración de
partículas hasta muy altas energías es una característica muy notable y
generalizada en el Universo, tanto en los plasmas como en los astrofísicos.
Por otra parte, se ha sugerido
recientemente que la aurora (y por lo tanto el estado de plasma) puede incluso
haber sido responsable del surgimiento de la vida en la Tierra. Algunos
científicos suponen que el proceso auroral en la atmósfera superior de la Tierra
primitiva pudo haber proporcionado el ambiente reactivo necesario para algunas
síntesis químicas determinantes. De esta manera, el cuarto estado de la
materia, que ahora se ha convertido en el eje central de la nueva astrofísica,
tal vez también pase a ser parte importante de los estudios de la vida.
LA IONOSFERA.
Yendo hacia fuera de nuestro
planeta, el primer establecimiento permanente de plasma con que nos encontramos
es la ionosfera. Todos los cuerpos del sistema solar que tienen
atmósfera (esto es, una envoltura gaseosa) tienen una ionosfera, la cual no es
mas que la parte exterior de la atmósfera, ionizada por la luz solar de alta
frecuencia. Los fotones solares ( principalmente en la región utravioleta)
arrancan electrones de los átomos que componen las moléculas de los gases de la
atmósfera y la convierten en un plasma donde iones y electrones están
separados. También a los cometas, que al acercarse al Sol sufren una
vaporización que los rodea de una atmósfera, se les forma una ionosfera que,
como veremos después, desempeñó un papel muy importante en el descubrimiento
del plasma que sale del Sol.
La existencia de la ionosfera
terrestre fue postulada mucho antes de que pudiera sondearse directamente.
Desde 1839, el físico y matemático alemán Carl Friedrich Gauss afirmó que
debería haber una capa eléctricamente conductora en la atmósfera superior; lo
cual explicaría las variaciones diurnas que sufre el campo magnético de la
Tierra. En 1860, Kelvin hizo la misma sugerencia, y en 1882 el físico escocés
Balfour Stewart elaboró un artículo ya más detallado acerca de esta capa y el
cual se considera como el punto de partida de la física ionosférica.
Posteriormente un nuevo efecto,
descubierto a raíz de los avances en las comunicaciones por radio, vino a
reforzar esta convicción y condujo finalmente a la demostración de la
existencia de esta capa ionizada de la alta atmósfera. En 1901, el científico y
técnico italiano Guglielmo Marconi, quien hizo posible las comunicaciones por
radio, estableció un sistema de comunicación de Inglaterra a Estados Unidos a
través del Océano Atlántico. Las ondas de radio, como ya mencionamos, son ondas
electromagnéticas como la luz, sólo que de longitud de onda mucho más larga y,
al igual que la luz, viajan en línea recta. como la Tierra es una esfera, una
onda que viajara en línea recta no podría ser recibida muy lejos en la
superficie (figura 9(a)) y ciertamente no podría dar la vuelta para llegar al
otro lado del Océano Atlántico, sin embargo lo hacían, y las comunicaciones
trasatlánticas estaban ocurriendo. Un año después, en 1902, el ingeniero físico
inglés Oliver Heaviside y el ingeniero eléctrico de origen hindú Arthur Edwin
Kennely, sugirieron independientemente la presencia de una capa en la alta
atmósfera que reflejaba las ondas de radio y las llevaba a puntos muy lejanos
sobre la Tierra (figura 9(b)). Esta capa debería ser eléctricamente conductora,
como lo requería la explicación de las variaciones del campo magnético de la
Tierra.
Figura 9. Las ondas de radio viajan en línea recta.
Si no existiera la ionosfera (a), sería imposible comunicarse con puntos
lejanos debido a la curvatura de la tierra. Pero como la ionosfera es una capa
reflectora de estas ondas (b), es posible comunicarse con lugares que estén por
debajo del horizonte.
Poco tiempo después del
descubrimiento del electrón por J. J. Thomson, Taylor propuso, en 1903, que
esta capa debería estar compuesta por iones y electrones libres y que la
ionización de los átomos era producida por la radiación ultravioleta del Sol.
El escepticismo respecto a esta capa eléctricamente conductora fue finalmente
derrotado con la demostración experimental de la existencia de una región de
plasma en la atmósfera superior; a la que se llamó ionosfera. Esta
demostración fue obtenida en forma concluyente en 1925 por el geofísico
estadunidense Merle Anthony Tuve y el físico de origen ruso Gregory Breit,
quienes empezaron a observar repetidamente la reflexión de ondas de radio en la
atmósfera. En forma independiente, el científico inglés Edward Victor Appleton
estudió extensamente la ionosfera y determinó la altura de la capa reflectora
de las ondas de radio, llamada ahora la capa de Appleton. Junto con
Hartree, demostró y modeló matemáticamente el efecto del campo geomagnético
sobre la reflexión de las ondas de radio en la ionosfera al principio de la
década de 1930 y en 1947 recibió el premio Nobel de física por estos estudios. Los
trabajos de Appleton hicieron posible que se obtuvieran radiocomunicaciones de
más largo alcance y mayor confiabilidad y contribuyeron posteriormente al
desarrollo del radar.
La razón por la cual las ondas de
radio son reflejadas por la ionosfera tiene que ver con las oscilaciones
propias del plasma. Como ya mencionamos en el capítulo anterior; un plasma
tiene una frecuencia natural de oscilación que depende exclusivamente de su
densidad de electrones; a una mayor densidad electrónica le corresponde una
frecuencia más alta. Cuando una onda electromagnética (que es un arreglo de
campo eléctrico y magnético oscilante) atraviesa un plasma, las cargas libres
en él, principalmente los electrones, tienden a responder a esta oscilación.
Pero las atracciones electrostáticas hacia los iones, que son las fuerzas que
generan la oscilación del plasma, tienden a impedir este acoplamiento entre los
electrones y la onda electromagnética. Si la frecuencia de la onda
electromagnética es mayor que la del plasma, esta onda atravesará el plasma sin
mayor problema, pero si la frecuencia de la onda electromagnética es menor o
igual que la del plasma, parte de la onda será reflejada y parte será
transmitida. Las ondas con frecuencias menores que la del plasma sólo podrán
penetrar una capa delgada de éste, ya que son rápidamente amortiguadas.
La densidad de iones (y de
electrones) en la ionosfera no es homogénea, pues depende fundamentalmente de
la altura. A gran altura, la densidad de iones es baja debido a la baja
densidad misma del gas atmosférico. A bajas alturas también hay pocos iones
porque la mayor parte de la radiación solar ionizante ya ha sido absorbida. Así
pues, en un nivel de altura intermedia existe un máximo bien definido de la
densidad de iones (figura 10). Distintas frecuencias de onda de radio serán
reflejadas a distintas alturas y a la altura de la densidad máxima se
reflejarán las ondas de máxima frecuencia que pueden ser reflejadas. Ondas con
frecuencias mayores que ésa ya no serán reflejadas por la ionosfera, por lo que
la máxima densidad de electrones define la frecuencia más baja que puede
atravesar la ionosfera. Esta penetración y esta reflexión se dan, por supuesto,
en ambas direcciones. Las ondas de radio de frecuencias muy altas (como por
ejemplo las microondas) generadas en la superficie de la Tierra ya no
las refleja la ionosfera y se tienen que usar reflectores artificiales a bordo
de satélites para comunicar a todo el planeta, pero, del mismo modo, estas
ondas pueden penetrar la ionosfera cuando provienen del espacio exterior. De
igual manera, las ondas de radio de frecuencias más bajas, que rebotan en la
ionosfera cuando provienen de la superficie de la Tierra, rebotan también
cuando vienen de fuera y no pueden ser registradas en el suelo. La presencia de
la ionosfera nos permite utilizar cierto rango de frecuencias de radio para
comunicarnos sin necesidad de reflectores artificiales, pero esto mismo limita
nuestra observación del rango de frecuencias provenientes de cuerpos
extraterrestres.
Figura 10. Perfil de densidades de electrones en la
ionosfera con la altura cerca del máximo de actividad solar. La curva sólida
representa el perfil nocturno y la curva en trazos el perfil diurno. Se
muestran las alturas aproximadas de las capas D, E, F1 y F2.
En épocas de baja actividad solar las densidades de electrones disminuyen y las
curvas que representan los perfiles diurno y nocturno se corren hacia la
izquierda.
Cabe mencionar que no todas las
frecuencias mayores al umbral ionosférico pueden penetrar la atmósfera. Existen
otros efectos que limitan la penetración de ondas electromagnéticas muy cortas.
Por ejemplo, el infrarrojo es absorbido por las moléculas de agua, el
ultravioleta se captura para ionizar la atmósfera alta (para generar la
ionosfera) y también se absorben de esta manera los rayos X. Los rayos gamma
dan lugar a reacciones con los núcleos de la atmósfera y también muy
difícilmente pueden alcanzar la superficie. De esta manera, la atmósfera forma
una coraza protectora que sólo deja pasar radiaciones electromagnéticas en dos
rangos de frecuencias llamados ventanas atmosféricas, una de las cuales
es la de la luz visible y la otra la ventana de radio (figura 3)
La frontera inferior de la
ionosfera se encuentra a una altura aproximada de 55 km, donde la concentración
de electrones es ya suficiente para afectar la propagación de las ondas de
radio. La densidad de electrones aumenta irregularmente hasta un máximo entre
los 200 y 600 km de altura y a partir de ahí disminuye nuevamente, aunque en forma
más lenta (figura 10). Según la clasificación de las capas atmosféricas en la
meteorología, la ionosfera empieza poco antes del tope de la estratosfera, su
densidad electrónica aumenta por la mesosfera y el pico de electrones se halla
en la termosfera. La ionosfera continúa más arriba, hasta traslaparse con la
exosfera y finalmente fundirse con la plasmosfera o magnetosfera, que veremos
posteriormente. El plasma que rodea a la Tierra ya no tiene límite y
simplemente se distinguen diferentes regiones.
En la ionosfera misma se
distinguen varias regiones o capas, aunque la separación entre ellas no es muy
marcada. Las características de estas capas cambian, como es de esperarse, de
día a noche, pues la fotoionización del Sol cesa en la noche y los procesos de
recombinación de iones y electrones cambian la estructura de la ionosfera.
Durante el día, en orden de altitud creciente y de concentración creciente de
iones, la ionosfera se divide en las regiones D, E, F1 y F2
(figura 10). Las tres primeras son realmente estratos de la pendiente creciente
en densidad de electrones que alcanza su pico en la región F2,
excepto algunas veces en la noche, cuando la capa E desarrolla un pico
independiente. Por la noche, la división entre las capas F1 y F2
desaparece. Por encima del pico de la región F2 la densidad de
electrones ya decrece monótonamente. Durante el día, la región E se ioniza por
los rayos X suaves del Sol hasta una concentración de 105 electrones
(y iones) por centímetro cúbico. Las regiones superiores se ionizan con
radiación ultravioleta y el máximo en la región F2 alcanza valores
del orden de 5 x 105 electrones por centímetro cúbico. Este valor;
sin embargo, depende de la latitud sobre la Tierra y del nivel de actividad del
Sol, que aumenta y disminuye cíclicamente. El valor dado anteriormente
corresponde a latitudes geográficas entre 30 y 40 grados y a periodos de mínima
actividad solar. En tiempos de máximo solar; la densidad de electrones en el
pico de la capa F2 puede alcanzar el orden de 2 x 106
electrones por centímetro cúbico.
La densidad electrónica de la
ionosfera y la altura del pico se sondean constantemente enviando señales de
radio de distintas frecuencias y midiendo el tiempo que tardan en regresar.
Estos sondeos han revelado gran cantidad de detalles interesantes en el plasma
ionosférico, complicados patrones de densidad y de corrientes eléctricas, una
compleja fotoquímica y otros efectos magnetohidrodinámicos. En particular, en
la ionosfera se propagan las ondas magnetohidrodinámicas, que viajan en
los plasmas atravesados por un campo magnético, como son todos los plasmas
espaciales. En estas ondas se acoplan oscilaciones de las propiedades del
plasma con oscilaciones del campo magnético en él. Algunas son
longitudinales (la oscilación se da en la dirección en que se propaga la
onda), pero otras son transversales (la oscilación es perpendicular a la
velocidad de propagación). Estas ondas desempeñan un papel muy importante en
los plasmas espaciales y volveremos a encontrarlas en otros lugares. En la
ionosfera, estas ondas MHD son impulsadas por los movimientos de la atmósfera
baja y por otros movimientos magnetosféricos que llegan desde arriba.
El estado de la ionosfera, como
ya mencionamos, varía de día a noche como consecuencia del cambio en la
fotoionización y en el calentamiento de la atmósfera. Durante el día, cuando la
atmósfera está más caliente y sus moléculas están más agitadas, las colisiones
entre los electrones y los átomos neutros producen una fuerte absorción de las
ondas electromagnéticas de radio. De noche, al bajar la temperatura, el número
de colisiones disminuye y se pueden transmitir con mayor alcance y mayor
claridad; incluso algunas ondas que no son reflejadas durante el día llegan a
ser reflejadas durante la noche. También el efecto de recombinación que ocurre
durante la noche ocasiona que suban las capas reflectoras de las distintas
señales de radio (figura 10), y así, al ser reflejadas a la Tierra, llegan más
lejos y se escuchan estaciones que de día es difícil captar.
Pero éstas no son las únicas
variaciones que sufre la ionosfera. También la afectan los fenómenos que
ocurren en la atmósfera baja y, en forma mucho más drástica, los fenómenos
esporádicos que ocurren en el Sol. En ocasiones tienen lugar en el Sol enormes
explosiones llamadas ráfagas solares, que lanzan hacia el espacio gran
cantidad de energía electromagnética en distintas longitudes de ondas que
incluyen la luz. Las radiaciones de longitudes de onda más cortas (UV y rayos
X) aumentan enormemente la ionización en la ionosfera y por lo tanto alteran
todos sus patrones de corrientes eléctricas. Las alteraciones en la densidad de
los iones repercuten en las radiocomunicaciones y las alteraciones en las
corrientes se reflejan en el campo magnético de la Tierra.
Durante estas explosiones solares
y por varios días después, es común que también incidan sobre la Tierra
partículas de muy alta energía. Estas partículas giran alrededor de las líneas
del campo magnético de la Tierra y se precipitan sobre la ionosfera,
principalmente en regiones de alta latitud, alrededor de los polos; penetran
hasta la parte más baja de la ionosfera, la capa D, y ionizan los
constituyentes de la atmósfera al chocar con ellos, con lo cual aumenta
considerablemente la densidad de electrones. Este exceso de electrones produce,
al igual que en el caso anterior, una absorción severa e incluso un bloqueo
total de las radioondas. Su efecto se siente principalmente durante el día,
cuando la Tierra está frente al Sol y recibe estas partículas, pero cuando es
muy intenso permanece también por la noche. Como el efecto de absorción y
bloqueo de ondas de radio se da en los casquetes polares, a este fenómeno se le
conoce como absorción en los casquetes polares y afecta principalmente a
las comunicaciones a alta latitud.
El comportamiento de la ionosfera
también se ve alterado por perturbaciones que el Sol genera en el plasma del
medio interplanetario y que viajan hasta la Tierra en unos cuantos días. Estas
perturbaciones alteran la estructura del campo magnético y los patrones de
corrientes en todo el plasma que rodea a la Tierra y pueden incluso permitir la
inyección del plasma solar hacia la Tierra. Cuando son muy intensas dan lugar a
las tormentas geomagnéticas (las cuales ya mencionamos cuando se habló
de las auroras), que pueden causar costosos daños a instalaciones eléctricas,
además de los consabidos problemas en las comunicaciones. De esto hablaremos en
detalle más adelante.
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