Corazas magnéticas

Figura 8.
Esquema de la magnetósfera terrestre
(http://helios.gsfc.nasa.gov/magnet.html).

La interacción del viento solar con el campo magnético de la Tierra, crea una región llamada magnetósfera (ver figura 8). Esta magnetósfera forma una coraza magnética alrededor de nuestro planeta y nos protege de la llegada directa de partículas solares. En el Sistema Solar todos los planetas, salvo Venus y Marte, tienen un campo magnético y una magnetósfera. En el caso de Venus y Marte el viento solar interactúa con la ionósfera de los planetas. La forma de las magnetósferas es asimétrica, debido a la compresión que sufre el campo magnético al interactuar con el viento solar del lado dia. En el lado opuesto, el lado noche, las líneas de campo se estiran alejándose del Sol, formando una cola como la de los cometas (figura 8). Dentro de las magnetósferas el campo magnético planetario domina la dinámica de las partículas cargadas.

La magnetósfera de la Tierra es la que más se ha explorado y la que entendemos mejor. Nuestra coraza magnética nos protege de la llegada directa de partículas solares, por lo que dentro de ella la mayor parte del material proviene de la ionósfera. Está delimitada por una frontera llamada “magnetopausa”, que separa al viento solar del campo planetario. La magnetopausa del lado día está a unos 10 radios terrestres (1 RT = 6,400 km), en el lugar donde la presión del dipolo magnético terrestre se equilibra con la presión dinámica del viento solar. Sin embargo, la llegada de una eyección de masa coronal (i.e. una inmensa nube de material de la corona solar que viaja con velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo) puede comprimir a la magnetósfera, acercando a la magnetopausa hasta 5 RT. La velocidad del viento solar es tan alta (> 300 km/s), que supera la velocidad de las ondas que se transmiten en él. Esto hace que cuando el viento solar encuentra al campo magnético terrestre, se generen ondas en el plasma que tratan de propagarse en todas direcciones. Las ondas que tratan de propagarse hacia el Sol no pueden hacerlo, sino que son arrastradas por el viento mismo y se genera una “onda de choque”, en donde las propiedades del plasma cambian bruscamente (ver figura 6). Esta onda de choque es similar al efecto de choque de proa delante de un barco, debido a que éste viaja con una velocidad mayor a la de las ondas en el agua. El plasma que atraviesa el choque es calentado, comprimido, y desacelerado, llenando una región conocida como “magnetofunda”. El viento solar que rodea a la magnetósfera es plasma caliente de la magnetofunda. El interior de la magnetósfera está dividido en varias regiones (ver figura 6). La “plasmaesfera” es la porción del plasma magnetosférico que rota con la Tierra. En su interior están los “cinturones de Van Allen”. La “hoja de plasma” separa en dos partes a la cola magnetosférica; en una de estas regiones las líneas de campo magnético apuntan hacia la Tierra, mientras que en la otra se alejan de ella. La cola magnetosférica se extiende a más de 1000 RT.

Figura 9.
Interacción de una EMC con la magnetósfera terrestre
(http://www.physics.unlv.edu/~jeffery/astro/sun/sun.html).

La magnetósfera sufre alteraciones provocadas por la actividad solar (ver figura 9). Algunas eyecciones de masa coronal (EMC) pueden perturbar fuertemente a todo el “entorno geomagnético”. En algunas ocasiones, el campo magnetosférico interactúa con el campo magnético del viento solar o de una EMC mediante un proceso llamado “reconexión magnética”, y nuestra coraza magnética queda abierta temporalmente permitiendo la entrada de plasma solar. Para que esto suceda el campo magnético en el medio interplanetario debe tener una dirección adecuada para conectarse con el campo terrestre. En las regiones aurorales, las partículas se precipitan sobre la atmósfera, guiadas por las líneas de campo, dando lugar a las espectaculares “auroras”. A latitudes más bajas, las partículas solares no pueden penetrar cerca de la Tierra, pues son capturadas en las líneas del campo magnético que en estas regiones son muy horizontales. Las partículas capturadas giran alrededor de nuestro planeta, enriqueciendo la corriente anular, lo cual induce un campo magnético que altera considerablemente al campo ambiente en la magnetósfera y al medido en la superficie terrestre. Esta perturbación, que se precipita en algunas horas y tarda varios días en disiparse, es conocida como “tormenta geomagnética”. Durante una tormenta geomagnética intensa, los aparatos, tanto de navegación como de exploración, que se orientan con el campo geomagnético, dejan de ser de utilidad y las variaciones del campo magnético inducen corrientes eléctricas en toda la atmósfera e incluso en el subsuelo. El calor disipado por estas corrientes puede dañar instalaciones eléctricas y estructuras metálicas. El estudio de todas las alteraciones que sufre la región cercana a la Tierra, es lo que se conoce como “clima espacial”. Las misiones Cluster y Themis miden constantemente al campo magnético y al plasma dentro de la región de interacción del viento solar con la Tierra. Tienen órbitas muy elípticas que cubren desde el antechoque hasta la magnetocola. Las magnetósferas de los otros planetas del Sistema Solar son parecidas a la terrestre en términos generales, pero cada una tiene tambien características particulares. En las magnetósferas de los planetas gigantes, como Júpiter y Saturno, suceden fenómenos muy interesantes debido a la presencia de lunas como ¿Io y Encelado? que arrojan material a la magnetósfera. En otro texto abordaremos estas magnetósferas en detalle. Aún no sabemos el tamaño exacto de la heliósfera en la dirección contraria al movimiento del Sol en la galaxia. La nave Voyager cruzó recientemente el choque terminal a una distancia de 94 unidades astronómicas. Este choque forma parte de la región de transición entre el viento solar y el medio interestelar. En él, el viento solar es desacelerado, desviado y calentado.