Alerta Mundial por actividad solar

Alerta Mundial

por la Próxima Actividad Solar

http://www.diarioelpeso.com/anteriores/2010/02082010/CMT_020810_AlertaActividadSolar.php



Representantes de más de las 25 naciones que cuentan con más desarrollo tecnológico, se reunieron el pasado 16 de julio en Bremen para tratar un problema que supera la capacidad operativa de un solo país: las tormentas solares, en el marco del Programa Internacional “Viviendo con una Estrella” [International Living With a Star o ILWS, en inglés]. La preocupación crece a medida que se aproxima el próximo “Máximo Solar” [período de gran actividad solar], que se espera para 2013.













"El problema es cómo determinar y predecir las tormentas solares y qué hacer para protegernos de sus efectos", dice Lika Guhathakurta, quien es la Presidente del ILWS, en las oficinas centrales de la NASA. "Necesitamos avanzar en este tema antes de que llegue el siguiente máximo solar, alrededor del año 2013".

El Sol y la Tierra están separados por alrededor de 150 millones de kilómetros [93 millones de millas], distancia que podría parecer segura. Pero desde el inicio de la era espacial, y sobre todo en años recientes, cada vez se entiende más que una distancia de 150 millones de kilómetros no es en realidad tan grande.

Las naves espaciales y los observatorios terrestres han mostrado que la Tierra se encuentra localizada en la atmósfera externa del Sol, abofeteada por vientos solares y golpeada por pedriscas de partículas energéticas. Además, los dos cuerpos están, de hecho, conectados por hilos invisibles de magnetismo. Durante los "eventos de reconexión", que ocurren normalmente varias veces al día, es posible rastrear líneas de fuerza invisibles desde los polos de la Tierra hasta la superficie del Sol.

"La Tierra y el Sol están interconectados. Ya no es posible estudiarlos por separado", dice Guhathakurta. Hace algunos años, los científicos acuñaron el término "heliofísica" para describir el campo científico emergente que estudia el sistema “Sol–Tierra”. Como señal de reconocimiento de la importancia del tema, la NASA ha creado la División de Heliofísica, en sus oficinas centrales ubicadas en Washington DC, y las Nacionas Unidas declararon al año 2007 como el "Año Internacional de la Heliofísica" [IHY, por su sigla en idioma inglés], con la esperanza de impulsar la participación mundial en este nuevo campo.








Predecir la actividad solar es un problema complicado, en muchas formas parecido a la predicción del estado del tiempo en la Tierra, pero multiplicado en dificultad por la complicada física del plasma y el magnetismo del Sol. Sin embargo, realizar predicciones sobre el Sol es sólo la mitad del problema; la otra mitad es la Tierra. La manera en la cual el campo magnético y la atmósfera de nuestro planeta responden a una tormenta solar es un rompecabezas magnetohidrodinámico que los científicos más importantes luchan por entender, empleando incluso la ayuda de las supercomputadoras más poderosas de la Tierra.

Por estas razones, se dice comúnmente que la predicción del estado del tiempo en el espacio está atrasada 50 años respecto de su contraparte terrestre. "Necesitamos más datos; y más ideas", dice Guhathakurta.

Lika Guhathakurta entregará la presidencia del ILWS al Dr. Ji Wu, de la Academia China de Ciencias. Además de liderar el ILWS, Wu pasará los siguientes dos años sacando provecho de los talentos especiales en el campo de la heliofísica con los cuales cuenta el país más poblado del mundo.

"Tenemos una multitud de científicos y muchas ideas nuevas", dice Wu. "China podrá hacer contribuciones importantes a esta área". Otra complicación es la gran extensión en volumen. La heliofísica estudia un ambiente que se extiende cientos de millones de kilómetros. Tan solo estar al tanto de todo lo que ocurre es un desafío significativo. La NASA y otras agencias espaciales tienen docenas de naves espaciales dedicadas a esta tarea, pero el volumen en el que están dispersas es enorme. "Imaginemos intentar monitorizar los océanos de la Tierra con una pequeña cantidad de boyas. Perderíamos mucho. Esa es la situación en la que nos encontramos con el océano del espacio", dice Guhathakurta.

China está a punto de contribuir con una "boya espacial" llamada "KuaFu", cuyo nombre proviene de un gigante de la mitología china que quería capturar al Sol. KuaFu estará localizada en el punto Lagrangiano L1 donde tomará muestras del viento solar que se desplaza corriente arriba respecto de la Tierra.

"Estamos colocando a KuaFu en un punto estratégico en el espacio", dice Wu. "El viento solar en L1 es un importante dato de entrada para muchos modelos científicos de la interacción Sol–Tierra".

Cuando KuaFu sea lanzada se unirá a una creciente flota internacional de naves espaciales dedicadas a la heliofísica. La NASA, la Agencia Espacial Europea, la Agencia Espacial de la Federación Rusa, la Agencia Espacial Canadiense, la Agencia Espacial Japonesa (JAXA, por su sigla en idioma inglés) y China están todas haciendo contribuciones importantes.

Y justo a tiempo... Si las predicciones son correctas, el ciclo solar llegará a su máximo en los años cercanos a 2013. La sociedad humana nunca ha sido más vulnerable. Los elementos básicos de la vida diaria [desde las comunicaciones hasta la predicción del estado del tiempo y los servicios financieros] dependen de los satélites y de la electrónica de alta tecnología. Un informe del año 2008, llevado a cabo por la Academia Nacional de Ciencias, advirtió que una tormenta solar como las que ocurren una vez al siglo podría causar miles de millones de dólares en daños económicos.

Prepararse para un "Katrina solar", impulsar una nueva ciencia, aprovechar el talento de los científicos de todo el mundo: "Estas son sólo algunas de nuetras metas” dice Guhathakurta. ¿Ambicioso? Sí, pero en heliofísica pensar en grande es algo natural.

PARA ENTENDER EL ALERTA DEBERIAS

LEER LO SIGUIENTE

La estructura del Sol

Volumen 11 - Nº 6 Febrero-Marzo 1990
http://www.cienciahoy.org.ar/hoy06/sol.htm


Hace unos 4.500 millones de años nacía una estrella, una más entre las estrellas de la Via Láctea, nuestra galaxia, una más entre las del universo actualmente observable. Su masa, apenas 2 x 1033 gramos, no le auguraba un puesto demasiado destacado entre sus pares. Hoy, con un diámetro de 1,4 millones de km, es 500 veces más pequeña, que Antares o Betelgeuse. Pero, aproximadamente 3.000 millones de años atrás, en uno de los peñascos que giraban a su alrededor apareció un fenómeno nuevo, la vida. Así el Sol pasó a ser integrante -probablemente no el único- de un club muy exclusivo, el de las estrellas con planetas que albergan alguna forma de vida.


Su proximidad a la Tierra, alrededor de 150 millones de km (la siguiente estrella, Alfa Centauri, está a 4 años luz, más de 260.000 veces la distancia Tierra-Sol), hace que sea la única estrella que puede ser observada en dos dimensiones e inclusive en tres, mediante dos o más naves espaciales.


A simple vista, el Sol aparece como un disco brillante de borde muy bien definido, pero, en realidad, es una masa gaseosa que se extiende en una nube muy tenue (el viento solar) hasta más allá de la órbita de Saturno.


El conocimiento actual de la estructura solar surge de observaciones realizadas desde la Tierra o desde satélites y sondas planetarias, y también a partir de inferencias de modelos teóricos de su interior. En ella se pueden apreciar las siguientes zonas, que se indican en la figura:


Núcleo. Es la región del Sol, relativamente pequeña, que se extiende desde el centro hasta 0,25 del radio solar (R). El material del núcleo se comprime, bajo su propia acción gravitatoria, hasta densidades y temperaturas tan altas como para permitir la producción de reacciones nucleares. Estas reacciones constituyen la fuente de energía que es continuamente irradiada hacia el exterior. La energía liberada resulta de la síntesis del He a partir del H, según la reacción nuclear

4 1H ® 4He + 2e+ + 2n + 26,7 MeV
donde e+ son positrones y n neutrinos. Debido a que el flujo de neutrinos detectado en la Tierra es un tercio del flujo predicho por la teoría, subsisten interrogantes sobre los procesos que ocurren en el núcleo.


Zona intermedia (o de transporte radiactivo). Se extiende desde 0,25 R hasta 0,9 R. En esta región la energía liberada en el proceso de fusión del H en la zona interior es transportada hacia el exterior por radiación.

Zona convectiva. A partir de 0,9 R, la temperatura del interior del Sol disminuye tanto que el plasma se vuelve convectivamente inestable. Si se produce el desplazamiento de un volumen de plasma hacia el exterior, su temperatura se mantiene por encima de la temperatura del plasma circundante y, por lo tanto, su densidad es menor; así se genera una fuerza que lo impulsa hacia arriba. Este es un fenómeno semejante al que ocurre cuando se produce la ebullición del agua en un recipiente puesto al fuego. El transporte en esta región se produce por convección, es decir por el movimiento de materia caliente.


Atmósfera solar. Esta se divide, a su vez, en varias regiones: la fotosfera, la cromosfera y, luego de una zona de transición, la corona.

El espesor de la fotosfera es de unos 500 km. La superficie externa de esta región es la visible a simple vista como un disco. Su diámetro (1,4 x 106 km) y la temperatura efectiva de toda la capa emisora (5.780 K) son consideradas como el diámetro del Sol y la temperatura de su superficie.


La cromosfera es visible durante un eclipse total del Sol como un aro de color que rodea a la Luna. La temperatura, que alcanza un mínimo de 4.700 K en la fotosfera, aumenta hasta unos 10.000 K en la cromosfera. El aumento de la temperatura parece estar asociado a la disipación de energía mecánica (ondas acústicas) y a la estructura magnética de la cromosfera.


La corona sólo es visible en luz blanca durante un eclipse total del Sol, cuando la Luna cubre el disco solar, mucho más luminoso. Se presenta como un tenue halo que rodea al Sol, de forma irregular. La temperatura en la corona es de aproximadamente un millón de grados.

Entre la corona y la cromosfera existe una capa delgada de algunos centenares de kilómetros, en la que la temperatura varía rápidamente de los 106 K de la corona hasta 104 K. Esta capa, llamada zona de transición, está dominada por el flujo de calor de la región caliente a la fría; su alto gradiente térmico da una idea de la energía transportada.






Imagen cualitativa de la estructura solar (no a escala). Adaptado de The Quiet Sun, E. Gibson. NASA.

Intranquilidad en el Sol

Imagen de una fulguración tomada en ultravioleta

El Sol es como un prodigioso horno nuclear. Cada segundo, 6x1011 kg de hidrógeno (H) se transforman en helio (He) y 4x 109 kg de materia se transforman en energía, generando alrededor de 3,8 x 1023 kW. Aunque durante mucho tiempo se lo consideró una esfera inmaculada, hace más de 2.000 años que se observaron manchas en el disco solar, pero fueron atribuidas a la presencia ya sea de nubes oscuras en nuestra atmósfera o de planetas entre el Sol y la Tierra. Con los primeros telescopios, a partir de 1610, Galileo y otros astrónomos pudieron tener una visión clara de la estructura de las manchas y confirmar que las mismas estaban sobre la superficie del Sol. La observación continua también reveló que eran fenómenos transitorios: pueden persistir durante varios días o aun varios meses, pero finalmente se desvanecen. Esta era la primera evidencia de la actividad solar.

Hace unos 100 años se pudo establecer que el número de manchas tiene una variación cíclica, con máximos cada 11 años aproximadamente, a lo que se llama el ciclo solar. Poco después del descubrimiento de esta periodicidad de la actividad solar se observó una fuerte correlación entre el número de manchas y el número de auroras -una luminosidad momentánea resultante de la precipitación de partículas sobre la atmósfera-, tanto en las zonas boreales como en las australes. También se descubrió que un aumento en el número de manchas traía aparejado una mayor frecuencia en las alteraciones del campo magnético terrestre (las llamadas tormentas magnéticas).

El estudio del espectro de la luz emitida por las manchas mostró que eran regiones con temperaturas menores que las de la fotosfera circundante. Son zonas con temperaturas de alrededor de 4.300 K (algo más de 4.000 °C), todavía más caliente que la llama de acetileno utilizada para la soldadura de metales, pero considerablemente más frías que los 6.000 K de la fotosfera. Además, las manchas son regiones con campos magnéticos muy intensos, tanto como para impedir el flujo de materia caliente hacia la superficie.


Pero las manchas no son la única manifestación de la actividad solar. Por el contrario, acompañando la aparición de aquéllas existe una cantidad de fenómenos fuertemente correlacionados.








Para entender todas las manifestaciones de la actividad solar y, en particular, los fenómenos transitorios que afectan el medio ambiente terrestre, es necesario tener una idea de la importancia de los campos magnéticos presentes en la superficie del Sol. Si bien su campo promedio es de aproximadamente 1 gauss (apenas un poco mayor que el terrestre), aparecen aisladamente extensas estructuras magnéticas con campos muy intensos, de hasta varios miles de gauss, en las manchas y zonas aledañas (regiones activas). El Sol es, desde el punto de vista de su actividad magnética, una estrella variable. Las manchas, las regiones activas, los agujeros coronales (zonas de campo magnético abierto hacia el espacio interplanetario donde se origina el "viento solar" ), varían en ciclos de 11 años. En la cromosfera, la región de transición y la corona, tanto la estructura a largo plazo como la dinámica de la materia están determinadas por el campo magnético, ya que la baja densidad de estas capas hace que la presión magnética predomine sobre la presión del gas.

Los eventos más violentos y energéticos de todos los que ocurren en el Sol y, por lo tanto, en el sistema solar, son las fulguraciones. En un lapso de 100 a 1.000 segundos pueden liberarse hasta 1032 ergios, el equivalente a 12.000 millones de bombas atómicas iguales a la lanzada sobre Hiroshima. Estas perturbaciones transitorias son las responsables más directas de las perturbaciones en escalas de tiempo cortas (minutos o días) que produce el Sol sobre el entorno de la Tierra.


En esencia, una fulguración es una liberación explosiva de energía en la atmósfera solar, concentrada espacialmente y a la que le sigue un decaimiento gradual del movimiento del material y de la temperatura. El plasma (gas ionizado, es decir que sus componentes están cargados ya sea positiva o negativamente) de la fulguración, con temperaturas de varias decenas de millones de grados, queda confinado por las líneas del campo magnético conformando gigantescos arcos de materia con alturas que alcanzan centenas de miles de kilómetros. La fuente de la energía liberada en estos eventos es el campo magnético acoplado a los movimientos del material fotosférico.


Las fulguraciones producen emisión en todo el rango del espectro electromagnético: ondas de radio, luz visible, ultravioleta, rayos X, rayos gama. Por las observaciones de rayos X de alta energía y rayos gama hechas durante el último máximo de actividad solar (1980-1981) se estableció que toda esta emisión está acompañada por la aceleración de un considerable número de partículas, tanto electrones como protones. Tales procesos de alta energía se presentan no sólo en las fulguraciones solares, sino también en una gran variedad de otros sitios astrofísicos, como magnetosferas planetarias, fulguraciones estelares y supernovas.

Si bien hay fulguraciones aun en los mínimos de la actividad solar, durante los máximos aumenta su frecuencia y se producen los eventos con mayor liberación de energía.




Prediciones del número de manchas (curva) y del número de fulguraciones en rayos X (histograma) estimadas para el próximo máximo de actividad solar (ciclo 22). National Oceanic Atmospheric Administration (NOAA).

La fase más compleja de una fulguración es la inicial o impulsiva, que dura únicamente algunos minutos. Entre sus características más importantes está la intensa emisión de rayos X de alta energía. Las observaciones hechas por medio de satélites durante el último máximo mostraron por primera vez que esta emisión se produce en áreas pequeñas de la zona de transición. Estas son, aparentemente, las bases de estructuras magnéticas (loops) en forma de arco que se extienden en la corona. Los loops siempre conectan zonas de polaridad magnética opuesta.





La emisión de rayos X de alta energía podría ser producida por partículas aceleradas en el loop, en la zona coronal. Estas, confinadas por el campo magnético, chocan con capas más densas de la zona de transición. Los rayos X emitidos se generan por el frenado de las partículas cargadas.

La fase impulsiva es acompañada por un aumento de la emisión de rayos X de baja energía de todo el loop debido al calentamiento del plasma con temperaturas de entre 10 a 20 millones de grados.

Las fulguraciones ocurren porque, por alguna inestabilidad magnetohidrodinámica del plasma, se produce la eyección de materia coronal (filamento), que comienza a elevarse por debajo de los loops arrastrando las líneas de campo magnético. A medida que el filamento sube y abre las líneas del campo, por debajo comenzará la reconexión del mismo. Las sucesivas reconexiones, a alturas progresivamente mayores, dan lugar a la formación de un nuevo sistema de loops en la corona, en una configuración de menor energía. En este proceso de liberación de energía se calienta el plasma a temperaturas muy altas y en regiones confinadas, fenómeno acompañado por aceleración de partículas que se dirigirán hacia la base del loop emitiendo rayos X de alta energía y radiación en líneas espectrales del átomo de hidrógeno. A continuación, en la fase gradual, la emisión de rayos X de baja energía alcanza un máximo y luego decae por el enfriamiento progresivo del plasma.


Las fulguraciones solares exhiben muchos de los procesos físicos fundamentales de la magnetohidrodinámica y de la física del plasma (reconexión magnética, aceleración y propagación de partículas y disipación turbulenta). Por lo tanto, la física de las fulguraciones tiene relevancia directa sobre los plasmas de laboratorio y en una gran variedad de fenómenos astrofísicos.


Si bien las observaciones del Sol desde telescopios y radiotelescopios proveen valiosa información a los astrónomos, la presencia de la atmósfera terrestre pone límites muy severos a las longitudes de onda observables, pues actúa como un filtro y absorbe las longitudes de onda más cortas que el violeta o más largas que el rojo. Las capas más activas del Sol (la cromosfera superior, la región de transición y la corona) radian la mayor parte de su energía en el ultravioleta y en los rayos X. La presencia de la atmósfera también afecta la calidad de las imágenes; a causa de su turbulencia, disminuye la resolución espacial de las mismas.

Estas limitaciones hicieron que se utilizaran todos los medios disponibles para eliminar o atenuar los efectos de la atmósfera. En primer lugar se ubicaron telescopios en las cimas de las montañas, luego se usaron globos, a partir de la Segunda Guerra Mundial los cohetes y finalmente, desde 1960, los satélites.

El próximo máximo de actividad solar, entre 1991 y 1994, permitirá nuevamente un estudio intensivo de las fulguraciones. Los adelantos en la instrumentación logrados desde el último máximo ayudarán a avanzar en las cuestiones fundamentales de la física de las fulguraciones solares: ¿cuándo y dónde se almacena la energía liberada en las fulguraciones?, ¿cómo se inicia una fulguración?, ¿cuáles son los mecanismos de liberación de la energía?, ¿cómo son aceleradas las partículas?, ¿cuáles son los mecanismos de transporte de la energía?, ¿cómo se propagan los efectos de las fulguraciones hacia la Tierra?

Muchos países ya han definido programas de observación del Sol durante el próximo máximo. En algunos casos, estos programas incluyen observaciones desde el espacio: Japón, EE.UU., URSS y un conjunto de países europeos tienen aprobadas misiones con satélites. La coordinación internacional de todos los planes permitirá un avance más rápido en la resolución de los problemas de la física del Sol y evitará la superposición de esfuerzos. Con este fin se ha instrumentado un programa internacional, FLARES 22 (por flares, "fulguraciones", research en el próximo máximo solar, denominado ciclo 22) a cargo del Comité Científico Internacional de Física Solar-Terrestre (SCOSTEP). Este programa incluirá también vuelos de larga duración de globos, la participación de observatorios terrestres en campañas de observación con fines específicos y la promoción de intercambio de información y colaboración internacional en el área de los cálculos teóricos. La dirección y coordinación general del programa estará a cargo de físicos solares argentinos.


Dentro del marco de un acuerdo firmado por la Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE) y la NASA en junio de 1989, la Argentina se planteó participar en la observación del Sol desde el espacio durante el próximo máximo de actividad solar.

El proyecto argentino contempla la construcción de un satélite pequeño, el Satélite de Aplicaciones Científicas (SAC), para ser puesto en órbita por el Transbordador Espacial en el segundo semestre de 1992.


El objetivo científico fundamental del SAC es estudiar la liberación y transporte de la energía en estructuras magnéticas durante las fulguraciones, desde los loops coronales hasta las capas profundas de la cromosfera.

En particular las observaciones del SAC están dirigidas a:


Elucidar el mecanismo de transporte de la energía térmica y de las partículas energéticas y su interacción con la atmósfera solar.
Determinar el papel que desempeñan los electrones energéticos durante todo el proceso de la fulguración, particularmente
aquéllos con energías inferiores a los 50 keV, donde se encuentra la mayor parte de la energía asociada a los electrones.
El peso total del SAC es de 113 kg, compartidos entre la instrumentación científica y los distintos sistemas de servicio que integran el satélite propiamente dicho: la estructura mecánica, el sistema de generación de potencia, el sistema de orientación, el sistema de procesamiento de la información recolectada por el satélite y el sistema de comunicaciones.


El control de la orientación del SAC se hará mediante un sistema magnético que actuará en forma automática, asegurando que los instrumentos científicos siempre estén orientados hacia el Sol.


El satélite podrá almacenar en memorias de estado sólido hasta 4,25 Mbit de información: 2,25 Mbit corresponderán a datos científicos y 2 Mbit a datos de ingeniería (temperaturas, tensiones y otros parámetros que permiten conocer el estado del satélite).


La información será transmitida a tierra durante cada pasaje del SAC sobre la estación terrena, ubicada en el norte de la Argentina. Durante cada pasaje, además de recibir los datos almacenados a bordo, también se transmitirán desde tierra órdenes de control para cambiar, de ser necesario, ciertos parámetros de funcionamiento de los instrumentos científicos y de los sistemas de servicio.


Los instrumentos científicos que irán a bordo del satélite son los siguientes:

Un espectrómetro de rayos X de alta energía. Este instrumento consiste en un detector omnidireccional que observa todo el Sol. Provee espectros de la emisión en rayos X duros (entre 20 y 320 keV) con alta resolución temporal, de hasta unos pocos milisegundos para fulguraciones intensas. La obtención de espectros cada pocos milisegundos es suficiente como para seguir la evolución de los electrones responsables de la emisión en rayos X, a medida que viajan a lo largo de los arcos magnéticos.


Un fotómetro de banda ancha. Con este instrumento se obtendrán las primeras mediciones de la energía total radiada por las fulguraciones en el rango de 49 a 9.000Å (1Å = 10-8 cm). También permitirá medir variaciones en el flujo total del Sol.


La construcción del satélite está bajo la responsabilidad de la Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE) y los instrumentos científicos, del Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE). La CNIE ha gestionado el apoyo de la Secretaria de Ciencia y Tecnología para atender los costos de la participación argentina.


José M. Gulich, Ana M. Hernández
Instituto de Astronomía y Física del Espacio
Marcos E. Machado
Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales

HASTA DONDE SE ESTE PROYECTO SE REALIZO EN 1996, PERO LAMENTABLEMENTE FRACASÓ POR FALLAS AL SER PUESTO EN ORBITA, PARA DETALLES ENTRAR A LA PAGINA DE www.conae.gov.ar