Mal tempo en heliosfera

2012/09/01 Roa Zubia, Guillermo - Elhuyar Zientzia Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Teknologia
• Astrofisika
• Astronautika
• Astronomia

Os satélites paira televisión canadense Ani E1 e Ani E2 fallaron en 1994 debido á actividade solar. Eran geoestacionarios --de órbita moi alta- e o forte vento solar do 20 de xaneiro afectou moito á electrónica dos satélites. O sinal do satélite E1 tivo una interrupción de sete horas. E una hora despois de recuperar o sinal, estragouse un giróscopo de E2, cuxa función era estabilizar a orientación do satélite e a avaría provocou a perda de orientación do satélite.

Durante cinco meses, o satélite non puido permanecer mirando cara á Terra e tiveron que facer pasar todo o sinal polo satélite E1. Os técnicos de televisión tiveron que adaptar as antenas dos canadenses paira recibir o sinal desde o satélite E1 e pasaron meses ata que, una vez reparado o E2, puideron volver ao seu estado inicial.

O dano causado polo vento solar pode ser mesmo maior que a perda do sinal do televisor. As tormentas solares han provocado apagamentos, por exemplo, o 5 de marzo deste ano produciuse una gran erupción tipo X no Sol, a máis forte de todos os tipos, e a interrupción da comunicación por ondas de radio en Australia, China e India.

En canto aos satélites, destaca o servizo GPS. Os seus satélites non son geoestacionarios, pero si de órbita alta, e están a ser constantemente atacados polo tempo do espazo. Segundo os expertos, durante unha tormenta magnética, o sistema GPS pode ter una incidencia de 100 metros no posicionamento. O cambio de 100 metros é demasiado grande paira actividades que dependen da precisión do GPS: navegación, mantemento puntual de plataformas petrolíferas mariñas, topografía, arquitectura, etc.

Tempo do espazo

A maior tormenta solar rexistrada na historia foi a tormenta de Carrington en 1859. As auroras boreales provocadas pola tormenta tamén foron vistas no Caribe. Naquela época non había satélites, pero cortou o sinal do telégrafo en Europa e Norteamérica. Hoxe en día, con todo, una tormenta deste tipo sería un desastre tecnolóxico.

Paira minimizar as perdas, o primeiro paso sería predicir a tormenta. Do mesmo xeito que na meteorología, serían necesarios servizos de predición permanentes.

Hai predicións pero son limitadas. Na actualidade, a observación máis esixente do vento solar realízase nos cintos de Van Achen, dúas zonas orbitarias ao redor da Terra, onde se atopan a maioría dos satélites. Pero non todos: moitos satélites de órbita alta, todos os geoestacionarios e outros como os do sistema GPS, están fóra dos cintos de Van Hall, máis afastados da Terra. Estas órbitas afastadas presentan un maior risco e a capacidade predictiva actual é insuficiente. Por iso, puxéronse en marcha proxectos de mellora da predición, como o proxecto Spacecast da Unión Europea.

Aurora boreal. 10 de febreiro de 2011. Ed. Quicheisinsane/CC BY-NC-ND

Tormenta de dúas tempadas

Os datos das misións ao Sol tamén serven paira facer predicións, xa que a tormenta magnética vén en dúas tempadas. Una erupción, ademais de emitir partículas cargadas, emite radiación. Ambos teñen una velocidade moi diferente. De camiño a terra, as partículas pasan dúas ou tres días de viaxe. (Na tormenta de Carrington chegaron dezasete horas). A radiación tarda tan só oito minutos, xa que se move á velocidade da luz.

Por iso, en primeiro lugar apréciase a influencia da radiación. Inesperadamente e sen que ninguén se dea conta, a electrónica dos satélites sofre o ataque. O campo magnético da Terra desvía a radiación cara aos polos, pero só en certa medida; tormentas magnéticas moi fortes afastadas tamén dos polos son notables. Como o 5 de marzo. De súpeto, as radiocomunicaciones interrompéronse en Asia e Oceanía.

Despois, aproximadamente dúas horas despois, as partículas cargadas máis rápidas comezan a chegar á Terra, as de maior velocidade. Son poucos, pero é o comezo da segunda tempada. A partir de aí, o fluxo de partículas non se interrompe e, en dúas ou tres días, a maioría das partículas cargadas chegan. Esta diferenza entre a radiación e as velocidades das partículas permite predicir a segunda onda de tormenta. A primeira tempada trae o anuncio da segunda. Así souberon que o 7 de marzo o vento solar ía ser moi forte. Con todo, na actualidade a precisión deste anuncio non é elevada.

Lendo neutróns

A forma de afinar os sistemas de predición adoita ser mirar cara atrás no tempo, o que fixo un equipo de detectores de neutróns da Universidade de Delaware. Tómanse os datos das tormentas pasadas e analízase si o sistema é capaz de calcular o seu efecto. A Antártida é un bo lugar porque o campo magnético da Terra desvía a maior parte das partículas cara aos polos e é moi difícil manter un detector de neutróns no Polo norte, onde non hai terra. E a detección de neutróns tamén se debe a que son indicadores de vento solar. Non son partículas cargadas, non hai neutróns no vento solar. Pero os protones e electróns do vento solar chocan contra os átomos da parte superior da atmosfera, e iso si, liberan neutróns.

O sistema de físicos da Universidade de Delaware analiza as primeiras partículas que chegan á Terra, o comezo da segunda onda, e calcula cando e con que forza chegarán a maioría das partículas da tempada. De momento, os resultados foron satisfactorios, pero só están ao principio da investigación.

William Dean Pesnell: "A maior dificultade da misión SDO é manter o fluxo de datos correctamente"

Paira predicir cando o vento solar transformarase nunha tormenta é moi importante observar constantemente a estrela e obter datos da súa actividade. Una das misións que desempeñan este traballo é a do satélite SDO, o observatorio Solar Dynamics Observatory xestionado pola NASA. O responsable científico da misión é William Dean Pesnell, que falou paira a revista Elhuyar sobre o SDO e o seu traballo:

"Traballo no Goddard Space Flight da NASA con científicos e enxeñeiros paira manter en marcha o observatorio SDO, vixiando a transmisión de datos científicos paira bases de datos e traballando con datos que indican a saúde da nave espacial e as súas ferramentas. O noso equipo está en diferentes lugares: Goddard, a Universidade de Colorado, a Universidade de Stanford e a empresa Lockheed Martin. Iso significa que teño que ler e escribir moitas mensaxes porque cada un traballamos no noso horario.

William Dean Pesnell é físico da NASA e responsable científico do observatorio SDO. Ed. NASA ©

Dado que o SDO dispón dunha órbita geoestacionaria, una soa estación é suficiente paira a recollida continua de todos os datos. Esta estación atópase ao sur de Novo México. Alí recollemos os datos do SDO e distribuímolos a grupos de científicos. Se o envase tivese outro tipo de órbita, debería conservar os datos até a súa transmisión no seguinte paso sobre o centro.

A maior dificultade da misión é manter o fluxo de datos correctamente. Até agora todos os problemas xurdiron no chan: uns apagamentos, uns cortes de cables e o tempo cortou os datos. Pero a pesar de ser, conseguimos que o 99,97% dos datos enviados pola nave espacial sexan recolleitos e almacenados.

Un aparello chamado EVE ( Extreme ultraviolet Variability Experimental ) mide una pequena parte da enerxía solar, é dicir, da radiación de lonxitude de onda inferior a 100 nm. Chámase irradiancia espectral. Estas lonxitudes de onda varían coa actividade do Sol, sobre todo en erupciones solares, e debemos medilas no espazo porque son absorbidas pola atmosfera terrestre.

Ciclos 23 e 24 da actividade solar. Os ciclos cóntanse desde 1755 e actualmente estamos no 24. Na imaxe represéntase o ciclo 23 completo cos datos do ciclo actual e a evolución esperada. Ed. NASA/msfc ©

A actividade solar ten un ciclo de 11 anos e a irradiancia varía aproximadamente un 0,1%. A variación é realmente moi pequena, pero nalgunhas lonxitudes de onda a variación é moi grande: Son 1000 veces maiores en erupciones. Por tanto, a variación de toda a irradiancia é pequena, pero a incidencia dunha parte é moi elevada. Os astrónomos saben que o Sol non debería cambiar así. Pero cambia, o que nos dá una idea do que supón un ciclo de 11 anos.

Provén da zona de convección, dunha parte interna do Sol, onde a calor móvese debido a que soben as burbullas formadas por material quente por baixo. E xorde o ciclo porque o movemento do material xera un campo magnético; o sol é una dinamo. Estes movementos son moi complexos, polo que o ciclo non é totalmente regular. O ciclo mínimo de "11 anos" pode ser de 9 anos e o máximo de 14.

O SDO queda tres anos paira responder ás nosas preguntas de investigación: que é o que provoca o campo magnético do Sol, como se destrúe e si pódense predicir as características do campo".

Agasallo final, ás veces verde

Xullo Verne fixo famoso o raio verde cunha novela. Se o ceo está moi limpo, ás veces vese á tardiña desde o nivel do mar: o último raio de sol é verde. Nas mellores condicións, os dous últimos segundos aproximadamente. Una lenda di que dúas persoas que ven o raio verde namóranse xuntos, e Verne abordou esa lenda paira escribir a novela. E pola lenda e a fama da novela, moitas veces púxose en dúbida que o raio verde non é máis que un invento.

Ed. Inaglory/CC BY-SA de Brock

Pero o raio verde non é un invento. É un auténtico fenómeno óptico. A explicación física non é complexa; cando a luz chega cun pequeno ángulo, a atmosfera actúa como un prisma, é dicir, refracta as cores da luz en diferentes direccións. E en determinadas condicións este efecto vese. Á noitiña ou ao amencer. Ao espectador chéganlle os raios verdes.

De cando en vez a refracción é tan grande como paira ver tamén os raios azuis. É moi difícil ver o Sol azul a primeira ollada. O verde tamén é difícil de ver, proba diso é que hai poucas fotos de raio verde en comparación coas da posta de sol. O raio verde é máis fácil de ver nos trópicos, pero cando as condicións son adecuadas, tamén pode verse en latitudes maiores.