Por José Antonio Sosa Cardo, licenciado en Física, especialidad de Astrofísica, y meteorólogo de AEMET, jefe de la Oficina Meteorológica de Defensa en la B.A. de Morón de la Fra.

No estamos aislados

La Tierra no está aislada en el espacio.
No debemos olvidar que orbitamos una estrella en cuyo interior se desencadenan reacciones nucleares de fusión y genera la energía que mueve nuestra atmósfera, la vida, y ha generado la energía que consumimos, principalmente en forma de energía fósil.
La Tierra se encuentra inmersa en lo que se conoce como heliosfera, que es el área del espacio donde llega el campo magnético solar y el flujo de partículas cargadas conocido como viento solar. Podríamos decir que estamos inmersos en las capas más externas de la atmósfera solar.

Fig. 1: Extensión espacial de la heliosfera.

Este hecho hace que exista una interacción entre el Sol y la Tierra, principalmente con las capas más externas de la atmósfera terrestre y su magnetosfera, no sólo por la radiación electromagnética que emite el Sol, sino también con las partículas cargadas y el campo magnético solar.
Esa interacción genera lo que se denomina meteorología espacial. Dada la repercusión y el interés del tema, AEMET ofrece en el siguiente enlace un compendio de distintas informaciones actualizadas:

https://spaceweather.aemet.es

Radiación electromagnética energética

Además de radiación electromagnética visible e infrarroja, principal motor de la troposfera y lo que conocemos como tiempo meteorológico, el Sol, la estrella más cercana, emite también radiación más energética, de una forma mucho menos regular. La radiación más energética emitida por el Sol, ultravioleta extremo (EUV), rayos X y gamma, está muy relacionada con la actividad magnética superficial solar.

Actividad magnética solar

No vamos a entrar en el origen del campo magnético solar, pero es un hecho que el campo magnético solar es mucho más intenso y complejo que el de cualquier planeta del Sistema Solar.
El campo magnético solar no tiene la forma simple de dipolo como la de un imán, sino que se encuentra mucho más retorcido, debido a las corrientes convectivas de su interior que lo originan.
Dentro de los tubos donde el campo magnético es más intenso, la densidad del plasma es menor, lo que hace que tienda a flotar y a salir al exterior. Cuando un tubo magnético asoma por la fotosfera solar, esta menor densidad, y la presencia de campo magnético que inhibe parcialmente la convección al no permitir que las partículas cargadas del plasma se muevan libremente, se traduce en una menor temperatura que su entorno, y podemos observarlo en el rango visible del espectro como zonas más oscuras: son lo que se conocen como manchas solares.

La actividad magnética solar está modulada por un ciclo de unos 11 años, de forma que pasa por épocas más y menos intensas. Podemos ver en qué parte del ciclo de actividad nos encontramos en https://spaceweather.aemet.es/sol.php#silso

Con los instrumentos AIA y HMI del satélite SDO (Solar Dynamics Observatory) se monitoriza el Sol en distintas longitudes de onda, el continuo y su campo magnético. A dichas imágenes podemos acceder a través de la dirección https://spaceweather.aemet.es/sol.php#sdo

El satélite SDO, al orbitar entorno a la Tierra, tiene una visión similar del Sol a la que tenemos desde la superficie. Con idea de poder observar qué está ocurriendo en otras partes del disco solar se lanzaron las sondas STEREO A y STEREO B, que tienen una órbita similar a la terrestre pero sus posiciones están desfasadas con respecto a la Tierra, orbitando una por delante y otra por detrás, pudiéndose ver la posición actual de las mismas en el siguiente diagrama:

Se puede acceder a las últimas imágenes de STEREO en https://spaceweather.aemet.es/sol.php#stereo

A veces las líneas de campo se reconfiguran, liberando energía y emitiendo intensa radiación en el rango del ultravioleta extremo (EUV) y los rayos X, produciéndose lo que se denomina fulguración (flare en inglés).
Las fulguraciones se clasifican dentro de una escala logarítmica en las siguientes clases:

• A: < 10-7 W/m2
• B: 107 a 10-6 W/m²
• C: 10-6 a 10-5 W/m2
• M: 10-5 a 10-4 W/m2
• X: >10-4 W/m²

A su vez se divide cada clase en 9 subclases, siendo, por ejemplo, una M3 tres veces más potente que una con el valor inferior correspondiente a la clase M.

Los satélites GOES, situados en órbita geosíncrona, monitorizan el flujo de rayos X, y puede accederse a los últimos valores del flujo a través del siguiente enlace:
https://spaceweather.aemet.es/xsep.php#GOES

Las fulguraciones, al tratarse de radiación electromagnética viajan a la velocidad de la luz, tardando unos 8 minutos en llegar hasta la Tierra y pueden afectar a las comunicaciones de HF al ser absorbidas por la alta atmósfera, estableciéndose unos niveles de alerta, por parte de NOAA, según el flujo medido de rayos X que puede consultarse en el siguiente enlace: https://www.swpc.noaa.gov/sites/default/files/images/NOAAscales.pdf.

En las zonas denominadas agujeros coronales, el campo magnético adopta una configuración abierta. Dichas zonas pueden observarse en torno a la línea del hierro ionizado once veces (Fe XII), a 193 Å, https://spaceweather.aemet.es/sol.php#aia0193. Los agujeros coronales pueden verse en dichas imágenes como zonas más homogéneas y más oscuras que su entorno. Los agujeros coronales están relacionados con las emisiones de viento solar rápido, que son las principales causas de tiempo espacial en épocas de mínimo solar.

Figura 9: Agujero coronal observado en 193 Å.

A veces, cuando se produce una reorganización del campo magnético se emite un bucle cerrado de campo magnético, que encierra en su interior material solar en forma de plasma confinado, produciéndose lo que se denominan eyecciones coronales de masa (CME por sus siglas en inglés).
Las eyecciones coronales de masa pueden observarse mediante los instrumentos llamados coronógrafos, que producen un eclipse artificial, ocultando el disco solar y permitiendo observar la corona solar.
Las eyecciones coronales de masa se desplazan por el medio interplanetario hacia el exterior del sistema solar y pueden alcanzar la órbita terrestre en unos pocos días, dependiendo de su velocidad de desplazamiento.

Podemos acceder a las últimas imágenes de los coronógrafos LASCO, a bordo de SOHO, que orbita el punto de Lagrange L1, en https://spaceweather.aemet.es/sol.php#lasco
y los coronógrafos de STEREO A en:
https://spaceweather.aemet.es/sol.php#ahead_cor1
https://spaceweather.aemet.es/sol.php#ahead_cor2

Las eyecciones coronales de masa son uno de los principales fenómenos causantes de las tormentas geomagnéticas.

Las fulguraciones y las eyecciones coronales de masa suelen estar relacionadas, pero un fenómeno no implica el otro. Estos fenómenos son más frecuentes durante los máximos de actividad solar, pero pueden ocurrir en cualquier momento del ciclo.

Partículas energéticas solares (SEP)

Además de radiación electromagnética, el Sol también emite partículas energéticas relativistas.
Puede monitorizarse el flujo de dichas partículas, medido por los satélites geostacionarios GOES, en el siguiente enlace: https://spaceweather.aemet.es/xsep.php#sep. El flujo de partículas energéticas puede tener consecuencias sobre la salud de astronautas, tripulaciones y pasajeros de aeronaves que tengan trayectorias polares a gran altura, pueden afectar también a los equipos electrónicos, y paneles solares de satélites. Al interaccionar con la alta atmósfera pueden afectar también a las comunicaciones de HF. NOAA establece unos niveles de alerta en función del valor de su flujo que puede consultarse en https://www.swpc.noaa.gov/sites/default/files/images/NOAAscales.pdf

Además de las partículas energéticas solares, la Tierra está también expuesta a rayos cósmicos, cuyo flujo es más alto en épocas de mínimo solar. Tanto las SEP como los rayos cósmicos pueden afectar a astronautas y tripulaciones y pasajeros de aeronaves. Puede consultarse la dosimetría prevista a varias alturas en https://spaceweather.aemet.es/avia.php

Tormentas geomagnéticas

Son alteraciones de la magnetosfera terrestre provocadas principalmente por la interacción del campo magnético terrestre con una eyección coronal de masa o con ondas de choque del viento solar rápido.

La magnetosfera terrestre constituye un escudo para el flujo de partículas cargadas que provienen del exterior, desviando sus trayectorias el campo magnético. Las tormentas geomagnéticas llevan asociadas alteraciones profundas del campo magnético terrestre. El estado previsto de la magnetosfera terrestre puede consultarse en https://spaceweather.aemet.es/magnet.php

Dichas alteraciones pueden provocar diversos fenómenos:

• Auroras a latitudes mucho más bajas que las habituales. (https://spaceweather.aemet.es/aurora.php)
• Corrientes inducidas por la variación del campo magnético terrestre superficial, que puede afectar a redes de distribución y transformadores eléctricos. (https://spaceweather.aemet.es/sup.php)
• Alteraciones de las capas altas atmosféricas, que pueden afectar a las comunicaciones de HF. (https://spaceweather.aemet.es/iono.php)
• Alteraciones en el rozamiento en satélites de órbitas bajas.

La agencia NOAA establece también unas escalas de alerta que pueden consultarse en
https://www.swpc.noaa.gov/sites/default/files/images/NOAAscales.pdf

Conclusión

En una época en la que la sociedad en su conjunto es cada vez más dependiente de la tecnología para su normal funcionamiento, puede ser crucial conocer cada vez con mayor detalle las interacciones entre el Sol y la Tierra para poder anticiparnos a sus consecuencias y poder adoptar las medidas paliativas o correctivas pertinentes con antelación.

Si quieres saber más sobre meteorología espacial, en siguiente enlace, AEMET te ofrece información actualizada sobre el tema:

https://spaceweather.aemet.es

La información proporcionada en dicha página está dividida en varias secciones:

• Sol: muestra el disco solar en varias bandas de frecuencia y desde distintas perspectivas.
• Medio interplanetario: muestra observaciones del medio interplanetario en el punto de Lagrange L1 y la evolución simulada mediante el modelo WSA-Enlil de NOAA.
• Rayos X y partículas: muestra información del flujo de radiación, partículas energética y campo magnético medidos en órbita geosíncrona.
• Magnetosfera: muestra el estado de la magnetosfera, simulado por el modelo SMWF de la Univ. De Michigan.
• Ionosfera: muestra varios parámetros relacionados con el estado de la ionosfera, que pueden afectar a las comunicaciones HF y al posicionamiento por satélite.
• Auroras: muestra el pronóstico de probabilidad de avistamiento de auroras según el modelo OVATION de NOAA.
• Aviación: se muestra la dosimetría prevista a distintas alturas.
• Superficie: se muestra varios índices de actividad relacionados con observaciones de magnetómetros en tierra y pronóstico de variaciones del campo magnético superficial.

Esta página complementa a la difusión que AEMET, como proveedor aeronáutico certificado y como autoridad meteorológica del estado, está realizando de los boletines de meteorología espacial emitidos por los Space Weathers de OACI, cumpliendo así con su compromiso de proveedor de servicios meteorológicos a la navegación aérea y con la normativa de la OACI, y satisface los requerimientos expresados por diferentes usuarios aeronáuticos como defensa.

Los space weather de OACI actualmente son:
• El consorcio ACFJ de Australia, Canadá, Francia y Japón https://www.essp-sas.eu/our-references/space-weather/ ;
• El consorcio PECASUS compuesto por Alemania, Austria, Bélgica, Chipre, Finlandia, Italia, Países Bajos, Polonia y el Reino Unido http://pecasus.eu/; y
• Un tercer centro explotado por los Estados Unidos.

Esta iniciativa se enmarca en la gran tradición que tiene el servicio meteorológico nacional de España, precursor de AEMET. Las primeras investigaciones en España sobre meteorología espacial podrían ser las que se realizaron por Arturo Duperier sobre rayos cósmicos. Más información sobre este tema se puede encontrar en la siguiente dirección electrónica:

https://www.aemet.es/es/web/conocenos/nuestra_historia/pedestal_cosmico_Duperier