La dinámica global de la magnetósfera es controlada por el cambio del componente norte-sur del campo magnético interplanetario (IMF – Interplanetary Magnetic Field), el cual impulsa la circulación global en la magnetósfera, tal como se ve en la siguiente figura. Los cambios en el IMF y la presión dinámica del viento solar producen tormentas, la iluminación de las auroras y gestiona una serie de otras respuestas globales.

Se utilizaron imágenes globales de las hasta ahora invisibles poblaciones de plasma de la magnetósfera para identificar su respuesta a gran escala para el variable y violento viento solar. La plasmasfera, que es la región de plasma denso y frío que co-rota con la Tierra, fue ‘fotografiado’ en el extremo ultravioleta (EUV). Las observaciones revelaron que las tormentas fuertes remueven la parte exterior de la plasmasfera en columnas, con convección al exterior de la magnetósfera diurna (Como se observa en la siguiente imagen):

Y se mapean para producir realces en la densidad ionosférica, tal como se muestra en la siguiente imagen:

El actual anillo ecuatorial magnetosférico es mayor durante las tormentas geomagnéticas, y esto perturba la fuerza del campo magnético en la superficie terrestre. La comprensión de su dinámica es crucial para el establecimiento de una capacidad predictiva de la respuesta geoespacial a las tormentas. Las inyecciones de iones al anillo actual se capturaron en imágenes por vez primera, estableciendo su configuración y composición. Los modelos numéricos y las imágenes globales ENA revelaron que el anillo actual es altamente asimétrico durante la fase principal de las tormentas, lo cual sugiere un fuerte acoplamiento con la ionosfera. El pico de la distribución de protones-anillo actual, durante la fase principal de las tormentas magnéticas demostró que ocurre consistentemente en la madrugada y no en la tarde, como se había esperado. Esto solo puede ocurrir si la retroalimentación de la ionosfera fundamentalmente altera el campo eléctrico que es responsable de la convección magnetosférica.

Referencias

Relationship of the Van Allen radiation belts to solar wind drivers.
M.K. Hudson, B.T. Kress, H.-R. Mueller, J.A. Zastrow, & J. Bernard Blake

Tomographic ENA Imaging from Low-Earth Orb
R. B. Sheldon, T. A. Fritz, & H. E. Spence

ENA imaging: seeing the invisible
Pontus C. Brandt et al

Global ENA Image Simulations
Fok, M.-C.; Moore et al.

Global Magnetospheric Dynamics of Jupiter and Saturn Revealed by ENA Imaging
P. C. Brandt, D. G. Mitchell, B. H. Mauk, C. P. Paranicas

Average Characteristics and Activity Dependence of the Subauroral Polarization Stream
J. C. Foster and H. B. Vo

High-Resolution Observations of Subauroral Polarization Stream-Related Field Structures During a Geomagnetic Storm Using Passive Radar
Melissa G. Meyer

Regional GPS Mapping of Storm Enhanced Density
Anthea Coster, John Foster, Phil Erickson, Frederick Rich.

Storm enhanced density: magnetic conjugacy effects
J. C. Foster and W. Rideout

Los avances en la física de la magnetósfera, su dinámica y su acoplamiento con el viento solar e ionosfera fueron realizadas en diferentes frentes. Las observaciones revelaron dinámicas asociadas con la convección del plasma, la aceleración de partículas y el transporte de las mismas. Los avances clave se hicieron sobre los procesos físicos fundamentales subyacentes que gobiernan la dinámica no lineal del sistema, incluyendo la reconexión, interacciones onda-partícula y la turbulencia. Las observaciones y simulaciones de las radicalmente diferentes magnetósferas de Júpiter y Saturno, proporcionaron análisis clave del actual entendimiento y resaltaron una gran variedad de comportamientos exhibidos por los diferentes sistemas.

Estos avances fueron posibles gracias a la combinación de una amplia gama de observaciones en contubernio con teoría, experimentos en laboratorio de plasma y modelos computacionales revolucionarios. Las observaciones críticas fueron proporcionadas por instrumentos en cohetes suborbitales y globos, así como de la extensa red de radares, lidares, cámaras, magnetómetros y riometros. Los instrumentos utilizados fueron observaciones mediante sondas espaciales, y también las enviadas por los satélites de las misiones Cluster, IMAGE, THEMIS y TWINS, así como la información recolectada de satélites que no son propiedad de la NASA.

Referencias

LIDAR

Riometer Data
Antarctic Master Directory

Cluster
ESA Website

IMAGE Science Center
NASA Website

THEMIS Mission
NASA Website

TWINS A & B
NASA Website

Una serie de descubrimientos revolucionarios se hicieron cuando la sonda espacial Voyager se acercó y cruzó el choque de terminación (TS – Termination Shock) y entró en la en la heliofunda en su camino hacia la heliopausa, el límite exterior del dominio del Sol en el Universo. Estas mediciones y resultados del IBEX (Interstellar Boundary Explorer – Explorador del Límite Interestelar) y Cassini han alterado significativamente la comprensión de cómo el Sistema Solar interactúa con el medio interestelar y también han confirmado cuantitativamente una serie de predicciones científicas sobre el límite de la región heliosférica. El TS que es donde el viento solar ya no puede mantener su velocidad supersónica, ya que empuja contra el medio interestelar, siempre había sido aceptado como el conductor de la aceleración del ACR (Anomalous Cosmic Ray – Rayo Cósmico Anómalo), pero cuando las sondas Voyager cruzaron el TS, tampoco encontraron evidencia de que el TS local sea la fuente de los ACR. Actualmente, la fuente de los ACR es un tema de debate científico encarnizado. Además, en consonancia con las predicciones teóricas previas, la mayor parte de la energía del flujo supersónico no caliente el viento solar circundante pero probablemente entre en supra-termales (No medibles con los instrumentos de las Voyager). Las observaciones más recientes pueden indicar la presencia de una región de transición inesperada en la que el flujo del viento solar hacia el exterior, se estanca.

Los mapas ENA (Energetic Neutral Atom – Átomo Energético Neutro) del IBEX y Cassini muestran un “Listón” imprevisto de emisiones de la heliosfera exterior, aparentemente ordenado por el campo magnético interestelar local. Este “listón” evoluciona en escalas de tiempo tan cortas como seis meses, lo que demuestra que la interacción heliosfera / Medio Interestelar es altamente dinámica. El papel del campo magnético interestelar en la conformación de la heliosfera exterior es más fuerte de lo esperado antes de la reciente afluencia de nuevos datos. Los modelos basados en estas observaciones sugieren que el campo magnético interestelar local proporciona la mayor parte de la presión en la nube local. Los resultados inesperados de las Voyager, IBEX y las observaciones de Cassini demostraron lo poco que se sabe acerca de las interacciones de las estrellas con los entornos interestelares.

Referencias

The Heliosphere
NASA Website

Voyagers in the Heliosheath
NASA Website

IBEX Website

IBEX Graphics

Voyager Spacecraft
NASA Website

The Heliosphere
MIT Website

The Termination Shock
Sun | Trek

The Outer Heliosphere: The Next Frontiers
Klaus Sherer, Horst Fichtner, Hans Jörg Fahr & Eckart Marsch

Imaging the three-dimensional wind
Mike Gruntman

Las recientes observaciones de partículas energéticas han producido una serie de sorpresas. El ciclo solar 23 produjo 16 eventos a nivel local en los monitores de neutrones situados en la Tierra, lo que permitió a los investigadores establecer que la mayoría de los grandes eventos SEP (Solar Energetic Particles, Partículas Energéticas Solares) tienen un precedente reciente CME (Coronal Mass Ejection, Expulsión de Masa Coronal) de la misma región activa. Este descubrimiento indica que los eventos más intensos pueden ocasionar la aceleración de partículas en una o varias llamaradas que producen una ‘población de semillas’ de iones energéticos que pueden alcanzar una muy alta energía a través de la aceleración de choque difuso clásico impulsado por la CME. Las mediciones enriquecidas por ACE (Advanced Composition Explorer) de 3He y Fe en muchos eventos SEP son consistentes con lo mencionado. Las observaciones continuas de STEREO, ACE y otras plataformas, así como las misiones Solar Orbiter y Solar Probe Plus proporcionarán mediciones claves en las regiones de origen de estos eventos y los datos sobre su extensión espacial y la compleja dinámica de la aceleración y transporte de los SEP al entorno geoespacial podrán ser revelados.

Referencias

Solar Energetic Particle Production by Coronal Mass Ejection – Driven Shocks in Solar Fast-Wind Regions
S. W. Kahler & D. V. Reames

Possible effect of extreme solar energetic particle events of September–October 1989 on polar stratospheric aerosols: a case study I. A. Mironova & I. G. Usoskin

ACE Website

STEREO Website

Solar Orbiter
ESA Website

Solar Probe Plus
NASA Website

La última década se alcanzó un gran progreso en la comprensión de la estructura y dinámica del viento solar, clave para entender la influencia del Sol en el entorno geoespacial de la Tierra. La imagen conceptual del Ulysses y ACE fue que los orígenes del viento solar lento y rápido se encontraban en regiones bajas y altas del Sol, respectivamente.

El viento solar rápido, lento y transitorio (Asociado con las CMEs) ahora puede identificarse y distinguirse por las firmas de composición iónica (Cargas de estado Fe, Fe/O, O+7, O+6), por los que los orígenes de los ‘paquetes’ de viento solar se pueden identificar directamente de las observaciones in situ. Las expulsiones de masa de la corona (CME) interactúan con estos flujos de viento solar, lo que lleva a las interacciones de flujo dinámico y también a la aceleración de partículas a través de una variedad de procesos. La microestructura del viento solar, presumiblemente relacionada con estructuras en la corona, ahora puede ser analizada con el más poderoso conjunto de observaciones in situ, e incluso en ocasiones, con varias plataformas de observación. La cascada de turbulencia de escalas espaciales cortas y la disipación definitiva son el probable origen de la energía para el calentamiento y expansión del viento solar. Las observaciones y los modelos han producido grandes avances en este tópico. Las anisotropías de temperatura con respecto al campo magnético local del viento solar H+ y He+2, han mostrado ser limitadas por el reflejo y las inestabilidades fire hose (No encontré una traducción adecuada, han de disculpar). Estas observaciones limitan los posibles mecanismos de calentamiento del viento solar. Los científicos también han descubierto que la reconexión magnética entre los dominios adyacentes de campos magnéticos opuestos es omnipresente en el viento solar, pero parece implicar la aceleración de pequeñas partículas cerca de los sitios de reconexión heliosférica (Una sorpresa, teniendo en cuenta la eficiencia de producción de partículas energéticas en las erupciones solares). Inesperadamente, la mayoría de estos sitios de reconexión se han encontrado fuera de la actual ‘página’ heliosférica. Las observaciones también han hecho hincapié en la importancia de las observaciones más cercanas al Sol para mejorar la comprensión de los papeles que desempeñan las ondas, la turbulencia de onda, y la física de reconexión en la conducción dinámica del viento solar.

Referencias

Firehose and Mirror Instabilities

Oblique proton fire hose instability in the expanding solar wind: Hybrid simulations
Petr Hellinger & Pavel M. Trávnícek

Variability of Solar Wind Dynamic Pressure with Solar Wind Parameters During Intense and Severe Storms
B. O. Adebesin, S. O. Ikubanni, J. S. Kayode & B. J. Adekoya

The solar wind and magnetospheric dynamics
Christopher T. Russell

Explanation of Real-Time Solar Wind data dials

Solar wind dynamic pressure and electric field as the main factorscontrolling Saturn’s aurorae
F. J. Crary et al.

Magnetospheric cavity modes driven by solar wind dynamic pressure fluctuations
S. G. Claudepierre

Las llamaradas y CMEs (Coronal Mass Ejection – Expulsión de Masa de la Corona) son las principales fuentes de las partículas energéticas solares (Solar Energetic Particles – SEP) que amenazan a los vuelos espaciales tripulados. Se han logrado avances significativos en la comprensión de como la energía magnética es liberada explosivamente en las llamaradas. La información recolecta por el RHESSI en sus mediciones de espectroscopia de imágenes de rayos – X (HXR) revelaron que los electrones acelerados a menudo contienen aproximadamente el 50% de la energía magnética lanzada en llamaradas e indican que la liberación de energía / aceleración de electrones están asociados con la reconexión magnética. En llamaradas grandes, las imágenes HXR de flamas aceleradas aproximadamente a 30 MeV ion, muestra que esas emisiones se originan a partir de pequeños puntos vinculados a estructuras de bucles magnéticos en lugar de una región más extendida, lo que indica que la aceleración de iones también se relaciona con la reconexión magnética. La energía en > 1 MeV ion y en > 20 keV electrón parece comparable. Por lo tanto, la comprensión de la conversión eficiente de la energía magnética a partículas de las llamaradas de energía es un desafío importante.

Los principales avances también se han hecho en la comprensión de la liberación de energía de fotones de las llamaradas. Por primera vez, se detectaron llamaradas en TSI por el instrumento SOURCE/TIM mostrando que la energía total irradiada y la energía cinética CME puede ser comparable. El instrumento SDO/EVE descubrió una fase tardía EUV en las erupciones retrasadas varios minutos desde el pico de rayos X. Las observaciones globales de EUV por el SDO/AIA y STEREO/EUVI revelaron interacciones de larga distancia “simpáticas” entre los campos magnéticos en las llamaradas, erupciones y CMEs, probablemente debido a las distorsiones del campo magnético de la corona.

La comprensión de cómo se producen y se relacionan los CMEs y las llamaradas también ha progresado. Los perfiles de velocidad de CME inferiores a 4 Rs están en sintonía con la energía liberada por las llamaradas HXR. La estructura del flujo magnético de los modelos de CME es consistente con las observaciones de muchos eventos. Además, los choques producidos por las CMEs rápidas pueden ser identificados en las imágenes del coronógrafo, lo que sugiere que los científicos están cerca de precisar el origen de las SEPs. Alcanzar una capacidad de predicción del espectro energético de las SEP y la variabilidad del transporte es un mayor desafío.

Referencias

Radiación Ionizante
Universidad de Santiago de Compostela

Implantación de iones
Wikipedia

MeV Ion Beam Analysis I: Introduction
Chris Jeynes

RHESSI
NASA Website

SOlar Radiation and Climate Experiment (SORCE)
University of Colorado

SDO Instruments
NASA Website

Solar Dynamics Observatory/EUV Variability Experiment (SDO/EVE)
University of Colorado

Atmospheric Imaging Assembly Investigation Overview
Alan Title

Working with data from the Solar Dynamics Observatory
Daniel Brown, Stephane Regnier, Mike Marsh, & Danielle Bewsher

EUVI: the STEREO-SECCHI extreme ultraviolet imager
Jean-Pierre Wülser et al

STEREO B EUVI 171
iSWA Website

STEREO website

Las nuevas observaciones de la fotósfera y la corona inferior han revelado información importante sobre los mecanismos de calentamiento de la corona, que es, en última instancia, el conductor del viento solar. Las imágenes cromosféricas de alta resolución del Telescopio Óptico Solar Hinode dio a conocer la dinámica implacable y estructuras contorsionadas. Se descubrió un nuevo tipo de espícula (Chorro radial de plasma) que puede desempeñar un papel fundamental en la transferencia de masa y energía a la corona. Las imágenes EUV del Ensamble de Imágenes Atmosféricas (Atmospheric Imaging Assembly) del SDO han puesto de manifiesto que los bucles coronales no pueden estar en un estado de equilibrio como se creía anteriormente. Por otra parte, las firmas de fraccionamiento elemental, idénticas a las de los tranquilos arcos coronales, han sido observadas en el viento solar lento.

La transición de la cromosfera al viento solar se rige por el campo magnético de la corona. Sin embargo, Hinode y SDO pueden medir el campo fotosférico pero no el campo magnético de la corona. Dos avances de la última década prometen llenar este vacío de información: las primeras observaciones se realizaron del campo vectorial cromosférico completo en el disco, y los primeros mapas fueron obtenidos del campo coronal arriba del limbo solar utilizando observaciones basadas en tierra. Otros avances en la medición de la materia coronal son cruciales para la comprensión de los orígenes del viento solar y el conductor de la actividad solar y su impacto sobre el medio ambiente espacial de la Tierra.

Se realizaron progresos significativos hacia alcanzar el cierre entre las teorías/modelos y observaciones. Las primeras simulaciones numéricas magnetohidrodinámicas (MHD, MagnetoHydroDinamic) tridimensional a escala global semi-realistas se llevan a cabo con la resolución espacial suficiente para permitir la comparación con las observaciones modernas (Como se puede ver en la siguiente imagen). El modelado de la cromosfera sin embargo, sigue siendo un reto importante, ya que en esta región la descripción clásica del transporte de energía comienza a romperse y las escalas espaciales dinámicamente importantes no pueden ser resueltas. Las simulaciones numéricas tridimensionales no pueden abordar todos los componentes físicos de escalas mayores que unos cuantos gránulos o un supergránulo, pero muchos de estos desafíos podrán superarse en la próxima década, si se asignan los recursos suficientes para estos esfuerzos.

Durante la última década, la dinámica solar, que es el origen del campo magnético del Sol y de la disipación resultante que rige la actividad solar, continúa como un enfoque prioritario de investigación. Los resultados de esta tarea también tienen implicaciones importantes para la comprensión de la dinámica interestelar. La actividad solar alcanzó niveles normales en el ciclo 23, pero el mínimo entre los ciclos 23 y 24 en 2008-2009 llegó a niveles tan bajos que no se habían observado desde hace más de 100 años. Se había predicho que el ciclo 24 sería más activo del ciclo 23, y la profundidad mínima inesperada centró la atención en la necesidad de mejorar la comprensión de la dinámica solar. Mediciones realizadas desde tierra y en también en el espacio (SOHO) antes de esta actividad revelaron un inusualmente bajo flujo magnético cerca de los polos solares, y estos niveles bajos sugieren que la actividad solar en el máximo del actual ciclo solar será baja, comparada claro con los recientes ciclos.

El flujo hacia las zonas meridionales en la zona de convección solar puede ser el responsable de la concentración del flujo magnético en los polos. Las observaciones de este flujo fueron posibles con las grandes mejoras a los dispositivos espaciales (SOHO y SDO) y los terrestres (GONG). Estas observaciones revelaron cambios en los flujos zonales y meridionales consistentes con el bajo flujo polar y han demostrado que las regiones activas solares exhiben flujos helicoidales del subsuelo, cuya fuerza está estrechamente relacionada con la actividad de las llamaradas. Se necesitan observaciones heliosísmicas para establecer de manera firme si los científicos han descubierto un hecho clave para entender el motor de la actividad solar.

El mínimo solar profundo de 2008-2009 brindó la oportunidad de estudiar la heliosfera en condiciones que no se presentaban desde los albores de la era espacial y (Gracias a STEREO) para estudiar por vez primera de una manera realmente global el flujo de rayos cósmicos cercanos a la Tierra, que alcanzó los niveles más altos registrados; el reducido calentamiento de la atmósfera superior de la Tierra por la radiación ultravioleta solar presentó niveles bajos en los satélites, y los cinturones de radiación alcanzaron niveles de intensidad históricamente bajos. Este flujo de rayos cósmicos aumentados fue causado por la reducción de la modulación en un viento solar (Históricamente) débil con velocidades lentas, un campo magnético bajo así como una actividad baja (Histórica también).

El extendido mínimo solar, periodo prolongado de bajo número de manchas solares, y el registro de la intensidad de los rayos cósmicos llevó a sugerir que el Sol podría estar entrando en un periodo prolongado de actividad mínima como la observada (En manchas solares, información de C y Be) durante el mínimo de Dalton (1800 – 1820) o el mínimo de Maunder (1645 – 1715). La baja actividad reciente está siendo utilizada para establecer un límite inferior para la irradiancia solar total (TSI – Total Solar Irradiance), el cual es un factor clave para entender el cambio climático. Las mediciones de TSI han mostrado de forma consistente un ciclo de variación del orden del 0.1%, pero da resultados contradictorios acerca de su valor absoluto. Estos conflictos han sido resueltos recientemente, en favor de los valores más bajos registrados en la gráfica mostrada a continuación. Aun así, sigue siendo incierto si los niveles de TSI durante el mínimo solar reciente son indicativos de los niveles esperados para un cese prolongado de la actividad solar.

En la última década se ha visto un avance espectacular en la comprensión de la estructura del campo magnético solar. El incremento de la velocidad de los procesadores y de las técnicas computacionales ha permitido mejorar más de 100 veces la mejora en la resolución espacial de las simulaciones. La resolución de las observaciones ha mejorado con los datos del telescopio de 0.5 m de apertura del satélite Hinode y por medio de las técnicas de procesamiento de imagen aplicadas a los datos basados en tierra de las aberturas de clase 1 m del New Solar Telescope (NST). Los investigadores han identificado los principales procesos físicos en el trabajo de los filamentos en las penumbras de las manchas solares, puntos brillantes en el umbral y estructuras magnéticas de pequeña escala. En la siguiente imagen podemos observar una comparación lado a lado de los resultados de una simulación numérica de una mancha solar y una imagen del NST, sino que muestra una sorprendente correspondencia en el patrón de circulación de fondo (Granulación), las fibrillas oscuras y el punto central.

Referencias

A new, lower value of total solar irradiance – Evidence and climate significance
Greg Kopp & Judith L. Lean

Current Sunspot Cycle Weakest In 190 Years – Recent Model Temperature Deviation Due To Solar Activity, Experts Say
NoTricksZone Website

Maunder Minimum
Encyclopedia Britannica Website

The Sunspot Cycle
Solar Physics – NASA Website

First Light of the 1.6 meter off-axis New Solar Telescope at Big Bear Solar Observatory
Wenda Cao, Nicolas Gorceix, Roy Coulter, Aaron Coulter, Philip R. Goode

Para apreciar la compleja estructura y evolución del entorno terrestre en el espacio, solo hay que observar la imagen de la atmósfera solar extendida, la corona, tomada durante el eclipse de sol del 11 de julio de 2010 (Ver la imagen a continuación, lado izquierdo). La convección turbulenta de la superficie visible del Sol es el motor que impulsa el UltraVioleta Extremo (UVE) y la radiación de los Rayos X, así como el viento solar. El campo magnético solar se ‘bate y retuerce’ por esta convección de su ‘subsuelo’ y a la vez, produce la estructura fina de la corona solar. En la misma imagen, del lado derecho, podemos observar las líneas de fuerza magnética (Basadas en una predicción) de la estructura coronal sobre la base de mediciones del campo magnético superficial solar en el mismo evento. La correspondencia entre la imagen de la corona y la estructura simulada del campo magnético es sorprendente ¿no lo creen?

La corona es la fuente tanto de la radiación UVE como del viento solar, es un plasma que fluye hacia el exterior y arrastra un campo magnético con velocidades del orden de 400 a 800 kilómetros por segundo. Las radiaciones solares ultravioleta y rayos X, de las erupciones solares, por ejemplo, llegan a la Tierra en aproximadamente 8 minutos, y son absorbidas por la Termosfera, la cual es la parte superior de la atmósfera de la Tierra. Esta energía fotónica calienta la termosfera y produce la ionosfera eléctricamente conductiva en el interior de la atmósfera. A su vez, la ionosfera está conectada tanto con la atmósfera neutra a través de las ondas generadas en la troposfera cercana a la superficie de la Tierra que se propagan hacia ‘arriba’ a través de la atmósfera como con la magnetósfera superior a través de las corrientes eléctricas y el flujo de partículas cargadas. En contraste con la radiación UVE, el viento solar no afecta directamente a la Tierra sino que se encuentra con su campo magnético dipolar, mismo que desvía el viento solar y los canales de corriente eléctrica y las partículas energéticas a las regiones polares, protegiendo la atmósfera media y ecuatorial.

En consecuencia, la Tierra se entiende mejor no como un objeto aislado orbitando al Sol a través del vacío, sino como un sistema físico íntimamente ligado a la atmósfera solar altamente variable que envuelve a todo el Sistema Solar. La atmósfera magnetizada solar, el viento solar y la magnetosfera, ionosfera y atmósfera terrestres, están conectadas a través de una cadena de interacciones que rigen el estado de nuestro medio ambiente espacial. Por otra parte, el Sol ocasionalmente envía potentes eyecciones de masa, las cuales están acompañadas de ondas de choque que aceleran a las partículas cargadas a velocidades muy altas, cercanas a la velocidad de la luz. Estas perturbaciones en el viento solar intensifican los Cinturones de Van Allen, impulsan las auroras y las corrientes eléctricas en la Tierra, mismas que se agitan violentamente en la ionosfera y en la atmósfera superior.

Hay un creciente reconocimiento de que los sistemas solares son comunes en el Universo, y que los procesos físicos activos en ‘nuestra’ heliosfera son universales. Por lo tanto, profundizar la comprensión de nuestro propio hogar en el espacio informa proporciona a la humanidad el entendimiento de algunos de los procesos básicos del Universo. Dado que la exploración humana se extiende cada vez más en el espacio, a través de sondas robóticas y también vuelos tripulados, y que la infraestructura tecnología está cada vez más vinculada a los activos que se ven afectados por el medio ambiente espacial, un conocimiento más profundo y fundamental de estos procesos ‘gobernantes’, pues podemos considerar que se vuelve más urgente.

Los principios que rigen el sistema Sol-Tierra incluyen la física de plasma y de atmósferas neutras e ionizadas, así como la física atómica y molecular, el transporte radiactivo y la aceleración de partículas relativistas. Los problemas en la física solar y espacial son la base de algunos de los mayores retos en estos campos. Por ejemplo, los regímenes físicos del plasma en el rango de la heliosfera desde el entorno altamente ‘colisional’ de la zona convectiva del Sol al entorno casi libre de colisiones (La corona externa), así como el medio interplanetario y la magnetosfera planetaria. En cada régimen, los diferentes enfoques teóricos deben ser utilizados para describir el sistema, y no hay tratamiento teórico que aplique a través de esta vasta gama de regímenes. Por otra parte, la dinámica del sistema se rige por procesos que abarcan un amplio rango de escalas espaciales y temporales, y con frecuencia son el producto de procesos no lineales o caóticos. Por conveniencia, la amplia disciplina de la física solar y espacial, frecuentemente conocida como heliofísica, es dividida en tres áreas:

1. Física Solar y Heliosférica – Que abarca la física de las regiones externas del Sol y el viento solar, así como su expansión a través del espacio interplanterio.

2. Interacciones del viento solar–magnetosfera – Que se encarga de la interacción del viento solar con los cuerpos magnetizados (Principalmente la Tierra y los demás planetas) y la dinámica resultante de su magnetosfera y el acoplamiento asociado a la ionosfera subyacente o superficie planetaria.

3.Interacciones atmósfera–ionosfera–magnetosfera – Que se refiere a la dinámica de ionosferas planetarias debido a los acomplamientos y conductores solar, magnetosférico y atmosférico.

Referencias

Predicting the Structure of the Solar Corona During the July 11, 2010 Total Solar Eclipse
Predictive Science Inc. Website

NASA Website

Vivimos en un planeta cuya órbita cruza la tenue atmósfera exterior de una estrella magnética variable, el Sol. Esta atmósfera estelar es un flujo rápido de plasma (El viento solar) que envuelve a la Tierra ya que se precipita hacia el exterior, creando una cavidad en la Galaxia que se extiende aproximadamente 140 unidades astronómicas (1 UA = Distancia media entre la Tierra y el Sol, aproximadamente 150 millones de kilómetros, como comparación, la distancia del Sol al sistema Plutón-Caronte es de aproximadamente 32 UA). Allí, la presión interna del medio interestelar equilibra la presión exterior del plasma solar, formando la heliopausa, el límite de nuestro hogar en el Universo. La Tierra y el resto de los planetas que conforman nuestro Sistema Solar están integrados profundamente en esta atmósfera estelar extendida, o heliosfera, la cual es el dominio de la física solar y espacial.

La energía que recibe la Tierra del Sol determina el medio ambiente de nuestro planeta. Esta energía, primariamente la luz visible, pero también incluyendo la radiación ultravioleta y la “X”, establecen la temperatura, estructura y composición de la atmósfera superior de la Tierra, así como de su ionosfera. El Sol también tiene una salida corpuscular (El viento solar magnetizado y partículas energéticas) que se expanden a través del espacio interplanetario, interactuando con la Tierra y afectando a los humanos de diversas maneras (Esto da para un post más adelante). Dado que estas fuentes de energía solar son muy variables en localización, intensidad y tiempo, el medio ambiente espacial cercano a la Tierra es muy dinámico y hospeda numerosos fenómenos que presentan riesgos para las naves espaciales, los astronautas y la infraestructura tecnológica instalada en nuestro planeta.

Las investigaciones de la física solar y espacial buscan comprender la historia, evolución y funcionamiento detallado del Sol, así como caracterizar y entender el entorno espacial de la Tierra, incluyendo su atmósfera superior, y su respuesta al mismo (Es decir, al entorno). El sistema Tierra-Sol también proporciona un laboratorio cósmico accesible para los estudios que puedan conducir a entender las inmediaciones de los otros planetas, estrellas y sistemas cósmicos. Los elementos de estas investigaciones abarcan los procesos electromagnéticos y radioactivos, la generación de campos magnéticos solares, el viento solar y los campos magnéticos interplanetarios, así como su evolución, desarrollo e interacción con los planetas y satélites naturales, que poseen sus propias magnetósferas y atmósferas. Estos sistemas magnetósferas-atmósferas se encuentran acoplados con frecuencia e ‘interceden’ en la interacción del viento solar con el planeta o satélite de una forma única para cada cuerpo. Por otra parte, como la exploración humana se extiende cada vez más en el espacio (Por medio tanto de sondas robóticas como vuelos tripulados) y la infraestructura tecnológica de la sociedad está vinculada directamente cada vez más a los recursos desarrollados para la exploración espacial, y que son afectados de manera directa por lo que acontece en nuestro entorno espacial, la necesidad de caracterizar, comprender y predecir la dinámica de nuestro medio ambiente espacial se hace cada vez más apremiante.

Como disciplina, la física solar y espacial moderna (Ahora conocida también como Heliofísica) se puede remontar a la noche del 31 de enero de 1958, cuando un cohete estadounidense Juno (Júpiter-C) fue lanzado al espacio, llevando la sonda Explorer I, misma que se unió al Sputnik II, un satélite artificial lanzado dos meses antes por la URSS. Esta misión (La Explorer I) fue realmente innovadora en el sentido de que portaba una pequeña carga científica, elaborada por un equipo de investigadores universitarios dirigidos por James A. Van Allen, que haría el primer descubrimiento revolucionario de la era espacial, concretamente, que la Tierra está envuelta en lo que más tarde se conoció como Los Cinturones de Van Allen, bandas toroidales de extraordinaria alta energía y radiación de alta intensidad.

El ámbito de los estudios en la física solar y espacial se ha expandido para abarcar el estudio del entorno espacial de la Tierra, el viento solar y sus interacciones con el resto de los planetas, así como el papel que desempeña el Sol en la creación y control del plasma cargado eléctricamente que llena la heliosfera. Los avances en este campo tienen un impacto, digamos, crítico en la sociedad, porque cada vez volvemos más dependientes de una creciente gama de dispositivos electrónicos tecnológicamente avanzados, pero vulnerables a las condiciones del espacio. Dado que la ‘salida’ del Sol es muy variable en localización, intensidad y hora, el medio ambiente cercano a la Tierra, es dinámico y ‘hospeda’ numerosos fenómenos que presentan peligros para las naves espaciales, astronautas y la infraestructura terrestre.

Más allá de la comprensión de nuestro entorno local, la física espacial se esfuerza por entender cómo es que a altas energías se aceleran las partículas y la forma en que posteriormente se desplazan en los campos magnéticos de los planetas distantes, estrellas distantes y (Por extensión) galaxias distantes. La física espacial proporciona los conocimientos fundamentales para prescribir como se transporta la energía y se convierte para formar el notable ‘tapiz’ de objetos cósmicos que hemos observado. El estudio del sistema de la Tierra y su estrella madre proporciona el laboratorio cósmico y el prototipo que forman la base para el entendimiento del entorno de prácticamente todos los planetas, estrellas y sistemas cósmicos.

Referencias

The sun’s influence extends beyond Pluto, but must eventually come to an end.
NASA Website

From comet tails to cosmic rays, the invisible solar atmosphere makes itself felt near Earth, and far beyond Pluto.
NASA Website