Muy por encima de la atmósfera inferior y media de la Tierra, existe una propagación de partículas dinámicas y electromagnéticas que se comportan de otra manera cuando dejan el espacio vacío y llegan a nuestro planeta, el estudio de las mismas se conoce como la meteorología espacial
(o Space weather en inglés).
De tal manera que la meteorología o clima, implica la multitud de condiciones cambiantes entorno a la troposfera; mientras que el conjunto “meteorología espacial” se refiere al ambiente total que abarca nuestro espacio más cercano, a menudo referido como “geoespacio” que incluye tales capas como la ionosfera, la magnetosfera, y la plasmasfera.
Más allá de las similitudes con la meteorología terrestre, ambas ciencias están bien separadas y diferenciadas, ya que el clima espacial se refiere también a las presentes condiciones en la superficie del Sol y en su constante eyección de partículas cargadas, supersónicamente en tránsito, conocidas como el viento solar, y que abarcan hasta los confines del sistema solar; de hecho, allí hasta donde llega el viento, es donde termina nuestro sistema estelar.
El viento solar por lo general se subdivide en dos grandes tipos: rápido y lento.
El viento lento normalmente ronda en torno a los 400 km/s, mientras que el rápido, es de aproximadamente 600-700 km/s.
Este último es sin duda una simplificación excesiva, sobre todo en tiempos de los alrededores del máximo solar, cuando un viento muy variable y denso se vuelve dominante. Por contra, durante el mínimo solar la distinción es bastante clara ya que el origen de los vientos siempre viene de forma focalizada y no en grandes proporciones.
El viento solar rápido, se asocia con agujeros de la corona y las regiones de campo abierto de la corona (regiones en las que las líneas de campo magnético se extienden hacia el sistema solar en lugar de volver a conectar con la superficie del Sol), a menudo originados en las regiones polares del Sol.
Por otro lado, los vientos lentos generalmente se derivan de las regiones activas concentradas cerca del ecuador magnético, generalmente dentro de lo que se llama la “streamer belt”, o zona geoefectiva total.
El eje magnético del Sol forma un ángulo con su eje de rotación, lo que significa que el Sol rota un rango de latitudes magnéticas que se cruzan en el plano de la eclíptica, haciendo que el aire no salga inmediatamente recto sino que puede balancearse y estancarse momentáneamente.
Por lo tanto, si las regiones de origen del viento solar rápido y lento (osea agujeros coronales y regiones activas) soportan múltiples rotaciones solares, una sucesión combinada de los dos tipos de vientos solares rápidos y lentos, se encontrarán con la Tierra cuando sean geoefectivos.
A diferencia del viento en la atmósfera terrestre, donde un viento rápido y otro más lento podrían mezclarse o hacer que el viento más lento desplace al rápido; en el caso del viento solar rápido, no puede penetrar en una región de viento solar lento, primero se aposenta uno y luego el otro encima.
Esto produce una región de interacción entre los dos vientos, un área de plasma comprimido y campos magnéticos, que al encontrarse con la Tierra puede desencadenar una tormenta geomagnética (solo durante unos pocos días o horas).
Si las regiones de origen en el Sol persisten a través de múltiples rotaciones, la región de compresión a través del espacio interplanetario adquiere una forma que parece una espiral alrededor del Sol, como si el Sol estuviese arrastrando el viento rápido a medida que gira alrededor de su eje.
Hay que tener en cuenta, sin embargo, que nada físicamente está siendo arrastrado (una partícula de viento solar viaja en sí, con una buena aproximación, radialmente en línea recta hacia afuera).
¿Entonces en los modelos de predicción del viento solar, por qué aparecen esos brazos en espiral conectados al Sol?
Este fenómeno, es una región de interacción entre un viento rápido y uno lento, lo que se conoce popularmente como “Co-rotate whit the Sun”, y que finalmente se conocerá como Región de Interacción Corrotatoria (CIR) o Corotating Interaction Regions en inglés. Las tormentas geomagnéticas provocadas por estas regiones de interacción tienden a repetirse con una periodicidad de 27 días, de acuerdo con el período de rotación sinódico del Sol.
> Las tormentas geomagnéticas y Subtormentas
Cuando un CIR cruza con la magnetopausa, las estructuras vibrantes y ondulantes del viento solar hacen que la magnetosfera se someta a oscilaciones vigorosos y deformaciones magnéticas en las líneas del campo en la curva de la cola y se extienden, en exceso, de tal forma que se acoplan, lanzando todo tipo de partículas y radiación en la magnetosfera interior y la ionosfera, concentrándose sobre todo en la zona auroral y descendiendo proporcionalmente.
Esta liberación de energía y su perturbación magnética asociada es conocida como un subtormenta magnetosférica.
* Indice Kp de los primeros días del 2015. La mayoría de CIR oscilan entre el KP 4 y 5, aunque a partir de 5 se considera leve tormenta goemagnética G1. Vemos que es muy breve en intensidad y duración, en comparación con una tormenta de las fuertes.
Existen tres fases en una subtormenta típica: el crecimiento, la expansión y la recuperación. Durante la fase de crecimiento, la energía del viento solar se almacena en la cola magnética. La fase de expansión comienza cuando la cola magnética se vuelve inestable; este momento generalmente se llama el “Substorm onset” (momento de ingnición), y es el punto en el que la energía acumulada se libera de forma impulsiva.
La fase de recuperación marca el regreso a la calma, aunque no siempre, dado que muchas subtormentas ocurren en algún momento de perturbaciones geomagnéticas mucho más grandes y de mayor magnitud llamadas tormentas geomagnéticas.
Ten en cuenta que a pesar del nombre “subtormentas”, una de ellas puede tener lugar antes, durante y después de estar asociada con una tormenta geomagnética. El índice utilizado normalmente para controlar la actividad de las subtormentas se llama el índice AE (“Auroral Electrojet” o “Electroflujo Auroral”) ; estos índices se derivan del componente magnético-norte del campo geomagnético en 12 estaciones de referencia situadas debajo de la ubicación estadística del óvalo auroral.
Un CIR típico puede inducir a varias subtormentas, uno tras otra, y la mayoría de CIR en última instancia, solo derivan en débiles a moderadas tormentas geomagnéticas; algunos argumentan que esto es precisamente lo que es una “tormenta geomagnética”, una sucesión de pequeñas subtormentas independientemente de su origen… pero esto sigue siendo un tema ampliamente debatido (es decir, algunos sostienen que existen pruebas que indican la actividad de tormentas geomagnéticas en ausencia de la actividad de las subtormentas).
En general, una tormenta geomagnética tiene tres fases: inicial, principal, y la recuperación. La fase inicial de una tormenta puede durar desde minutos hasta horas; durante esta fase, el componente magnético horizontal del campo aumenta, llegando hasta unas pocas decenas de nanotesla que marcan la estabilidad del campo geomagnético.
Durante la siguiente fase de la tormenta, llamada la fase principal, una fuerte caída en la componente horizontal se registra, con valores alcanzando valores bajo como 100 nanotesla o más, Esta fase puede durar entre una media hora a varias horas. La fase de recuperación es la última fase de la tormenta y es el período en el que el campo geomagnético regresa gradualmente en un o dos días hasta que se calma del todo.
Durante el máximo solar, cuando el viento solar no se genera en una configuración tan simple como durante el mínimo solar, y el Sol está muy activo con infinidad de fenómenos explosivos, es difícil distinguir los efectos de un CIR en la magnetosfera. La sencilla configuración del mínimo solar hace posible un estudio de cómo corrotante es la región de interacción de la magnetosfera y permitir la posibilidad de distinguir sus efectos y diferenciar bien entre tormenta y Subtormenta.
Durante el verano de 2008, existía tal momento de tranquilidad y era posible destacar un evento CIR y observar sus efectos utilizando una red de magnetómetros distribuidos a través de la meseta antártica con base en tierra.
