Tormenta geomagnètica

Representació artística de partícules solars interactuant en la magnetosfera terrestre

Una tormenta geomagnètica, també cridada tormenta solar, és un destorbament temporal de la magnetósfera terrestre que pot ser causada per una ona de choc de vent solar o una eyección de massa coronal (CME, per les seues sigles en anglés) que interactua en el camp magnètic terrestre. L'increment en la pressió del vent solar inicialment comprimix la magnetósfera. El camp magnètic del vent solar interactua en el camp magnètic de la Terra i transferix l'energia a la magnetosfera. Abdós interaccions causen un increment en el moviment del plasma a través de la magnetósfera (conduït per camps elèctrics incrementats dins de la magnetósfera) i un increment en la corrent elèctrica en la magnetosfera i ionosfera. La pressió del vent solar sobre la magnetosfera aumentarà o disminuirà en funció de l'activitat solar.

Durant la fase principal de la tormenta geomagnètica, la corrent elèctrica en la magnetosfera crea una força magnètica que espenta la frontera entre la magnetosfera i el vent solar. El disturbi en el mig interplanetario que guia la tormenta pot deure's a una eyección de massa coronal o a una corrent d'alta velocitat (regió d'interacció co-rotante; CIR, per les seues sigles en anglés) del vent solar, un forat coronal o una llamarada solar, originat este disturbi en una regió de la superfície del Sol en un camp magnètic dèbil. La freqüència de tormentes geomagnètiques incrementa i decrementa en el cicle de les taques solars. Les tormentes per CME són més comunes durant el màxim del cicle solar, mentres que les tormentes per CIR són més comunes durant el mínim del cicle solar.

Varis fenomens del clima espacial tendixen a ser associats en o són causats per tormentes geomagnètiques. Estos inclouen: events de partícules energètiques solars (SEP, per les seues sigles en anglés), corrents induïdes geomagnéticamente (GIC, per les seues sigles en anglés), disturbis en l'ionosfera que causen problemes en la ràdio i els radars, trastorns de la navegació per compàs magnètic i mostres de la aurora a latitut molt més baixes de lo normal. Els efectes d'este fenomen se senten en la Terra aproximadament 52 hores despuix i poden durar 24, 48 hores o varis dies. Solament es perceben en la Terra si l'ona de choc està dirigida cap a la Terra.

Història de les investigacions

En 1931, Sydney Chapman i Vincenzo C. A. Ferraro varen escriure un artícul, «A new theory of magnetic storms» («Una nova teoria de tormentes magnètiques»), que buscava explicar el fenomen. Varen argumentar que sempre que el Sol emet una llamarada solar també emet un núvol de plasma, ara coneguda com una eyección de massa coronal. Est plasma viajaria a tal velocitat que alcançaria a la Terra dins de 113 dies, encara que ara se sap que este viage pren d'1 a 5 dies. El núvol llavors comprimix el camp magnètic de la Terra i incrementa el camp en la superfície terrestre.

Etapes

Archiu:Solar storm. CAPS 13

Etapes d'una tormenta solar: A és l'erupció solar, B és la tormenta de radiació i C és la CME. Llegenda numèrica: CUADRO A: 1-Sol, 2-la Terra, 3-atmòsfera terrestre, 4-satèlits; CUADRO B: 5-atmòsfera despuix de la erupció solar; CUADRO C: (sense llegenda numèrica)

• 1.ª etapa - Erupció solar: Ocorre en la superfície del Sol; el seu orige es deu al fenomen de reconexión magnètica, el qual ocorre sobre les regions actives.
• 2.ª etapa - Fulguración solar: Durant una erupció solar, es llibera una gran cantitat de radiació electromagnètica en tot l'espectre, des de rajos gamma fins a ones de radi. La radiació viaja a través del mig interplanetario i choca en la Terra en al voltant de 8 minuts.
• 3.ª etapa - Eyección de massa coronal (en anglés, CME): Despuix de la fulguración solar, en algunes ocasions, s'impulsa un núvol de plasma o eyección de massa coronal i, en el cas de que la eyección es dirigixca cap a la Terra i depenent de l'orientació del seu propi camp magnètic, esta pot danyar satèlits, transformadors elèctrics i les radiocomunicació.