#26. Los Casquetes Polares

    Los fenómenos de plasma que ocurren en un lugar de la magnetosfera también afectan a otros lugares. Esta vinculación es más acusada entre puntos que comparten la misma línea de campo, dado que las líneas de campo guían el movimiento de iones y electrones.

    Tanto en el campo de un dipolo como en la magnetosfera real, las líneas de campo que se extienden a grandes distancias son las que comienzan o finalizan cerca de los polos magnéticos. Por lo que los lugares de la Tierra más sensibles a los efectos magnéticos lejanos son los “casquetes polares”, las regiones alrededor de los polos magnéticos. Un buen ejemplo es la aurora polar.

    Si trazásemos las líneas de campo en las que aparece la aurora (especialmente las subtormentas), probablemente llegaríamos a la gruesa lámina de plasma (las 3 líneas rojas más exteriores del lado derecho del dibujo) extendiéndose hacia la cola de la magnetosfera. Aunque es donde se origina el proceso, la energización final de los electrones de la aurora (como explicaremos en otro lugar) ocurre a menudo más cerca de la Tierra.

 

Óvalo de la Aurora

    Las cámaras abordo de satélites pueden ver en la aurora y programar su foto instantánea en un momento determinado. Lo que ven es una banda casi circular, centrada algo hacia el lado nocturno del polo magnético, conocido como óvalo de la aurora. Durante las grandes tormentas magnéticas el óvalo crece de tamaño y puede incluso alcanzar centros de población de Europa y América, proporcionando a la gente la rara oportunidad de ver auroras desde sus jardines.

    El estrecho óvalo de la aurora proporciona la forma instantánea de esta. La “zona auroral” dibujada por Loomis y por Fritz es mucho más difusa, debido a los largos plazos de las medias estadísticas de muchas observaciones. Durante algunas de ellas el óvalo es grande, durante otras es pequeño, y pueden estar desplazadas hacia la medianoche o de otra forma, por lo que produce un banda ancha.


Dentro del Óvalo -- La Lluvia Polar

    Las líneas de campo comienzan en puntos de la región oscura dentro del óvalo de la aurora, que incluye el polo magnético, entendiéndose hasta grandes distancias. Los primeros investigadores, que creían que los electrones de las auroras llegaban desde el Sol (vea la historia) no podían entender porqué la aurora estaba ausente de la cercanía del propio polo magnético. A partir de los datos de los satélites ahora sabemos que las líneas de campo dentro del óvalo se extienden hacia los “lóbulos de la cola” los haces gemelos de líneas que se extienden hacia la cola magnética de la Tierra (líneas azules de la figura superior). Finalmente probablemente se dirigen hacia el viento solar, en algún lugar lejos en el lado nocturno de la Tierra. Pero allí el viento fluye rápidamente fuera de la Tierra, y sus iones no pueden invertir su dirección y volver hacia la Tierra. Por lo que se espera que llegue poco plasma desde esa dirección.

    El flujo hacia la Tierra en esas líneas aún hace algo más, un fina “lluvia fina” de electrones rápidos, con energías de unos 500 electronvoltios (ev). Los protones del viento solar tienen unos 1000 ev, pero los electrones que se mueven a lo largo con ellas, son unas 2000 veces más ligeros, y también tienen una energía media mucho menor. Los electrones de 500 ev son una población completamente diferente, fácilmente capaces de vencer al viento solar y seguir las líneas de campo en cualquier dirección. Son muy pocos para producir una aurora visible, pero los instrumentos abordo de los satelites los observan fácilmente. Proporcionan la mejor evidencia de que los lóbulos de la cola están conectados al viento solar.

 

    Todas las líneas magnéticas tienen una dirección, que es por lo que están rotuladas con flechas--hacia fuera del casquete solar sur y hacia dentro en el norte. Igualmente, las líneas de campo interplanetarias también tienen sus direcciones. La mitad del tiempo, típicamente una semana seguida, pueden apuntar hacia fuera del Sol, y el resto del tiempo, por períodos comparables, apuntan hacia él (además están giradas debido a la rotación solar y a otros agentes).

Esquema de la forma en
que las líneas polares
están enlazadas al IMF y al Sol.

    Cuando apuntan hacia fuera, solo pueden conectarse al casquete polar septentrional (dibujo), mientras que cuando el haz de líneas sale del casquete sur se dirigirá necesariamente hacia exterior del sistema solar. Cuando el campo interplanetario apunta hacia el Sol, se cumple lo contrario y es exclusivamente el casquete meridional el que se conecta al Sol.

    En 1976 se descubrió que cuando las líneas interplanetarias apuntaban hacia fuera del Sol, la lluvia polar era mucho más intensa en el casquete norte que en el sur, mientras que cuando apuntan hacia el Sol, el casquete sur recibe la mayor parte. Claramente, esos electrones deben haber venido desde el Sol, y favorecidos por el polo con un conexión directa con el Sol. Era también evidente que las líneas del campo interplanetario estaban de alguna manera anlazadas a lo lóbulos de la cola a el casquete apropiado, aunque como y donde se produce esa conexión no es conocido con seguridad.


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Author and Curator:   Dr. David P. Stern
     Envía un Correo al Dr.Stern:   education("at" symbol)phy6.org   (En Inglés por favor).

Co-author: Dr. Mauricio Peredo

Spanish translation by J. Méndez

Last updated 20 February 2000, traducir 23 de Mayo 2001