Magnetismo, diversos orígenes:

· Núcleo terrestre (Fe, Ni), electro inducción manto - núcleo 97 %

· Corteza magnetizada 1,5 %

· Corriente ionosférica 1,5

MAGNETISMO TERRESTRE

En cualquier parte de la superficie de la tierra, una aguja imantada que flota libremente en un fluido, se orienta según la posición del campo magnético terrestre. La dirección hacia la cual apunta el extremo Norte de la aguja se llama Norte Magnético y el plano vertical que pasa a través de ésa dirección se llama meridiano magnético. El ecuador magnético es el plano perpendicular a los meridianos que pasan por el centro de la tierra.

Declinación: Desviación de la aguja respecto del norte geográfico, medida en un plano horizontal. La declinación es positiva, cuando la desviación es hacia el Este y negativa cuando es hacia el Oeste.

Inclinación magnética: Ángulo vertical medido entre la aguja y un plano horizontal. La inclinación es positiva cuando el extremo norte de la aguja se inclina hacia abajo, lo que generalmente pero no siempre ocurre en el hemisferio Norte. La inclinación es negativa cuando el extremo Sur de la aguja se inclina hacia abajo (Hemisferio Sur).

El campo magnético en un punto cualquiera de la Tierra queda definido por los vectores: declinación, inclinación e intensidad. La forma del campo magnético se aparta bastante de la de un dipolo, debido a que su intensidad varía con la mayor o menor concentración de minerales magnéticos y con la cantidad e intensidad de la radiación solar o tormentas magnéticas. En un mapa con líneas de igual inclinación magnética (isógonas), el Polo Norte aparece desplazado respecto del Norte Geográfico.

Diagrama que muestra la localización, en el Hemisferio Norte, de los polos magnético y geográfico. El polo magnético presenta una deriva con el tiempo, y se desplaza hacia el noroeste (más de 10 grados en los últimos 100 años).

Aurora polar

Arcos, rayos y cortinas de tenue luz multicolor. En las noches, para los habitantes de las latitudes polares, el cielo se convierte en la descomunal pantalla de un espectáculo visual incomparable, en una danza fantasmagórica de formas y colores. La incandescencia celeste puede tener lugar en cualquiera de los dos polos: recibirá el nombre de Aurora Boreal o Luces del Norte si se desencadena en el Norte, y si se produce en el Sur, Aurora Austral o Luces del Sur. Pero hay raras ocasiones en las que la actividad especialmente violenta del Sol nos permite contemplar esta grandiosa exhibición de la naturaleza en latitudes algo más habitables. El nombre "Aurora Boreal", proviene de Aurora la diosa romana del amanecer, y de la palabra griega Boreas que significa norte, debido a que en Europa comúnmente aparece en el horizonte de un tono rojizo como si el sol emergiera de una dirección inusual. La Aurora Boreal, comúnmente ocurre de septiembre a octubre y de marzo a abril.

En 1716, el astrónomo Edmund Halley atribuyó por primera vez el fenómeno auroral al campo magnético terrestre. Pero no fue hasta mediados del siglo pasado cuando los científicos empezaron a sospechar una relación entre la actividad solar y el magnetismo de nuestro planeta como desencadenante de este impresionante suceso.

Las auroras ocurren cuando partículas cargadas (protones y electrones) procedentes del Sol, son guiadas por el campo magnético de la Tierra e inciden en la atmósfera cerca de los polos. Cuando esas partículas chocan con los átomos y moléculas de oxígeno y nitrógeno, que constituyen los componentes más abundantes del aire, parte de la energía de la colisión excita esos átomos a niveles de energía tales que cuando se desexcitan devuelven esa energía en forma de luz visible.

El Sol, situado a 150 millones de km de la Tierra, está emitiendo continuamente partículas cargadas: protones, con carga positiva, y electrones, con carga negativa. Ese flujo de partículas constituye el denominado viento solar. La superficie del Sol o fotósfera, se encuentra a unos 6000ºC, sin embargo, cuando se asciende en la atmósfera del Sol hacia capas superiores la temperatura aumenta en vez de disminuir. La temperatura de la corona solar, la zona más externa que se puede apreciar a simple vista sólo durante los eclipses totales de Sol, alcanza temperaturas de hasta 3 millones de grados. El causante de ese calentamiento es el campo magnético del Sol. Al ser la presión en la superficie del Sol mayor que en el espacio vacío, las partículas cargadas que se encuentran en la atmósfera del Sol tienden a escapar y son aceleradas y canalizadas por el campo magnético del Sol, alcanzando la órbita de la Tierra y más allá. Existen fenómenos muy energéticos, como las fulguraciones o las eyecciones de masa coronal que incrementan la intensidad del viento solar.

Las partículas del viento solar viajan a velocidades desde 300 a 1000 km/s, de modo que recorren la distancia Sol-Tierra en aproximadamente dos días. En las proximidades de la Tierra, el viento solar es deflectado por el campo magnético de la Tierra o magnetosfera. Las partículas fluyen en la magnetosfera de la misma forma que lo hace un río alrededor de una piedra o de un pilar de un puente. El viento solar también empuja a la magnetosfera y la deforma de modo que en lugar de un haz uniforme de líneas de campo magnético, lo que se tiene es una estructura alargada con forma de cometa con una larga cola en la dirección opuesta al Sol. Las partículas cargadas tienen la propiedad de quedar atrapadas y viajar a lo largo de las líneas de campo magnético, de modo que seguirán la trayectoria que le marquen éstas. Las partículas atrapadas en la magnetosfera colisionan con los átomos y moléculas de la atmósfera de la Tierra, típicamente oxígeno (O), nitrógeno (N) atómicos y nitrógeno molecular (N₂) que se encuentran en su nivel más bajo de energía, denominado nivel fundamental. El aporte de energía proporcionado por las partículas perturba a esos átomos y moléculas, llevándolos a estados excitados de energía. Al cabo de un tiempo muy pequeño, del orden de las millonésimas de segundo o incluso menor, los átomos y moléculas vuelven al nivel fundamental, y devuelven la energía en forma de luz. Ese estallido de energía en forma de luz es el que crea la magia de las auroras.

La magnetosfera forma una cola de cometa por la presión del viento solar. Se comprime hacia el Sol 10 radios terrestres (1 Rt = 6.378 km) y se extiende como cola más de 100 Rt.

Las auroras aparecen en dos óvalos centrados encima de los polos magnéticos de la Tierra, que no coinciden con los polos geográficos. La posición actual aproximada del Polo Norte magnético es 82.7º N 114.4º O.

Las partículas cargadas van a actuar sobre la ionósfera, el estrato de la atmósfera terrestre de 500 km de espesor que descansa sobre la troposfera y la estratosfera, que tienen en conjunto 80 km. En este enrarecido estrato fallan muchas de las leyes establecidas por los físicos. Las moléculas de gas que lo componen disponen de tanto espacio que casi nunca colisionan entre sí. Sometidos al bombardeo diario de la energía emitida por el Sol, los átomos estallan en pedazos: electrones de carga negativa e iones de carga positiva. Las partículas cargadas forman estratos dentro de la ionósfera y son atraídas y repelidas por la gravedad de la Luna. Llegan a la Tierra en enormes oleadas, un fenómeno semejante a las mareas oceánicas. Al moverse en el campo magnético terrestre, su efecto es el de una inmensa dínamo que genera campos eléctricos de enormes proporciones. La ionósfera es, pues, una masa de energía contenida que espera disiparse: el viento solar, previamente electrizado por la magnetosfera, será el detonante.

Observada con telescopio, la superficie del sol muestra una serie de regiones oscuras – manchas solares – que aparecen y desaparecen normalmente durante un ciclo de 11 años, barruntos de que allí no reina la serenidad que parece. Estas sombras son áreas de gran perturbación magnética, masas de partículas que giran turbulentamente formando gigantescas tempestades.

Debido a la rotación del Sol y al ciclo de actividad de las manchas solares, estas ráfagas llegan a nuestro planeta mediante una compleja serie de latidos. La extraordinaria cantidad de energía enviada a la ionósfera en uno de esos impulsos hace que el cielo se encienda mediante una liberación de energía de los átomos ionosféricas en forma de fotones (luz). Resulta un proceso en el que actúan los mismos principios que hacen funcionar una televisión: el material fluorescente de su tubo de imagen es activado – iluminado – por una descarga de electrones. Pero el tubo de la ionósfera es ilimitado. En este caso nada contendrá la exhibición de las auroras.

Las auroras tienen formas, estructuras y colores muy diversos que además cambian rápidamente con el tiempo. Durante una noche, la aurora puede comenzar como un arco aislado muy alargado que se va extendiendo en el horizonte. Cerca de la medianoche el arco puede comenzar a incrementar su brillo. Comienzan a formarse ondas o rizos a lo largo del arco y también estructuras verticales que se parecen a rayos de luz muy alargados y delgados. Repentinamente la totalidad del cielo puede llenarse de bandas y rayos de luz que se mueven rápidamente de horizonte a horizonte. La actividad puede durar desde unos pocos minutos hasta horas. Cuando se aproxima el alba todo el proceso parece calmarse y tan sólo algunas pequeñas zonas del cielo aparecen brillantes hasta que llega la mañana. Podemos encontrar múltiples variaciones sobre el mismo tema.

Los colores que vemos en las auroras dependen de la especie atómica o molecular que las partículas del viento solar excitan y del nivel de energía que esos átomos o moléculas alcanzan.

El oxígeno es responsable de los dos colores primarios de las auroras, el verde/amarillo de una transición de energía a 558 nm, mientras que el color más rojo lo produce una transición menos frecuente a 630 nm (las auroras se encienden en rojo cuando el fenómeno le concierne al ozono y tiene lugar en las capas más elevada). Para hacernos una idea, nuestro ojo puede apreciar colores desde el violeta, que en el espectro tendría una longitud de onda de unos 390 nm hasta el rojo, a unos 750 nm. El nitrógeno, al que una colisión le puede arrancar alguno de sus electrones más externos, produce luz azulada, mientras que las moléculas de hidrógeno son muy a menudo responsables de la coloración rojo/púrpura de los bordes más bajos de las auroras y de las partes más externas curvadas.

Ubicación

La ubicación de las auroras sobre la Tierra está muy dominada por el magnetismo terrestre. En el siglo XIX se observó que ocurrían más frecuentemente en un cinturón estrecho, la "zona auroral", que circunvala el polo magnético. Sus arcos y cordones también están alineados aproximadamente con esa zona.

En los lugares situados a unas 1500 millas del polo magnético es donde la aurora se ve con más frecuencia: más lejos o más cerca del polo magnético son más escasas (son más bien raras en el polo magnético mismo). Fairbanks, Alaska, al borde de la “auroral zone”, es un buen lugar de observación.

Las tormentas magnéticas expanden la zona auroral hacia lugares más distantes del polo magnético y crean también brillantes auroras, pero se trata de un fenómeno poco común.

Experimento

Entre 1895 y 1907 el físico noruego Kristian Birkeland intentó estudiar su comportamiento en un laboratorio. Dentro de una cámara de vidrio al vacío colocó una esfera con un imán en su interior -la llamó "terrella", término latino por "pequeña Tierra"- y le dirigió un rayo de electrones. Para su sorpresa y satisfacción, el imán condujo el rayo directamente hacia un lugar alrededor de los polos magnéticos de esta pequeña esfera, produciendo allí, al golpear, un visible resplandor.

Resultó que electrones negativos e iones positivos están igualmente guiados en el espacio por líneas de campo magnético. Describen espirales alrededor de éstas, mientras se deslizan a lo largo de las espirales como cuentas en un hilo. Debido a que las líneas de campo de Birkeland alcanzaron la terella cerca de sus polos magnéticos, este es el lugar donde sus electrones cayeron. De manera similar, las líneas de campo magnético de la Tierra guían electrones de la aurora a caer en la zona auroral.

El mayor espectáculo que se recuerda

El mayor espectáculo de aurora boreal que se recuerda en el sur de Finlandia, tuvo lugar en el cielo en las noches del 6 y 7 de abril del año 2000. En Helsinki, que es lo más al sur que se puede ir en Finlandia, cientos de gente maravillada sacaron a sus amigos de la cama con la frase: "No preguntes y sal ahora mismo fuera. No vas a creer lo que ven tus ojos".

La revista finlandesa para serios observadores del cielo, "Tähdet ja Avaruus", (Estrellas y espacio) dedicó un suplemento especial de 17 páginas al extraordinario espectáculo titulándolo "El hemisferio norte en llamas". Al menos, la parte de Finlandia estaba así. Un importante fotógrafo dedicado a los fenómenos celestes, Pekka Parviainen, utilizó 19 carretes y manifestó con posterioridad que nada de lo visto en sus 29 años de trayectoria, observando y esperando, se acercó a las visiones de aquella fría noche a comienzos de primavera.