Ajuda

En aquesta pàgina trobareu una visió general del temps espacial. Per obtenir una explicació més detallada amb imatges i altres eines útils, us convidem a fer clic als enllaços que trobareu a sota de cada paràgraf. Si t'has quedat amb alguna pregunta no resolta, deixa un missatge als nostres fòrums i farem tot el possible per ajudar-te.

Conceptes bàsics del temps espacial

El temps espacial comença al Sol. El Sol és molt més que una esfera calenta i brillant al mig del nostre sistema solar. El Sol és molt dinàmic i té un paper clau en tot el Sistema Solar.

El primer que hem de saber és que l’espai no és tan buit com podria semblar. L’espai s’omple amb un flux constant compost per partícules (electrons) molt carregades que provenen del Sol. Aquest corrent és el que anomenem vent solar. El camp magnètic que envolta el nostre planeta ens assegura que tothom que viu aquí estigui protegit d’aquest vent solar. Si no tinguéssim un camp magnètic al voltant del nostre planeta, la Terra seria exactament com Mart: un planeta estèril sense atmosfera on els éssers humans no podríem sobreviure. Tot i que és fantàstic tenir aquest camp magnètic al nostre planeta per protegir-nos, el nostre camp magnètic no és 100% estanc. El vent solar pot penetrar a la nostra atmosfera a la vora dels punts febles en forma ovalada que es troben al voltant dels pols magnètics del nostre planeta. El vent solar xoca amb els àtoms d’oxigen i nitrogen que formen la nostra atmosfera a una altitud aproximadament d’entre 80 i 600 quilòmetres. Quan el vent solar xoca amb aquests àtoms, els àtoms de la nostra atmosfera obtenen temporalment un augment d’energia. Aquesta energia fa que els àtoms de la nostra atmosfera alliberin fotons de forma temporal, que és una forma d’energia que veiem com a llum. Aquests àtoms emeten aquesta llum fins que perden la energia continguda. La llum que emeten aquests àtoms és l’aurora que veiem al cel nocturn.

El vent solar és la primera peça del trencaclosques que hem de conèixer per entendre bé de què tracta el clima espacial. La segona peça del trencaclosques té a veure amb el camp magnètic del Sol. Això és el que anomenem camp magnètic interplanetari. El camp magnètic interplanetari és transportat per tot el sistema solar pel vent solar i les seves propietats canvien contínuament. El camp magnètic interplanetari canvia constantment tant en força com en direcció. Per a les aurores volem que la força total del camp magnètic interplanetari sigui el més alta possible (indicada amb Bt) i que la component Z (Bz) del camp magnètic interplanetari giri cap al sud. Al gràfic que podeu trobar al nostre lloc, veureu un valor negatiu quan la component Z (Bz) del camp magnètic interplanetari gira cap al sud.

Però, per què és tan important per a nosaltres que la component Z del camp magnètic interplanetari giri cap al sud? En realitat, és molt fàcil d’entendre si alguna vegada heu jugat amb imants de barres. Si agafeu dos imants de barres normals i intenteu ajuntar els dos pols nord (o sud), veureu que els imants volen allunyar-se els uns dels altres. Es repel·leixen mútuament. Si poseu els pols nord i sud junts, veureu que s’atrauen mútuament. Les polaritats oposades s’atrauen mútuament. Exactament el mateix principi passa a l’espai on el camp magnètic interplanetari i el camp magnètic de la Terra es troben com les línies del camp magnètic des de la Terra apunten de sud a nord. Aquesta és la component Z del camp magnètic terrestre i sempre apunta cap al nord. Quan la component Z del camp magnètic interplanetari també apunta cap al nord, veurem que, igual que els imants de barres que tenim a casa, el vent solar es repel·leix i no aconsegueix una connexió amb el camp magnètic terrestre, fent més difícil l’entrada a la nostra atmosfera.

Imaginem ara que la component Z (Bz) del camp magnètic interplanetari ha girat cap al sud. Ara sabem que, atès que el camp magnètic de la Terra apunta cap al nord, el camp magnètic interplanetari amb un component Z cap al sud té una connexió molt més fàcil amb el camp magnètic del nostre planeta. Penseu en els imants de la barra! Sud i nord s’atrauen mútuament! Amb aquesta connexió, serà molt més fàcil que el vent solar entri a l'atmosfera. Al gràfic que podeu trobar al nostre lloc sempre ens interessa veure un valor negatiu. Això significa que la component Z (Bz) del camp magnètic interplanetari apunta cap al sud.

El vent solar i el camp magnètic interplanetari no són constants en la seva força, direcció, densitat i velocitat. Aquests valors poden canviar d'una forma sobtada d'un moment a un altre. El vent solar aquí a la Terra té una velocitat d’uns 300 km/s en condicions normals. No obstant això, aquesta velocitat pot augmentar dràsticament gràcies a certs esdeveniments que passen al Sol fins a 1.000 km/s o de vegades fins i tot més. La densitat del vent solar (nombre de partícules de vent solar per centímetre quadrat) també pot ser totalment diferent d’un moment a un altre. Fins i tot el camp magnètic interplanetari pot augmentar de forma sobtada en força, cosa que al seu torn pot causar una resposta molt més gran quan interactua amb el camp magnètic de la Terra. Amb una alta velocitat i densitat del vent solar i un fort camp magnètic interplanetari dirigit cap al sud, podem veure que el camp magnètic de la Terra queda desbordat pel vent solar, provocant al seu torn cada vegada més partícules de vent solar que arriben a la nostra atmosfera. L’aurora es fa més brillant i l’oval auroral s’expandirà a latituds més baixes del normal. Quan això passa, parlem d’una tempesta geomagnètica. Tornarem a això més endavant perquè primer hem d’aprendre què provoca aquestes condicions meteorològiques espacials especials. Per trobar-ne la causa, està clar que hem de centrar la nostra atenció una vegada més en el nostre Sol. Tenim dos fenòmens diferents que hem d’aprendre: els forats coronals i les ejeccions de massa coronal.

Forats coronals

Comencem pels forats coronals. Un forat coronal és una zona del Sol on les línies del camp magnètic del Sol s’estenen molt a l’espai. Això fa que es formi un forat a la corona, la capa més externa del nostre Sol. Aquests forats coronals són zones del Sol on el vent solar pot escapar a una velocitat superior a la normal. Quan aquesta àrea es troba aliniada amb la Terra, el vent solar d’aquest forat coronal començarà a sumar-se amb el vent solar normal, que sovint és considerablement més lent que el vent solar d’un forat coronal. Aquesta situació fa que es formi una ona de xoc on el vent solar té una densitat molt més alta i comporta també un camp magnètic interplanetari molt més fort. Quan l’ona de xoc hagi passat veurem que la densitat i la intensitat del camp magnètic interplanetari disminueix i augmenta la velocitat solar. Els forats coronals solen ser la font de tempestes geomagnètiques de menors a moderades a la Terra.

Expulsions de masses coronals

Els efectes meteorològics espacials més dramàtics provenen de les anomenades expulsions de massa coronal. Una expulsió de massa coronal (o EMC per resumir) és bàsicament un núvol gegant de plasma solar impregnat de línies de camp magnètic solar que són expulsades pel Sol durant esdeveniments molt energètics com les flamarades solars i l’erupció de filaments. Més endavant veurem què són exactament les flamarades solars i les erupcions de filaments, però és aconsellable recordar aquests dos termes, ja que sovint els veuràs anomenats en els nostres anàlisis!

Però fem una ullada més profunda a les expulsions de massa coronal. Una expulsió de massa coronal és un enorme núvol de partícules de vent solar que sovint és molt més ràpid i dens que el vent solar ambiental. El camp magnètic interplanetari dins d’una ejecció de massa coronal sovint també és molt més fort. El camp magnètic interplanetari normalment té una força total (Bt) d’uns 6 nanoTesla aquí a la Terra, però dins d’una expulsió de massa coronal això pot augmentar fins a 40 nT o fins i tot molt més. Us podeu fer una idea de com el camp magnètic de la Terra pot respondre de forma violenta quan la força del camp magnètic interplanetari augmenta tant!

Una cosa important que hem d’entendre és que les expulsions de massa coronal es poden llançar en qualsevol direcció. El més freqüent serà que s’allunyin de la Terra. Si tenim la sort que tenim un núvol de plasma que arriba cap al nostre planeta, amb una mica de sort podrem gaudir de fantàstiques visions aurorals sovint a latituds molt més baixes del que és normal.

Taques solars, flamarades solars i filaments

Ara sabem què és l’ejecció de massa coronal, però com expulsa el Sol aquests enormes núvols de plasma? Per a això, per descomptat, dirigim la nostra atenció una vegada més cap al nostre Sol. Les expulsions de massa coronal més fortes són gairebé sempre el resultat de flamarades solars. Les flamarades solars són intenses explosions al Sol que es produeixen en regions complexes de taques solars. Una flamarada solar és tan increïblement poderosa que ens costa imaginar la seva força. Una flamarada solar equival a la potència de milions de bombes nuclears. Aquestes explosions poden trencar les línies del camp magnètic prop d'una regió de taques solars i expulsar una part de l'atmosfera solar (la corona) a l'espai. El plasma que s’expulsa i comença el seu viatge a través de l’espai interplanetari és el que anomenem ejecció de massa coronal.

Anem a entendre una mica més respecte a les taques solars, perquè sense taques solars no tindrem flamarades solars. Les taques solars són zones més fosques i amb una temperatura inferior respecte a la superfície solar, on surten línies de camp magnètic fortes des de l’interior del Sol a través de la superfície solar. Quan aquestes línies de camp magnètic s’enreden entre elles i es trenquen, alliberen una gran quantitat d’energia que anomenem flamarada solar. Però les taques solars no sempre podem trobar-les al nostre Sol. El Sol segueix un patró d’uns 11 anys en què el Sol passa de pràcticament de tenir cap taca solar a tenir-ne moltes, i tornant a no tenir. ne cap més. Això és el que anomenem cicle solar.

També les anomenades erupcions de filaments poden llançar una expulsió de massa coronal a l’espai. Els filaments són núvols de gasos ionitzats que es formen per sobre de les superfícies solars entre zones de polaritats magnètiques oposades. Quan un filament es torna inestable, sovint es colapsa i el Sol el reabsorbeix. Una altra possibilitat és que entri en erupció i aconsegueixi escapar de la gravetat del Sol, el núvol de plasma resultant es diu… suposo que ja ho haureu endevinat... una expulsió de massa coronal.

Els esdeveniments solars violents com les flamarades solars i les erupcions de filaments de vegades expulsen grans quantitats de partícules carregades a l’espai. Les partícules més importants són els protons que poden causar danys als satèl·lits i fer que la comunicació per ràdio d'alta freqüència a latituds polars sigui molt complicada o fins i tot impossible. Quan aquests protons superen un cert llindar parlem d’una tempesta de radiació solar.

Aurora

D’acord, ara sabem molt més sobre el temps espacial. Recapitulem: sabem que el temps espacial comença al Sol on un flux constant de partícules molt carregades anomenat vent solar escapa del Sol. De tant en tant, veiem un augment espectacular de la quantitat de vent solar que surt del Sol: corrents de vent solar de forats coronals i ejeccions de massa coronal. El vent solar s'uneix amb el camp magnètic del Sol, que anomenem camp magnètic interplanetari. Quan la component Z (Bz) del camp magnètic interplanetari gira cap al sud (negatiu), això fa que hi hagi una bona connexió amb el camp magnètic de la Terra que al seu torn facilita la entrada del vent solar a la nostra atmosfera. Quan totes les peces del trencaclosques es posen al seu lloc, veurem un augment dramàtic de l’activitat auroral que al seu torn fa que l’aurora sigui visible des de latituds molt més baixes del normal. Això és el que anomenem una tempesta geomagnètica.

Per tant, una tempesta geomagnètica és el resultat d’un forat coronal que provoca un corrent de vent solar o una expulsió de massa coronal a la Terra. Quan sabem que hi pot haver una possibilitat d’activitat auroral, és hora de comprovar el que ens diuen els magnetòmetres. Els magnetòmetres són sensors molt sensibles que es troben a tot el món i mesuren la pertorbació del camp magnètic al voltant del nostre planeta. Podem trobar molts gràfics a Internet de magnetòmetres de tot el món i, si combinem totes aquestes dades, podem fer una bona conjectura de la força que té ara una tempesta geomagnètica i a quines latituds podríem veure l'aurora. Amb les dades d’aquests magnetòmetres, podeu donar un cert valor Kp de la pertorbació geomagnètica. L'índex Kp comença a 0 i arriba a 9. La tempesta geomagnètica comença a un Kp de 5, que és una tempesta geomagnètica menor i arriba fins a Kp9, que seria una tempesta geomagnètica extrema. Per tant, l’índex Kp és una manera bàsica d’explicar-nos la grandària de l’oval auroral i la intensitat de l’aurora.

Els ordinadors també intenten estimar quin serà l’índex Kp en un futur proper mitjançant l’ús de dades del vent solar i del Camp Magnètic Interplanetari. Això no sempre és 100% fiable, però per als principiants és una excel·lent eina per fer una predicció aproximada si hi haurà possibilitat d’aurora en la propera hora aproximadament. Per obtenir ajuda més detallada, us convidem a llegir els articles següents.

<< Ves a la pàgina anterior