| La Ley de Conservación de las Líneas del Campo
Cuando un vehículo espacial se libera, en el espacio interplanetario,
de la influencia del campo magnético terrestre, encuentra un campo
magnético débil. El campo puede ser débil, pero
se extiende por distancias enormes y puede tener efectos importantes. A
partir de la observación de la dirección de las líneas
del campo magnético interplanetario, creemos que este campo proviene
del Sol, transportado por las líneas del campo magnético
"arrastradas" por el viento solar.
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| Explicaremos aquí este proceso de
"arrastre" y lo usaremos para
obtener la forma prevista de esas líneas de campo. |
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Cuando algún proceso mueve el plasma dentro de un campo magnético, lo que ocurre depende de la fuerza relativa de ambos. Si el campo magnético es fuerte, como ocurre en la corona cerca del Sol, domina él y determina por donde va o no el plasma. Así es como los lazos del campo magnético tienden a detener el viento solar, diferente a la líneas que lo sujetan en los "agujeros de la corona". Pero si el campo es débil, entonces es el plasma quien controla y empuja a las líneas de campo alrededor. Un control que obedece bastante bien la condición de que si dos o más iones comienzan sobre la misma línea de campo, siempre compartirán la misma línea. Si logran desplazarse, las líneas se deforman.
Usando esta "ley de conservación de linea de campo", podremos deducir la forma de las líneas de campo magnético interplanetario.
360°/27 = 13.3° Dibuje desde el centro del Sol una perpendicular al pie de la página, trazándola hasta la parte superior de esta. Usando un transportador y una regla, dibuje en cada lado de esa línea 3 "radios" adicionales desde el centro del Sol, separándolos 13.3º entre si. |
| (Método alternativo: Haga al Sol el origen de un
sistema de coordenadas cartesianas, siendo el eje x paralelo al
pie de la página. Dibuje dos ejes, trazando el eje y hasta
la parte superior de la página. Con un lapicero, dibuje débilmente
la línea y=4 paralela al eje x pero 4" (4 pulgadas) encima
de él.
En esa línea marque puntos a las distancias de 15/16", 2" y 3 3/8" en ambos lados del eje y, luego trace líneas radiales desde el centro del Sol por esos puntos, extendiéndolas hasta que estén a 1/2" de los lados de la hoja o a 1" de la parte superior.
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El campo magnético en todos esos puntos es ya tan débil que el viento solar lo vence y cambia sus líneas de campo, mientras que su movimiento propio, radialmente hacia afuera, permanece sin cambios. Ahora deducimos la forma de esas líneas. (Como atajo, puede descargar el dibujo aquí.)
Decídalo y escríbalo, ¡no mire!
El día 3, el ion que arrancó el primero está en la "segunda base" y el que arrancó el día 2 está en el primer punto de su radio. Todos los demás están en la base del 3er. radio, hacia donde gira el Sol y un nuevo ion a comenzado a moverse. Marque todos esos puntos con el número 3. El día 4, el sol ha girado hacia el 4º rayo y permanecen 4 iones en la base de este radio, incluyendo uno que está comenzando a moverse. Los otros tres, en el orden que han salido, están en la 3ª, 2ª y 1ª "base". Marque todos los cuatro puntos con el número 4. Y así sucesivamente, día tras día. Los puntos marcados con el 5, por ejemplo, son donde están las partículas el 5º día. Claramente, debe desistir de marcar ningún ion que haya pasado los límites del papel. Cada línea radial está ahora marcada con el día en el que su partícula alcanza cada punto marcado. Si se sale algún punto no marcado, puede extender las marcas más allá (8, 9,...), hasta los días en que no tengamos salida de ninguna partícula.
Puede usar una regla para la conexión: las líneas
reales se curvan suavemente, pero aún con líneas compuestas
de secciones rectas se ve claramente que la forma es una espiral. Esto
está de acuerdo con las observaciones en la órbita terrestre,
donde el campo magnético interplanetario medio forma un ángulo
de 45º con el flujo del viento solar, similar al que muestra el dibujo.
En otras palabras, después de 5 días de camino y de haber
recorrido 150.000.000 km desde el Sol, las líneas del campo magnético
aún "recuerdan" la rotación del Sol.
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Postdata, 17 de Noviembre de 1999Como ya se advirtió al comienzo, existen dos modos extremos en la interacción entre un plasma y un campo magnético. Si el plasma está enrarecido, aunque sus partículas tengan alta energía, su movimiento está guiado y canalizado por lineas del campo magnético. Por otro lado, si el plasma es denso y el campo magnético es relativamente débil, la condición en la mayoría del espacio interplanetario, en vez de que el campo magnético deforme el movimiento del plasma, ese movimiento es el que deforma el campo magnético.Se debe observar que con el aumento de la distancia desde el Sol, la forma espiral de las líneas del campo magnético interplanetario, estas se juntan más y más, hasta que su forma difiere poco de los círculos. Ambos puntos han sido bien ilustrados por el fenómeno que siguió a la intensa actividad solar de Abril-Mayo de 1998, descrito por Robert Decker del Applied Physics Lab de la Johns Hopkins University en Maryland. Esta actividad creó una perturbación en el viento solar, así como un flujo de protones con una energía de unas 1000 veces la del viento solar y que fue observado por numerosos vehículos espaciales el ACE en el punto lagrangiano L1 (cercano a la Tierra, a una distancia del Sol de 1 AU), por el Ulysses (5 AU), y por los Voyagers 1-2--Voyager 2 a 56 AU y Voyager 1 a 72 AU. La perturbación del viento solar llegó al Voyager 1 unos 7.5 meses después, propagándose radialmente a la velocidad del flujo de viento solar en el que estaba embebido. Los protones, por otro lado, aunque se mueven mucho más rápido, eran relativamente pocos, forzándoles a lo largo de las líneas espirales. Fueron observados por el Voyager 1 después de 6 meses, 1.5 meses antes de que la perturbación en el viento solar alcanzase esa distancia y el Dr. Decker calculó que esa senda espiral les condujo 10 veces alrededor del Sol, a una distancia total de unas 2000 AU.
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Author and Curator: Dr. David P. Stern
Last updated 13 December 2001
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