Ya al cierre del programa Apollo, la NASA decidió lanzar la primera estación orbital (para los EE. UU.) Al espacio. Todo iba bien, y la tercera misión (
Skylab-4 ), que terminó en febrero de 1974, preparó la estación para la conservación al elevar su órbita en 11 km (hasta 433x455 km). Según los pronósticos de la actividad solar de la NASA, se suponía que la estación permanecería en órbita hasta 1983, cuando el tercer vuelo del
Shuttle volvería a elevar su órbita. Pero pronto se hizo evidente que el ciclo solar actual sería más fuerte de lo esperado. En septiembre de 1977,
se decidió enviar una misión no tripulada a la estación para elevar la órbita, y en octubre de 1979 se suponía que debía volar, pero lamentablemente: la estación ya dejó su órbita el 11 de julio de este año.
Esta fue la mayor consecuencia de la influencia del clima espacial en las actividades humanas (y quizás el mayor error de cálculo de la NASA en los pronósticos de toda su historia), lo que llevó a la pérdida de la estación por valor de $ 2.5 mil millones. El segundo evento, en gravedad, resultó ser un corte de energía durante 9 horas en la provincia de Quebec (Canadá) en 1989, que afectó a 6 millones de personas (el daño se estima
en $ 30 millones ). En la continuación del artículo sobre
actividad solar , hablaré sobre cómo el clima espacial (que es su manifestación) afecta la actividad humana.
De una forma u otra, la mayoría de las manifestaciones del clima espacial están relacionadas con el campo magnético de la Tierra, por lo que sugiero comenzar con un examen de su estructura:
La magnetosfera de la tierra
La interacción del viento solar (y las emisiones coronales) con el campo magnético de la Tierra comienza a una distancia de aproximadamente 10 radios terrestres, la formación de una onda de choque en la cabeza. En este punto, el flujo supersónico de partículas ionizadas se inhibe bruscamente a la velocidad subsónica y se condensa. Durante el mínimo del ciclo de 11 años, la onda de choque se mueve más lejos de la Tierra (debido al debilitamiento del flujo del viento solar), durante el máximo se acerca a la Tierra.
En la región de la magnetopausa, el campo magnético de la Tierra es finalmente superior en fuerza al campo solar, y las partículas cargadas comienzan a moverse a lo largo de sus líneas de inducción (hay una vaina magnética entre estas regiones). En el lado opuesto del Sol hay una cola magnética, que se puede rastrear hasta mil radios terrestres.
La inclinación del eje de la Tierra (23 °) y la desviación de los polos geomagnéticos de esta línea (otros 11 °) conducen al hecho de que el
dipolo magnético de la Tierra se inclina aproximadamente ± 35 ° con respecto al plano eclíptico en el curso (esto no se muestra en el diagrama).
La mayoría de las partículas cargadas envuelven el campo magnético sin obstáculos, pero en ocasiones cuando las perturbaciones externas del campo conducen a la
reconexión del campo magnético, las partículas cargadas se descartan en las cúspides polares, incidentalmente a la formación de
auroras ). La sustancia capturada de esta manera es la principal fuente de partículas cargadas en la plasmasfera de la Tierra (regiones que contienen plasma frío).
La importancia del campo magnético en términos de protección del planeta y los astronautas de los efectos nocivos del sol es muy exagerada. Entonces, Marte (que no tiene un campo magnético completo), durante el proceso de
disipación , pierde
alrededor de 8,5 toneladas de su atmósfera por día, mientras que la Tierra pierde
alrededor de 90 toneladas . La protección de los cosmonautas contra los rayos cósmicos solares es de 200 a 10,000 veces, pero la protección contra las emisiones coronales es de solo 10 a 20 veces (con menos protección, los eventos de mayor gravedad corresponden). Esto no se puede comparar con la protección de la atmósfera, que es de muchos órdenes de magnitud.
Cinturones de radiación de la Tierra
El cinturón de radiación externo consiste principalmente en electrones, con energías de varias decenas de
keV , y se extiende a una distancia de 13-60 mil km de la Tierra. El cinturón interno consta principalmente de protones con energías de varias decenas de MeV, y se extiende a una distancia de 1-6 mil km, pero en las regiones de anomalías magnéticas este cinturón puede "hundirse" significativamente:
La más importante de estas anomalías es la Anomalía del Atlántico Sur (
SAA ), en la que el cinturón de radiación interna cae a una altitud de 200 km. Es la principal fuente de fallas en los satélites de órbita baja, y contribuye en gran medida a la irradiación de los astronautas (aproximadamente 15-20%).
La principal fuente de partículas en los cinturones de radiación de la Tierra son las partículas de viento cósmico que penetran allí a través de las cúspides polares. Sin embargo, hay una serie de otras fuentes: la interacción de
los rayos cósmicos galácticos con las partículas atmosféricas forma flujos de partículas secundarias (haciendo la contribución principal a los protones con una energía de 20-30 MeV, y los electrones con una energía de 0.1-1 GeV); rayos cósmicos anormales (que son átomos cargados individual o doblemente con una energía del orden de 10-20 MeV); erupciones solares (contribución a protones con energías superiores a 1 MeV); ionosfera (partículas con energías de hasta varios cientos de keV).
Erupciones solares y eyecciones de masa coronal
Las erupciones solares se propagan a la velocidad de la luz y alcanzan la Tierra en 8,5 minutos. Los rayos cósmicos solares llegan a la Tierra en unas pocas horas. Sin embargo, la fuente principal de tormentas magnéticas (emisiones coronales) se propaga en promedio a una velocidad de 470 km / s, con una velocidad máxima de poco más de 3.000 km / s, lo que da el tiempo de llegada de la tormenta principal a la Tierra en el rango de 0.5-5 días.
El desarrollo posterior de los eventos depende en gran medida de la dirección del campo magnético de la eyección coronal: si está alineado con el campo magnético de la Tierra, entonces el flujo de partículas cargadas en su mayor parte simplemente lo envuelve; Si se dirigen en direcciones opuestas, el flujo de partículas comienza a desacelerarse intensamente, mientras que simultáneamente presiona la onda de choque de la cabeza más cerca de la Tierra (hasta un promedio de 6-8 radios de la Tierra). En los casos de las tormentas geomagnéticas más
potentes , la onda de choque se puede presionar casi a la atmósfera misma:
Tormentas geomagnéticas
Pueden ocurrir tormentas geomagnéticas de 0 a 8 por mes (dependiendo del período del ciclo de 11 años). Las perturbaciones del campo magnético creado durante la tormenta son desiguales y crecen desde un mínimo en el ecuador hasta un máximo en las latitudes 62-67 °. El poder promedio de entrada de energía en la magnetosfera (a través del viento solar) es 3 * 10
11 W (este es un orden de magnitud menor que la producción de
electricidad actual en el mundo). En este caso, la energía total de una sola
tormenta geomagnética puede alcanzar 2 * 10
21 J, pero su liberación dura varios días, por lo que las perturbaciones magnéticas durante las tormentas son bastante débiles. Pero las corrientes geoinducidas (
GIT ) generadas por ellas en largas líneas conductoras pueden alcanzar decenas y cientos de amperios, lo que produce una serie de efectos indeseables:
En las líneas eléctricas, estas corrientes parásitas pueden conducir a un mayor calentamiento de los transformadores, reducir su eficiencia e incluso fallar (el caso más significativo fue Quebec,
13 de marzo de 1989 ). En el caso de las líneas de comunicación, esto puede causar interferencia, hasta una pérdida total de comunicación durante varias horas / días (el caso más importante ocurrió el
1 y 2 de septiembre de 1859, 23 años antes de que
apareciera la
primera central eléctrica en el mundo, por lo que el daño no fue tan grande) . En el caso de las tuberías, esto puede causar una disminución en la efectividad de
la protección catódica diseñada para combatir la corrosión (este efecto es de naturaleza acumulativa y no aparece de inmediato). En el caso de los ferrocarriles, esto puede desactivar varias automatizaciones conectadas a la vía del ferrocarril.
Sin embargo, estas corrientes no son trascendentales, y tenerlas en cuenta durante el diseño de las líneas conductoras, junto con varios métodos técnicos, le permite evitar fallas en el equipo incluso en el caso de las tormentas geomagnéticas más severas. Las tormentas también conducen a otro fenómeno interesante:
Auroras
El sobrellenado de la "trampa magnética" de la Tierra durante las emisiones coronales conduce a la precipitación de partículas cargadas en la atmósfera, en las regiones de los polos de la Tierra. Frente a los átomos de la atmósfera, causan su
ionización , y estos átomos ya emiten luz. En la atmósfera de la Tierra, los átomos de nitrógeno y oxígeno son los principales responsables de este proceso, que determina el color verdoso de la aurora, en
otros planetas el color de la aurora puede ser completamente diferente (debido a la diferente composición de su atmósfera).
Foto tomada por
Jack Fisher del
módulo Kupol de la ISS
El efecto de las partículas cargadas conduce no solo a un hermoso resplandor, sino también a un bloqueo casi completo de
la comunicación de onda corta en las regiones polares durante varios días (debido a la interrupción en el proceso de reflexión de la señal desde la ionosfera). Estos efectos también afectan la radiación de longitud de onda más corta: por lo tanto, ralentizar el proceso de
propagación de ondas decimétricas a través de la ionosfera conduce al hecho de que la precisión
de los sistemas de navegación por satélite puede caer en un orden de magnitud (hasta 50 m) en estas áreas.
La segunda industria, en términos de exposición a la radiación de sus trabajadores, no es nuclear (como muchos podrían pensar), sino
aviación : en las altitudes utilizadas por
la aviación civil (aproximadamente 10 km), la mayor parte de la atmósfera, que protege bien todo tipo de
rayos cósmicos , está debajo de usted. Pero aun así, la dosis promedio para el personal de vuelo en los Estados Unidos es de solo
3.01 mSv / año (que todavía es 6.5 veces menos que nuestros
estándares , y 2 veces menos que los estándares de la UE). Para los pasajeros comunes, que no pasan una parte importante de su vida en el cielo, en la mayoría de los casos no hay nada que temer.
Sin embargo, durante una tormenta geomagnética, la situación puede cambiar drásticamente: las partículas cargadas que penetran en la atmósfera generan
bremsstrahlung , que todavía es seguro en la superficie de la Tierra, pero a las altitudes en las que tiene lugar el vuelo, el fondo de radiación aumenta significativamente y hay que tener en cuenta. Esto lleva al hecho de que las rutas de vuelo, que pasan cerca de los polos de la Tierra, durante estos períodos de tiempo pueden cambiar significativamente hacia el ecuador (esto también se debe al deseo de evitar aquellas áreas donde la comunicación con los aviones puede verse afectada). Afortunadamente, este tipo de vuelos ya es bastante (datos para 2009):
Con el fin de calcular la dosis que puede recibir durante el vuelo, la
Administración Federal de Aviación de EE. UU. Ha lanzado una
aplicación especial.
Impacto en la tierra
La luminosidad total del Sol durante el ciclo de 11 años cambia solo un 0.1%, pero en áreas específicas los cambios pueden ser mucho más altos: por ejemplo, los cambios en el rango ultravioleta del espectro pueden ser del 6-8% y conducir a un aumento en la producción de ozono en la atmósfera de la Tierra. (siendo gases de efecto invernadero) durante los máximos solares. Por otro lado, este período de tiempo se acompaña de un aumento en las auroras durante el cual las partículas cargadas pueden penetrar hasta alturas de 25-30 km y causar la destrucción del ozono en las regiones polares (hasta el 20% de la concentración total en un evento).
Otra forma comprobada de influir en la atmósfera es la nubosidad (aunque no es un efecto directo, sino indirecto). Se ve así: una corriente de rayos cósmicos galácticos, que chocan con partículas de la atmósfera, forma una lluvia de partículas secundarias, cuyo máximo se observa en la región del límite superior de la
troposfera . Estas partículas secundarias se convierten en puntos de condensación de vapor de agua en la atmósfera, lo que conduce a la formación de
nubes . Nubes: reduzca la transparencia promedio de nuestra atmósfera. Como resultado, durante un máximo solar, la transparencia de la atmósfera aumenta, y durante un mínimo disminuye.
Durante el experimento de 10 años
"CLOUD" (realizado en el
CERN ), se descubrió que aunque los rayos cósmicos contribuyen significativamente a la formación de nubes, su influencia está lejos de ser la única: se pueden crear fuentes de núcleos para la condensación durante varias reacciones químicas del ácido sulfúrico, amoníaco y compuestos orgánicos que son liberados al aire por organismos vivos y en el proceso de la actividad humana.
Impacto en la astronáutica
Para los vehículos de órbita baja, las variaciones en la densidad de la atmósfera superior durante el ciclo de 11 años representan la mayor amenaza: a una altura de aproximadamente 150 km, la influencia del Sol en la densidad de la atmósfera es mínima, pero a partir de esta altura comienza a crecer, alcanzando una diferencia de un orden de magnitud entre la energía solar. mínimo y máximo (al máximo resulta ser más denso debido a un aumento en la densidad del viento solar y la radiación ultravioleta). Esto puede hacer que los dispositivos
aumenten la frecuencia de las maniobras orbitales para mantener su órbita de 4 veces al año (durante el mínimo solar), a una vez cada 2-3 semanas (durante el máximo).
Comparación de la vida útil del KORONAS-I (arriba) y el KORONAS-F (abajo),
lanzado en una órbita polar con una altitud de aproximadamente 500 km, cerca del mínimo y el máximo del 23 °
ciclo solar, respectivamente.
Otra amenaza son las bengalas y las eyecciones coronales, que crean una carga de radiación sobre los astronautas y los dispositivos automáticos. Ocurren con mayor frecuencia durante el ciclo solar máximo. Sin embargo, junto con esto, el flujo del viento solar aumenta, lo que hace que la
heliosfera solar sea más densa y aumenta ligeramente su tamaño (cuyas pulsaciones fueron registradas por
los Voyager ). Esto, a su vez, aumenta la detección del flujo de rayos cósmicos galácticos (que llegan al sistema solar desde el exterior) y reduce su flujo. Entonces, la dosis total de radiación recibida por los astronautas en órbita terrestre baja incluso disminuye durante el máximo solar:
La electricidad estática plantea una amenaza separada para el aparato, que ocurre cuando son bombardeados por electrones que llegan a nosotros con el viento solar, las emisiones coronales o se vierten del cinturón de radiación externo durante las perturbaciones del campo magnético de la Tierra.
Los más severos son los satélites
geoestacionarios , cuya órbita (de 6.6 radios de la Tierra) durante grandes tormentas geomagnéticas se extiende más allá de la cabeza de la onda de choque (en frente de ella). Por lo tanto, se ven obligados a pasar periódicamente a través de las regiones más perturbadas de la magnetosfera de la Tierra, y exhiben un flujo directo de eyecciones de masa coronaria. Esto impone restricciones severas sobre la resistencia a la radiación para la
base de
datos elemental de dispositivos, y la necesidad de una consideración particularmente cuidadosa de la protección contra la electricidad estática, ya que los dispositivos en esta órbita deben existir durante décadas.
Pronóstico del clima espacial
Los pronósticos más distantes utilizados en la práctica son los de 45 y 27 días. Aunque tienen poca precisión, ya se utilizan para planificar las actividades de los astronautas: se basa en la distribución de su trabajo para que los astronautas salgan al espacio exterior en un momento en que el Sol se vuelve hacia nosotros con el área menos activa (con el menor número de puntos).
La precisión del pronóstico de 3 días ya alcanza el 30-50%, pero la precisión máxima (aproximadamente 95% y más) solo se puede obtener por el pronóstico por hora obtenido de los satélites en el punto L
1 de Lagrange (a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra) hacia el sol). Ahora hay dos satélites: el
ACE lanzado el 25 de agosto de 1997 y el dispositivo
DSCOVR , que recientemente se puso en órbita (9 de febrero de 2015). Tales indicadores de baja precisión son causados por el hecho de que el campo magnético interplanetario creado por el Sol giratorio tiene la naturaleza de una estructura en espiral:
Y las eyecciones de masa coronal (desviadas por este campo magnético) pueden, en el último momento, "circunnavegar" la Tierra, mientras se enganchan en este aparato. El problema de obtener pronósticos precisos de 3 días es la heterogeneidad de este campo magnético, lo que complica la tarea de predecir la propagación de las eyecciones coronales.
La historia de Denis Rogov, un empleado del Instituto de Investigación del Ártico y la Antártida, sobre el clima espacial.Servicios de seguimiento solar, varios países:
Centro de Pronóstico del Clima Espacial de la NOAA (EE. UU.):
Http://www.swpc.noaa.gov/Programa de sensibilización espacial (UE) de la
ESA :
http://swe.ssa.esa.int/Proyecto conjunto de
Roscosmos y
LPI (Rusia):
www.tesis.lebedev.ruProyecto del Departamento de Física de Plasma Espacial,
IKI RAS (Rusia):
www.spaceweather.ruCentro de análisis de impacto solar (Bélgica):
sidc.oma.beOficina Australiana de Metrología:
www.sws.bom.gov.auServicio Internacional de Meteorología Espacial (ISES):
www.spaceweather.orgDepartamento de Recursos Naturales de Canadá:
www.spaceweather.gc.caOrganización comercial separada
www.spaceweather.com