EL CAMPO MAGNTICO TERRESTRE

EL CAMPO MAGNTICO TERRESTRE2011ELEMENTOS DEL CAMPO MAGNTICO TERRESTREEl campo magntico terrestre es una magnitud de carcter vectorialPara estudiar sus componentes se toma como referencia un punto de la superficie terrestre en un sistema trirrectangular de ejes vertical, N-S y E-O.De esta forma, la intensidad del campo (F) y sus proyecciones horizontal (H) y vertical (Z) estn relacionados a travs de los ngulos de declinacin (D), que forma H con el norte geogrfico, y de inclinacin magntica (I), que forman F y H.As, para expresar el campo magntico en un punto bastan las tres cantidades F, I, D.

ELEMENTOS DEL CAMPO MAGNETICO TERRESTRE

ELEMENTOS DEL CAMPO MAGNETICO TERRESTRE F: Intensidad del Campo Magntico.

H: Componente Horizontal del Campo.

D: Declinacin.

I: Inclinacin.

ELEMENTOS DEL CAMPO MAGNETICO TERRESTRE

ELEMENTOS DEL CAMPO MAGNETICO TERRESTREPara representar la distribucin mundial de cualquier elemento magntico en un mapa, debe eliminarse primero las variaciones temporales, y los valores de los elementos geomagnticos que interesen reducidos a cierto periodo comn de tiempo (como un ao) por referencia a la variacin secular del elemento. Por ejemplo, la figura muestra una carta mundial de la declinacin magntica (D) en la superficie de la Tierra para el ao de 1965.ELEMENTOS DEL CAMPO MAGNETICO TERRESTRE

Mapa de lneas isgonas o de igual declinacin magntica D calculado en base al campo geomagntico de referencia internacional para el ao 1965. Las lneas de declinacin magntica igual estn medidas hacia el Este (E) u Oeste (W) (vase la figura 15). ESTIMACIN DEL CAMPO MAGNETICO EN AREQUIPAPara definir el Campo Magntico en un punto bastan 3 cantidades: F, I, D. Estas cantidades la obtenemos de los mapas magnticos, de un Observatorios cercano (no mas de 200 Km) de la Web del IGRF.

En nuestro caso obtuvimos de la Web del IGRF introduciendo las coordenadas geodsicas y la cota de un punto los siguientes valores:ESTIMACIN DEL CAMPO MAGNETICO EN AREQUIPAF: 25000 nTI: 8 8D: 2

ESTIMACIN DEL CAMPO MAGNETICO EN AREQUIPA

TORMENTAS MAGNTICAS El trmino tormenta magntica que seala una perturbacin magntica de alcance mundial, fue acuado por Alexander von Humboldt (1769-1859).

Adems de las variaciones poco amplias y predecidas en el campo terrestre, hay bruscos disturbios que, por analogas meteorolgicas, se llaman tormentas magnticas.

Las tormentas magnticas originan cambios caractersticos en los elementos magnticos que dependen principalmente de la latitud.Actualmente no existe una teora completa para explicar las tormentas magnticas.

Sin dudas existe alguna relacin con la actividad solar, como se pone de manifiesto por su aparicin junto con las manchas solares y en periodos de 27 das (periodo de rotacin solar), y por el hecho de que las erupciones crosmosfericas se han observado en el mismo instante en el que los observatorios magnticos de todo el mundo han detectado aumentos bruscos de actividad magntica.

Las tormentas magnticas tienen importancia prctica considerable, pues su efecto en las transmisiones de radio es muy grande; tambin en las operaciones de prospeccin magntica hay que suspender las medidas, pues no hay manera de corregir los datos magnticos por los efectos no previsibles de las tormentas.

Las tormentas magnticas son perturbaciones transitorias de carcter mundial.

Las variaciones pueden ser de 1000 gammas.

Estn asociadas a la presencia de auroras boreales y manchas solares.QU PRODUCE LAS TORMENTAS MAGNTICAS?Las tormentas magnticas se han estudiado durante muchos aos, desde el espacio y desde el suelo.

Sus detalles varan de un episodio al siguiente, igual que las tormentas atmosfricas, que no se parecen una a otra, pero no obstante, muchos cientficos han llegado a la conclusin de que son una forma fundamental de liberacin de energa y de aceleracin de partculas.

Las tormentas magnticas tienen normalmente un principio bien definido, a menudo es la llegada de una perturbacin interplanetaria.Su origen es tipo externo y se debe a la interaccin de las partculas emitidas de forma continua y en especial en las erupciones solares con el campo magntico terrestre.

Estas partculas viajan con velocidades supersnicas, de unos 400 Km/s, y llegan a la tierra despus de unas veinte a cuarenta horas de su emisin y su interaccin con el campo magntico terrestre da origen en la magnetosfera.

Por lo tanto su principal efecto es sobre la magnetosfera donde la inyeccin de multitud de iones y electrones energticos, causa que la corriente de anillo se desarrolle de forma significativa.La corriente de anillo, o tambin llamadas las corrientes de Van Allen en honor a su descubridor J. A. Van Allen, es una zona que se forma en la zona ecuatorial.

Esta corriente de anillo esta formada por partculas, estas partculas se dividen en protones de alta energa (ms de 30 MeV), y protones y electrones de baja energa (menos de 6 MeV).

La corriente de anillos se divide en dos zonas: Una zona interna (partculas de alta energa) entre 1,5 y 2 RT y otra externa entre 4 y 5 RT.El enlace entre las tormentas magnticas y las manchas solares ha sido bien establecido a finales del siglo XIX.

Cuando eran visibles grandes manchas solares, eran mucho ms probables las grandes tormentas magnticas

En la terminologa actual, se puede decir que el intenso campo magntico de las manchas solares es seguido, probablemente, por liberaciones de energa magntica, manifestado por las fulguraciones y las eyecciones de masa de la corona solar, que envan nubes interplanetarias de plasma, cuyos frentes de choque, colisionan con la magnetosfera y causan las tormentas magnticas.Las tormentas magnticas producen efectos destacables en la tierra, como son:

Cambios en la corriente de lneas de alta tensin.

Interferencias estticas e interrupcin de transmisiones va radio.

Comportamiento errtico del instrumental empleado para la navegacin area y marina.

Alteraciones de los sistemas de comunicacin en general.

Cambios en la composicin de la capa de ozono de la atmsfera.

Las operaciones de prospeccin magntica hay que suspender las medidas, pues no hay manera de corregir los datos magnticos por los efectos no previsibles de las tormentas

MAGNETOGRAMAS

Magnetograma digital del Obsevatorio Magntico de Las Acacias , Provincia de Buenos Aires, del mes de noviembre de 2003. Se puede apreciar el cambio repentino, y de gran amplitud, en la Intensidad Total del Campo Geomagntico.

Magnetograma digital del Obsevatorio Magntico de Trelew , Provincia de Chubut, del mes de noviembre de 2003. Se puede apreciar el cambio repentino, pero de menor amplitud, en la Intensidad Total del Campo Geomagntico.

Representacin de la Interaccin del viento solar con la magnetosfera terrestreMANCHAS SOLARESUna mancha solar es una regin del Sol con una temperatura ms baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magntica.

Una mancha solar tpica consiste en una regin central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" ms clara.

Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 Km (casi tan grande como el dimetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensin e incluso algunas veces ms .Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera.

Simplemente porque estn ms fras que la temperatura media de la fotosfera; as la umbra tiene una temperatura de 4000K, mientras que la penumbra alcanza los 5600K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000K que presenta como promedio la fotosfera.

Las manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas Las manchas solares se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imn ya que existe un campo magntico con una intensidad entre 0,2 y 0,4 Teslas (T) mientras que el campo magntico terrestre tiene una intensidad de slo 0,05 nTeslas (nT).

Aunque los detalles de la creacin de las manchas solares todava son cuestin de investigacin, est bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magntico que se forma debajo de la fotosfera.

En ellos la presin y densidad son menores y por esto se elevan y enfran.Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotosfera aparece la fcula (antorcha pequea) que es una regin un 10% ms brillante que el resto. Por conveccin hay un flujo de energa desde el interior del sol.

El tubo magntico se enrosca por la rotacin diferencial.

Si la tensin en el flujo del tubo alcanza cierto lmite, el tubo magntico se riza.

La transmisin del flujo de energa desde el interior del sol se inhibe, y con l la temperatura de la superficie.

A continuacin aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magntica opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotosfera.

AURORAS BOREALESLa variedad de colores rojo, verde, azul y violeta que aparecen en el cielo, son productos de los diferentes gases de la ionosfera.

La Aurora Boreal est en constante cambio debido a la variacin de la interaccin entre el viento solar y el campo magntico terrestre. El viento solar genera normalmente ms de 100.000 megavatios de electricidad cuando produce una aurora.

Y esto puede causar interferencias con las lneas elctricas, emisiones radiofnicas y televisivas y comunicaciones por satlite .A travs del estudio de las aurora los cientficos pueden aprender ms sobre el viento solar como este afecta a nuestra atmsfera y como la energa de la aurora podra ser utilizada para objetivos tiles.

Las zonas en las que con mayor frecuencia se pueden observar las auroras corresponden a anillos a valos centrados en los polos magnticos (norte y sur).

28AURORAS BOREALESLa zona de aurora del norte se extiende por Alaska, norte de Canad, sur de Groenlandia, Islandia, norte de Noruega y Rusia. La zona de auroras del sur se encuentra en la Antrtica y sur del ocano Pacifico.

En estos valos la frecuencia de auroras al ao es de una 240 noches, disminuyendo esta frecuencia, tanto hacia dentro como hacia fuera del ovalo

29AURORAS BOREALES

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CONCLUSIONES

Se concluye que la variacin lunar diurna tiene un margen de error mucho mayor que la variacin solar diurna.

Las intensidades de las variaciones diurnas solares son directamente proporcionales a la duracin de la iluminacin solar en la zona de observacin.

Se tienen dos teoras sobre el origen del campo magntico, interno y externo.

Las tormentas magnticas se forman por las llegadas de perturbaciones interplanetarias.

Las tormentas magnticas son debidas a la aparicin de unas manchas que aparecen sobre la superficie solar cada 11,5 aos.

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