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ACTIVIDAD SOLAR
AURORA POLAR (BOREAL O AUSTRAL)
MANCHAS SOLARES
Una mancha solar visible a simple vista y tomada sin ningún equipo especial
Una mancha solar es una región del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera.
Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ=5,67•10–8 W/m2K4; véase Constante de Stefan-Boltzmann), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.
Historia Las primeras referencias claras a las manchas solares fueron hechas por los astrónomos chinos en el 28 a. C., quienes probablemente podían ver los grupos de manchas más grandes cuando la intensa luz del sol era filtrada por el polvo que el viento había llevado desde los desiertos del Asia central. En 1610 los astrónomos Johannes y David Fabricius observaron manchas mediante telescopios. Este último publicó una descripción en junio de 1611. Por último Galileo había estado enseñando las manchas solares a astrónomos en Roma, y Christoph Scheiner había estado observando las manchas probablemente durante dos o tres meses. La disputa de la prioridad entre Galileo y Scheiner, ninguno de los cuales sabía del trabajo del Fabricius, fue así tan vana como amarga. Las manchas solares tenían mucha importancia en el debate sobre la naturaleza del sistema solar. Demostraban que el Sol giraba y mostraban cambios en el Sol, contrariamente a la enseñanza de Aristóteles. Los detalles de su claro movimiento no tenían una explicación sencilla excepto en el Sistema heliocéntrico de Copérnico.
La evolución de una mancha solar
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. Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotoesfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20% de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75% de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día. Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al Ecuador.
Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2000 m/s (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera (efecto Evershed inverso).
Clasificación de las manchas El esquema McIntoch ha reemplazado al esquema Zurich en la clasificación de las manchas. Se utiliza un código de tres letras que describe la clase del grupo de mancha (sencilla, doble, compleja), el desarrollo penumbral de la mancha mayor y la compacidad del grupo. La letra A se reserva para los poros. La mayor parte de estos sólo llegan al estadio B. Las manchas que llegan a desarrollarse alcanzan su mayor área al cabo de una decena de días y luego empiezan a degenerar de modo que la mancha seguidora desaparece por regla general primero. El esquema de Monte Wilson se utiliza para describir el campo magnético que puede ser sencillo, bipolar o complejo.
Las manchas y la rotación solar La medición del desplazamiento de las manchas solares sobre el disco ha permitido deducir que el Sol tiene un periodo de rotación de aproximadamente 27 días. No todo el Sol gira a la misma velocidad, puesto que no es un cuerpo rígido, así en el Ecuador el periodo es de 25 días, a 40° de latitud es de 28 días y en los polos es aún mayor. A esto se conoce como rotación diferencial.
Variación de la actividad solar
400 años de actividad solar
Reconstrucción de 11 000 años de manchas solares
El número de manchas solares ha sido medido desde 1700 y hay estimaciones de 11 000 años atrás. La tendencia reciente es ascendente desde 1900 a los años sesenta. Heinrich Schwabe fue el primero que observó la variación cíclica del número de manchas solar entre 1826 y 1843 y llevó a Rudolf Wolf a hacer observaciones sistemáticas que comienzan en 1848. El retraso en reconocer esta periodicidad del Sol se debe al comportamiento muy raro del Sol durante el siglo XVII. El número de Wolf es una expresión que combina manchas individuales y grupos de manchas y que permite tabular la actividad solar. Wolf también estudió el registro histórico en un esfuerzo por establecer una base de datos con las variaciones cíclicas del pasado. Estableció una base de datos del ciclo hasta 1700. A parte del ciclo de 11 años se ha comprobado la existencia de un ciclo de unos 80 años durante la mitad del cual el número de manchas es bastante superior a la otra mitad. Wolf estableció una base de datos del ciclo hasta 1700, aunque la tecnología y técnicas para las observaciones solares cuidadosas estaban ya disponibles en 1610. Gustav Spörer pensó que la razón para que Wolf fuera incapaz en extender el ciclo era que había un período de 70 años entre 1640 y 1715 en el que raramente se observaron manchas solares. Los registros históricos de manchas solares indican que después de su descubrimiento en 1611 hubo dos máximos separados 30 años y luego la actividad declinó hasta un nivel muy bajo hacia 1640 y así se mantuvo hasta 1715, en que hemos recuperado el ciclo tal como lo conocemos.
Una comparación de tres imágenes con economías en transición casi tres años de diferencia se ilustra cómo el nivel de la actividad solar ha aumentado considerablemente. El Sol alcanza su máximo de manchas solares se espera de sus 11-años del ciclo solar en el año 2000. Estas imágenes se capturaron con Fe XII 195 emisiones que la corona solar a una temperatura de más de manchas solares alrededor de 1 millón K. muchas, las erupciones solares y eyecciones de masa coronal se producen durante el máximo solar. La progresión hacia las regiones más activa y el número o tamaño de los bucles magnéticos es inconfundible.
No se pudo apreciar el significado de la ausencia porque tras el descubrimiento de las manchas solares hubo 34 años de actividad y luego 70 sin ella, ¿quién podía decir lo que era normal? La investigación sobre las manchas solares estaba inactiva durante los siglos XVII y principios del XVIII debido al Mínimo de Maunder durante el cual ninguna mancha solar fue visible; pero después de la reasunción de la actividad solar, Heinrich Schwabe en 1843 descubrió cambio periódico undecenal en el número de manchas solar. Edward Maunder en 1895 y 1922 realizó estudios cuidadosos para descubrir que el problema no era la falta de datos observacionales sino la ausencia real de manchas. Para ello agregó al cuadro la ausencia durante el mismo periodo de auroras polares ligadas siempre a los ciclos de actividad solar. Las auroras que son normales en las Islas Británicas y en Escandinavia desaparecieron durante los 70 años de inactividad de modo que al reaparecer en 1715 causaron admiración y consternación en Copenhague y Estocolmo.
Puesto que las manchas solares son más oscuras es natural asumir que más manchas solar signifiquen menos radiación solar. Sin embargo las áreas circundantes son más luminosas y el efecto global es que más manchas solar dan lugar a un sol más luminoso. La variación es pequeña (del orden del 0,1%) y sólo se estableció por medidas por satélite de la variación solar a partir de los años ochenta. Durante el Mínimo de Maunder hubo unos inviernos anormalmente fríos e intensas nevadas tal como lo demuestran los registros históricos. La Tierra pudo haber refrescado casi 1 K. En 1920 Douglas hizo un trabajo pionero sobre la datación con los anillos de los árboles. Observó una tendencia general cíclica en la velocidad de crecimiento cada una o dos décadas. Al estudiar maderas de la segunda mitad del siglo XVII observó la ausencia de la periodicidad. Douglas leyó en 1922 el artículo de Maunder y le escribió para comunicarle su hallazgo. Los anillos de los árboles demuestran este enfriamiento pues son más delgados durante los periodos fríos y muestran concentraciones anormalmente altas de carbono radioactivo (14C). Este tipo particular de carbono se produce a grandes alturas sobre la atmósfera terrestre, debido a la radiación cósmica procedente de la galaxia. Sabemos que durante un mínimo solar el viento solar es más débil y hay un 10% más de 14C que cuando el Sol está activo. Se ha sugerido que algunas de las glaciaciones fueron el resultado de prolongados periodos de falta de actividad solar.
Evolución de las manchas en un ciclo: diagrama de mariposa
Diagrama de mariposa mostrando la ley de Spörer
Todas las manchas solares aparecen en ambos hemisferios en latitudes que van desde los 5° a los 40°. La actividad solar ocurre en ciclos de aproximadamente once años. El punto de actividad solar más alta durante este ciclo es conocido como el máximo solar, y el punto de actividad más baja es el mínimo solar. Al principio de un ciclo, las manchas solares tienden aparecer en las latitudes más altas (unos 40°) y a medida que el ciclo se acerca el máximo aparecen manchas con mayor frecuencia y cada vez a menos latitud (cerca del ecuador), hasta que se alcanza el máximo. Mientras esto ocurre aparecen las primeras manchas del ciclo siguiente a una latitud de unos 40°. A esto se llama la ley de Spörer. Hoy se sabe que hay varios períodos en el índice de la mancha solar (Número de Wolf) el más importante tiene 11 años de duración media. Este período también se observa en la mayoría de las otras expresiones de la actividad solar y se une profundamente a una variación en el campo magnético solar que cambia la polaridad con este período. George Ellery Hale une los campos magnéticos y las manchas solares para dar una comprensión moderna de la aparición de las manchas solares. Hale sugirió que el período de ciclo de mancha solar es de 22 años, cubriendo dos inversiones del campo del dipolo magnético solar. Horace W. Babcock propuso a un modelo cualitativo después para la dinámica de las capas exteriores solares. El Modelo Babcock explica la conducta descrita por la ley de Spörer, así como otros efectos, debido a campos magnéticos que se retuercen por la rotación del Sol.
Origen de las manchas solares
En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotoesfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotoesfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie. A continuación aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magnética opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotoesfera. Las recientes observaciones del satélite (SOHO) usando las ondas sonoras que viajan a través de la fotosfera del Sol permiten formar una imagen detallada de la estructura interior de las manchas solar, debajo cada mancha solar se forma un vórtice giratorio, esto hace que se concentren las líneas del campo magnético. Las manchas solares se comportan en algunos aspectos de modo similar a los huracanes terrestres. Las manchas suelen presentarse en grupos bipolares cuyos componentes tienen polaridades magnéticas opuestas. El Efecto Zeeman que consiste en un desdoblamiento de las rayas espectrales debido al campo magnético, ha permitido calcular la intensidad del campo magnético en las manchas y en el centro puede ser de unas décimas de tesla. El número de manchas solares sigue un ciclo de unos 11 años al final del cual la polaridad de las manchas y del Sol se invierten pasando de norte/sur y de sur/norte. Así pues el periodo magnético del Sol es de 22 años. El efecto Wilson nos dice que las manchas solares son realmente depresiones delante de la superficie de sol.
La observación de las manchas por los aficionados
Un grupo grande de manchas solares en el año 2004; puede verse muy claramente el área gris alrededor de las manchas; también se puede ver la granulación de la superficie del Sol
Las manchas solares se observan fácilmente incluso con un telescopio pequeño mediante proyección. En algunas circunstancias (los ocasos) pueden observarse las manchas solares a simple vista. Nota: los rayos solares pueden causar graves daños en los ojos (incluyendo ceguera permanente). Jamás se debe mirar directamente al Sol: puede causar un daño permanente en la retina, incluso antes de notar ningún daño. Lo mejor es proyectar la imagen del Sol sobre una pantalla. También es válido utilizar un filtro solar, pero tiene que ser un filtro de mylar que abarque todo el objetivo del telescopio y no sólo el filtro ocular pues estos últimos se calientan mucho y se pueden arruinar.
Relación de las manchas solares y fenómenos terrestres Se han efectuado intentos de relacionar el ciclo de 11 años de las manchas solares con fenómenos cíclicos de la Tierra, como variaciones del clima, periodos de lluvia y sequía, variación en la longitud del día. Ya hemos visto una correlación clara entre el crecimiento de los anillos de los árboles y la actividad solar. Aparte de ésta, las pocas correlaciones de este tipo que son razonablemente fiables parecen deberse a ligeras variaciones del flujo de energía total emitido por el Sol y a las tremendas perturbaciones magnéticas que podrían afectar a la parte superior de nuestra atmósfera. Esto podría influir en el clima terrestre. Más clara es su relación con el estado de la ionosfera. Ello puede ayudar a predecir las condiciones de propagación de la onda corta o las comunicaciones por satélite. Se puede por tanto hablar de un tiempo espacial.
Sucesos destacables
VIENTO SOLAR
El plasma del viento solar al llegar a la heliopausa
De forma genérica, se denomina viento solar al flujo de partículas (en su mayoría protones de alta energía, de alrededor de 500 keV) emitidos por la atmósfera de una estrella. La composición elemental del viento solar en el Sistema Solar es idéntica a la de la corona del Sol: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas, formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre 200 y 889 km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s. El Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo en forma de viento solar.
Dado que el viento solar es plasma, extiende consigo el campo magnético solar. A una distancia de 160 millones de km, la rotación solar barre al viento solar en forma de espiral, arrastrando sus líneas de campo magnético, pero más allá de esa distancia el viento solar se dirige hacia el exterior sin mayor influencia directa del Sol. Las explosiones desusadamente energéticas de viento solar causadas por manchas solares y otros fenómenos atmosféricos del Sol se denominan "tormentas solares" y pueden someter a las sondas espaciales y los satélites a fuertes dosis de radiación. Las partículas de viento solar que son atrapadas en el campo magnético terrestre muestran tendencia a agruparse en los cinturones de Van Allen y pueden provocar las Auroras boreales y las Auroras australes cuando chocan con la atmósfera terrestre cerca de los polos geográficos. Otros planetas que tienen campos magnéticos similares a los de la Tierra también tienen sus propias auroras.
El viento solar forma una "burbuja" en el medio interestelar (hidrógeno y helio gaseosos en el espacio intergaláctico). El punto en el que la fuerza ejercida por el viento solar no es suficientemente importante como para desplazar el medio interestelar se conoce como heliopausa y se considera que es el "borde" más exterior del sistema solar. La distancia hasta la heliopausa no es conocida con precisión y probablemente depende de la velocidad del viento solar y de la densidad local del medio interestelar, pero se sabe que está mucho más allá de la órbita de Plutón.
ERUPCIÓN SOLAR
Erupción solar
Una erupción solar es una violenta explosión en la atmósfera del Sol con una energía equivalente a decenas de millones de bombas de hidrógeno -hasta 6*1025 julios-. Las erupciones solares tienen lugar en la corona solar y la cromosfera, calentando plasma a decenas de millones kelvin y acelerando los electrones, protones e iones más pesados resultantes a velocidades cercanas a la de la luz. Producen radiación electromagnética en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, desde largas ondas de radio a los más cortos rayos gamma. La mayoría de las erupciones suceden alrededor de manchas solares, donde emergen intensos campos magnéticos de la superficie del Sol hacia la corona. La eficiencia energética asociada con las erupciones solares podría tardar horas o días en acumularse, pero la mayoría de las erupciones tardan sólo unos minutos en liberar su energía. Las erupciones solares se observaron por primera vez en el Sol en 1859. Se han observado erupciones estelares en otras estrellas. La frecuencia de estos sucesos varía, de varios al día cuando el Sol está particularmente "activo" a menos de una semanal cuando está "tranquilo". La actividad solar varía en un ciclo de 11 años (el ciclo solar). En la cúspide del ciclo suele haber más manchas en el Sol, y por tanto más erupciones solares.
Clasificación Las erupciones solares se clasifican como A, B, C, M o X dependiendo del pico de flujo de rayos X (en vatios por metro cuadrado, W/m2) de 100 a 800 picómetros en las inmediaciones de la Tierra, medidos en la nave GOES. Cada clase tiene un pico de flujo diez veces mayor que la anterior, teniendo las erupciones de clase X un pico del orden de 10-4 W/m2. Dentro de una clase hay una escala lineal de 1 a 9, así que una erupción X2 tiene dos veces la potencia de una X1, y es cuatro veces más potente que una M5. Las clases más potentes, M y X, están asociadas a menudo con varios efectos en el entorno espacial cercano a la Tierra. Aunque se suele usar la clasificación GOES para indicar el tamaño de una erupción, es sólo una medición. Dos de las erupciones GOES más grandes fueron los eventos X20 (2 mW/m2) registrados el 16 de agosto de 1989 y el 2 de abril de 2001. Sin embargo, estos dos eventos fueron eclipsados por una erupción el 4 de noviembre de 2003, que ha sido la erupción de rayos X más potente jamás registrada. Al principio se la clasificó como una X28 (2.8 mW/m2). Sin embargo, los detectores de GOES quedaron saturados durante el pico de la erupción, y actualmente se piensa que realmente estuvo entre X40 (4.0 mW/m2) y X45 (4.5 mW/m2), basándose en la influencia del evento sobre la afmósfera terrestre. La erupción se originó en la región de manchas 10486, que se muestra en la ilustración anterior varios días después del evento. Se cree que la erupción más poderosa de los últimos 500 años sucedió en septiembre de 1859: fue observada por el astrónomo británico Richard Carrington y dejó rastros en el hielo de Groenlandia en forma de nitratos y berilio-10, que permite medir su potencia aún hoy (New Scientist, 2005).
Peligros Las erupciones solares están asociadas a eyecciones de masa coronal (CME) influyen mucho nuestra meteorología solar local. Producen flujos de partículas muy energéticas en el viento solar y la magnetosfera terrestre que pueden presentar peligros por radiación para naves espaciales y astronautas. El flujo de rayos X de la clase X de erupciones incrementa la ionización de la atmósfera superior, y esto puede interferir con las comunicaciones de radio en onda corta, y aumentar el rozamiento con los satélites en órbita baja, que lleva a decaimiento orbital. La presencia de estas partículas energéticas en la magnetosfera contribuye a la aurora boreal y a la aurora austral. Las erupciones solares liberan una cascada de partículas de alta energía conocida como tormenta de protones. Los protones pueden atravesar el cuerpo humano, provocando daño bioquímico. La mayoría de estas tormentas tardan dos o más horas en llegar a la Tierra tras su detección visual. Una erupción ocurrida el 20 de enero de 2005 liberó la concentración de protones más alta medida directamente, que tardó sólo 15 minutos en llegar a la Tierra tras su observación.
El riesgo de irradiación que suponen las erupciones solares y CME es una de las mayores preocupaciones en cuanto a las misiones tripuladas a Marte o a la Luna. Se necesitaría algún tipo de blindaje físico o magnético para proteger a los astronautas. Al principio se creía que éstos tendrían dos horas para alcanzar algún refugio. Basándose en el evento del 20 de enero, podrían tener tan poco como 15 minutos para hacerlo.
EYECCIÓN DE MASA CORONAL
Se denomina eyección de masa coronal a una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar, que ocurre cada 11 años. Esta onda es muy peligrosa ya que, si llega a la Tierra y su campo magnético está orientado al sur, puede dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación, además de reducir el campo magnético de la Tierra por un periodo de tiempo. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Sin embargo, si está orientado al norte, rebotará inofensivamente en la magnetosfera.
TORMENTA GEOMAGNÉTICA
Partículas solares interactuando con la magnetosfera terrestre.
Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la magnetosfera terrestre. Asociada a una eyección de masa coronal (CME), un agujero en la corona o una llamarada solar, es una onda de choque de viento solar que llega entre 24 y 36 horas después del suceso. Esto solamente ocurre si la onda de choque viaja hacia la Tierra. La presión del viento solar sobre la magnetosfera aumentará o disminuirá en función de la actividad solar. La presión del viento solar modifica las corrientes eléctricas en la ionosfera. Las tormentas magnéticas duran de 24 a 48 horas, aunque pueden prolongarse varios días.
Etapas
Etapas de una tormenta solar, siendo A la Erupción solar, B la Tormenta de radiación y C la CME. Leyenda numérica: CUADRO A: 1-Sol, 2-laTierra, 3-atmósfera terrestre, 4-satélites; CUADRO B: 5-atmósfera después de la Erupción solar; CUADRO C: (sin leyenda numérica).
AURORA POLAR (BOREAL O AUSTRAL)
Aurora boreal en Alaska.
La aurora es un brillo que aparece en el cielo nocturno, usualmente en zonas polares. Por esta razón algunos científicos la llaman "aurora polar" (o "aurora polaris"). En el hemisferio norte se conoce como "aurora boreal", y en el hemisferio sur como "aurora austral", cuyo nombre 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 es visible de octubre a marzo, aunque los mejores meses para verla son enero y febrero, ya que es en estos meses donde las temperaturas son más bajas. Su equivalente en latitud sur, aurora austral posee propiedades similares.
Origen Una aurora boreal o polar se produce cuando una eyección de masa solar choca con los polos norte y sur de la magnetósfera terrestre, produciendo una luz difusa pero predominante proyectada en la ionósfera terrestre.
La aurora austral (11 de septiembre de 2005) tomada por el satélite IMAGE, digitalmente solapada a una fotografía Canica Azul.
El Sol, situado a 150 millones de km de la Tierra, está emitiendo continuamente partículas. Ese flujo de partículas constituye el denominado viento solar. La superficie del Sol o fotosfera, se encuentra a unos 6000 °C, sin embargo, cuando se asciende en la atmósfera del Sol hacia capas superiores la temperatura aumenta en vez de disminuir, tal y como la intuición nos sugeriría. 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, que forma estructuras espectaculares como se ve en las imágenes en rayos X. 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 magnetósfera. 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 como las que mostraría un imán imaginario colocado en dirección norte-sur en el interior de la Tierra, 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. Esa luz es la que vemos desde el suelo y denominamos auroras. Las auroras se mantienen por encima de los 95 km porque a esa altitud la atmósfera es tan densa y los choques con las partículas cargadas ocurren tan frecuentemente que los átomos y moléculas están prácticamente en reposo. Por otro lado, las auroras no pueden estar más arriba de los 500-1000 km porque a esa altura la atmósfera es demasiado tenue –poco densa- para que las pocas colisiones que ocurren tengan un efecto significativo. Se le llama aurora boreal cuando se observa este fenómeno en el hemisferio norte y aurora austral cuando es observado en el hemisferio sur. No hay diferencias entre ellas. La expresión en finés de la aurora boreal, "Revontuli", viene de una fábula lapona o saami. Repo significa zorro (diminutivo) y tuli fuego. Por lo tanto Revontuli es Fuego del Zorro.Según la leyenda, los rabos de los zorros que corrían por los montes lapones, se golpeaban contra los montones de nieve y las chispas que salían de tales golpes se reflejaban en el cielo. Los asiáticos creen que después de haber visto la Aurora Boreal, vivirás feliz el resto de tu vida. Especialmente se cree que es una fuente de fertilidad.
Los colores y las formas 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, generalmente en dirección este-oeste. 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. De repente la totalidad del cielo puede llenarse de bandas, espirales, y rayos de luz que tiemblan y 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. Aunque lo descrito es una noche típica de auroras, nos 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 557.7 nm, mientras que el color más rojo lo produce una transición menos frecuente a 630.0 nm. Para hacernos una idea, nuestro ojo puede apreciar colores desde el violeta, que en el espectro tendría una longitud de onda de unos 390.0 nm hasta el rojo, a unos 750.0 nm. Más adelante en este documento hay un pequeño apartado para aquellos que queráis saber un poco más acerca de estos procesos.
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. El proceso es similar al que ocurre en los tubos de neón de los anuncios o en los tubos de televisión. En un tubo de neón, el gas se excita por corrientes eléctricas y al desexcitarse envía la típica luz rosa que todos conocemos. En una pantalla de televisión un haz de electrones controlado por campos eléctricos y magnéticos incide sobre la misma, haciéndola brillar en diferentes colores dependiendo del revestimiento químico de los productos fosforescentes contenidos en el interior de la pantalla.
Auroras en otros planetas
Auroras observadas en el UV en Júpiter.
Este fenómeno no está restringido a la Tierra. Otros planetas del Sistema Solar muestran fenómenos análogos, como es el caso de Júpiter y Saturno que poseen campos magnéticos más fuertes que la tierra (Urano, Neptuno y Mercurio también poseen campos magnéticos), y ambos poseen amplios cinturones de radiación. Las auroras han sido observadas en ambos planetas, con el telescopio Hubble. Estas auroras, al parecer, son causadas por el viento solar; además, las lunas de Júpiter, especialmente Ío, son fuentes importantes de auroras. Se produce debido a corrientes eléctricas a lo largo de unas líneas, generadas por un mecanismo dínamo causado por el movimiento relativo entre el planeta y sus lunas. Ío, que posee volcanes activos e ionosfera, es una fuente particularmente fuerte, y sus corrientes generan, a su vez, emisiones de radio, estudiadas desde 1955. Las auroras han sido detectadas también en Marte por la nave Mars Express, durante unas observaciones realizadas en 2004 y publicadas un año más tarde. Marte carece de un campo magnético análogo al terrestre, pero sí posee campos locales, asociados a su corteza. Son éstos, al parecer, los responsables de las auroras en este planeta.
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