Trilogía de las Auroras Polares (III): Las Teorías

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Sir Edmund Halley, en 1716, contempló la aurora más bella del siglo XVIII. Su descripción se considera el primer hallazgo científico y continúa siendo válida hoy en día: “los rayos aurorales son debidos a las partículas, que son afectadas por el campo magnético; los rayos son paralelos al campo magnético de la tierra y la forma semejante a una bóveda es debida a los fenómenos de perspectiva”.

Otra teoría de esa época  proponía que la creación de las auroras se debía a la erupción de un gas proveniente del suelo que al tiempo podía causar terremotos. Por tanto, la presencia del fenómeno auroral, en este caso, era muy beneficioso puesto que disminuía la cantidad de “gas de terremotos” y con ello, el número e intensidad de los mismos.  En 1733, el científico francés Mairan publicó un extenso tratado sobre la Aurora boreal en el que implicaba la reflexión de la luz proveniente de los cristales de hielo en el aire de las regiones polares. Entre la multitud de teorías de aquel entonces, las más comunes otorgaban el papel clave del proceso a un gas ardiente.

En 1741, el físico y astrónomo sueco Anders Celsius, junto a su asistente Peter Hjorter aportaron el segundo hallazgo científico sobre las luces del norte al observar que la actividad magnética y la aurora boreal estaban conectadas. El tercero vino de la mano del químico y físico Henry Cavendish que, en 1790, obtuvo un resultado casi correcto en el cálculo de la altitud de la aurora. Sin embargo, su valor no fue determinante en la evolución del conocimiento sobre dicho parámetro puesto que,  cien años más tarde,  todavía había investigadores con una idea totalmente equivocada de la altitud de la aurora. En Rusia, la investigación fue iniciada por Mikhail Vasilievich Lomonosov, la principal figura de las letras y las ciencias rusas del siglo XVIII. Este creyó que la aurora se producía en el norte por la existencia de un mar sin congelar en algún lugar del océano Ártico y dedicó su vida a la búsqueda del mismo.

Durante el siglo XIX se determinó con mayor precisión la distribución de la frecuencia de las auroras y gracias a la observación de 1859, la relación entre las erupciones solares y la ocurrencia del suceso.  Pero nadie fue capaz de explicar el origen de la emisión de luz hasta que el sueco Ångström mostró pruebas válidas de que dicha emisión se debía a un gas. La era de la investigación sistemática comenzó durante los años 1882-83 con la organización del primer Año Polar Internacional, en el que se hicieron mediciones simultáneas en diferentes localizaciones cerca de la región polar. Sin embargo, antes de comenzar el año Polar, el danés Sophus Tromholt, publicó una descripción precisa del comportamiento global de la Aurora boreal y poco después, el sueco Carlheim – Gyllensköld proporcionó otra similar.

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Los secretos de la Aurora fueron revelados a principios del siglo XX por los profesores noruegos Kristian Birkeland y Carl Störmer. El primero afirmaba que la Aurora boreal está asociada a un gran sistema de corrientes eléctricas que cubría todo el espacio cercano a la tierra y se desplazaban en las regiones aurorales tanto horizontalmente como verticalmente a lo largo de las líneas del campo magnético. Las corrientes eléctricas paralelas al campo magnético se conocen como corrientes Birkeland y fueron medidas en la década de 1970. En cuanto a Störmer, ya en 1907, fue capaz de calcular las trayectorias de las partículas cargadas. Sin embargo, no fue hasta el año Geofísico Internacional, que las mediciones por satélite otorgaron a su trabajo la relevancia que merecía y pusieron de manifiesto la complejidad del acontecimiento. Corresponde ahora tratar su verdadera naturaleza.

En la formación de las auroras polares intervienen tres actores esenciales:

1. El viento solar

2. Los campos magnéticos, terrestre e interplanetario

3. Los cinturones de radiación

Estos tres personajes interpretan el amplio repertorio de auroras y determinan sus características y variantes.

El viento solar

La Tierra está constantemente inmersa en el llamado viento solar, que consiste en un plasma (gas caliente de electrones e iones positivos) que emite el Sol en todas direcciones. Tiene su origen en la capa más externa del sol, la corona solar, que se halla a una temperatura de alrededor de un millón de kelvin. En estas condiciones, la energía térmica es capaz de arrancar los electrones de sus respectivos átomos y generar el plasma. Debido a la abundancia de hidrógeno, se compone fundamentalmente de protones y electrones libres con una densidad de alrededor de 5 iones/cm3 y unas energías comprendidas entre 1,5 y 10 keV.  El viento solar alcanza la Tierra a una velocidad cercana a los 400 km/s, aunque esta velocidad puede ser mucho mayor en las llamaradas solares o las eyecciones de masa coronal, en las que llega más allá de la órbita de Plutón.

Campos magnéticos. La magnetosfera

En 1600, William Gilbert (http://naukas.com/2014/05/27/william-gilbert-un-hombre-con-magnetismo/) descubrió que el campo magnético de la tierra era semejante al de un imán dipolar (barra imantada) cuyas líneas de campo forman bucles simétricos respecto al eje magnético terrestre partiendo del polo sur (norte magnético) y entrando por el polo norte (sur magnético).

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Durante un largo tiempo se mantuvo este modelo y se perfeccionó incluyendo la deriva de los polos magnéticos respecto a los geográficos. Todo parecía cuadrar estupendamente sin la inclusión del viento solar, cuya presencia cambió de forma drástica el escenario.

Compuesto por partículas dotadas de carga eléctrica, el viento solar es altamente conductor y ello conlleva dos consecuencias fundamentales en la distribución espacial de los campos magnéticos presentes. En primer lugar, las cargas eléctricas en movimiento extienden el campo magnético del sol hasta los confines del sistema solar formando lo que se conoce como campo magnético interplanetario (IMF, en inglés). En segundo lugar, se produce un efecto de apantallamiento por parte del campo magnético terrestre, que representa un obstáculo para el libre paso del viento. Así, a una distancia media de 70000 km (11 veces el radio terrestre), el viento solar se separa formando un arco de choque que comprime el campo magnético terrestre por el lado del sol. En el lado opuesto, el campo queda confinado en una forma troncocónica con una larga cola que se extiende hasta más allá de 6000000 km (1000 radios terrestres).

La región donde queda confinado el campo magnético terrestre por la interacción del viento solar recibe el nombre de magnetosfera y la frontera entre ambos se denomina magnetopausa. La magnetosfera contiene gran cantidad de tenues plasmas, de diferentes densidades y temperaturas, cuyo origen es el viento solar y la ionosfera.

Los trabajos de Joan Feynman fueron fundamentales para dilucidar la forma de la magnetosfera a partir de las mediciones tomadas por una nave espacial lanzada para vigilar el cumplimiento del  tratado de prohibición de ensayos nucleares.

Esquema de un corte transversal de la magnetosfera

Esquema de un corte transversal de la magnetosfera

Detalle de la magnetosfera y sus regiones

Detalle de la magnetosfera y sus regiones

En 1961, el físico británico James W. Dungey sugirió que el campo magnético interplanetario podría unirse con las líneas del campo magnético terrestre que parten de los polos, y que este fenómeno -al que denominó reconexión magnética– se produciría con mayor facilidad cuando el campo magnético del viento solar está orientado hacia el sur, o sea, antiparalelo al campo geomagnético. El también físico británico Christopher Thomas Russell (1943, -), que lideró los experimentos sobre campos magnéticos del satélite Polar GGS de la NASA y mapeó la magnetosfera, demostró que la reconexión era un proceso inestable. Observó que las líneas de campo forman “cuerdas” y “paquetes” que, con el tiempo, se van separando de la magnetosfera y son arrastrados hacia el interior de la cola, aunque el campo magnético interplanetario permanezca constantemente orientado hacia el sur.

Cuando las partículas ionizadas del viento solar discurren por la magnetopausa (contorno de la magnetosfera) atraviesan líneas de campo reconectadas y son desviadas en direcciones opuestas según sea su polaridad, creando una corriente eléctrica. La magnetopausa, por tanto, es un gigantesco generador (denominado “generador auroral”) que convierte la energía cinética de las partículas del viento solar en energía eléctrica con una potencia calculada de más de 1 TW (1 millón de MW). A título comparativo puede decirse que es la potencia típica que pueden proporcionar 1000 centrales nucleares.

El movimiento del plasma se rige por las leyes clásicas del electromagnetismo, de modo que los iones positivos viajan hacia el lado del amanecer del plano ecuatorial de la magnetopausa en tanto que los negativos se dirigen hacia el lado del anochecer, creando así dos polos eléctricos, positivo y negativo respectivamente. Aparte del movimiento perpendicular al campo magnético terrestre, algunos electrones del plasma contenido en la magnetosfera viajan a lo largo de las líneas del campo magnético, guiadas como las cuentas de un collar, y girando al mismo tiempo alrededor de la línea. El movimiento resultante es una trayectoria helicoidal sobre las líneas de campo.

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Por tanto, parece que las partículas deberían introducirse en la atmosfera terrestre y acabarían chocando con algún átomo, al que cederían toda o parte de su energía cinética, tal como se aprecia en la figura.

Reflexión y corrientes alineadas con el campo

A medida que las partículas se acercan a la Tierra siguiendo las líneas de campo, la intensidad del mismo va creciendo por influencia directa del magnetismo terrestre que tiene un valor típico de 30 a 50 mT cerca de la superficie, mucho más fuerte que el interplanetario que es del orden de sólo 2 a 5 nT. Por ello, la pendiente del movimiento helicoidal de los electrones tiende a incrementarse a medida  que se aproximan y acaban siendo reflejados. Esta reflexión explica también la existencia de anillos toroidales, fuertemente ionizados, conocidos como Cinturones de van Allen, en honor del físico que los descubrió, y consisten en un una gran cantidad de iones atrapados que se mueven en espiral entre los polos magnéticos del planeta.

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Este proceso genera las corrientes alineadas con el campo -también conocidas como corrientes de Birkeland, quien predijo su existencia en 1908- que conectan la magnetopausa con la ionosfera mediante partículas cargadas que se mueven dentro de la región de plasma, siguiendo las líneas de campo. Las partículas, básicamente electrones, fluyen de modo que la corriente circula en dirección este por el lado naciente de la ionosfera terrestre, rodea las regiones polares y sale hacia el espacio por el lado de poniente de la ionosfera (ver figura). Obviamente, dado que la carga de los electrones es negativa y debido a la convención de signos, el movimiento real de los electrones es justamente el inverso del descrito.

La intensidad de estas corrientes alcanza el millón de amperios. Hay también unas corrientes secundarias que producen auroras en el lado del amanecer. En realidad se dan procesos de notable complejidad que escapan del alcance de esta entrada. Las palabras del Dr. Carl-Gunne Fälthammar escritas en 1986 dan idea de las dificultades: «Una razón por la cual las corrientes de Birkeland son especialmente interesantes es que, en el plasma que las transporta, producen varios procesos físicos como ondas, inestabilidades y formación de estructura fina. Estos a su vez producen la aceleración de partículas cargadas, tanto positivas como negativas, y la separación de elementos (tal como la eyección preferencial de iones de oxígeno). Ambas clases de fenómenos poseen una importancia astrofísica que va más mucho más allá de la comprensión del espacio inmediato que rodea al planeta Tierra».

Esquema de las corrientes alineadas con el campo y los sistemas de corrientes que interconectan en la ionosfera.

Esquema de las corrientes alineadas con el campo y los sistemas de corrientes que interconectan en la ionosfera.

Generación de las auroras

Las luces de la aurora se generan cuando los haces de electrones, fuertemente acelerados por los campos electromagnéticos presentes, impactan con átomos de la atmósfera. Al chocar, las partículas les transmiten parte de su energía cinética, excitándolos o ionizándolos. Al volver a su estado fundamental, el exceso de energía se convierte en radiación electromagnética. A su vez, las partículas siguen viajando y chocando con más átomos y, a medida que se mueven hacia la Tierra, la atmósfera es más y más densa con lo que aumenta la frecuencia de las colisiones y cada vez se mueven más lentamente. Cuando ya ha perdido gran parte de su energía cinética, lo que ocurre cuando llega a una altura de unos 100 km, ya no es capaz de excitar más átomos y cesa la emisión electromagnética.

Esta radiación presenta un amplio espectro de frecuencias, que va del infrarrojo al ultravioleta lejano, aunque obviamente solo resulta visible el rango de colores que percibe el ojo humano.  En el caso de las emisiones ultravioletas, únicamente son detectables desde satélites debido a la absorción de estas longitudes de onda por parte de la atmósfera terrestre, pero las imágenes tomadas por el Viking demuestran una gran actividad UV en el lado iluminado por el sol, a veces superior a la del lado oscuro.

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Formas y colores

Las auroras presentan muchas formas diferentes, tanto que puede decirse que no hay dos iguales. No obstante existen características que se repiten dando lugar a ciertos patrones.

Las auroras más comunes no son fáciles de describir, ya que carecen de forma. Son las que se manifiestan como un tenue resplandor a través del cielo de color verde, rojo o púrpura.

Las que puede verse corrientemente tienen forma de un arco, de bordes borrosos, que se extiende a través del cielo en dirección este-oeste. Con frecuencia el arco está formado por cintas de color blanco verdoso o verde y si se observa detenidamente se puede ver que estas cintas están compuestas por muchos rayos paralelos que siguen la dirección del campo magnético terrestre. En las auroras activas, estos rayos cambian de brillo como las llamas de una hoguera. La longitud del arco es del orden de 1000 o más kilómetros, pero su ancho puede ser de solo unos centenares de metros. La altura es de unos 100 km. Otras auroras son rojas, incluso de un rojo brillante y se encuentran a unos 200 km de altura.

El observador que está en pie directamente debajo de la aurora puede ver una corona  y, debido al efecto de perspectiva, tiene la impresión de que todos los rayos parten de un mismo punto como los rayos de sol cuando está detrás de una nube. Si se desplaza hacia el norte o el sur, cambia el efecto de perspectiva y la misma aurora aparece como un arco.

Los efectos más espectaculares ocurren durante las llamadas subtormentas aurorales descubiertas durante el año geofísico internacional de 1957-1958. Su origen son perturbaciones locales del campo magnético, denominadas tormentas magnéticas o magnetosféricas que se producen varias veces al día y duran entre 10 y 30 minutos. El primer indicio de una subtormenta es el repentino incremento del brillo de una aurora en forma de cortina, que se produce entre el atardecer hasta la media noche. El brillo se va extendiendo rápidamente a lo largo de la cortina, que comienza a moverse hacia el polo en el sector de medianoche a una velocidad de cientos de metros por segundo, dando lugar a una estructura combada. En los límites de la comba empiezan a aparecer movimientos ondulantes que se transmiten por la cortina y, cuando ésta llega a mitad de su camino alrededor del polo, en el sector del amanecer, la cortina se rompe en muchos fragmentos.

Durante las subtormentas, todo el cielo se llena de formas y colores fantásticos, que cambian rápidamente y ofrecen un espectáculo inolvidable. La fase más intensa dura normalmente unos diez minutos. Otro tipo relacionado con las subtormentas magnetosféricas es el de las auroras pulsantes, que acostumbran a producirse después de la medianoche. Aparece en el cielo un conjunto de débiles manchas de luz que se encienden y apagan independientemente durante unos pocos segundos, con diferentes velocidades. El efecto aleatorio es como una danza de brillos y oscuridades.

Aunque, como ya hemos señalado, el espectro de emisión de las auroras se extiende desde el infrarrojo hasta el ultravioleta, dentro del espectro visible los colores que más frecuentemente presentan las luces del norte son: verde (el más habitual), rojo (muy raro), púrpura y azul. Estos colores corresponden a los espectros de emisión de los gases presentes en la atmósfera y a mezclas entre ellos. Los colores se generan a diferentes alturas, al variar la composición de la atmosfera y la energía de las partículas incidentes.

Por orden decreciente de alturas (aproximadas) se tiene:

Más de 250 km:    Rojo. Oxígeno. 630 nm

200 km:    Verde. Oxígeno atómico. 558 nm

100 km:    Púrpura/Violeta. Nitrógeno. 428 nm

100 km:    Rojo. Nitrógeno. 600 – 700 nm

Espectros O-N

La emisión de luz verde por átomos de oxígeno excitados tiene una característica inusual. La mayoría de moléculas o átomos excitados vuelven a su estado fundamental, con la emisión de un fotón, en un tiempo muy breve, del orden de microsegundos o menos. Por el contrario, el oxígeno, comparativamente, toma un tiempo enorme. Cuando el fotón emitido es verde, la caída al estado fundamental se produce después de 0,75 s mientras que cuando es rojo tarda cerca de 2 minutos. Si durante este tiempo el átomo excitado choca con otro átomo de la atmosfera, le transmite su exceso de energía y no se emite ningún fotón.  Esto explica que la luz roja aparezca sólo en la parte superior de la aurora, donde la atmosfera está muy enrarecida, y porqué son tan raras las auroras rojas, que precisan una gran cantidad de energía procedente de algún fenómeno solar extraordinario.

Por  debajo de los 100 km, incluso el verde queda bloqueado por la abundancia de choques y se observa un borde inferior púrpura correspondiente a las emisiones azul/roja del nitrógeno.

Con la explicación sobre el carácter más visual de las auroras, sobre el colorido y formas que presentan, cerramos esta trilogía (entradas I y II) sobre uno de los fenómenos más bellos y excitantes de la geofísica que aún no está resuelto por completo. La resolución de sus secretos es un reto abierto.

Quiero agradecer a Paco Bellido (@ElbesoenlaLuna) que me haya permitido ilustrar la trilogía con sus fotografías. Ha sido un verdadero honor. Para poder disfrutar de su obra no dejéis de visitar sus blogs El beso de la luna y Cuaderno de viaje.

Los artículos de “Trilogía de las Auroras Polares: Las Crónicas (I), Las Leyendas (II) y Las Teorías (III)” han sido galardonados con el Premio “It´s Science Bitches” de Emilio Capitel

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Acerca de Laura Morrón

Licenciada en Física por la Universidad de Barcelona y máster en Ingeniería y Gestión de las energías renovables por IL3. Tras años dedicada a la protección radiológica, he encontrado un empleo como directora editorial de Next Door Publishers, que aúna mi pasión por la divulgación científica y la literatura. Aparte de esta labor, también ejerzo de divulgadora científica en mi blog «Los Mundos de Brana» —premiado en la VI edición del Concurso de Divulgación Científica del CPAN—, en el podcast «Crecer soñando ciencia» y en las plataformas «Naukas» y «Hablando de Ciencia». He colaborado en el blog «Desayuno con fotones» y los podcasts de ciencia «La Buhardilla 2.0» y «Pa ciència, la nostra». Soy socia de ADCMurcia, Cienciaterapia, Asociación Podcast y ARP-SAPC. En 2015 tuve el honor de ser galardonada con el premio Tesla de divulgación científica de «Naukas».
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9 respuestas a Trilogía de las Auroras Polares (III): Las Teorías

  1. Pingback: Las teorías sobre las auroras boreales

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  3. Mizar dijo:

    Enhorabuena, una serie muy completa. Felicidades.

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  5. Pingback: Trilogía de las Auroras Polares (I): Las Crónicas | Los Mundos de Brana

  6. MarianoS dijo:

    Plas plas plas. Plas!

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