La primera indicación de que el Sol pudiera emitir un “viento” provino de las colas de los cometas, viendo que apuntan contra el Sol, tanto si se aproximan como si se alejan del él. Kepler, a principios del siglo XVII, conjeturó que esas colas estaban guiadas por la presión de la luz solar y su conjetura aún es válida para la multitud de colas de cometas, que están formadas por polvo.

Sin embargo, los cometas también tienen colas de iones, brillando en sus propias líneas del espectro, no solo en la dispersión de la luz solar. Esas colas pueden apuntar hacia direcciones ligeramente diferentes y a veces se observa su aceleración repentina, provocando su deformación o curvatura. El cometa Hale-Bopp, un cometa que tuvo su mayor brillo en marzo-abril de 1997, mostraba claramente esas colas gemelas. Mientras que la cola de polvo era mucho más brillante, la de plasma tenía un color distinto, tendiendo hacia el azul.

 Cometa Halley, con su  cola de plasma deformado.

La presión de la luz solar no puede explicar este comportamiento, pero en 1943 Cuno Hoffmeister, de Alemania, y posteriormente Ludwig Biermann, propusieron que aparte de la luz, el Sol también emitía un flujo constante de partículas, una “radiación corpuscular solar” que empujaba los iones. Las variaciones en la velocidad de las partículas podrían explicar las aceleraciones y por eso la cola no apuntaría directamente desde el Sol debido a que la velocidad de flujo de las partículas casi nunca era  mayor que la propia velocidad del cometa.

Teoría de Parker

Nadie aportó una buena razón del por qué debería existir esa “radiación de partículas”, hasta que en 1958 Eugene Parker de la Universidad de Chicago, intentó deducir la estructura de equilibrio de la corona. Se preveía que la corona, a grandes distancias, disminuiría hacia presión y densidad cero, pero Parker halló que la conducción de calor interfería con ese equilibrio, y en lugar de eso sugirió otra solución en la que las capas superiores de la corona fluían hacia fuera del Sol a una velocidad como la de “radiación corpuscular” de Biermann. El flujo se llamó “viento solar”, y su existencia  fue confirmada posteriormente mediante instrumentos abordo de vehículos especiales.

 El viento solar configura la magnetosfera terrestre y proporciona energía para sus muchos procesos. Su densidad en la órbita terrestre es de unos 6 iones por cm³ –mucho menor que el “mejor vacío” obtenido en laboratorio sobre la Tierra. La distribución de iones en el viento solar se asemeja generalmente a la distribución de elementos en el Sol –mayoritariamente protones, con un 5% de helio y menores proporciones de oxígeno y otros elementos. (También hay electrones, por supuesto, contrarrestando la carga positiva de los iones y manteniendo el plasma eléctricamente neutro). Todo esto fluye del Sol con una velocidad media de 400 km/s y, tal y como mostró la sonda espacial Voyager 2, este flujo se extiende más allá  de los planetas más alejados, más de 30 veces más distantes del Sol que la Tierra y probablemente continúe aún más allá.

El Campo Magnético Interplanetario

La regiones donde nace el viento solar están inmersas en el campo magnético solar (aunque quizá en regiones donde ese campo es relativamente débil). Sin embargo, el plasma surge desde regiones de campos magnéticos que pueden dispersar esos campos hacia donde sea que lleguen. Esto ocurre por la “línea de preservación del campo” , una propiedad proveniente de las ecuaciones del plasma ideal. Por esas ecuaciones, en un plasma ideal, los iones y los electrones que comienzan compartiendo la misma línea de campo magnético, continúan haciéndolo posteriormente, como si la línea fuese un hilo (deformable) y las partículas unas cuentas ensartadas en él.

 Si la energía del campo magnético es dominante, sus líneas de campo mantienen su forma y el movimiento de las partículas deben avenirse a ellas; eso es lo que ocurre en los cinturones de radiación. Por otro lado, si  la que es dominante es la energía de las partículas –o sea, si el campo es débil y las partículas densas– el movimiento de las partículas  solo es afectado ligeramente, mientras que las líneas del campo son dobladas y arrastradas a seguir ese movimiento. Este es el caso del viento solar.

 Imagine una línea de campo extendiéndose desde la masa solar hasta la corona superior. Las partículas en sus “raíces” permanecen con el Sol, pero las de la alta corona fluyen con el viento solar, hacia la órbita de la Tierra y mucho más allá. Todo este tiempo (bajo condiciones ideales- una buena aproximación) la misma línea de campo continúa conectando ambos grupos. Así algunas líneas de campo solar se extenderán hasta la Tierra y más allá, produciendo el campo magnético interplanetario (IMF). Es este IMF el que permite al viento solar “atrapar”  los iones de la cola de un cometa, como se hizo en un “cometa artificial” producido en un experimento en 1985 (vea iones positivos, “nubes de iones de bario”). El IMF juega un papel importante en la relación entre la magnetosfera y el viento solar.

La historia del viento solar

La teoría de Parker sobre el viento solar no fue aceptada por todos cuando se publicó por vez primera en 1958 y fue discutida hasta que la confirmaron las observaciones:

• En 1961 Herbert Bridge con Bruno Rossi y el equipo del MIT consiguieron observaciones más detalladas con una compleja trampa de iones abordo del Explorer 10 de la NASA, un vehículo diseñado para explorar la parte nocturna de la cola de la  magnetosfera que estaba a menudo inmersa en el viento solar.

• En 1962, cuando el  Mariner II voló hacia Venus, no detectó solo un flujo continuo de viento solar, sino que observó también  sus chorros rápidos y lentos, que se repetían aproximadamente a intervalos de 27 días, sugiriendo que sus orígenes giraban con el Sol.

La  gráfica superior de la imagen inferior muestra las variaciones en la velocidad del viento solar como las vio el Mariner 2: los valores fluctúan entre 400 y 700 km/s. La gráfica inferior muestra las variaciones en la “variación” del campo magnético terrestre, que obviamente va arriba y abajo de forma similar.

Posteriormente se encontró que el origen de los chorros rápidos estaba en los “agujeros de la corona” estudiados en 1973-4 desde la estación espacial Skylab. En las regiones de manchas, las líneas de campo forman arcos que retienen el viento solar, pero entre los “agujeros” se extienden hacia fuera, lo que permite al plasma acelerar sin impedimentos. El viento solar de baja velocidad proviene de las regiones entre manchas y de lo agujeros de la corona.

El Ulysses

Las regiones polares del Sol también tienen esas líneas de campo apuntando hacia el exterior, como se evidencia por los “penachos polares” que se ven en la corona durante un eclipse total de Sol. Por consiguiente, se preveía que el viento solar sobre los polos solares sería relativamente rápido y con un flujo suave. Se había planeado una misión hasta esa región desde los años 1970 y se llevó a cabo, después de muchos retrasos y recortes, por el vehículo Ulysses (Nombre latino de Odiseo), una empresa conjunta entre la NASA y los europeos. El Ulysses pasó sobre el polo sur solar en septiembre de 1994 y sobre el polo norte en 1995.

Todas las órbitas planetarias se sitúan aproximadamente en el mismo plano que la de la Tierra (”plano de la eclíptica”), que está también próximo al plano ecuatorial del Sol. Para alcanzar una posición sobre el polo solar el Ulysses necesitó salir de ese plano y lo hizo primero volando más allá del planeta Júpiter y, usando la gravedad del planeta como un punto de giro, columpiarse hacia la tercera dimensión. El Ulysses confirmó la existencia de un rápido flujo continuo de viento solar sobre los polos y observó muchos fenómenos interesantes asociados con él.

Fuente: NASA (educación) http://pwg.gsfc.nasa.gov/Education/

El período orbital de un satélite aumenta cuando crece su distancia media a la Tierra. La lanzadera espacial en una órbita circular de baja altitud, justo sobre la atmósfera, completa el círculo en unos 90 minutos. Su órbita está a unos 6.700 km del centro de la Tierra, mientras que la luna, que está a 380.000 km, completa una órbita en 27,3 días. A distancias intermedias hay períodos intermedios y en algún lugar entre los los dos extremos está la distancia donde el período orbital es de 24 horas. Está a unos 42.000 km o 26.000 millas, unos 6,6 radios terrestres.

[La fórmula para el período T de un satélite que orbite la Tierra en un circulo de radio R radios terrestres se puede calcular con la 3ª ley de Kepler y su

T = 84 minutos x R x (raíz cuadrada de R)

Si tiene a mano una calculadora, puede fácilmente comprobar el valor de T para R=6.6]

Un satélite que esté en órbita sobre el ecuador a esa distancia mantiene su posición sobre algún punto sobre el suelo; se la conoce como órbita sincrónica, del griego sin–mismo, cronos–tiempo. Una órbita así es útil primero y sobretodo para los satélites de comunicaciones, debido a que una estación en tierra enlazada con el satélite estará siempre en contacto con él, todo el tiempo que su antena apunte hacia un punto fijo en el cielo. Lo mismo ocurre con las antenas parabólicas que reciben las emisiones de TV desde esos satélites y por supuesto, los satélites meteorológicos diseñados para observar (digamos) el tiempo en los EE.UU. siempre tendrá la visión apropiada si está estacionado en una órbita sincrónica y mirando hacia los EE.UU. La agencia NOAA del gobierno de los EE.UU. (”National Oceanic and Atmospheric Administration”) mantiene un conjunto de satélites sincrónicos  GOES para la observación del tiempo y vigilar el ambiente espacial. Las imágenes obtenidas por esos satélites están disponibles en la web y son actualizadas cada 15 o 30 minutos.

La red de seguimiento de la NASA, también usa satélites TDRSS (Tracking, Data and Relay Satellite System) en órbitas sincrónicas para recopilar datos de los vehículos espaciales cercanos a la Tierra. Actualmente más de 200 vehículos espaciales comparten esa órbita, la mayoría satélites de comunicaciones comerciales.

La órbita sincrónica también es la frontera aproximada entre la protegida magnetosfera terrestre y las partes exteriores donde suceden las subtormentas y otros cambios activos. Por esta razón muchos satélites sincrónicos transportan detectores de campos magnéticos y para la detección de iones y electrones atrapados o inyectados. El interés en esa región está motivada en parte para la comprensión de que la llegada repentina de una gran cantidad de partículas energéticas, como ocurre de vez en cuando, pueden cargar los satélites con varios cientos de voltios, pueden crear señales falsas en sus circuitos y pueden incluso, en casos extremos, causar serios daños.

Arriba, podemos ver un registro de los electrones interceptados por el satélite sincrónico ATS 6 el 20 de julio de 1974. Los picos dentados marcan la llegada de electrones en subtormentas y desaparecen gradualmente de nuevo. Las menores energías que persisten pertenecen a la lámina de plasma de la cola magnética en la que el satélite está inmerso durante casi la mitad de su órbita.

Fuente: NASA

Al Plasma se le llama a veces “el cuarto estado de la materia”, además de los tres conocidos, sólido, líquido y gas. Es un gas en el que los átomos se han roto, que está formado por electrones negativos y por iones positivos, átomos que han perdido electrones y han quedado con una carga eléctrica positiva y que están moviéndose libremente.

Donde vivimos nosotros, en la baja atmósfera, cualquier átomo que pierde un electrón (p.e., cuando es alcanzado por una partícula cósmica rápida) lo recupera pronto o atrapa otro. Pero la situación a altas temperaturas, como las que existen en el Sol, es muy diferente. Cuanto más caliente está el gas, más rápido se mueven sus moléculas y átomos, y a muy altas temperaturas las colisiones entre estos átomos moviéndose muy rápidamente son lo suficientemente violentas como para liberar los electrones. En la atmósfera solar, una gran parte de los átomos están permanentemente “ionizados” por estas colisiones y el gas se comporta como un plasma.

A diferencia de los gases fríos (p.e. el aire a la temperatura ambiente), los plasmas conducen la electricidad y son fuertemente influídos por los campos magnéticos. La lámpara fluorescente, muy usada en el hogar y en el trabajo, contiene plasma (su componente principal es el vapor de mercurio) que calienta y agita la electricidad, mediante la línea de fuerza a la que está conectada la lámpara. La línea hace positivo eléctricamente a un extremo y el otro negativo (vea el dibujo inferior) causa que los iones (+) se aceleren hacia el extremo (-), y que los electrones (-) vayan hacia el extremo (+). Las partículas aceleradas ganan energía, colisionan con los átomos, expulsan electrones adicionales y así mantienen el plasma, incluso aunque se recombinen partículas. Las colisiones también hacen que los átomos emitan luz y, de hecho, esta forma de luz es más eficiente que las lámparas tradicionales. Los letreros de neón y las luces urbanas funcionan por un principio similar y también se usan (o usaron) en electrónica.

[En el caso de que se pregunte: cuando se enciende por primera vez la lámpara fluorescente, el gas está frío, pero unos pocos iones y electrones están siempre presentes debido a los rayos cósmicos y a la radioactividad natural. Las colisiones los multiplican rápidamente.

Y es verdad dado que se usa corriente alterna, los puntos positivo (+) y negativo (-) que alimentan al tubo se alternan 60 veces cada segundo. Sin embargo, los iones y electrones responden mucho más rápido que eso, por lo que el proceso permanece sin cambios.]

Profundicemos más en cómo funciona el fluorescente

Usted habrá notado en la imagen que el circuito del aparato de luz fluorescente tiene incluido un balasto (reactancia). Usted también los debió observar en los aparatos de su casa, a menudo integrados dentro de una caja rectangular. Los bombillos ordinarios de filamentos incandescentes están directamente conectados a las líneas de voltaje, pero las lámparas fluorescentes siempre reciben su corriente a través de una reactancia. ¿Por qué?

Buena pregunta. Si usted ha estudiado electricidad, seguramente estudió la Ley de Ohm, según la cual la corriente que fluye a través de un mecanismo es inversamente proporcional a su resistencia eléctrica R. Doble la resistencia R y tan sólo 1/2 de la corriente pasará a través de ella, remplácela con una 10 veces mayor y sólo 1/10, cuanto mucho, podrá fluir. Es un poco como agua que fluye en una tubería–si usted hace la tubería 10 veces más angosta, entonces (las otras variables son las mismas) tan sólo 1/10 de agua, a lo más, fluirá a través de ésta.

Ahora bien, dado el caso de que usted pensase que la Ley de Ohm era una ley universal de la electricidad–piénselo de nuevo, pues no es así. Los cables metálicos la satisfacen bastante bien, aunque su resistencia varíe con la temperatura: un filamento de bombillo frío tan sólo tiene 1/5 de la resistencia de uno caliente, así pues, la lámpara presenta una corriente de 5 líneas, lo que ayuda a encenderla rápidamente. Pero los plasmas no satisfacen esta ley en absoluto. La resistencia de su lámpara fluorescente no es fija, depende de la corriente transportada: más grande es la corriente, más pequeña es la resistencia.

Dicho en otras palabras, el plasma es un voraz conductor de electricidad. Suponga que hay apenas suficientes electrones libres para que una corriente comience. La corriente hace que iones y electrones se muevan rápidamente y colisionen violentamente. Estas colisiones despojan a su vez de electrones adicionales a los átomos de gas. Los electrones adicionales aumentan la corriente causando más colisiones y produciendo aún más electrones, lo que crea aún más y más corriente… Así, si una lámpara fluorescente estuviese directamente conectada a las líneas de poder, desprotegida, su corriente crecería rápidamente hasta que algo se dañase. El tubo podría calentarse y explotar, el cableado podría fundirse…o más bien, el fusible o el interruptor de circuito que protege el aparato paralizaría la cor! riente.

Una resistencia conectada frente al tubo, en el lugar de la reactancia en el dibujo, prevendría que esto sucediese. Imagine nuestra electricidad que viene de una línea de 110 voltios y la resistencia en frente es de 220 ohms: luego, incluso si la eficaz resistencia del plasma cae a cero (¡y no puede caer más!), la corriente obtenida es de sólo (110volt/220 ohm) = 0.5 amperio. Si el plasma agrega su propia resistencia diferente a cero, esto hace que el denominador aumente y que la corriente sea aún más pequeña.

Entonces ¿por qué un reactancia y no una resistencia? Porque el tubo es alimentado por un voltaje, que sube y baja 120 veces por segundo (en EEUU; 100 veces en Europa). Su corriente eléctrica se agita de un lado para el otro, 60 veces por segundo hacia una dirección, 60 veces hacia la dirección contraria. En medio de esto, 120 veces cada segundo, el voltaje cae a cero y el tubo se extingue por lo que el plasma reacciona muy rápidamente. De alguna manera, ¡debe ser encendida de nuevo!

Un reactancia puede hacerlo. En una corriente alternativa, éste actúa un poco como una resistencia. Mientras la corriente aumenta, éste absorbe energía de la misma para construir su campo magnético, desacelerando así su crecimiento. Luego, cuando el voltaje cae a cero, la energía magnética almacenada produce un aumento de voltaje que enciende el tubo de nuevo. Normalmente, usted no verá el rápido parpadeo de la luz, excepto quizá si usted enciende un ventilador giratorio cuando (estando en la velocidad exacta) su movimiento parece detenerse. (Nota: ahora existen lámparas fluorescentes compactas cuya reactancia ha sido remplazado por un circuito electrónico más complejo. El flujo de corriente eléctrica está entonces limitado por transistores.)

¿Y qué hay de esta cosa “fluorescente”? Los átomos de mercurio en el plasma generan luz muy eficientemente, pero gran parte de ésta es ultravioleta (UV), invisible y nociva para el ojo (o más bien, lo sería, si no fuese absorbida por el vidrio). La solución es cubrir el interior del tubo con una pintura que brille en la oscuridad (fluorescente), la cual absorbe los UV y difunde su energía de nuevo como luz visible.

Todas las demás lámparas de plasma — faroles públicos de sodio y mercurio, luces de neón, etc. — necesitan reactancias también. Recientemente han aparecido pequeñas lámparas fluorescentes en el mercado, las cuales se enroscan en el sócate de un bombillo regular. Tienen circuitos transistores en lugar de la reactancia y, aunque cuestan más que las lámparas de filamentos, son (como otras lámparas fluorescentes) mucho más eficientes.

Y si usted piensa que la Ley de Ohm es gravemente violada por los plasmas de una lámpara fluorescente, espere a leer abajo acerca de los cinturones de radiación. La corriente eléctrica transportada alrededor de la Tierra por iones y electrones atrapados no necesita voltaje alguno, circula solamente gracias a la propiedad de retención del plasma

Si una lámpara fluorescente no estuviese protegida por una reactancia podría, en principio, generar una enorme corriente. Ocasionalmente (no con mucha frecuencia), una reactancia falla gravemente, el interruptor de circuito falla en su función y se produce un incendio. El signo habitual de una reactancia que falla es un fuerte zumbido proveniente del aparato. La razón: para prevenir las corrientes parasitarias, la reactancia no cubre los alrededores de un núcleo sólido de hierro, sino los de una pila de láminas de hierro, aisladas entre sí por una sustancia parecida al alquitrán. En algunos viejos aparatos, estas láminas se aflojan y comienzan a vibrar a la frecuencia de la corriente alternativa, lo que a nuestros oídos suena como un profundo zumbido. Vibraciones violentas pueden raspar la cubierta de las reactancias y permitir que el plasma transporte una gran corriente.

Un zumbido de baja intensidad probablemente no sea causa de alarma, aunque puede ser molesto. Pero si el zumbido se vuelve realmente fuerte, puede ser mejor remplazar las reactancias del artefacto. Los transformadores eléctricos también están construidos alrededor de una pila de láminas de hierro y están sujetos al mismo problema.

El plasma en la Naturaleza

Como ya se dijo, el Sol consiste de plasma. Otro importante plasma en la naturaleza es la ionosfera, que comienza a unos 70-80 km por encima de la superficie terrestre. Aquí los electrones son expulsados de los átomos por la luz solar de corta longitud de onda, desde la ultravioleta a los rayos X: no se recombinan fácilmente debido a que la atmósfera se rarifica más a mayores altitudes y no son frecuentes las colisiones. La parte inferior de la ionosfera, la “capa D”, a los 70-90 km, aún tiene suficientes colisiones como para desaparecer después de la puesta del sol. Entonces se combinan los iones y los electrones, mientras que la ausencia de luz solar no los vuelve a producir. No obstante, esta capa se restablece después del amanecer. Por encima de los 200 km, las colisiones son tan infrecuentes que la ionosfera prosigue día y noche.

La parte superior de la ionosfera se extiende en el espacio muchos miles de kilómetros y se combina con la magnetosfera, cuyos plasmas están generalmente más rarificados y también más calientes. Los iones y los electrones del plasma de la  magnetosfera provienen en parte de la ionosfera que está por debajo y en parte del viento solar (próxima sección) y muchos de los pormenores de su entrada y calentamiento no están aún claros.

Finalmente, existe el plasma interplanetario, el viento solar. la capa más externa del Sol, la corona, está tan caliente que no solo están todos sus átomos ionizados, sino que aquellos que comenzaron con muchos electrones, tienen arrancados la mayoría (a veces la totalidad), incluidos los electrones de las capas más profundas que están mas fuertemente unidos. Por ejemplo, en la corona se ha detectado la luz característica del hierro que ha perdido 13 electrones.

Esta temperatura extrema también evita que el plasma de la corona permanezca cautivo por la gravedad solar y así fluye en todas direcciones, llenando el sistema solar más allá de los planetas más distantes. El Sol, mediante el viento solar configura el distante campo magnético terrestre y el rápido flujo del viento (~400 km/s) proporciona la energía que alimenta los fenómenos de la aurora polar, los cinturones de radiación y de las tormentas magnéticas.

Las corrientes de plasma: Los cinturones de radiación

Realmente la Tierra tiene dos cinturones de radiación de diferente origen. El cinturón interior, descubierto por el contador Geiger de Van Allen, ocupa una densa región sobre el ecuador (vea el dibujo, que incluye también las trayectorias de dos sondas espaciales) que es un subproducto de la radiación cósmica. Está poblado de protones de energías entre los 10-100 Mev, que penetran fácilmente en una nave espacial y que pueden, bajo una exposición prolongada, dañar los instrumentos y ser peligrosos para los astronautas. Tanto las misiones tripuladas como las no tripuladas evitan esa región.

Corte transversal de los dos cinturones de radiación, con las órbitas de los Pioneers 3 y 4,  que ofrecieron  las primeras observaciones de los cinturones

Al cinturón de radiación exterior se le considera actualmente como una parte del plasma atrapado en la magnetosfera. El nombre “cinturón de radiación” se aplica normalmente a la parte más energética de ese plasma, p.e. a los iones de 1 Mev de energía. A las partículas de menor energía, mucho más numerosas, se las conoce como “corriente de anillo”, dado que transportan la corriente responsable de las tormentas magnéticas. La mayor parte de la corriente de anillo reside en los iones (de unos 0.05 MeV), pero también se pueden encontrar electrones más energéticos.

Fuente: NASA

En las noches claras de Alaska, Canadá, Noruega, Finlandia o del norte de Rusia,se ve a menudo en el cielo un resplandor verdoso, al que se le conoce como “Aurora Boreal”.

Durante las tormentas magnéticas, el resplandor puede moverse hacia el sur y de vez en cuando se puede ver sobre una gran parte de los EE.UU. Surge como un resplandor en el horizonte, parecido al que precede al amanecer, y por eso  entre los científicos se le conoce  como la “aurora boreal” (por comodidad la “aurora” ), nombre en latín del “amanecer del norte”. También se ve un fenómeno similar en las regiones polares del sur o australes.

La aurora, un grabado de Fridtjof Nansen

Para el observador, una aurora es un espectáculo fascinante, moviéndose y cambiando constantemente. Por lo general, consta de muchos rayos verdosos casi verticales, que forman largos arcos y cortinas, que se estiran como cordones a lo largo del cielo y muchas veces abarcan todo el horizonte.

Se muestra un ejemplo arriba, un grabado del gran explorador polar Fridtjof Nansen (1861-1930). Los rayos se desvanecen constantemente, mientras otros aparecen, y durante las “subtormentas magnéticas” (descritas en una sección posterior) los arcos se mueven rápidamente y se expanden.

Ubicación

La luz de la aurora se produce a una altura de unos 100 km (60 millas) cuando los electrones rápidos que llegan del espacio golpean los átomos y las moléculas de la atmósfera. La pantalla de su ordenador, que muestra estas palabras, se ilumina probablemente de forma similar, mediante un haz de electrones rápidos acelerados eléctricamente hacia la pantalla, este haz se guía y se modula para que forme las letras y las imágenes.

La ubicación de las auroras sobre la Tierra está muy dominada por el magnetismo terrestre. En el siglo XIX se observó que ocurrían más frecuentemente en un cinturón estrecho, la “zona auroral“, que circunvala el polo magnético (vea la historia en la parte II).

Sus arcos y cordones también están alineados aproximadamente con esa zona. Los círculos dibujados a la izquierda están centrados sobre el polo norte magnético y el “circulo de fuego” auroral esta alineado, evidentemente con ellos.

La correspondencia magnética también está demostrada por el hecho de que los rayos de la aurora se sitúan a lo largo de las líneas del campo magnético y que en el campo magnético terrestre se observa por debajo una aurora brillante y activa que tiende a perturbarse. 

Color

El color verde de la aurora tiene un color definido de forma precisa en el espectro (”línea espectral estrecha”). Esos colores exactos son normalmente las firmas de los átomos que los emiten: por ejemplo, las farolas (dependiendo del vapor metálico que contengan) emiten generalmente la luz amarillo-naranja del sodio o la luz azulada del mercurio.

Aurora roja

 La luz verde de la aurora desconcertó a los científicos durante muchos años, puesto que no se adaptaba a ningún elemento conocido. Parece estar producida por átomos de oxígeno, pero bajo condiciones que, en nuestra atmósfera, solo existen a niveles altos muy rarificados. La aurora roja, vista en ocasiones, surge aún a mayores alturas y también se produce por electrones que golpean al oxígeno. 

Contemplando la aurora desde el espacio

 
Aurora vista desde la lanzadera espacial.

Hoy en día, los satélites observan la aurora desde arriba, usando cámaras más sensitivas que el ojo humano. Pueden “ver” la aurora la mayoría de las veces sobre las partes oscuras del casquete polar, formando una gran “aurora oval” que se extiende alrededor del polo magnético.

Historia

El término “aurora borealis” fue usado en 1621 por el científico y filósofo francés Pierre Gassendi, pero George Siscoe ha dado razones para creer que fue introducido por Galileo Galilei en 1619.

Elias Loomis de la Universidad de Yale recopiló, en 1860, un mapa anotando cuantas veces se observaron las auroras durante un año medio en varios lugares. En 1881 Hermann Fritz (1830-1883) recopiló un mapa más preciso.

Birkeland y su terrella.

Hace mucho tiempo que se sospechaba que la aurora estaba causada por electrones que llegaban del exterior y que chocaban con la alta atmósfera.

El físico noruego Kristian Birkeland (1867-1917), por ejemplo, colocó una esfera imantada, una “terrella” representando a la Tierra, dentro de una cámara de vacío y apuntó un haz de electrones sobre ella. Tuvo el placer de ver que los electrones eran guiados por el campo magnético hacia la proximidad de los polos magnéticos de la terrella.

Sin embargo, no fue hasta 1954 que se pudieron realmente observar los electrones aurorales, mediante detectores abordo de un cohete lanzado hacia la aurora por Meredith, Gottlieb y Van Allen, del equipo Van Allen de la Universidad de Iowa. Carl McIlwain, otro miembro de ese equipo, usó en 1959 un experimento con cohete para identificar las partículas y los electrones de una energía media correspondiente a la aceleración de 6000 voltios.

En la actualidad los satélites científicos cruzan regularmente los flujos de electrones aurorales y miden sus propiedades y  también se observa la aurora desde el suelo mediante cámaras de vídeo y radares especiales.

Birkeland desarrolló más de un experimento con la terrella, incluyendo (en 1913) uno mucho mayor dentro de una gran cámara, mostrado al lado de su retrato en el billete de 200 coronas noruegas. Esa terrella fue restaurada en 1992 por Terje Brundtland y se muestra actualmente a los visitantes al Observatorio de Auroras de Tromsø, Noruega.

Fuente: NASA

La Tierra es un enorme imán y su influencia magnética se extiende lejos en el espacio.

En nuestro ambiente diario las fuerzas magnéticas no tienen influencia y para detectarlas se necesita un instrumento sensible, la aguja del compás (brújula). Esto es así porque los materiales que encontramos en nuestra vida diaria, incluidos el oxígeno y el nitrógeno que respiramos, son todos neutros eléctricamente. Los átomos de oxígeno, por ejemplo, contienen electrones con cargas eléctricas negativas y protones que son positivos, pero las dos cargas se equilibran entre si, y se cancelan las fuerzas eléctricas y magnéticas. Las fuerzas magnéticas no tiene casi efecto sobre los átomos neutros.

Sin embargo, a 60 millas (100 km) o más sobre la superficie de la Tierra, el ambiente natural es muy diferente. Las capas de la atmósfera a esas alturas son calentadas fuertemente por los rayos X y la luz ultravioleta del Sol (y también por otras causas), arrancando los electrones negativos de los átomos y dejando a los átomos restantes como “iones” cargados positivamente. Estos fragmentos cargados eléctricamente reaccionan con fuerza a las fuerzas magnéticas y pueden ser guiados y atrapados por ellas. 

 Con una adecuada aportación de energía, estos fragmentos también pueden acelerarse a altas velocidades, ocasionar corrientes eléctricas y emitir una variedad de ondas de radio.

Se pone en evidencia que esos electrones e iones libres serán guiados por las líneas del campo magnético (o “líneas de fuerza”) que se elevan desde las cercanías del polo sur magnético y entran en la Tierra de nuevo cerca del polo norte. Los electrones e iones tienden a permanecer unidos a las líneas magnéticas de forma parecida a las cuentas de un collar en el hilo, aunque, a diferencia de las cuentas, también emigran (”deriva”) hacia los “hilos” colindantes.

Resulta que la estructura de las líneas de campo cerca de la Tierra determina mucho del movimiento y del comportamiento de los electrones iones  libres encontrados allí. Los satélites que observan las fuerzas magnéticas en el espacio hallaron (figura de la derecha) que en la mayoría de las direcciones, esas líneas no se alejan indefinidamente sino que están confinadas dentro de una cavidad, la magnetosfera terrestre. El espacio fuera de ella está dominado por el Sol y por el rápido “viento solar” de iones y electrones libres emitidos por el Sol. 

Fuente: NASA

El argumento de que la Luna es un sitio seco y desolado ya quedó en el pasado. En una conferencia de prensa que tuvo lugar hoy, investigadores dieron a conocer datos enviados por la misión LCROSS, de la NASA, los cuales indican que existe agua en un cráter lunar que se encuentra permanentemente en sombras.

En una conferencia de prensa, los investigadores dieron a conocer datos preliminares proporcionados por el Satélite de Observación y Detección de Cráteres (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite ó “LCROSS”, en idioma inglés), de la NASA, los cuales indican que existe agua en un cráter lunar que se encuentra permanentemente en sombras. El descubrimiento abre un nuevo capítulo en nuestro entendimiento de la Luna.

Arriba: Imágenes enviadas por una cámara en las que se muestra un penacho de material expulsado aproximadamente 20 segundos después del impacto. Crédito: LCROSS/NASA.

“Estamos extasiados”, dijo Anthony Colaprete, científico del proyecto LCROSS y principal investigador en el Centro de Investigaciones Ames, de la NASA, ubicado en Moffett Field, California.

La nave espacial LCROSS y una sección de su cohete propulsor realizaron impactos casi simultáneos en el cráter Cabeus, localizado cerca del polo sur de la Luna, el 9 de octubre. Un penacho de polvo se desplazó en un ángulo alto más allá de la orilla de Cabeus y en dirección a la luz del Sol, mientras que otra cortina de polvo fue eyectada de manera más lateral.

“Existen muchas pruebas que demuestran que el agua estaba presente tanto en el penacho de vapor que se elevó en un ángulo alto como en la cortina expulsada que creó el impacto del cohete Centaur (Centauro) de la nave LCROSS”, dice Colaprete. “La concentración y distribución del agua y de otras sustancias requiere más análisis, pero se puede decir que Cabeus contiene agua”.

Desde que se produjeron los impactos, el equipo de ciencia de la misión LCROSS ha estado analizando la gran cantidad de datos que reunió la nave. Asimismo, el equipo se concentró en datos obtenidos de los espectrómetros del satélite, los cuales proporcionan la información más concluyente sobre la presencia de agua. El espectrómetro ayuda a identificar la composición de materiales al examinar la luz que éstos emiten o absorben.

Además, el equipo tomó las huellas espectrales de agua conocidas en el infrarrojo cercano, y de otros materiales, y las comparó con los espectros del impacto que obtuvo el espectrómetro de infrarrojo cercano de la nave LCROSS.

“Pudimos hacer coincidir los espectros de los datos reunidos por la nave LCROSS únicamente cuando insertamos los espectros para el agua”, dijo Colaprete. “Ninguna otra combinación razonable de otros compuestos que probamos coincidió con las observaciones. La posibilidad de contaminación del Centaur también fue descartada”.

Datos obtenidos mediante el espectrómetro de infrarrojo cercano de la nave LCROSS, tomados de 20 a 60 segundos después del impacto del cohete de impulso Centaur. La curva corresponde a un modelo que contiene agua y otros compuestos (algunos de los cuales continúan sin identificación).

Los investigadores obtuvieron una confirmación adicional, la cual provino de una emisión en el espectro ultravioleta que fue atribuida al hidroxilo (OH), un producto de la descomposición del agua por acción de la luz del Sol.

Datos proporcionados por los otros instrumentos de la nave LCROSS están siendo analizados con el fin de obtener indicios adicionales del estado y de la distribución del material en el sitio del impacto. El equipo científico de la misión LCROSS y colegas de éstos se encuentran estudiando los datos con el propósito de entender cabalmente el evento relacionado con el impacto, desde el destello hasta el cráter. El objetivo es entender la distribución de todos los materiales dentro del suelo en el sitio del impacto.

“Es posible que lleve algún tiempo comprender cabalmente los datos enviados por la nave LCROSS. Los datos son muy ricos”, dijo Colaprete. “Además del agua en Cabeus, hay indicios de otras sustancias intringantes. Las regiones de la Luna que se encuentran permanentemente en sombras son verdaderas trampas heladas, que reúnen y conservan materiales a través de miles de millones de años”.

Fuente: NASA

Misteriosamente, hace alrededor de cuatro mil millones de años, Marte perdió su manta. MAVEN podría ayudar a escribir el capítulo final en la inquietante historia de este drama planetario.

Había una vez, hace aproximadamente cuatro mil millones de años, un planeta cálido y húmedo como la Tierra: Marte. Sobre la superficie de este planeta corría agua líquida en forma de ríos largos que se vaciaban en mares poco profundos. Una atmósfera gruesa cubría al planeta y lo mantenía cálido. Incluso podrían haber vivido microbios, piensan algunos científicos, lo cual haría que Marte se convirtiera en el segundo planeta poblado de vida, ubicado justo al lado nuestro.

Pero no fue así como fueron las cosas.

En la actualidad, Marte es un planeta completamente seco y de un frío glacial. Sus ríos y mares desaparecieron hace mucho tiempo. Su atmósfera es fina y delgada y, si los microbios marcianos todavía existen, muy probablemente están sobreviviendo a duras penas en alguna parte, debajo del polvoriento suelo de Marte.

Algunos científicos que trabajan en el área de las ciencias planetarias están convencidos de que pudo haber cascadas que caían desde estos empinados precipicios en Echus Chasma, en Marte. Este planeta tiene numerosos paisajes igualmente secos, los cuales se cree han sido esculpidos por abundante agua que existió allí en un pasado lejano. Crédito de la fotografía: Mars Express/ESA.

¿Qué fue lo que sucedió en Marte? Por qué se habrá secado y congelado el planeta? Estas inquietantes preguntas han intrigado a los científicos durante mucho tiempo. Y dentro de algunos años más podríamos finalmente conocer las respuestas gracias a un nuevo orbitador que la NASA enviará al planeta Marte, llamado MAVEN (abreviatura en idioma inglés de Mars Atmosphere and Volatile Evolution ó Atmósfera de Marte y Evolución Volátil, en idioma español).

“La meta de MAVEN es determinar cuáles son los procesos que han sido responsables de esos cambios en el clima de Marte”, dice Bruce Jakosky, investigador principal para la misión MAVEN, en la Universidad de Colorado, en Boulder.

Los científicos están convencidos de que, de una forma u otra, Marte puede haber perdido su recurso más preciado: su gruesa atmósfera de bióxido de carbono, el CO₂, el cual en la atmósfera de Marte actúa como un gas de efecto invernadero, igual que en nuestra propia atmósfera. La gruesa manta de CO₂ y de otros gases de efecto invernadero podría haber proporcionado temperaturas más cálidas y una mayor presión atmosférica, condiciones que son necesarias para que el agua líquida no se congele o se evapore.

 Misteriosamente, durante los últimos cuatro mil millones de años, Marte perdió la mayor parte de esa manta. Los científicos han propuesto varias teorías para explicar cómo ocurrió tal pérdida. Tal vez el impacto de un asteroide, en un sólo evento catastrófico, ocasionó que la atmósfera saliera disparada hacia el espacio. O quizás la erosión producida por el viento solar (una corriente de partículas cargadas que emana del Sol) despojó lentamente a Marte de su atmósfera durante los eones. La superficie del planeta también pudo haber absorbido el CO₂, encerrándolo en minerales tales como el carbonato.

Concepto artístico del viento solar barriendo la atmósfera de Marte. Esta es sólo una de varias explicaciones posibles sobre lo que le sucedió al Planeta Rojo. En última instancia, nadie sabe en realidad hacia dónde fue el CO2 que falta.

MAVEN será la primera misión a Marte diseñada específicamente para ayudar a los científicos a entender el continuo escape de CO₂ y de otros gases hacia el espacio. La sonda permanecerá orbitando a Marte durante, al menos, un año terrestre. En el punto más bajo de la órbita elíptica, MAVEN estará a 125 km sobre la superficie; el punto más alto de su trayectoria la ubicará a más de 6.000 km de distancia. Este amplio rango de altitudes permitirá que MAVEN recoja muestras de la atmósfera de Marte mucho más detalladamente de lo que se ha logrado en el pasado.

Mientras permanezca en órbita, los instrumentos de MAVEN seguirán el rastro de iones y de moléculas en esta sección de la atmósfera marciana, documentando, por primera vez y en detalle, el flujo de CO₂ y de otras moléculas hacia el espacio.

Tan pronto Jakosky y sus colegas logren determinar la rapidez con la cual el planeta Marte pierde CO₂, podrán extrapolar los datos al pasado con el fin de estimar así la cantidad total que ha estado escapando hacia el espacio durante los últimos cuatro mil millones de años. “MAVEN determinará si esta pérdida hacia el espacio fue el factor más importante aquí”, dice Jakosky.

Sin embargo, tan importante como es la pregunta: “¿cuánto?” es el interrogante: “¿cómo?”

La sabiduría popular cuenta que la atmósfera de Marte es particularmente vulnerable dado que el planeta no tiene un campo magnético global. El campo magnético de la Tierra se extiende hasta el espacio y envuelve al planeta entero como si fuera una burbuja protectora que desvía el viento solar. Marte posee sólo un campo magnético de carácter regional y fragmentado, que cubre áreas relativamente pequeñas del planeta, ubicadas en especial en el hemisferio sur. El resto de la atmósfera queda completamente expuesta al viento. De modo que la pérdida puede ser causada por la erosión paulatina de la atmósfera en aquellas áreas que yacen expuestas.

La pérdida de la atmósfera de Marte podría ser causada por un conjunto de mecanismos complejos que actúan simultáneamente. MAVEN está equipada con ocho sensores distintos diseñados para eliminar la confusión.

David Brain, de la Universidad de California, en Berkeley, ha propuesto una posibilidad aparentemente contradictoria. Estos pequeños campos magnéticos pueden, en verdad, estar acelerando la pérdida de la superficie de Marte, sugiere Brain.

El viento solar podría estar azotando esas líneas magnéticas, rompiendo ocasionalmente “una burbuja” de líneas de campo que luego se desvía hacia el espacio (llevando consigo un gran trozo de atmósfera). Si así fuera, tener un campo magnético parcial podría ser peor que no tener ninguno. Esta posibilidad fue descripta en una historia publicada por Ciencia@NASA en 2008: “El viento solar desgarra la atmósfera de Marte”.

Ciertas pruebas, obtenidas utilizando el Mars Global Surveyor (Topógrafo Global de Marte, en idioma español), de la NASA, respaldan la teoría de Brain, pero aún hacen falta medidas contundentes para las cuales tendremos que esperar a MAVEN, cuyo lanzamiento está programado para el año 2013.

La misión será un gran paso para entender lo que ocurrió en Marte (cómo terminó siendo tan frío y seco luego de un tan cálido y húmedo comienzo). Después de todos estos años, MAVEN podría escribir el capítulo final en la inquietante historia de este drama planetario.

Fuente: NASA

A pesar de que no es posible detectarlo a simple vista, el Sol es una estrella variable. Un sensor programado para ser lanzado a bordo del Observatorio de Dinámica Solar registrará la “clandestina variabilidad” con la mejor resolución, tanto espectral como temporal, que jamás se haya logrado.

Cada 11 años, el Sol pasa por una etapa de tremenda agitación. Manchas solares oscuras brotan desde el interior de su superficie. Explosiones tan poderosas como mil millones de bombas atómicas disparan intensas llamaradas de radiación de alta energía. Nubes de gas, que son lo suficientemente grandes como para tragar planetas enteros, se desprenden del Sol y viajan a través del espacio. Se trata de una extravagante muestra del poder estelar.

Entonces, ¿por qué no podemos ver nada de esto?

Prácticamente nada del espectáculo asociado con el máximo solar es visible al ojo humano. Observe al Sol en el cielo del mediodía y verá que es la misma bola de luz resplandeciente, vieja e insípida, de siempre.

“El problema es que los ojos de los seres humanos están calibrados en la longitud de onda incorrecta”, explica Tom Woods, un físico solar de la Universidad de Colorado, en Boulder. “Si se desea ver bien la actividad solar, se debe observar en el ultravioleta extremo (UVE o EUV, en idioma inglés)”.

El activo Sol fotografiado en longitudes de onda del ultravioleta extremo por el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO, en idioma inglés), en el año 2000.

UVE (EUV, en idioma inglés) es la abreviatura de “ultravioleta extremo”, una forma muy energética de la radiación ultravioleta, con longitudes de onda de entre 1 y 120 nanómetros. Los fotones de la radiación UVE son mucho más energéticos y peligrosos que los rayos UV comunes que causan quemaduras solares. Afortunadamente para los seres humanos, la atmósfera terrestre bloquea la radiación UVE; de lo contrario, un día en la playa podría ser fatal.

Cuando el Sol está activo, las emisiones solares intensas del UVE pueden aumentar o disminuir por factores de miles sólo en cuestión de minutos. Estas mareas de radiación calientan la atmósfera superior de la Tierra, dilatándola y aumentando el arrastre que ejerce sobre los satélites. Los fotones del UVE también disocian átomos y moléculas, creando de este modo una capa de iones en la atmósfera superior, lo cuales pueden llegar a afectar seriamente las señales de radio.

Para monitorizar estos fotones energéticos, la NASA va a lanzar un sensor llamado “EVE”, abreviatura de Experimento de Variabilidad del UVE, el cual viajará a bordo del Observatorio Solar y Heliosférico, el próximo invierno (boreal).

“EVE nos da la mayor resolución temporal (10 segundos) así como la mayor resolución espectral (< 0,1 nm) que jamás hemos tenido para realizar mediciones del Sol, y estará disponible durante las 24 horas, los siete días de la semana”, comenta Woods, el científico principal del EVE. “Esto es un gran avance respecto de las misiones del pasado”.

El Experimento de Variabilidad del UVE (EVE). En la imagen se indican sus sensores principales.

A pesar de que el EVE está diseñado para estudiar la actividad solar, su principal interés es estudiar la inactividad del Sol. El Observatorio de Dinámica Solar (SDO, en idioma inglés) va a ser lanzado mientras se produce el mínimo solar más profundo en casi 100 años. Las manchas solares, las llamaradas y las eyecciones de masa coronal se encuentran en su punto más bajo. Pero esto no representa un problema para Woods, quien considera que el mínimo solar es tan interesante como el máximo.

“El mínimo solar representa un momento de quietud en el que podemos definir una referencia para evaluar tendencias a largo plazo”, explica el científico. “Todas las estrellas son variables en algún nivel y el Sol no es la excepción. Nosotros ahora queremos comparar el brillo actual del Sol con el que tenía durante mínimos previos y entonces preguntarnos: ¿El Sol está tornándose más brillante o más tenue?“

Últimamente, la respuesta parece ser que es más tenue. Las mediciones tomadas por una variedad de naves espaciales muestran una tendencia de 12 años hacia la disminución de la irradiancia solar, cerca del 0,02% en las longitudes de onda visibles y un 6% en las longitudes de onda del UVE. Estos resultados, mediante los cuales se puede comparar el mínimo solar del período 2008-2009 con el mínimo previo, registrado en 1996, se encuentran aún en estado preliminar. La misión EVE incrementará la confianza que se tiene en las tendencias al identificar con exactitud el espectro del UVE con una precisión que no tiene precedentes.

Mediciones de la irradiancia total solar (ITS, en idioma español o TSI, en idioma inglés) llevadas a cabo desde el inicio de la era espacial. La ITS es el resultado de la suma del brillo solar a través de todas las longitudes de onda del espectro electromagnético (con luz visible y con UVE incluidos). La ITS sube y baja con el ciclo solar de 11 años. Crédito: C. Fröhlich.

Todavía no se comprende por completo la variabilidad intrínseca del Sol y su potencial para cambios futuros (de allí surge la necesidad de realizar la misión EVE). “La porción del UVE del espectro del Sol es la que más cambia durante un ciclo solar”, comenta Woods, “y esa es la parte del espectro que estaremos observando”.

Woods contempla el Sol a través de la ventana de su oficina, en Colorado. Se ve como de costumbre. Sin embargo, él sabe que la misión EVE tendrá una historia distinta para contar.

Fuente: NASA