Aurora polar (o aurora polaris ) es un fenomeno en forma de luminiscencia que se observa con mas facilidad en el cielo nocturno , generalmente en zonas polares, aunque puede aparecer en otras zonas del mundo durante breves periodos ( tormentas geomagneticas ).

En el hemisferio sur es conocida como aurora austral y en el hemisferio norte como aurora boreal (de Aurora , la diosa romana del amanecer, la palabra latina Auster , que significa sur, y la palabra griega Boreas , que significa norte).

Las auroras son el resultado de perturbaciones en la magnetosfera causadas por el viento solar . Las principales perturbaciones se deben a aumentos en la velocidad del viento solar provocados por agujeros coronales y eyecciones de masa coronal . Estas perturbaciones alteran las trayectorias de particulas cargadas en el plasma magnetosferico. Estas particulas, principalmente electrones y protones , precipitan en la alta atmosfera ( termosfera / exosfera ). La ionizacion resultante y la excitacion de los constituyentes atmosfericos emiten una luz de color y complejidad variables. La forma de la aurora, que se produce en bandas alrededor de ambas regiones polares, tambien depende de la cantidad de aceleracion impartida a las particulas precipitantes.

La mayoria de los planetas del sistema solar , algunos satelites naturales , enanas marrones e incluso cometas tambien presentan auroras.

Origen [ editar ]

Una aurora se produce cuando las particulas solares cargadas electricamente (generadas por el viento solar ) chocan con la magnetosfera de la Tierra . Esta ≪esfera≫ que nos rodea obedece al campo magnetico generado por el nucleo de la Tierra, y esta formada por lineas invisibles que parten de los dos polos, como en un iman. Ademas existen fenomenos muy energeticos, como las fulguraciones o las eyecciones de masa coronal que incrementan la intensidad del viento solar . Cuando esta masa solar choca con nuestra esfera protectora, estas radiaciones solares, tambien conocidas como viento solar, se desplazan a lo largo de dicha esfera. En el hemisferio que se encuentra en la etapa nocturna de la Tierra en los polos, donde estan las otras lineas de campo magnetico, se va almacenando la energia hasta que no se puede almacenar mas, y esta energia almacenada se dispara en forma de radiaciones electromagneticas sobre la ionosfera terrestre, creadora, principalmente, de estos efectos visuales. ^{[ 1 ]} ​

El Sol , situado a 150 millones de kilometros de la Tierra, emite continuamente un flujo de particulas denominado viento solar . La superficie del Sol o fotosfera se encuentra a unos 5800  °C ; sin embargo, cuando se asciende en la atmosfera del Sol hacia capas superiores, la temperatura aumenta en vez de disminuir. La temperatura de la corona solar , la zona mas externa que se puede apreciar a simple vista solo durante los eclipses totales de Sol, alcanza temperaturas de hasta tres millones de grados. Al ser mayor la presion en la superficie del Sol que la del espacio que le rodea, las particulas cargadas que se encuentran en la atmosfera del Sol tienden a escapar y son aceleradas y canalizadas por el campo magnetico del Sol, alcanzando la orbita de otros cuerpos de gran tamano como la Tierra. Ademas, existen fenomenos muy energeticos, como las fulguraciones o las eyecciones de masa coronal, que incrementan la intensidad del viento solar.

Las particulas del viento solar viajan a velocidades en un rango aproximado de 490 a 1000 km/s, de modo que recorren la distancia entre el Sol y la Tierra en aproximadamente dos dias. En las proximidades de la Tierra, el viento solar es deflectado por el campo magnetico de la Tierra o magnetosfera . Las particulas fluyen en la magnetosfera de la misma forma que lo hace un rio alrededor de una piedra o de un pilar de un puente.

El viento solar tambien empuja a la magnetosfera y la deforma, de modo que, en lugar de un haz uniforme de lineas de campo magnetico como las que mostraria un iman imaginario colocado en direccion 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 direccion opuesta al Sol.

Las particulas cargadas tienen la propiedad de quedar atrapadas y viajar a lo largo de las lineas de campo magnetico, de modo que seguiran la trayectoria que le marquen estas. Las particulas atrapadas en la magnetosfera colisionan con los atomos y moleculas de la atmosfera de la Tierra que se encuentran en su nivel mas bajo de energia, en el denominado nivel fundamental.

El aporte de energia proporcionado a estas particulas provoca estados de alta energia, tambien denominados de excitacion. En poco tiempo, del orden de millonesimas de segundo, o incluso menos, los atomos y moleculas vuelven al nivel fundamental, perdiendo esa energia en una longitud de onda en el espectro visible al ser humano, lo que viene a ser la luz en sus diferentes colores. Las auroras se mantienen por encima de los 95 km respecto a la superficie terrestre, porque a esa altitud la atmosfera ya es suficientemente densa como para que los choques con las particulas cargadas ocurran con tanta frecuencia que los atomos y moleculas esten practicamente en reposo. Por otro lado, las auroras no pueden estar mas arriba de los 500 a 1000 km porque a esa altura la atmosfera es demasiado tenue ?poco densa? como para que las pocas colisiones que ocurren tengan un efecto significativo en su aspecto luminico.

Los colores y las formas de las auroras [ editar ]

Las auroras tienen formas, estructuras y colores muy diversos que ademas cambian rapidamente 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 direccion este-oeste. Cerca de la medianoche el arco puede comenzar a incrementar su brillo, pueden formarse ondas o rizos a lo largo del arco y tambien 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 rapidamente por el horizonte. Su actividad puede durar desde unos pocos minutos hasta horas. Cuando se aproxima el alba todo el proceso parece calmarse y tan solo algunas pequenas zonas del cielo aparecen brillantes hasta que llega la manana. Aunque lo descrito es una noche tipica de auroras, nos podemos encontrar multiples variaciones sobre el mismo tema.

Los colores que vemos en las auroras dependen de la especie atomica o molecular que las particulas del viento solar excitan y del nivel de energia que esos atomos o moleculas alcanzan. Por ejemplo no es lo mismo que la excitacion se produzca en una zona con una atmosfera con niveles muy altos de oxigeno que en otra con niveles muy bajos de este gas.

El oxigeno es responsable de los dos colores primarios de las auroras. El verde/amarillo se produce a una longitud de onda energetica de 557,7  nm , mientras que el color mas rojo y morado lo produce una longitud menos frecuente en estos fenomenos, a 630,0 nm. Para entender mejor esta relacion se recomienda buscar informacion sobre el espectro electromagnetico, en especial el rango visible.

El nitrogeno, al que una colision le puede desligar alguno de sus electrones de su capa mas externa, produce una luz azulada, mientras que las moleculas de nitrogeno son muy a menudo responsables de la coloracion rojo/purpura de los bordes mas bajos de las auroras y de las partes mas externas curvadas.

El proceso es similar al que ocurre en los tubos de neon de los anuncios o en los tubos de television. En un tubo de neon , el gas se excita por corrientes electricas y al perder su energia en forma de luz se forma la tipica luz rosa que todos conocemos. En una pantalla de television, un haz de electrones controlado por campos electricos y magneticos incide sobre la misma, haciendola brillar en diferentes colores dependiendo del revestimiento quimico de los productos fosforescentes contenidos en el interior de la pantalla.

Causas [ editar ]

Aun no se conocen a fondo los procesos fisicos que dan lugar a los distintos tipos de auroras, pero la causa basica tiene que ver con la interaccion del viento solar con la magnetosfera terrestre . La intensidad variable del viento solar produce efectos de diferentes magnitudes, pero incluye uno o mas de los siguientes escenarios fisicos.

1. Un viento solar quiescente que fluye mas alla de la magnetosfera de la Tierra interactua constantemente con ella y puede tanto inyectar particulas de viento solar directamente en las lineas de campo geomagnetico que estan 'abiertas', en contraposicion a estar 'cerradas' en el hemisferio opuesto, como proporcionar difusion a traves del arco de choque . Tambien puede provocar que las particulas ya atrapadas en el cinturones de radiacion precipiten a la atmosfera. Una vez que las particulas se pierden en la atmosfera desde los cinturones de radiacion, en condiciones de calma, las nuevas las reemplazan solo lentamente, y el cono de perdida se agota. En la magnetocola, sin embargo, las trayectorias de las particulas parecen reorganizarse constantemente, probablemente cuando las particulas atraviesan el campo magnetico muy debil cerca del ecuador. Como resultado, el flujo de electrones en esa region es casi el mismo en todas las direcciones ("isotropo") y asegura un suministro constante de electrones fugados. La fuga de electrones no deja la cola cargada positivamente, porque cada electron fugado que se pierde en la atmosfera es reemplazado por un electron de baja energia atraido hacia arriba desde la ionosfera . Esta sustitucion de electrones "calientes" por electrones "frios" esta en total acuerdo con la segunda ley de la termodinamica . El proceso completo, que tambien genera una corriente electrica en anillo alrededor de la Tierra, es incierto.
2. Las perturbaciones geomagneticas provocadas por un viento solar aumentado causan distorsiones de la magnetocola (subtormentas magneticas). Estas subtormentas suelen producirse tras periodos prolongados (del orden de horas) durante los cuales el campo magnetico interplanetario ha tenido una componente apreciable hacia el sur. Esto provoca una mayor interconexion entre sus lineas de campo y las de la Tierra. Como resultado, el viento solar desplaza flujo magnetico (tubos de lineas de campo magnetico, "encerrados" junto con su plasma residente) desde el lado diurno de la Tierra hacia la magnetocola, ensanchando el obstaculo que presenta al flujo del viento solar y constrinendo la cola en el lado nocturno. En ultima instancia, parte del plasma de la cola puede separarse ( reconexion magnetica ); algunas manchas ( plasmoides ) son comprimidas corriente abajo y arrastradas por el viento solar; otras son comprimidas hacia la Tierra, donde su movimiento alimenta fuertes estallidos de auroras, principalmente alrededor de la medianoche (proceso de descarga). Una tormenta geomagnetica resultante de una mayor interaccion anade muchas mas particulas al plasma atrapado alrededor de la Tierra, produciendo tambien un aumento de la "corriente en anillo". En ocasiones, la modificacion resultante del campo magnetico terrestre puede ser tan fuerte que produce auroras visibles en latitudes medias, en lineas de campo mucho mas cercanas al ecuador que las de la zona auroral.

   

3. La aceleracion de las particulas cargadas aurorales acompana invariablemente a una perturbacion magnetosferica que provoca una aurora. Este mecanismo, que se cree que surge predominantemente de fuertes campos electricos a lo largo del campo magnetico o de interacciones onda-particula, eleva la velocidad de una particula en la direccion del campo magnetico guia. De este modo, disminuye el angulo de inclinacion y aumenta la posibilidad de que se precipite a la atmosfera. Tanto las ondas electromagneticas como las electrostaticas, producidas en el momento de mayores perturbaciones geomagneticas, contribuyen significativamente a los procesos energizantes que sustentan una aurora. La aceleracion de particulas proporciona un complejo proceso intermedio para transferir energia del viento solar indirectamente a la atmosfera.

Los detalles de estos fenomenos no se conocen del todo. Sin embargo, esta claro que la fuente principal de las particulas aurorales es el viento solar que alimenta la magnetosfera, el deposito que contiene las zonas de radiacion y las particulas temporalmente atrapadas magneticamente y confinadas por el campo geomagnetico, junto con los procesos de aceleracion de particulas. ^{[ 2 ]} ​

Particulas aurorales [ editar ]

La causa inmediata de la ionizacion y excitacion de los componentes atmosfericos que dan lugar a las emisiones aurorales se descubrio en 1960, cuando un vuelo pionero de un cohete desde Fort Churchill, en Canada, revelo un flujo de electrones que entraban en la atmosfera desde arriba. ^{[ 3 ]} ​ Desde entonces muchos equipos de investigacion que utilizan cohetes y satelites para atravesar la zona auroral han adquirido una amplia coleccion de mediciones de forma meticulosa y con una resolucion cada vez mejor desde la decada de 1960. Los principales hallazgos han sido que los arcos aurorales y otras formas brillantes se deben a electrones que han sido acelerados durante los ultimos 10 000 km de su caida en la atmosfera. ^{[ 4 ]} ​ Estos electrones a menudo, pero no siempre, muestran un pico en su distribucion de energia, y se alinean preferentemente a lo largo de la direccion local del campo magnetico.

Los electrones principalmente responsables de las auroras difusas y pulsantes tienen, por el contrario, una distribucion de energia suavemente descendente, y una distribucion angular (angulo de inclinacion) que favorece las direcciones perpendiculares al campo magnetico local. Se descubrio que las pulsaciones se originan en o cerca del punto de cruce ecuatorial de las lineas de campo magnetico de la zona auroral. ^{[ 5 ]} ​ Los protones tambien estan asociados a las auroras, tanto discretas como difusas.

Atmosfera [ editar ]

Las auroras son el resultado de las emisiones de fotones en la atmosfera superior de la Tierra, por encima de 80 km (49,7 mi), procedentes de atomos de nitrogeno ionizados atomos de nitrogeno que recuperan un electron, y atomos de oxigeno y moleculas basadas en nitrogeno que vuelven de un estado excitado al estado basico . ^{[ 6 ]} ​ Se ionizan o excitan por la colision de particulas precipitadas en la atmosfera. Pueden intervenir tanto electrones como protones entrantes. La energia de excitacion se pierde en la atmosfera por la emision de un foton o por colision con otro atomo o molecula:

Oxigeno emisiones

verde o naranja-rojo, dependiendo de la cantidad de energia absorbida.

Nitrogeno emisiones

azul, purpura o rojo; azul y purpura si la molecula recupera un electron despues de haber sido ionizada, rojo si vuelve al estado basico desde un estado excitado.

El oxigeno es inusual en cuanto a su vuelta al estado basico: puede tardar 0,7 segundos en emitir la luz verde de 557,7 nm y hasta dos minutos para la emision roja de 630,0 nm. Las colisiones con otros atomos o moleculas absorben la energia de excitacion e impiden la emision; este proceso se denomina apagado por colision . Debido a que las partes mas altas de la atmosfera contienen un mayor porcentaje de oxigeno y una menor densidad de particulas, estas colisiones son lo suficientemente raras como para dar tiempo a que el oxigeno emita luz roja. Las colisiones se hacen mas frecuentes a medida que se desciende en la atmosfera debido al aumento de la densidad, de modo que las emisiones rojas no tienen tiempo de producirse y, finalmente, se impiden incluso las emisiones de luz verde.

Esta es la razon por la que existe un diferencial de color con la altitud; a grandes altitudes domina el rojo del oxigeno, luego el verde del oxigeno y el azul/purpura/rojo del nitrogeno, y finalmente el azul/purpura/rojo del nitrogeno cuando las colisiones impiden que el oxigeno emita nada. El verde es el color mas comun. Luego viene el rosa, mezcla de verde claro y rojo, seguido del rojo puro, luego el amarillo (mezcla de rojo y verde) y, por ultimo, el azul puro.

Los protones precipitantes suelen producir emisiones opticas como atomos de hidrogeno incidentes tras ganar electrones de la atmosfera. Las auroras de protones suelen observarse en latitudes bajas. ^{[ 7 ]} ​

Ionosfera [ editar ]

Las auroras brillantes se asocian generalmente con corrientes de Birkelands (Schield et al., 1969; ^{[ 8 ]} ​ Zmuda y Armstrong, 1973 ^{[ 9 ]} ​), que descienden hacia la ionosfera por un lado del polo y salen por el otro. Entremedias, parte de la corriente se conecta directamente a traves de la capa ionosferica E (125 km); el resto ("region 2") da un rodeo, saliendo de nuevo a traves de lineas de campo mas cercanas al ecuador y cerrandose a traves de la "corriente de anillo parcial" transportada por el plasma atrapado magneticamente. La ionosfera es una conductor ohmico , por lo que algunos consideran que tales corrientes requieren un voltaje impulsor, que un mecanismo de dinamo, aun no especificado, puede suministrar. Las sondas de campo electrico en orbita sobre el casquete polar sugieren voltajes del orden de 40 000 voltios, que se elevan a mas de 200 000 voltios durante las tormentas magneticas intensas. Segun otra interpretacion, las corrientes son el resultado directo de la aceleracion de electrones en la atmosfera por interacciones entre ondas y particulas.

La resistencia ionosferica tiene una naturaleza compleja, y da lugar a un flujo secundario de corriente Hall . Por un extrano giro de la fisica, la perturbacion magnetica en tierra debida a la corriente principal casi se anula, por lo que la mayor parte del efecto observado de las auroras se debe a una corriente secundaria, el electrochorro auroral. Un indice de electrochorro auroral (medido en nanotesla) se obtiene regularmente a partir de datos terrestres y sirve como medida general de la actividad auroral. Kristian Birkeland ^{[ 10 ]} ​ dedujo que las corrientes fluian en direccion este-oeste a lo largo del arco auroral, y tales corrientes, que fluian desde el lado diurno hacia (aproximadamente) la medianoche fueron denominadas mas tarde "electrojets aurorales" (vease tambien corriente de Birkelands ). La ionosfera puede contribuir a la formacion de arcos aurorales a traves de la inestabilidad de retroalimentacion en condiciones de alta resistencia ionosferica, observada durante la noche y en el oscuro hemisferio de invierno. ^{[ 11 ]} ​

Ciencia y mitologia [ editar ]

Las auroras boreales se observaron y probablemente impresionaron mucho a los antiguos. Tanto en Occidente como en China , las auroras fueron vistas como serpientes o dragones en el cielo.

Las auroras boreales han sido estudiadas cientificamente a partir del siglo  XVII . En 1621, el astronomo frances Pierre Gassendi , describe este fenomeno observado en el sur de Francia y le da el nombre de aurora polar.

En el siglo  XVIII el astronomo britanico Edmond Halley , sospechaba que el campo magnetico de la Tierra desempena un papel en la formacion de la aurora boreal.

Henry Cavendish , en 1768, logro evaluar la altitud en la que se produce el fenomeno, pero no fue hasta 1896 cuando se reprodujo en el laboratorio de Kristian Birkeland con los movimientos de las particulas cargadas en un campo magnetico, facilitando la comprension del mecanismo de formacion de aurora.

Auroras en otros planetas [ editar ]

Este fenomeno existe tambien en otros planetas del sistema solar que tienen comportamientos similares al planeta Tierra. Tal es el caso de Jupiter y Saturno , que poseen campos magneticos mas fuertes que la Tierra. Urano y Neptuno tambien poseen campos magneticos y ambos poseen amplios cinturones de radiacion . Las auroras han sido observadas en ambos planetas con el telescopio Hubble .

Los satelites de Jupiter , especialmente Io , presentan gran presencia de auroras. Las auroras han sido detectadas tambien en Marte por la nave Mars Express , durante unas observaciones realizadas en 2004 y publicadas un ano mas tarde. Marte carece de un campo magnetico analogo al terrestre, pero si posee campos locales, asociados a su corteza. Son estos, al parecer, los responsables de las auroras en este planeta.

Este fenomeno recientemente tambien se ha observado en el Sol , se tratan de auroras producidas por electrones que se aceleran a traves de una mancha solar en la superficie, ademas existe evidencia de auroras en otras estrellas . ^{[ 12 ]} ​

Referencias [ editar ]

Enlaces externos [ editar ]

• Wikimedia Commons alberga una categoria multimedia sobre Aurora polar .
• El porque de las Auroras Polares (video 720p sub esp)
• Secretos de la aurora polar
• La aurora polar
• Aceleracion de los electrones de la aurora
• ¿Cuando y donde ocurren las auroras? ( enlace roto disponible en Internet Archive ; vease el historial , la primera version y la ultima ).
• Fotos de aurora polar en Laponia
• Retransmision en directo de auroras boreales desde el 21 al 29 de agosto de 2011
• Video de la Aurora Austral vista desde el espacio, tomada el 17 de septiembre de 2011, por la Estacion Espacial Internacional (Imagenes de la NASA).