Desarrollo II. Viento Solar.

¿Qué es el viento solar? Introducción.

El viento solar es un flujo continuo de partículas cargadas, que emanan del Sol, en todas las direcciones. Está compuesto por protones, núcleos de hidrógeno, electrones y, en menor cantidad por núcleos de helio (partículas alfa).

El viento solar puede considerarse como la parte más exterior de la corona, que es expulsada de forma brusca hacia el espacio interplanetario por los procesos energéticos en actividad en las regiones subyacentes del Sol. Las partículas alcanzan velocidades comprendidas entre los 350 y los 800 km por segundo; en la proximidad de la órbita terrestre, tiene una densidad de 5 unidades por centímetro cúbico.

Los efectos del viento solar sobre el ambiente que rodea a la Tierra son notables. Entrando en contacto con el campo magnético terrestre, las partículas se mantienen interpoladas en las líneas del propio campo; dando lugar a los cinturones de Van Allen.

Por otra parte, chocando con los estratos más superficiales de la atmósfera, crean fenómenos como las Auroras boreales y las tempestades magnéticas, que tanto influyen en las comunicaciones de radio.

La intensidad del viento solar es modulada tanto por el periodo de rotación del Sol (27 días) como por el ciclo de once años de la actividad solar.

Antecedentes históricos sobre el viento solar.

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.

Más tarde, se dieron cuenta que la presión de la luz solar no podía 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, ya que es modelada básicamente a partir del campo magnético terrestre por el campo magnético interplanetario, actúa como blindaje que protege su interior de los efectos directos del viento solar, 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.

¿Dónde nace el viento solar?

Las 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 se encontraran insertadas 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. Como veremos, el IMF juega un papel importante en la relación entre la magnetosfera y el viento solar.

Características del viento solar.

El viento solar se trata de una corriente de partículas cargadas expulsadas de la atmósfera superior del Sol (o de una estrella cualquiera). Este viento consiste principalmente de electrones y protones con energías de entre 10 y 100 keV. El flujo de partículas varía en la temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía cinética y la alta temperatura de la corona.

El viento solar crea la heliosfera, una burbuja enorme en el medio interestelar que rodea el Sistema Solar. Otros fenómenos son las tormentas geomagnéticas que pueden destruir redes de energía en la Tierra, las auroras.

La existencia de un flujo continuo de partículas que fluyen hacia el exterior del Sol fue sugerida por el astrónomo aficionado británico Richard C. Carrington. En 1859 Carrington y Richard Hodgson observaron de forma independiente por primera vez lo que más tarde se conocería como llamarada solar. Una llamarada solar es un estallido repentino de energía de la atmósfera solar. Al día siguiente se observó una tormenta geomagnética y Carrington sospechó que existía una conexión entre ambas. George Fitzgerald sugirió más tarde que la materia que se expulsa de forma acelerada desde el sol llega a la Tierra varios días más tarde.

En 1990 se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en o cerca del plano de la eclíptica del Sistema Solar.

Composición del viento solar.

La composición elemental del viento solar en el Sistema Solar es idéntica a la de la corona solar: 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.

Como curiosidad, 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.

Efecto del viento solar.

    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.

Sobre la magnetosfera.

    Cuando el viento solar se acerca a un planeta que tiene un bien desarrollado campo magnético (como la Tierra, Júpiter y Saturno), las partículas son desviadas por la fuerza de Lorentz. Esta región, conocida como la magnetosfera, evita que las partículas cargadas expulsadas por el Sol impacten directamente la atmósfera y la superficie del planeta. La magnetosfera tiene más o menos la forma de un hemisferio en el lado hacia el Sol, y por consecuencia se forma una larga estela en el lado opuesto, de unos 300.000 km de largo. La frontera de esta región es llamada la magnetopausa, y algunas de las partículas son capaces de penetrar la magnetosfera a través de esta región por reconexión parcial de las líneas del campo magnético.

    La Tierra misma está protegida del viento solar por su campo magnético, que desvía la mayor parte de las partículas cargadas, y la mayoría de esas partículas cargadas son atrapados en el cinturón de radiación de Van Allen. La única vez que el viento solar es observable en la Tierra es cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como las auroras y las tormentas geomagnéticas. Cuando esto sucede, aparecen brillantes auroras fuertemente ionizadas en la ionosfera, usando el plasma para expandirse en la magnetosfera, y causando el aumento del tamaño de la geosfera de plasma, y el escape de la materia atmosférica en el viento solar. Las tormentas geomagnéticas se producen cuando la presión del plasma contenido dentro de la magnetosfera es lo suficientemente grande para inflarse y por lo tanto distorsionan el campo electromagnético, influyendo en las comunicaciones de radio.

    El campo magnético del viento solar es responsable de la forma general de la magnetosfera de la Tierra, y las fluctuaciones en su velocidad, densidad, dirección, y arrastre afectan en gran medida el medio ambiente local en el espacio de la Tierra. Por ejemplo, los niveles de radiación ionizante y la interferencia de radio pueden variar por factores de cientos a miles, y la forma y la ubicación de la magnetopausa y la onda de choque en la parte directa al sol puede cambiar varias veces el radio de la Tierra, lo cual puede causar que los satélites geoestacionarios tengan una exposición al viento solar directa. Estos fenómenos son llamados colectivamente meteorología espacial.

Sobre la atmósfera.

    El viento solar afecta a los rayos cósmicos entrantes que interactúan con la atmósfera de los planetas. Por otra parte, los planetas con una magnetosfera débil o inexistente están sujetos al agotamiento de su atmósfera por el viento solar. Venus, el planeta más cercano y más similar a la Tierra en nuestro sistema solar, tiene una atmósfera 100 veces más densa que la nuestra. Las sondas espaciales modernas han descubierto una cola de cometa que se extiende hasta la órbita de la Tierra.