Aurora Polar

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Auroras terrestres

Las auroras han fascinado al ser humano desde que hay tiempo para mirar al cielo. A pesar de ser efímeras e intangibles, han generado y siguen generando una enorme cantidad de investigaciones científicas.

Las auroras se crean cuando las partículas cargadas eléctricamente -predominantemente electrones cargados negativamente o iones positivos como los protones, los núcleos del hidrógeno- chocan con los átomos y las moléculas de una atmósfera planetaria o lunar. Son guiados a lo largo de líneas de campo magnético que tienden a concentrarlos hacia los polos (magnéticos) y son acelerados a altas energías por los campos eléctricos que los acompañan. Esto da lugar a lo que se conoce como corrientes alineadas con el campo de Birkeland, en honor al explorador polar noruego Kristian Birkeland, cuya expedición polar de 1902-1903 sentó gran parte de las bases de nuestra comprensión de las auroras de la Tierra. Al impactar con energías que suelen medirse en cientos y miles, hasta muchos millones, de electronvoltios (eV), estas partículas energéticas excitan los átomos y las moléculas que constituyen la atmósfera.

A estas energías, estos impactos pueden hacer que los electrones de los átomos y las moléculas pasen de su estado básico a niveles superiores. Los átomos y las moléculas que han sido excitados por estas colisiones de alta energía pueden entonces relajarse, emitiendo luz rápidamente (inmediatamente después de la colisión) o después de haber sido “termalizados” por la atmósfera circundante.Entre las Líneas En cualquier caso, la radiación emitida se produce en ciertas longitudes de onda bien definidas, lo que da colores característicos a las auroras.

El número de partículas, la cantidad de atmósfera y la intensidad del campo magnético necesarios para crear auroras es una cuestión abierta. Nuestro propio planeta “Ricitos de Oro”, la Tierra, tiene un campo magnético de intensidad moderada, con un momento magnético medido en 7,91 × 1015 Tesla m3 (T m3). También tiene una atmósfera de densidad, temperatura y extensión vertical moderadas, lo que da una presión estándar a nivel del mar de 101.325 Pascal (Pa), o 1,01325 bar.

Composición de la Alta Atmósfera

Las auroras terrestres constituyen un buen punto de partida y comparación para entender los fenómenos de otros planetas/cuerpos planetarios (Figura 2). La primera observación registrada de una aurora data del 12 y 13 de marzo de 567 a.C., en una tablilla de jeroglífico de arcilla conocida como VAT 4956 en el Vorderasiatisches Museum de Berlín (véase Stephenson et al., 2004, para esto y referencias a algunos registros chinos tempranos). Para entender las auroras de un planeta como la Tierra es importante comprender que se trata de fenómenos que ocurren en su atmósfera, aunque a simple vista los observadores terrestres puedan pensar que ocurren en lo alto de los cielos. Esto, a su vez, requiere comprender la composición química de la atmósfera superior.

En el caso de la Tierra, las principales auroras se producen en una región que va desde poco menos de 100 km por encima de la superficie hasta los 1.000 km. Se trata de una región conocida como la termosfera en la que, a diferencia de lo que ocurre en la baja atmósfera, los compuestos químicos y los elementos no se mezclan para producir una composición aproximadamente uniforme, sino que se asientan con su propia altura de escala individual, Hs, donde la letra s indica un elemento o molécula particular. Entre otras cosas, Hs depende de la masa de s: Hs es menor para los elementos y moléculas más pesados que para los más ligeros. Eso significa que cuanto más se sube en la atmósfera, más se compone de elementos y moléculas más ligeros.

La termosfera coincide con (la mayor parte de) la ionosfera cargada eléctricamente (Figura 3), donde la radiación solar ultravioleta extrema (EUV) puede hacer que los átomos y las moléculas pierdan electrones y se carguen positivamente. (La ionosfera comienza en realidad más abajo que la termosfera, a unos 48 km por encima de la superficie de la Tierra).

A nivel del mar, la atmósfera de la Tierra está compuesta por un 21% de oxígeno molecular, denotado químicamente como O2, y un 78% de nitrógeno molecular, N2. Tiene algo menos del 1% de argón (Ar) y el 0,04% de dióxido de carbono, CO2. También contiene varios “gases traza”, entre ellos, por supuesto, el vapor de agua, H2O. De los tres gases principales, el más pesado es el argón, con un peso atómico (AW) de 40. Le sigue el oxígeno, con un peso molecular (PM) de 32, y el nitrógeno, con 28.

Una Conclusión

Por lo tanto, cabría esperar que, a medida que se asciende en la termosfera, la composición cambiara del 1% de Ar, 21% de O2 y 78% de N2 a una atmósfera dominada por el N2. Y, efectivamente, eso empieza a suceder.

Pero en las alturas, los rayos ultravioleta (UV) del Sol empiezan a romper las moléculas de la atmósfera, y el O2 se rompe mucho más fácilmente que el N2. (Sólo se necesita un 53% de energía para romper el O2 en comparación con el N2.3) Un átomo individual de oxígeno, O, sólo tiene un AW de 16, por lo que hacia la parte superior de la termosfera, el oxígeno atómico es bastante abundante. La radiación ultravioleta y las colisiones de alta energía por parte de los electrones del Viento Solar -precipitación de electrones- provocan la ionización, y de ahí la ionosfera. El perfil vertical de ésta depende de la altura de la atmósfera (por encima de alguna altitud de referencia) en la que se absorbe la radiación/partículas y del ángulo que forman con la atmósfera (para la radiación, el “ángulo cenital solar”). También depende de la velocidad a la que los iones y los electrones se recombinan para formar átomos/moléculas neutras.

En 1931, Sydney Chapman propuso una fórmula que se basaba en que, por término medio, la producción de iones y electrones se equilibraba con la recombinación. Para la radiación UV solar, el perfil atmosférico que dedujo se conoce como Perfil Chapman.4 La ionización producida por la precipitación de electrones requiere cálculos detallados que tengan en cuenta los efectos de los electrones primarios y los que generan como secundarios.

Emisión auroral: ¿qué da los colores?

Como ya se ha señalado, las partículas cargadas eléctricamente que chocan con la atmósfera terrestre para energizar los átomos y las moléculas allí presentes son guiadas por el campo magnético hacia los polos magnéticos. Por tanto, las auroras suelen producirse en latitudes relativamente altas, aunque algunas tormentas solares realmente fuertes pueden hacerlas visibles en latitudes tan bajas como Londres, Nueva York o el norte de California. Históricamente, se han registrado auroras hasta el sur de Japón.

Pormenores

Las auroras pueden aparecer como cintas que cuelgan del cielo, retorciéndose y girando. Pueden parecer nubes o coronas que irradian desde un punto central. Pueden ser sólo resplandores, apenas perceptibles por encima de la luz de las estrellas en el cielo.

En la parte superior de la termosfera, pueden verse dos emisiones del oxígeno atómico, el O. A una longitud de onda de 630,0 nanómetros (nm, o milmillonésimas de metro), a veces puede verse un resplandor rojo en las altitudes más elevadas. Más abajo, el O emite una luz verde a 577,7 nm.Si, Pero: Pero la concentración de O disminuye rápidamente por debajo de los 100 km sobre la superficie de la Tierra, por lo que las cortinas aurorales a menudo parecen tener un corte brusco. También hay auroras azules (y púrpuras) producidas a menor altura donde emiten N2 y (a veces) moléculas de nitrógeno ionizado, N2+. Todos estos colores pueden verse en algunas de las hipnotizantes películas tomadas desde la Estación Espacial Internacional, por ejemplo: Auroras Boreales desde la Estación Espacial Internacional.

Mecanismo

La mayoría de nosotros estamos acostumbrados a la simple brújula, ya sea como un dispositivo real que contiene un pequeño imán de barra en una caja de cristal, o en los teléfonos móviles o los navegadores por satélite. A no ser que esté mal tratada, la aguja de la brújula apuntará (magnéticamente) al norte-sur: el polo norte del imán apunta al norte. Los campos magnéticos planetarios se producen generalmente en el interior del planeta, donde un núcleo metálico fundido o una capa conductora gira para crear el campo.Entre las Líneas En la Tierra, el giro del núcleo exterior fluido crea el efecto de un polo que busca el norte cerca del polo sur de rotación. Las líneas del campo magnético salen entonces de la región polar sur y hacen un bucle hacia el norte, arrastrando con ellas las agujas de las brújulas, para volver a entrar en la Tierra alrededor del Polo Norte.

Este campo magnético es lo suficientemente potente como para influir en la región del espacio interplanetario que lo rodea a una distancia considerable.Entre las Líneas En dirección al Sol, el campo magnético de la Tierra se encuentra con el Viento Solar, un flujo de partículas cargadas (plasma -el cuarto estado de la materia-) de electrones con carga negativa, e-, y protones con carga positiva, o núcleos de hidrógeno, H+. El propio Viento Solar arrastra un campo magnético generado desde el Sol; a veces este campo está en la misma dirección que la Tierra, a veces en la dirección opuesta.

Visto desde el punto de vista del Viento Solar, el campo magnético de la Tierra presenta un obstáculo en su camino que tiene que sortear. Al igual que la gravedad, pero sin relación alguna con ella, el impacto del Viento Solar disminuye (más o menos) como el cuadrado de la distancia entre el Sol y el obstáculo que se encuentre en su camino. El resultado es que a una distancia de unos 10 radios terrestres (RE, 1 RE = 6.378 km) se produce un enfrentamiento entre el Viento Solar y el campo magnético de la Tierra que crea, primero, un choque de arco en el lado diurno, cuando el uno fluye junto al otro, y luego lo que se conoce como la magnetopausa, que marca el límite hacia el Sol de la magnetosfera de la Tierra.

Aguas abajo del Sol, en el lado nocturno, el Viento Solar arrastra el campo magnético de la Tierra durante unos 50 RE (~300.000 km). Este arrastre es especialmente eficaz cuando el campo de la Tierra y el del Viento Solar apuntan en direcciones opuestas: en la magnetopausa hacia el Sol, las líneas de campo magnético de la Tierra dan la vuelta para unirse a las líneas de campo del Viento Solar y son llevadas hacia la magnetocola a una velocidad de varios cientos de km por segundo (km/s). Las líneas de campo extendidas pueden entonces volver a conectarse en la cola, y saltar de nuevo hacia la Tierra, liberando grandes cantidades de energía al hacerlo.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

En el lado diurno, donde el viento solar comienza a arrastrar el campo de la Tierra hacia la cola, se crea una cúspide en la que pueden entrar las partículas energéticas del viento solar.Entre las Líneas En el lado nocturno, las líneas de campo que regresan al control del Viento Solar pueden disparar partículas energéticas hacia la Tierra. Este mecanismo de flujo se conoce como el Ciclo Dungey (Dungey, 1961), que se explica en otra parte de esta enciclopedia. Alrededor de los polos, las partículas energéticas que fluyen hacia la Tierra generan una corriente de Birkeland “alineada con el campo” y chocan con la atmósfera superior, creando un “óvalo auroral” principal: estas partículas energizan los átomos de oxígeno y las moléculas de nitrógeno para crear las auroras que se ven en la Tierra. Por lo general, el Ciclo Dungey crea un patrón de dos celdas en la atmósfera superior, con flujos de retorno reflejados en los sectores de medianoche al amanecer y de medianoche al atardecer de la región auroral-polar, que convergen al mediodía. A veces, los arcos aurorales que cruzan los polos se ven creando “theta aurora”, ya que, vistos desde arriba de los polos, se asemejan a la letra griega θ.

Los procesos asociados a las auroras generan casi ~1 Teravatio (TW, 1012 W) de energía, aunque la mayor parte es en forma de calor y no de luz. Dado que la mayor parte de las partículas energéticas que dan lugar a las auroras de la Tierra proceden del Sol, la actividad solar tiene una enorme influencia en las auroras que se observan. Las tormentas del viento solar producen potentes auroras, tanto en la Tierra como en otros lugares del Sistema Solar.

La mayor tormenta geomagnética de la que se tiene constancia es el Evento Carrington del 1 y 2 de septiembre de 1859 (identificador de la Unión Astronómica Internacional SOL 1859-09-01) (se puede estudiar algunos de estos asuntos en la presente plataforma online de ciencias sociales y humanidades). Fue creado por una masiva Eyección de Masa Coronal Interplanetaria (ICME) de plasma proveniente del Sol, y fue tan fuerte que los operadores de telégrafos de toda Europa y Estados Unidos informaron haber recibido descargas eléctricas (National Research Council [NRC], 2008).

Pormenores

Las auroras producidas fueron visibles incluso hasta el sur de Hawai (19° de latitud norte) y -según algunos autores- Colombia, cerca del Ecuador.

Datos verificados por: Andrews

Recursos

Véase También

Derecho del Espacio Ultraterrestre, Derecho Espacial, Ciencia Planetaria, Sistema Solar, Espacio Exterior, Plasmas espaciales
Regiones polares de la Tierra
Fenómenos ópticos atmosféricos
Fenómenos terrestres
Fenómenos eléctricos
Fuentes de luz
Física de los plasmas
Ciencias planetarias
Heliofísica
Física del plasma
Lista de tormentas solares
Ley de Paschen
Tornado espacial
Clima espacial
Fuentes de interferencia electromagnética
Evento espacial

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