Viernes 18 de enero de 2019, 01:02 (TU)

El viento solar y su influencia sobre nuestro planeta

El primer indicio de que el Sol pudiera emitir un “viento” a través del espacio interplanetario provino de la observación de los cometas activos. A principios del siglo XVII, Johannes Kepler notó que las colas de los cometas siempre apuntan en dirección contraria al Sol a lo largo de sus órbitas, tanto si se aproximan como si se alejan de él. El alemán fue el primero en conjeturar que las colas cometarias, formadas por partículas de polvo, eran empujadas por la presión de la luz solar, a la que denominó “brisa solar”.

Durante gran parte del siglo XIX, los astrónomos sospecharon que el Sol emitía algún tipo de materia corpuscular. En 1859, los astrónomos ingleses Richard Carrington y Richard Hodgson fueron los primeros en observar lo que hoy conocemos como una llamarada solar. La misma provocó una eyección de masa coronal que impactó la magnetósfera terrestre menos de un día después. Se produjo una de las mayores tormentas geomagnéticas de las que se tengan registro, con auroras visibles en lugares tan alejados de los polos como Cuba y Hawaii. Carrington no tardó en deducir que debía existir algún tipo de conexión entre ambos eventos; de otra forma, no era posible explicar por qué la aparición de auroras en el firmamento terrestre coincidía casi siempre con los períodos de máxima actividad solar.

En 1916, el noruego Kristian Birkeland logró explicar correctamente el fenómeno de las auroras, describiéndolas como “rayos de corpúsculos eléctricos emitidos por el Sol”, un flujo ininterrumpido de electrones y protones eyectados desde las manchas solares, que se desplazaban por el espacio hasta nuestro planeta y eran conducidos hacia los polos terrestres por el campo magnético de la Tierra. En 1919, el británico Frederick Lindemann determinó que cualquier nube o flujo de partículas eyectado por el Sol debía ser eléctricamente neutro, conteniendo una carga igual de protones y electrones.

En la década de 1930, los astrónomos lograron confirmar mediante observaciones espectroscópicas que el gas de la corona solar, que se extiende millones de kilómetros en el espacio y resulta visible a ojo desnudo durante los eclipses totales de Sol, tiene una temperatura superior al millón de grados Celsius. A mediados de la década de 1950, el matemático inglés Sydney Chapman calculó las propiedades del gas a esa temperatura, y descubrió que es un excelente conductor del calor, por lo que a pesar de la gravedad del Sol, se extiende hacia el espacio llegando más allá de la órbita de la Tierra.

Finalmente, la confirmación teórica de la existencia del viento solar provino del análisis de las colas cometarias propuesto por Kepler tres siglos antes. Además de una cola de partículas de gas y polvo, al acercarse al Sol los cometas desarrollan una segunda cola formada por iones, es decir, partículas cargadas eléctricamente. Tras realizar observaciones sistemáticas de las colas de numerosos cometas, en 1943 el astrónomo alemán Cuno Hoffmeister pudo confirmar que en todos los casos, esa segunda cola apuntaba en una dirección distinta a la de la cola de polvo. Sin embargo, la presión de la luz solar, propuesta por Kepler como la responsable, no es capaz de explicar ese comportamiento.

En 1951, basándose en el trabajo de Hoffmeister, su compatriota Ludwig Biermann fue el primero en proponer que las colas de iones cometarias eran “empujadas” por un flujo constante de partículas emitidas por el Sol, al que denominó “radiación corpuscular solar”. Dado que la velocidad de ese flujo de partículas casi nunca resulta mayor a la velocidad propia del cometa, esto también explicaba por qué las colas de iones, a diferencia de las de polvo, no apuntan en dirección exactamente contraria al Sol.

Sin embargo, la existencia de esa radiación de partículas seguía sin tener una explicación satisfactoria, hasta que en 1958 el astrofísico estadounidense Eugene Parker dedujo la estructura de equilibrio de la corona solar. Hasta entonces, se suponía que hacia las capas exteriores del Sol, la presión y densidad del gas disminuían progresivamente hasta llegar a cero. Sin embargo, teniendo en cuenta el modelo de Chapman, Parker determinó que la conducción del calor interfiere con ese equilibrio: un gas tan caliente como el de la corona solar no puede quedar confinado porque la atracción gravitacional del Sol no es capaz de retenerlo.

El estadounidense sugirió entonces otra solución, en la que las capas superiores de la corona solar eran eyectadas hacia el espacio interplanetario a velocidades supersónicas. Además, determinó que se trataba de una velocidad similar a la atribuída a la radiación corpuscular en la hipótesis de Biermann. Parker fue el primero en denominar a ese flujo “viento solar”, y su existencia fue finalmente detectada en forma directa por la sonda espacial soviética Luna 1 en 1959.

El viento solar tiene una influencia muy grande sobre nuestro planeta, ya que configura la magnetósfera terrestre y proporciona energía para muchos de sus procesos. Algunas de las partículas del viento solar quedan atrapadas en el campo magnético terrestre, girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza que van de un polo magnético a otro. Las auroras visibles en la Tierra, tanto las boreales como las australes, son el resultado de la interacción de estas partículas con las moléculas de aire en las capas superiores de nuestra atmósfera.

Un descubrimiento muy importante realizado desde la estación espacial Skylab de la NASA, y confirmado posteriormente por diversas sondas espaciales, es que los agujeros en la corona solar son el origen de un viento solar más rápido que el habitual. Cuando estos agujeros se ubican cerca del ecuador solar y persisten durante varias rotaciones solares, se han detectado chorros de viento solar de altísima velocidad alcanzando de forma recurrente a la Tierra cada vez que uno de estos agujeros coronales apunta en dirección a nuestro planeta, aproximadamente cada 27 días.

La densidad del viento solar a la altura de la órbita terrestre es de unos 6 iones por centímetro cúbico, es decir, mucho menor que la del mejor vacío obtenido en los laboratorios terrestres. 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 contiene electrones, contrarrestando la carga positiva de los iones y manteniendo al plasma eléctricamente neutro.

Todo este material es eyectado desde la corona solar a una velocidad promedio de 400 kilómetros por segundo, y su influencia se extiende mucho más allá de los planetas exteriores. La región donde puede detectarse la presencia del viento solar es conocida como heliósfera. Se trata de una especie de “burbuja”, que envuelve a nuestro sistema solar en su desplazamiento a través del medio interestelar, y se mantiene “inflada” gracias a la presión constante del viento solar eyectado a más de un millón de kilómetros por hora desde nuestra estrella. A medida que completa su órbita de 250 millones de años alrededor del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, el Sol atraviesa zonas del medio interestelar con diferentes densidades y trayectorias, lo que afecta la forma y tamaño de la heliósfera. Las áreas más densas y con mayores velocidades relativas al Sol pueden comprimirla, mientras que las áreas menos densas y más lentas le permiten expandirse.

Diagrama de la estructura de la heliósfera. El frente de choque de terminación es el límite interior de la burbuja de influencia del viento solar, donde el flujo de partículas del Sol comienza a frenar su velocidad al chocar contra el viento solar de otras estrellas cercanas. Las partículas del viento solar se desplazan a velocidades subsónicas a través de la zona denominada heliofunda, hasta detenerse casi por completo en la heliopausa, el límite definitivo entre el viento solar y el medio interestelar. La onda de choque es una región donde el flujo de material interestelar se acumula al frente de la heliósfera por el desplazamiento del sistema solar a través del medio interestelar. Créditos: NASA / IBEX / Planetario Adler.
Diagrama de la estructura de la heliósfera. El frente de choque de terminación es el límite interior de la burbuja de influencia del viento solar, donde el flujo de partículas del Sol comienza a frenar su velocidad al chocar contra el viento solar de otras estrellas cercanas. Las partículas del viento solar se desplazan a velocidades subsónicas a través de la zona denominada heliofunda, hasta detenerse casi por completo en la heliopausa, el límite definitivo entre el viento solar y el medio interestelar. La onda de choque es una región donde el flujo de material interestelar se acumula al frente de la heliósfera por el desplazamiento del sistema solar a través del medio interestelar. Créditos: NASA / IBEX / Planetario Adler.

Se denomina heliopausa al límite exterior de influencia del viento solar, donde éste no tiene la fuerza suficiente para contrarrestar el empuje del viento estelar proveniente de las estrellas cercanas y es detenido por el medio interestelar. La sonda Voyager 1, lanzada por la NASA hace más de 37 años, sigue operativa y alejándose del sistema solar tras haber alcanzado la heliopausa el 25 de agosto de 2012, a una distancia de 121 UA del Sol.

La regiones donde nace el viento solar están inmersas en el campo magnético del Sol, y el plasma se aleja de nuestra estrella siguiendo las líneas de su campo magnético. Esto ocurre por la preservación de la línea de campo”, una propiedad proveniente de las ecuaciones del plasma ideal. Por estas ecuaciones, los iones y los electrones que comienzan compartiendo una misma línea de campo magnético, continúan haciéndolo posteriormente, como si esa línea fuera un hilo deformable, y las partículas unas cuentas ensartadas en él.

Si la energía del campo magnético es la dominante, sus líneas mantienen su forma y el movimiento de las partículas debe ajustarse a ellas; esto es lo mismo que ocurre en nuestro planeta con los cinturones de radiación de Van Allen. Sin embargo, si la dominante es la energía de las partículas (o sea, si el campo magnético es débil y la densidad de las partículas es alta) el movimiento de las partículas sólo es afectado ligeramente, mientras que las líneas del campo magnético son arrastradas a seguir ese movimiento. Esto es lo que sucede con el viento solar a medida que la fuerza del campo magnético del Sol disminuye con la distancia.

Es importante tener en mente que los campos magnéticos en el medio interplanetario no son estáticos, sino que están fluyendo de manera continua, arrastrados por el viento solar a velocidades de más de un millón de kilómetros por hora. En ocasiones, cuando ocurre cierto tipo de fenómenos eruptivos en el Sol, se generan además ciertas perturbaciones que viajan en el medio interplanetario, alterando tanto la velocidad como la densidad de las partículas y el campo magnético del viento solar, de manera que la heliósfera tiene diferentes grados de perturbación en diferentes partes y en distintos momentos. Esto ha llevado a acuñar el término “clima espacial” para designar el grado de actividad del plasma que forma la heliósfera, y que afecta a los cuerpos que se encuentran inmersos en ella, como nuestro planeta.

El 8 de agosto de 2001, la sonda Genesis de la NASA fue lanzada hacia Lagrange 1, uno de los puntos del espacio interplanetario donde las gravedades del Sol y de la Tierra se equilibran. Al llegar a esa posición, la nave abrió sus colectores, que permanecerán abiertos durante dos años, recolectando muestras del viento solar. Tras el regreso de la sonda a nuestro planeta en el 2004, los científicos tendrán información suficiente para varios años de estudio, que se espera brinden respuestas fundamentales sobre los orígenes y la formación de nuestro sistema solar.