Viento Solar

En 1850, el astrónomo inglés Richard C. Carrington, al estar estudiando las manchas

solares1, logró notar una pequeña erupción en la cara del sol que duro alrededor de cinco minutos.

En 1889, el astrónomo americano George E. Hale había inventado el “espectroheliógrafo”, el cual

permitía observar el Sol a través de la luz de una longitud de onda y fotografiarlo con la luz de

hidrogeno incandescente de la atmosfera solar; se comprobó entonces que las erupciones solares

eran efímeras explosiones de hidrogeno caliente. En ocasiones se produce la erupción en el centro

del disco solar y explotan hacia arriba en dirección a la Tierra y, en cuestión de días las auroras

boreales se abrillantan y dejan ver desde regiones templadas, así como la aguja magnética y los

equipos electrónicos actúan de forma extraña; entonces se habla de una “tormenta magnética”.

Al estudiar las erupciones con más detenimiento los astrónomos vieron que en la

explosión salía despedido hidrogeno caliente y que parte de él lograba saltar al espacio. Algunos

protones que salen despedidos llegan hasta la Tierra, la mayor parte bordean el planeta mientras

que otros logran entrar a la atmosfera, lo que da como resultado una serie de fenómenos

eléctricos.

Como se sabe, los núcleos de hidrogeno son simples protones; el Sol está rodeado de una

nube de protones (y de otros núcleos en cantidades más pequeñas) dispersos en todas

direcciones. En 1958, el físico americano Eugene N. Parker llamó “viento solar” a esta nube de

protones que mana hacia afuera. El viento solar es el agente responsable de las colas de los

cometas, lo que este hace es barrer hacia afuera la nube de polvo y gas que rodea al cometa

cuando pasa cerca del Sol.

El viento solar es el plasma2 caliente que se expande en todas direcciones desde la corona3

a velocidades comprendidas entre 300 hasta 1000 km/s durante sucesos transitorios. Está

formado principalmente por partículas cargadas: protones, electrones, una pequeña cantidad de

1 Las manchas solares son regiones de la superficie visible del Sol o “fotosfera”, donde hay gases atrapados por los campos magnéticos. El material más caliente que sube del interior del Sol no puede penetrar los fuertes campos magnéticos (unas 10,000 veces más fuerte que el de la Tierra) y no puede alcanzar la superficie; por lo tanto, estas áreas magnéticas se enfrían de 5,500 a 3,750 C. (Universo Online)2 El plasma es un gas constituido por partículas cargadas (iones) libres y cuya dinámica presenta efectos colectivos dominados por las interacciones electromagnéticas de largo alcance entre las mismas.3 Se refiere a la corona solar, la cual es un gas tenue y magnetizado, con una temperatura media alrededor de (1−2 )×106K . Está casi totalmente ionizada y compuesta de partículas eléctricamente cargadas. (Kryakunova, 2009)

Helio ionizado (5%) y trazas de iones de elementos más pesados. En el viento solar regular pueden

ser distinguidos dos regímenes: “viento solar rápido”4 y “viento solar lento”5.

4 El viento solar rápido alcanza velocidades entre 500 y 750 km/s, tiene una alta temperatura y baja densidad. (Blanco Cano & Kajdic, 2009)5 El viento solar lento llega a tener velocidades entre 250 y 400 km/s, es más denso y más frío que el viento solar rápido. (Blanco Cano & Kajdic, 2009)

Además, existen parcelas

transitorias de viento emitidas en

eventos de actividad solar. Estas

son conocidas como eyecciones de

masa coronal (EMC). Las EMC

forman burbujas gigantescas de

material que pueden golpear a la

magnetósfera terrestre,

perturbando el entorno de nuestro

planeta; algunas de estas EMC

alcanzan velocidades de hasta

3,200 km/s y pueden generar

ondas de choque transitorias en el

medio interplanetario, similares a

la onda que se genera delante de

un avión supersónico.

El viento solar transporta el campo magnético solar a través del sistema solar; cerca del Sol

el campo magnético retiene el plasma y da forma a la corona, pero a alguna distancia sobre la

superficie solar el plasma caliente domina el campo magnético y este, arrastra las líneas de campo

magnético. Las líneas de campo comenzando a cierta distancia, se alinean con el viento solar que

se asume como puramente radial. El plano ecuatorial separa regiones de campo magnético con

orientaciones opuestas, lo cual implica la existencia de una corriente eléctrica. La estrecha capa

entre los campos de polaridad opuesta se denomina lámina de corriente heliosférica.

Las líneas de campo que se extienden por el medio

interplanetario permanecen conectadas con el Sol y rotan con

él; el campo magnético está alineado con esta trayectoria.

Cuando las partículas cargadas son aceleradas en el Sol

y eyectadas a grandes energías hacia el medio interplanetario,

deben viajar a lo largo del campo magnético. Si este es descrito

por la espiral de Parker6, se esperaría detectar las partículas en la Tierra cuando la aceleración

ocurre en el hemisferio oeste solar, aunque tiene sus excepciones.

Parámetros del viento solar medidas por naves espaciales cerca de la Tierra

Viento rápido Viento lento

Velocidad 500-800 km/s 250-400 km/s

Densidad 3x106 m-3 10x106 m-3

Temperatura de protón 2x105 K 4x104 K

Temperatura de electrón 1.2x105 K 1.5x105 K

Campo magnético 2-10 nT 2-10 nT

Unidad de intensidad de campo magnético: 1 nT (nano Tesla) =10[sup]-9[/sup] Tesla

Las temperaturas de protones y electrones son diferentes, como es característicos en gases de

baja densidad (esto también ocurre en el tubo de neón)

(Kryakunova, 2009)

Conclusión

El viento solar se puede pensar como una forma de convección hacia la Tierra, si

consideramos al Sol como un cuerpo caliente y al viento solar como los alrededores, al tener una

temperatura mucho mayor que la Tierra

entonces es posible que haya un flujo de

calor. Además, como ya se mencionó

anteriormente, el viento solar no entra

completamente al planeta, aunque si llega

a afectar a fenómenos como las auroras

boreales y los aparatos electrónicos por la

radiación electromagnética; las capas de la atmosfera protegen a todos los seres vivos de las

partículas que este viento va dejando a su paso. Por lo tanto, en lo personal creo que es más

grande la radiación electromagnética que transmite en comparación con el flujo de calor.

6 La espiral de Parker es la dirección que toma el viento solar lento a medida que se aleja del Sol, se le llama así en honor al científico que la descubrió.

Fuente de Información

Asimov, I. (s.f.). Fiscanet. Recuperado el 27 de Abril de 2014, de

http://www.fisicanet.com.ar/monografias/monograficos4/es058_que_es_el_viento_solar.

php

Blanco Cano, X., & Kajdic, P. (10 de Octubre de 2009). Revista Digital Universitaria [en línea].

Recuperado el 28 de Abril de 2014, de

http://www.revista.unam.mx/vol.10/num10/art67/int67.htm

C. Kasper, J., A. Maruca, B., L. Stevens, M., & Zaslavsky, A. (28 de Febrero de 2013). APS Physics.

Recuperado el 27 de Abril de 2014, de Physical Review Letters:

http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.110.091102

Kryakunova, O. (16 de Diciembre de 2009). NMDB. Recuperado el 26 de Abril de 2014, de Neutron

Monitor Database: http://www.nmdb.eu/?q=node/377

Universo Online. (s.f.). Recuperado el 29 de Abril de 2014, de

http://radiouniverso.org/resources/faqs/014.html