Aurora
Una aurora (plural: auroras o aurorae), También conocida comúnmente como las luces polares, es una exhibición de luz natural en el cielo de la Tierra, que se ve predominantemente en las regiones de latitudes altas (alrededor del Ártico y la Antártida). Las auroras muestran patrones dinámicos de luces brillantes que aparecen como cortinas, rayos, espirales o parpadeos dinámicos que cubren todo el cielo.
Las auroras son el resultado de perturbaciones en la magnetosfera causadas por el viento solar. Las principales perturbaciones son el resultado de mejoras en la velocidad del viento solar de los agujeros coronales y las eyecciones de masa coronal. Estas perturbaciones alteran las trayectorias de las partículas cargadas en el plasma magnetosférico. Estas partículas, principalmente electrones y protones, se precipitan en la atmósfera superior (termosfera/exosfera). La ionización y excitación resultantes de los constituyentes atmosféricos emiten luz de color y complejidad variable. La forma de la aurora, que ocurre dentro de bandas alrededor de ambas regiones polares, también depende de la cantidad de aceleración impartida a las partículas que precipitan.
La mayoría de los planetas del Sistema Solar, algunos satélites naturales, enanas marrones e incluso cometas también albergan auroras.
Etimología
La palabra "aurora" se deriva del nombre de la diosa romana del amanecer, Aurora, que viajaba de este a oeste anunciando la llegada del sol. Los poetas griegos antiguos usaban el nombre correspondiente Eos metafóricamente para referirse al amanecer, a menudo mencionando su juego de colores a través del cielo oscuro (por ejemplo,, "alba de dedos rosados").
Las palabras "borealis" y "australis" se derivan de los nombres de los antiguos dioses del viento del norte (Boreas) y el viento del sur (Auster).
Ocurrencia
La mayoría de las auroras se producen en una banda conocida como "zona auroral", que suele tener entre 3° y 6° de ancho en latitud y entre 10° y 20° de los polos geomagnéticos en todas las horas locales (o longitudes), se ve más claramente de noche contra un cielo oscuro. Una región que actualmente muestra una aurora se llama 'óvalo auroral', una banda desplazada por el viento solar hacia el lado nocturno de la Tierra. La evidencia temprana de una conexión geomagnética proviene de las estadísticas de las observaciones de las auroras. Elias Loomis (1860), y más tarde Hermann Fritz (1881) y Sophus Tromholt (1881) con más detalle, establecieron que la aurora aparecía principalmente en la zona auroral.
En las latitudes del norte, el efecto se conoce como aurora boreal o aurora boreal. El primer término fue acuñado por Galileo en 1619, a partir de la diosa romana del amanecer y el nombre griego del viento del norte. La contraparte del sur, la aurora austral o las luces del sur, tiene características casi idénticas a las de la aurora boreal y cambia simultáneamente con los cambios en la zona auroral del norte. La aurora austral es visible desde altas latitudes del sur en la Antártida, Chile, Argentina, Sudáfrica, Nueva Zelanda y Australia. La aurora boreal es visible por estar cerca del centro del círculo polar ártico, como Alaska, los territorios canadienses, Islandia, Groenlandia, Noruega, Suecia, Finlandia y Rusia. En raras ocasiones, la aurora boreal se puede ver más al sur, por ejemplo, en Estonia, Letonia, Lituania, Escocia, Irlanda, Dinamarca y la parte norte de los Estados Unidos contiguos.
Una tormenta geomagnética hace que los óvalos de las auroras (norte y sur) se expandan, llevando la aurora a latitudes más bajas. La distribución instantánea de las auroras ("óvalo auroral") es ligeramente diferente, ya que se centra alrededor de 3 a 5° hacia la noche del polo magnético, de modo que los arcos de las auroras llegan más lejos hacia el ecuador cuando el polo magnético en cuestión está en entre el observador y el Sol. La aurora se puede ver mejor en este momento, que se llama medianoche magnética.
Las auroras que se ven dentro del óvalo de la aurora pueden estar directamente arriba, pero desde más lejos, iluminan el horizonte hacia el polo como un brillo verdoso o, a veces, con un rojo tenue, como si el Sol estuviera saliendo desde una dirección inusual. Las auroras también ocurren hacia el polo de la zona auroral como parches difusos o arcos, que pueden ser subvisuales.
on an ascending pass from south of Madagascar to just north of Australia over the Indian Ocean.
desde las tierras francesas meridionales y antárticas en el Océano Índico meridional hasta el sur de Australia.
A K-index of Kp= 3 corresponde a niveles relativamente bajos de actividad geomagnética, mientras Kp= 9 representa altos niveles.
Ocasionalmente se ven auroras en latitudes por debajo de la zona auroral, cuando una tormenta geomagnética agranda temporalmente el óvalo auroral. Las grandes tormentas geomagnéticas son más comunes durante el pico del ciclo de manchas solares de 11 años o durante los tres años posteriores al pico. Un electrón gira en espiral alrededor de una línea de campo en un ángulo determinado por sus vectores de velocidad, paralelos y perpendiculares, respectivamente, al vector B del campo geomagnético local. Este ángulo se conoce como el "ángulo de inclinación". de la partícula La distancia, o radio, del electrón desde la línea de campo en cualquier momento se conoce como su radio de Larmor. El ángulo de paso aumenta a medida que el electrón viaja a una región de mayor intensidad de campo más cercana a la atmósfera. Por lo tanto, es posible que algunas partículas regresen, o se espejen, si el ángulo se convierte en 90° antes de ingresar a la atmósfera para chocar con las moléculas más densas allí. Otras partículas que no se reflejan entran en la atmósfera y contribuyen a la visualización de la aurora en un rango de altitudes. Se han observado otros tipos de auroras desde el espacio; por ejemplo, "arcos hacia el polo" extendiéndose hacia el sol a través del casquete polar, la "theta aurora" y los "arcos diurnos" cerca del mediodía Estos son relativamente poco frecuentes y mal entendidos. Se producen otros efectos interesantes, como aurora parpadeante, "aurora negra" y arcos rojos subvisuales. Además de todo esto, se observa un débil resplandor (a menudo de color rojo oscuro) alrededor de las dos cúspides polares, las líneas de campo que separan las que se acercan a la Tierra de las que son arrastradas hacia la cola y se cierran remotamente.
Imágenes
Los primeros trabajos sobre la obtención de imágenes de las auroras fueron realizados en 1949 por la Universidad de Saskatchewan utilizando el radar SCR-270. Carl Størmer y sus colegas revelaron las altitudes en las que se producen las emisiones de las auroras, y utilizaron cámaras para triangular más de 12 000 auroras. Descubrieron que la mayor parte de la luz se produce entre 90 km (56 mi) y 150 km (93 mi) sobre el suelo, mientras que a veces se extiende a más de 1000 km (620 mi).
Formularios
Según Clark (2007), hay cuatro formas principales que se pueden ver desde el suelo, de menos a más visibles:
- Un leve brillo, cerca del horizonte. Estos pueden estar cerca del límite de visibilidad, pero pueden distinguirse de nubes iluminadas por la luna porque las estrellas pueden verse sin menoscabo a través del resplandor.
- Patrones o superficies Parecen nubes.
- Arcs curva a través del cielo.
- Rays son rayas ligeras y oscuras a través de arcos, alcanzando hacia arriba por varias cantidades.
- Coronas cubre gran parte del cielo y sumerja desde un punto en él.
Brekke (1994) también describió algunas auroras como cortinas. La similitud con las cortinas a menudo se ve reforzada por los pliegues dentro de los arcos. Los arcos pueden fragmentarse o dividirse en características separadas, a veces cambiando rápidamente, a menudo con rayos que pueden llenar todo el cielo. Estas también se conocen como auroras discretas, que a veces son lo suficientemente brillantes como para leer un periódico por la noche.
Estas formas son consistentes con las auroras formadas por el campo magnético de la Tierra. Las apariencias de arcos, rayos, cortinas y coronas están determinadas por las formas de las partes luminosas de la atmósfera y la posición del espectador.
Colores y longitudes de onda de la luz auroral
- Rojo: En sus alturas más altas, el oxígeno atómica excitado emite a 630 nm (rojo); baja concentración de átomos y menor sensibilidad de ojos en esta longitud de onda hacen visible este color sólo bajo una actividad solar más intensa. El bajo número de átomos de oxígeno y su progresiva disminución de la concentración es responsable de la apariencia débil de las partes superiores de los "curtains". Escarlata, carmesí y carmín son los tonos más vistos de rojo para las auroras.
- Verde: A bajas alturas, las colisiones más frecuentes suprimen el modo 630 nm (rojo): más bien domina la emisión de 557.7 nm (verde). Una concentración bastante alta de oxígeno atómico y mayor sensibilidad de los ojos en verde hacen las auroras verdes más comunes. El nitrógeno molecular excitado (el nitrógeno atómico es raro debido a la alta estabilidad de la N2 molécula) juega un papel aquí, ya que puede transferir energía por colisión a un átomo de oxígeno, que luego lo irradia en la longitud de onda verde. (Red y verde también pueden mezclarse para producir tonos rosados o amarillos.) La rápida disminución de la concentración de oxígeno atómico por debajo de unos 100 km es responsable del extremo abrupto de los bordes inferiores de las cortinas. Tanto las longitudes de onda 557.7 como 630.0 nm corresponden a transiciones prohibidas de oxígeno atómico, un mecanismo lento responsable de la gradualidad (0,7 s y 107 s respectivamente) de la onda y el desvanecimiento.
- Azul: A alturas aún más bajas, el oxígeno atámico es poco común, y el nitrógeno molecular molecular y el nitrógeno molecular ionizado se apoderan de producir emisión de luz visible, irradiando a un gran número de longitudes de onda en partes rojas y azules del espectro, siendo dominantes 428 nm (azul). Las emisiones azules y púrpuras, típicamente en los bordes inferiores de los "curtains", aparecen en los niveles más altos de la actividad solar. Las transiciones de nitrógeno moleculares son mucho más rápidas que las de oxígeno atómico.
- Ultravioleta: La radiación ultravioleta de auroras (en la ventana óptica pero no visible a prácticamente todos los humanos) se ha observado con el equipo necesario. También se han visto auroras ultravioletas en Marte, Júpiter y Saturno.
- Infrarrojos: La radiación infrarroja, en longitudes de onda que están dentro de la ventana óptica, también forma parte de muchas auroras.
- Amarillo y rosa son una mezcla de rojo y verde o azul. Otros tonos de rojo, así como de naranja, se pueden ver en raras ocasiones; verde amarillo es moderadamente común. Como rojo, verde y azul son colores linealmente independientes, la síntesis aditiva podría, en teoría, producir la mayoría de los colores percibidos por el ser humano, pero los mencionados en este artículo comprenden una lista virtualmente exhaustiva.
Cambios con el tiempo
Las auroras cambian con el tiempo. Durante la noche, comienzan con resplandores y progresan hacia las coronas, aunque es posible que no las alcancen. Tienden a desvanecerse en el orden opuesto. Hasta alrededor de 1963 se pensaba que estos cambios se debían a la rotación de la Tierra bajo un patrón fijo con respecto al Sol. Más tarde se encontró comparando películas de auroras de todo el cielo de diferentes lugares (recolectadas durante el Año Geofísico Internacional) que a menudo experimentan cambios globales en un proceso llamado subtormenta auroral. Cambian en unos pocos minutos de arcos silenciosos a lo largo del óvalo auroral a pantallas activas a lo largo del lado oscuro y después de 1 a 3 horas vuelven a cambiar gradualmente. Los cambios en las auroras a lo largo del tiempo se visualizan comúnmente mediante keogramas.
En escalas de tiempo más cortas, las auroras pueden cambiar su apariencia e intensidad, a veces tan lentamente que es difícil notarlas, y otras veces rápidamente hasta la escala de subsegundos. El fenómeno de las auroras pulsantes es un ejemplo de variaciones de intensidad en escalas de tiempo cortas, típicamente con períodos de 2 a 20 segundos. Este tipo de aurora suele ir acompañada de alturas de emisión máximas decrecientes de unos 8 km para las emisiones azules y verdes y velocidades del viento solar superiores a la media (~ 500 km/s).
Otra radiación auroral
Además, la aurora y las corrientes asociadas producen una fuerte emisión de radio de alrededor de 150 kHz conocida como radiación kilométrica auroral (AKR), descubierta en 1972. La absorción ionosférica hace que la AKR solo sea observable desde el espacio. También se han detectado emisiones de rayos X, provenientes de las partículas asociadas a las auroras.
Ruido
El ruido de la aurora, similar a un crujido, comienza a unos 70 m (230 pies) sobre la superficie de la Tierra y es causado por partículas cargadas en una capa de inversión de la atmósfera formada durante una noche fría. Las partículas cargadas se descargan cuando las partículas del Sol golpean la capa de inversión, creando el ruido.
Tipos inusuales
STEVE
En 2016, más de cincuenta observaciones de ciencia ciudadana describieron lo que para ellos era un tipo desconocido de aurora a la que llamaron "STEVE", por "Fuerte aumento de la velocidad de emisión térmica". STEVE no es una aurora, pero es causada por una cinta de plasma caliente de 25 km (16 mi) de ancho a una altitud de 450 km (280 mi), con una temperatura de 6000 K (5730 °C; 10 340 °F) y fluyendo a una velocidad de 6 km/s (3,7 mi/s) (en comparación con 10 m/s (33 pies/s) fuera de la cinta).
Valla de estacas aurora
Los procesos que causan STEVE también están asociados con una aurora de valla de piquete, aunque esta última puede verse sin STEVE. Es una aurora porque es causada por la precipitación de electrones en la atmósfera, pero aparece fuera del óvalo de la aurora, más cerca del ecuador que las auroras típicas. Cuando la aurora de la cerca de piquete aparece con STEVE, está debajo.
Duna aurora
Informado por primera vez en 2020 y confirmado en 2021, el fenómeno de la aurora en las dunas fue descubierto por científicos ciudadanos finlandeses. Consiste en franjas paralelas espaciadas regularmente de emisión más brillante en la aurora verde difusa que dan la impresión de dunas de arena. Se cree que el fenómeno es causado por la modulación de la densidad del oxígeno atómico por una onda atmosférica a gran escala que viaja horizontalmente en una guía de ondas a través de una capa de inversión en la mesosfera en presencia de precipitación de electrones.
Aurora de cuello de caballo
La aurora de cuello de caballo (HCA, por sus siglas en inglés) son características aurorales en las que la elipse de la aurora se desplaza hacia el polo durante las porciones del amanecer y el anochecer y el casquete polar adquiere forma de lágrima. Se forman durante períodos en los que el campo magnético interplanetario (FMI) está permanentemente hacia el norte, cuando el ángulo del reloj del FMI es pequeño. Su formación está asociada con el cierre del flujo magnético en la parte superior de la magnetosfera del lado diurno por la reconexión de doble lóbulo (DLR). Hay aproximadamente 8 eventos HCA por mes, sin dependencia estacional, y que el IMF debe estar dentro de los 30 grados hacia el norte.
Causas
La comprensión completa de los procesos físicos que conducen a los diferentes tipos de auroras aún es incompleta, pero la causa básica involucra la interacción del viento solar con la magnetosfera de la Tierra. La intensidad variable del viento solar produce efectos de diferentes magnitudes pero incluye uno o más de los siguientes escenarios físicos.
- Un viento solar quiescente que fluye más allá de la magnetosfera de la Tierra interactúa constantemente con ella y puede inyectar partículas de viento solar directamente sobre las líneas de campo geomagnéticas que están 'abiertas', en lugar de estar 'cerradas' en el hemisferio opuesto, y proporcionar difusión a través del choque de arco. También puede causar partículas ya atrapadas en las bandas de radiación para precipitarse en la atmósfera. Una vez que las partículas se pierden a la atmósfera de las bandas de radiación, bajo condiciones tranquilas, las nuevas las reemplazan sólo lentamente, y el contacto de pérdida se agota. En el magnetotail, sin embargo, las trayectorias de partículas parecen constantemente rehuffle, probablemente cuando las partículas cruzan el campo magnético muy débil cerca del ecuador. Como resultado, el flujo de electrones en esa región es casi el mismo en todas las direcciones ("isotrópico") y asegura un suministro constante de electrones filtrantes. La fuga de electrones no deja la cola cargada positivamente, porque cada electron filtrado perdido a la atmósfera es reemplazado por un electron de baja energía elaborado hacia arriba desde la ionosfera. Tal sustitución de electrones "calientes" por los "fríos" está en total acuerdo con la segunda ley de la termodinámica. El proceso completo, que también genera una corriente de anillo eléctrico alrededor de la Tierra, es incierto.
- La perturbación geomagnética de un viento solar mejorado provoca distorsiones del magnetotail ("subtormentas magnéticas"). Estas 'subtormentas' tienden a ocurrir después de hechizos prolongados (en el orden de horas) durante los cuales el campo magnético interplanetario ha tenido un componente apreciable hacia el sur. Esto conduce a una mayor tasa de interconexión entre sus líneas de campo y las de la Tierra. Como resultado, el viento solar mueve el flujo magnético (tubos de líneas de campo magnético, 'bloqueados' junto con su plasma residente) desde el lado del día de la Tierra hasta el magnetotail, ampliando el obstáculo que presenta al flujo de viento solar y limitando la cola en el lado nocturno. En última instancia, algunos plasmas de cola pueden separarse ("reconexión magnética"); algunos bloques ("plasmoides") se exprimen río abajo y se arrastran con el viento solar; otros se exprimen hacia la Tierra donde su movimiento alimenta fuertes sobrecargas de auroras, principalmente alrededor de la medianoche ("proceso de descarga"). Una tormenta geomagnética resultante de una mayor interacción añade muchas más partículas al plasma atrapado alrededor de la Tierra, produciendo también el realce de la "actualización de la cuerda". Ocasionalmente la modificación resultante del campo magnético de la Tierra puede ser tan fuerte que produce auroras visibles en latitudes medias, en líneas de campo mucho más cercanas al Ecuador que las de la zona auroral.
Luna y aurora
- La aceleración de partículas cargadas auroral acompaña invariablemente una perturbación magnetosférica que causa una aurora. Este mecanismo, que se cree que surge predominantemente de campos eléctricos fuertes a lo largo del campo magnético o interacciones de partículas de onda, eleva la velocidad de una partícula en la dirección del campo magnético guía. El ángulo del campo se disminuye y aumenta la probabilidad de que se precipita en la atmósfera. Tanto las ondas electromagnéticas como las electrostáticas, producidas en el momento de mayores perturbaciones geomagnéticas, contribuyen significativamente a los procesos energizantes que sostienen una aurora. La aceleración de partículas proporciona un complejo proceso intermedio para transferir energía del viento solar indirectamente a la atmósfera.
Los detalles de estos fenómenos no se comprenden completamente. Sin embargo, está claro que la fuente principal de partículas aurorales es el viento solar que alimenta la magnetosfera, el reservorio que contiene las zonas de radiación y las partículas atrapadas magnéticamente temporalmente confinadas por el campo geomagnético, junto con los procesos de aceleración de partículas.
Partículas aurorales
La causa inmediata de la ionización y excitación de los componentes atmosféricos que conducen a las emisiones aurorales se descubrió en 1960, cuando un vuelo pionero con un cohete desde Fort Churchill en Canadá reveló un flujo de electrones que ingresaban a la atmósfera desde arriba. Desde entonces, una extensa colección de mediciones ha sido adquirida minuciosamente y con una resolución cada vez mayor desde la década de 1960 por muchos equipos de investigación que utilizan cohetes y satélites para atravesar la zona auroral. Los principales hallazgos han sido que los arcos aurorales y otras formas brillantes se deben a los electrones que se han acelerado durante los últimos 10 000 km de su inmersión en la atmósfera. Estos electrones a menudo, pero no siempre, exhiben un pico en su distribución de energía y están preferentemente alineados a lo largo de la dirección local del campo magnético.
Los electrones, principalmente responsables de las auroras difusas y pulsantes, tienen, por el contrario, una distribución de energía de caída suave y una distribución angular (ángulo de inclinación) que favorece las direcciones perpendiculares al campo magnético local. Se descubrió que las pulsaciones se originan en o cerca del punto de cruce ecuatorial de las líneas del campo magnético de la zona auroral. Los protones también están asociados con las auroras, tanto discretas como difusas.
Ambiente
Las auroras son el resultado de las emisiones de fotones en la atmósfera superior de la Tierra, por encima de los 80 km (50 mi), de los átomos de nitrógeno ionizado que recuperan un electrón y de los átomos de oxígeno y las moléculas a base de nitrógeno que regresan de un estado excitado al estado fundamental. Se ionizan o excitan por la colisión de partículas precipitadas en la atmósfera. Tanto los electrones entrantes como los protones pueden estar involucrados. La energía de excitación se pierde en la atmósfera por la emisión de un fotón o por la colisión con otro átomo o molécula:
- Emisiones de oxígeno
- verde o rojo naranja, dependiendo de la cantidad de energía absorbida.
- Emisiones de nitrógeno
- azul, púrpura o roja; azul y púrpura si la molécula recupera un electrón después de haber sido ionizado, rojo si regresa a estado del suelo de un estado excitado.
El oxígeno es inusual en cuanto a su retorno al estado fundamental: puede tardar 0,7 segundos en emitir la luz verde de 557,7 nm y hasta dos minutos en la emisión de luz roja de 630,0 nm. Las colisiones con otros átomos o moléculas absorben la energía de excitación y evitan la emisión, este proceso se denomina enfriamiento por colisión. Debido a que las partes más altas de la atmósfera contienen un porcentaje más alto de oxígeno y densidades de partículas más bajas, tales colisiones son lo suficientemente raras como para permitir que el oxígeno emita luz roja. Las colisiones se vuelven más frecuentes al progresar hacia la atmósfera debido al aumento de la densidad, por lo que las emisiones rojas no tienen tiempo de ocurrir y, finalmente, incluso se evitan las emisiones de luz verde.
Por eso hay una diferencia de color con la altitud; en altitudes elevadas domina el rojo de oxígeno, luego el verde de oxígeno y el azul/púrpura/rojo de nitrógeno, y finalmente el azul/púrpura/rojo de nitrógeno cuando las colisiones impiden que el oxígeno emita algo. El verde es el color más común. Luego viene el rosa, una mezcla de verde claro y rojo, seguido del rojo puro, luego el amarillo (una mezcla de rojo y verde) y, finalmente, el azul puro.
Los protones que precipitan generalmente producen emisiones ópticas como átomos de hidrógeno incidentes después de obtener electrones de la atmósfera. Las auroras de protones generalmente se observan en latitudes más bajas.
Ionosfera
Las auroras brillantes generalmente se asocian con las corrientes de Birkeland (Schield et al., 1969; Zmuda y Armstrong, 1973), que fluyen hacia la ionosfera por un lado del polo y salen por el otro. En el medio, parte de la corriente se conecta directamente a través de la capa E ionosférica (125 km); el resto ("región 2") se desvía, saliendo nuevamente a través de líneas de campo más cercanas al ecuador y cerrándose a través de la "corriente de anillo parcial" transportado por plasma atrapado magnéticamente. La ionosfera es un conductor óhmico, por lo que algunos consideran que tales corrientes requieren un voltaje de activación, que puede suministrar un mecanismo de dínamo, aún no especificado. Las sondas de campo eléctrico en órbita sobre el casquete polar sugieren voltajes del orden de 40.000 voltios, aumentando hasta más de 200.000 voltios durante intensas tormentas magnéticas. En otra interpretación, las corrientes son el resultado directo de la aceleración de electrones hacia la atmósfera por interacciones onda/partícula.
La resistencia ionosférica tiene una naturaleza compleja y conduce a un flujo de corriente Hall secundario. Por un extraño giro de la física, la perturbación magnética en el suelo debido a la corriente principal casi se cancela, por lo que la mayor parte del efecto observado de las auroras se debe a una corriente secundaria, el electrochorro auroral. Un índice de electrochorro auroral (medido en nanotesla) se deriva regularmente de los datos terrestres y sirve como una medida general de la actividad auroral. Kristian Birkeland dedujo que las corrientes fluían en las direcciones este-oeste a lo largo del arco auroral, y tales corrientes, que fluyen desde el lado diurno hacia (aproximadamente) la medianoche, se denominaron más tarde "electrojets aurorales". (ver también corrientes de Birkeland).
Interacción del viento solar con la Tierra
La Tierra está constantemente inmersa en el viento solar, un flujo de plasma caliente magnetizado (un gas de electrones libres e iones positivos) emitido por el Sol en todas direcciones, como resultado de la temperatura de dos millones de grados del Sol. 39;s capa más externa, la corona. El viento solar llega a la Tierra con una velocidad típica de alrededor de 400 km/s, una densidad de alrededor de 5 iones/cm3 y una intensidad de campo magnético de alrededor de 2–5 nT (en comparación, la Tierra' El campo superficial de s es típicamente de 30 000 a 50 000 nT). Durante las tormentas magnéticas, en particular, los flujos pueden ser varias veces más rápidos; el campo magnético interplanetario (IMF) también puede ser mucho más fuerte. Joan Feynman dedujo en la década de 1970 que los promedios a largo plazo de la velocidad del viento solar se correlacionaban con la actividad geomagnética. Su trabajo fue el resultado de los datos recopilados por la nave espacial Explorer 33.
El viento solar y la magnetosfera consisten en plasma (gas ionizado), que conduce la electricidad. Es bien sabido (desde el trabajo de Michael Faraday alrededor de 1830) que cuando un conductor eléctrico se coloca dentro de un campo magnético mientras se produce un movimiento relativo en una dirección en la que el conductor corta a través (o se corta por), en lugar de a lo largo de, las líneas del campo magnético, se induce una corriente eléctrica dentro del conductor. La intensidad de la corriente depende de a) la velocidad del movimiento relativo, b) la intensidad del campo magnético, c) el número de conductores agrupados y d) la distancia entre el conductor y el campo magnético, mientras que la dirección del flujo depende de la dirección del movimiento relativo. Las dínamos hacen uso de este proceso básico ("el efecto dínamo"), todos y cada uno de los conductores, sólidos o no, se ven afectados, incluidos los plasmas y otros fluidos.
La IMF se origina en el Sol, ligada a las manchas solares, y sus líneas de campo (líneas de fuerza) son arrastradas por el viento solar. Eso solo tendería a alinearlos en la dirección Sol-Tierra, pero la rotación del Sol los inclina en la Tierra unos 45 grados formando una espiral en el plano de la eclíptica, conocida como la espiral de Parker. Por lo tanto, las líneas de campo que pasan por la Tierra suelen estar vinculadas a las que se encuentran cerca del borde occidental ('límite') del Sol visible en cualquier momento.
El viento solar y la magnetosfera, al ser dos fluidos eléctricamente conductores en movimiento relativo, deberían poder, en principio, generar corrientes eléctricas por acción de dínamo e impartir energía a partir del flujo del viento solar. Sin embargo, este proceso se ve obstaculizado por el hecho de que los plasmas se conducen con facilidad a lo largo de las líneas del campo magnético, pero con menos facilidad perpendiculares a ellas. La energía se transfiere de forma más eficaz mediante la conexión magnética temporal entre las líneas de campo del viento solar y las de la magnetosfera. Como era de esperar, este proceso se conoce como reconexión magnética. Como ya se mencionó, ocurre más fácilmente cuando el campo interplanetario se dirige hacia el sur, en una dirección similar al campo geomagnético en las regiones internas del polo magnético norte y del polo magnético sur.
Las auroras son más frecuentes y brillantes durante la fase intensa del ciclo solar cuando las eyecciones de masa coronal aumentan la intensidad del viento solar.
Magnetosfera
La magnetosfera de la Tierra está formada por el impacto del viento solar en el campo magnético de la Tierra. Esto forma un obstáculo para el flujo, desviándolo, a una distancia promedio de aproximadamente 70 000 km (11 radios terrestres o Re), produciendo un arco de choque de 12 000 km a 15 000 km (1,9 a 2,4 Re) aguas arriba. El ancho de la magnetosfera frente a la Tierra es típicamente de 190 000 km (30 Re), y en el lado nocturno una larga 'cola magnética' de líneas de campo estiradas se extiende a grandes distancias (> 200 Re).
La magnetosfera de latitudes altas se llena de plasma a medida que el viento solar pasa por la Tierra. El flujo de plasma hacia la magnetosfera aumenta con la turbulencia, la densidad y la velocidad adicionales del viento solar. Este flujo se ve favorecido por un componente hacia el sur del IMF, que luego puede conectarse directamente a las líneas de campo geomagnético de alta latitud. El patrón de flujo del plasma magnetosférico es principalmente desde la cola magnética hacia la Tierra, alrededor de la Tierra y de regreso al viento solar a través de la magnetopausa en el lado diurno. Además de moverse perpendicularmente al campo magnético de la Tierra, parte del plasma magnetosférico viaja a lo largo de las líneas del campo magnético de la Tierra, gana energía adicional y la pierde en la atmósfera en las zonas aurorales. Las cúspides de la magnetosfera, que separan las líneas del campo geomagnético que se cierran a través de la Tierra de las que se cierran remotamente, permiten que una pequeña cantidad de viento solar llegue directamente a la parte superior de la atmósfera, produciendo un resplandor auroral.
El 26 de febrero de 2008, las sondas THEMIS pudieron determinar, por primera vez, el evento desencadenante del inicio de las subtormentas magnetosféricas. Dos de las cinco sondas, ubicadas aproximadamente a un tercio de la distancia a la Luna, midieron eventos que sugerían un evento de reconexión magnética 96 segundos antes de la intensificación de la aurora.
Las tormentas geomagnéticas que encienden las auroras pueden ocurrir con mayor frecuencia durante los meses cercanos a los equinoccios. No se entiende bien, pero las tormentas geomagnéticas pueden variar con las estaciones de la Tierra. Dos factores a considerar son la inclinación del eje solar y de la Tierra con respecto al plano de la eclíptica. A medida que la Tierra orbita a lo largo de un año, experimenta un campo magnético interplanetario (IMF) de diferentes latitudes del Sol, que está inclinado a 8 grados. De manera similar, la inclinación de 23 grados del eje de la Tierra alrededor del cual gira el polo geomagnético con una variación diurna cambia el ángulo promedio diario que presenta el campo geomagnético al IMF incidente a lo largo de un año. Estos factores combinados pueden conducir a cambios cíclicos menores en la forma detallada en que el FMI se vincula con la magnetosfera. A su vez, esto afecta la probabilidad promedio de abrir una puerta a través de la cual la energía del viento solar pueda llegar a la magnetosfera interna de la Tierra y, por lo tanto, aumentar las auroras. La evidencia reciente en 2021 ha demostrado que las subtormentas individuales separadas pueden ser, de hecho, comunidades en red correlacionadas.
Aceleración de partículas aurorales
Así como hay muchos tipos de auroras, existen muchos mecanismos diferentes que aceleran las partículas aurorales hacia la atmósfera. La aurora de electrones en la zona auroral de la Tierra (es decir, la aurora comúnmente visible) se puede dividir en dos categorías principales con diferentes causas inmediatas: aurora difusa y discreta. Las auroras difusas parecen relativamente sin estructura para un observador en el suelo, con bordes indistintos y formas amorfas. Las auroras discretas se estructuran en distintas características con bordes bien definidos, como arcos, rayos y coronas; también tienden a ser mucho más brillantes que la aurora difusa.
En ambos casos, los electrones que eventualmente causan la aurora comienzan como electrones atrapados por el campo magnético en la magnetosfera de la Tierra. Estas partículas atrapadas rebotan de un lado a otro a lo largo de las líneas del campo magnético y el espejo magnético formado por la creciente fuerza del campo magnético más cerca de la Tierra evita que golpeen la atmósfera. La capacidad del espejo magnético para atrapar una partícula depende del ángulo de inclinación de la partícula: el ángulo entre su dirección de movimiento y el campo magnético local. Una aurora es creada por procesos que disminuyen el ángulo de inclinación de muchos electrones individuales, liberándolos de la trampa magnética y haciendo que golpeen la atmósfera.
En el caso de las auroras difusas, los ángulos de paso de los electrones se ven alterados por su interacción con varias ondas de plasma. Cada interacción es esencialmente dispersión onda-partícula; la energía del electrón después de interactuar con la onda es similar a su energía antes de la interacción, pero se altera la dirección del movimiento. Si la dirección final del movimiento después de la dispersión está cerca de la línea de campo (específicamente, si cae dentro del cono de pérdida), entonces el electrón golpeará la atmósfera. Las auroras difusas son causadas por el efecto colectivo de muchos de estos electrones dispersos que golpean la atmósfera. El proceso está mediado por las ondas de plasma, que se vuelven más fuertes durante los períodos de alta actividad geomagnética, lo que lleva a un aumento de las auroras difusas en esos momentos.
En el caso de auroras discretas, los electrones atrapados son acelerados hacia la Tierra por campos eléctricos que se forman a una altitud de aproximadamente 4000-12000 km en la 'región de aceleración de la aurora'. Los campos eléctricos apuntan lejos de la Tierra (es decir, hacia arriba) a lo largo de la línea del campo magnético. Los electrones que se mueven hacia abajo a través de estos campos obtienen una cantidad sustancial de energía (del orden de unos pocos keV) en la dirección a lo largo de la línea del campo magnético hacia la Tierra. Esta aceleración alineada con el campo disminuye el ángulo de inclinación de todos los electrones que pasan por la región, lo que hace que muchos de ellos golpeen la atmósfera superior. En contraste con el proceso de dispersión que conduce a las auroras difusas, el campo eléctrico aumenta la energía cinética de todos los electrones que transitan hacia abajo a través de la región de aceleración en la misma cantidad. Esto acelera los electrones a partir de la magnetosfera con energías inicialmente bajas (10s de eV o menos) a las energías requeridas para crear una aurora (100s de eV o más), permitiendo que esa gran fuente de partículas contribuya a crear la luz de la aurora.
Los electrones acelerados transportan una corriente eléctrica a lo largo de las líneas del campo magnético (una corriente de Birkeland). Dado que el campo eléctrico apunta en la misma dirección que la corriente, hay una conversión neta de energía electromagnética en energía de partículas en la región de aceleración de la aurora (una carga eléctrica). La energía para alimentar esta carga finalmente es suministrada por el viento solar magnetizado que fluye alrededor del obstáculo del campo magnético de la Tierra, aunque exactamente cómo fluye esa energía a través de la magnetosfera sigue siendo un área activa de investigación. Si bien la energía para impulsar la aurora se deriva en última instancia del viento solar, los electrones en sí mismos no viajan directamente desde el viento solar hacia la zona auroral de la Tierra; Las líneas de campo magnético de estas regiones no se conectan con el viento solar, por lo que no hay acceso directo para los electrones del viento solar.
Algunas características de las auroras también son creadas por electrones acelerados por las ondas de Alfvén. En longitudes de onda pequeñas (comparables a la longitud de inercia del electrón o al radio de giro del ion), las ondas de Alfvén desarrollan un campo eléctrico significativo paralelo al campo magnético de fondo; esto puede acelerar los electrones debido a un proceso de amortiguamiento de Landau. Si los electrones tienen una velocidad cercana a la velocidad de fase de la ola, se aceleran de manera análoga a un surfista que atrapa una ola del océano. Este campo eléctrico ondulatorio en constante cambio puede acelerar los electrones a lo largo de la línea de campo, haciendo que algunos de ellos golpeen la atmósfera. Los electrones acelerados por este mecanismo tienden a tener un amplio espectro de energía, en contraste con el espectro de energía con picos pronunciados típico de los electrones acelerados por campos eléctricos cuasiestáticos.
Además de la aurora de electrones discreta y difusa, la aurora de protones se produce cuando los protones magnetosféricos chocan con la atmósfera superior. El protón gana un electrón en la interacción y el átomo de hidrógeno neutro resultante emite fotones. La luz resultante es demasiado tenue para ser vista a simple vista. Otras auroras que no están cubiertas por la discusión anterior incluyen arcos transpolares (formados hacia el polo de la zona auroral), auroras cúspide (formadas en dos pequeñas áreas de alta latitud en el lado diurno) y algunas auroras no terrestres.
Eventos históricamente significativos
El descubrimiento de un diario japonés de 1770 en 2017 que mostraba auroras sobre la antigua capital japonesa de Kioto sugirió que la tormenta pudo haber sido un 7 % más grande que el evento de Carrington, que afectó a las redes de telégrafos.
Las auroras que resultaron de la "gran tormenta geomagnética" Sin embargo, se cree que tanto el 28 de agosto como el 2 de septiembre de 1859 son los más espectaculares de la historia registrada reciente. En un artículo para la Royal Society el 21 de noviembre de 1861, Balfour Stewart describió ambos eventos aurorales documentados por un magnetógrafo de autorregistro en el Observatorio de Kew y estableció la conexión entre la tormenta auroral del 2 de septiembre de 1859 y el evento de llamarada Carrington-Hodgson cuando él observó que "No es imposible suponer que en este caso nuestra luminaria fue tomada en el acto." El segundo evento auroral, que ocurrió el 2 de septiembre de 1859, fue el resultado de la eyección de masa coronal (invisible) asociada con la erupción solar de luz blanca excepcionalmente intensa de Carrington-Hodgson el 1 de septiembre de 1859. Este evento produjo auroras tan extensas y extraordinariamente brillantes que fueron vistos e informados en mediciones científicas publicadas, registros de barcos y periódicos en los Estados Unidos, Europa, Japón y Australia. El The New York Times informó que en Boston el viernes 2 de septiembre de 1859 la aurora era "tan brillante que alrededor de la una en punto se podía leer la letra ordinaria a la luz". 34;. La una en punto, hora estándar del Este, del viernes 2 de septiembre habría sido las 6:00 GMT; el magnetógrafo de autorregistro en el Observatorio de Kew estaba registrando la tormenta geomagnética, que entonces tenía una hora de antigüedad, en toda su intensidad. Entre 1859 y 1862, Elias Loomis publicó una serie de nueve artículos sobre la Gran Exposición Auroral de 1859 en el American Journal of Science donde recopiló informes mundiales del evento auroral.
Se cree que esa aurora fue producida por una de las eyecciones de masa coronal más intensas de la historia. También es notable por el hecho de que es la primera vez que los fenómenos de actividad auroral y electricidad se relacionan sin ambigüedades. Esta información fue posible no solo gracias a las mediciones científicas del magnetómetro de la época, sino también como resultado de una parte significativa de las 125 000 millas (201 000 km) de líneas telegráficas que estaban en servicio y que se interrumpieron significativamente durante muchas horas durante la tormenta. Algunas líneas de telégrafo, sin embargo, parecen haber tenido la longitud y la orientación apropiadas para producir una corriente inducida geomagnéticamente suficiente a partir del campo electromagnético para permitir la comunicación continua con las fuentes de alimentación del operador de telégrafo desconectadas. La siguiente conversación ocurrió entre dos operadores de la American Telegraph Line entre Boston y Portland, Maine, en la noche del 2 de septiembre de 1859 y se informó en el Boston Traveler:
Operador de Boston (a operador de Portland): "Por favor, corta tu batería completamente durante quince minutos".
Operador de Portland: "Lo haré. Ahora está desconectado."
Boston: "Mine está desconectado, y estamos trabajando con la corriente auroral. ¿Cómo recibes mi escritura?"
Portland: "Mejor que con nuestras baterías puestas. – La corriente viene y va gradualmente".
Boston: "Mi corriente es muy fuerte a veces, y podemos trabajar mejor sin las baterías, ya que la aurora parece neutralizar y aumentar nuestras baterías alternativamente, haciendo la corriente demasiado fuerte a veces para nuestros imanes de relé. Supongamos que trabajamos sin baterías mientras estamos afectados por este problema".
Portland: "Muy bien. ¿Puedo seguir adelante con los negocios?"
Boston: "Sí, adelante".
La conversación se llevó a cabo durante unas dos horas sin batería y trabajando únicamente con la corriente inducida por la aurora, y se dijo que esta era la primera vez registrada que se transmitía más de una o dos palabras. de tal manera. Tales eventos llevaron a la conclusión general de que
El efecto de la aurora en el telégrafo eléctrico es generalmente aumentar o disminuir la corriente eléctrica generada en el funcionamiento de los alambres. A veces los neutraliza totalmente, para que, en efecto, ningún líquido [corriente] sea descubierta en ellos. La aurora borealis parece estar compuesta de una masa de materia eléctrica, que se asemeja en todos los aspectos, que genera la batería galvánica eléctrica. Las corrientes de él cambian viniendo sobre los alambres, y luego desaparecen la masa de los rollos de aurora desde el horizonte hasta el cenit.
Visitas históricas y folklore
El registro datable más antiguo de una aurora se registró en los Anales de bambú, una crónica histórica de la historia de la antigua China, en 977 o 957 a. Una aurora fue descrita por el explorador griego Pytheas en el siglo IV a. Séneca escribió sobre las auroras en el primer libro de sus Naturales Quaestiones, clasificándolas, por ejemplo, como pithaei ('como un barril'); chasmata ('abismo'); pogoniae ('barbudo'); cyparissae ('como cipreses'); y describiendo sus múltiples colores. Escribió sobre si estaban por encima o por debajo de las nubes, y recordó que bajo Tiberio, se formó una aurora sobre la ciudad portuaria de Ostia que era tan intensa y roja que una cohorte del ejército, estacionada cerca para el servicio de bomberos, galopó al rescate.. Se ha sugerido que Plinio el Viejo representó la aurora boreal en su Historia natural, cuando se refiere al trabes, chasma, 'llamas rojas que caen' y 'la luz del día en la noche'.
La representación más antigua de la aurora puede haber sido una pintura rupestre de Cromañón fechada en el año 30.000 a.
El registro escrito más antiguo que se conoce de la aurora se encuentra en una leyenda china escrita alrededor del año 2600 a. En un otoño alrededor del año 2000 a. C., según una leyenda, una joven llamada Fubao estaba sentada sola en el desierto junto a una bahía, cuando de repente una "banda mágica de luz" apareció como "nubes en movimiento y agua que fluye", convirtiéndose en un halo brillante alrededor de la Osa Mayor, que caía en cascada con un brillo plateado pálido, iluminando la tierra y haciendo que las formas y las sombras parecieran vivas. Conmovida por esta vista, Fubao quedó embarazada y dio a luz a un hijo, el emperador Xuanyuan, conocido legendariamente como el iniciador de la cultura china y el antepasado de todos los chinos. En Shanhaijing, una criatura llamada Shilong se describe como un dragón rojo que brilla en el cielo nocturno con un cuerpo de mil millas de largo. En la antigüedad, los chinos no tenían una palabra fija para la aurora, por lo que se la nombró de acuerdo con las diferentes formas de la aurora, como "Sky Dog" (天狗), "Estrella espada/cuchillo" (刀星), "banner Chiyou" (蚩尤旗), "Sky's Open Eyes" (天开眼) y "Estrellas como la lluvia" (星陨如雨).
En el folklore japonés, los faisanes eran considerados mensajeros del cielo. Sin embargo, investigadores de la Universidad de Graduados de Estudios Avanzados de Japón y el Instituto Nacional de Investigación Polar afirmaron en marzo de 2020 que las colas de faisán rojo observadas en el cielo nocturno de Japón en el año 620 d. C. podrían ser una aurora roja producida durante una tormenta magnética.
En las tradiciones de los aborígenes australianos, la aurora austral se asocia comúnmente con el fuego. Por ejemplo, el pueblo gunditjmara del oeste de Victoria llamó a las auroras puae buae ('cenizas'), mientras que el pueblo gunai del este de Victoria percibía las auroras como incendios forestales en el mundo de los espíritus. El pueblo dieri del sur de Australia dice que una exhibición auroral es kootchee, un espíritu maligno que crea un gran incendio. Del mismo modo, el pueblo Ngarrindjeri del sur de Australia se refiere a las auroras que se ven sobre la Isla Canguro como las fogatas de los espíritus en la "Tierra de los Muertos". Los aborígenes del suroeste de Queensland creen que las auroras son los fuegos de los Oola Pikka, espíritus fantasmales que hablan con la gente a través de las auroras. La ley sagrada prohibía a cualquiera, excepto a los ancianos varones, mirar o interpretar los mensajes de los antepasados que creían que se transmitían a través de una aurora.
Entre los maoríes de Nueva Zelanda, aurora australis o Tahunui-a-rangi ("grandes antorchas en el cielo") fueron encendidas por antepasados que navegaron hacia el sur a una "tierra de hielo" (o sus descendientes); se decía que estas personas eran parte de la expedición de Ui-te-Rangiora que había llegado al Océano Antártico. alrededor del siglo VII.
En Escandinavia, la primera mención de norðrljós (la aurora boreal) se encuentra en la crónica noruega Konungs Skuggsjá del año 1230 d. tres posibles explicaciones: que el océano estaba rodeado de grandes incendios; que las llamaradas del sol podrían dar la vuelta al mundo hasta su lado nocturno; o que los glaciares podrían almacenar energía para que eventualmente se vuelvan fluorescentes.
Walter William Bryant escribió en su libro Kepler (1920) que Tycho Brahe "parece haber sido algo así como un homeópata, ya que recomienda el azufre para curar enfermedades infecciosas 'provocadas por los vapores sulfurosos del Aurora boreal '".
En 1778, Benjamin Franklin teorizó en su artículo Aurora boreal, suposiciones y conjeturas para formar una hipótesis para su explicación que una aurora era causada por una concentración de carga eléctrica en las regiones polares intensificada por la nieve y humedad en el aire:
¿No puede entonces la gran cantidad de electricidad llevada a las regiones polares por las nubes, que son condens'd allí, y caer en la nieve, que la electricidad entraría en la tierra, pero no puede penetrar el hielo; no puede decir (como una botella sobrecargada) romper ese aire bajo atmósfera y correr en el vacío sobre el aire hacia el Ecuador, divergiendo como los grados de longitud en el templado, fuertemente visible donde se
Las observaciones del movimiento rítmico de las agujas de las brújulas debido a la influencia de una aurora fueron confirmadas en la ciudad sueca de Uppsala por Anders Celsius y Olof Hiorter. En 1741, Hiorter pudo vincular grandes fluctuaciones magnéticas con una aurora que se observaba en lo alto. Esta evidencia ayudó a respaldar su teoría de que las 'tormentas magnéticas' son responsables de tales fluctuaciones de la brújula.
Una variedad de mitos de los nativos americanos rodean el espectáculo. El explorador europeo Samuel Hearne viajó con Chipewyan Dene en 1771 y registró sus opiniones sobre el ed-thin (&# 39;caribú'). Según Hearne, la gente de Dene vio el parecido entre una aurora y las chispas que se producen cuando se acaricia el pelaje del caribú. Creían que las luces eran los espíritus de sus amigos fallecidos que bailaban en el cielo, y cuando brillaban intensamente significaba que sus amigos fallecidos estaban muy felices.
Durante la noche posterior a la Batalla de Fredericksburg, se vio una aurora desde el campo de batalla. El ejército confederado tomó esto como una señal de que Dios estaba de su lado, ya que las luces rara vez se veían tan al sur. La pintura Aurora Borealis de Frederic Edwin Church se interpreta ampliamente como una representación del conflicto de la Guerra Civil Estadounidense.
Una fuente británica de mediados del siglo XIX dice que las auroras eran poco frecuentes antes del siglo XVIII. Cita a Halley diciendo que antes de la aurora de 1716, no se había registrado tal fenómeno durante más de 80 años, y ninguno de alguna consecuencia desde 1574. Dice que no se registra ninguna aparición en las Transacciones de la Academia Francesa de Ciencias entre 1666 y 1716; y aquella aurora registrada en Berlin Miscellany para 1797 fue llamada un evento muy raro. Se dijo que uno observado en 1723 en Bolonia fue el primero que se vio allí. Celsius (1733) afirma que los residentes más antiguos de Uppsala pensaron que el fenómeno era una gran rareza antes de 1716. El período entre aproximadamente 1645 y 1715 corresponde al mínimo de Maunder en la actividad de las manchas solares.
En el poema satírico de Robert W. Service "La balada de la aurora boreal" (1908), un buscador de Yukón descubre que la aurora es el resplandor de una mina de radio. Él apuesta su reclamo, luego va a la ciudad en busca de inversores.
A principios del siglo XX, el científico noruego Kristian Birkeland sentó las bases para la comprensión actual del geomagnetismo y las auroras polares.
En la mitología Sami, las auroras boreales son causadas por los difuntos que se desangraron hasta morir cortándose, su sangre se derramó en el cielo. Muchos pueblos aborígenes del norte de Eurasia y América del Norte comparten creencias similares de que las auroras boreales son la sangre del difunto, algunos creen que son causadas por guerreros muertos. sangre rociando el cielo mientras juegan, montan a caballo o se divierten de alguna otra manera.
En otros planetas
Tanto Júpiter como Saturno tienen campos magnéticos más intensos que los de la Tierra (la intensidad del campo ecuatorial de Júpiter es de 4,3 gauss, en comparación con los 0,3 gauss de la Tierra), y ambos tienen extensos cinturones de radiación. Se han observado auroras en ambos planetas gaseosos, más claramente utilizando el telescopio espacial Hubble y las naves espaciales Cassini y Galileo, así como en Urano y Neptuno.
Las auroras de Saturno parecen, como las de la Tierra, estar impulsadas por el viento solar. Sin embargo, las auroras de Júpiter son más complejas. El óvalo auroral principal de Júpiter está asociado con el plasma producido por la luna volcánica Io y el transporte de este plasma dentro de la magnetosfera del planeta. Una fracción incierta de las auroras de Júpiter son impulsadas por el viento solar. Además, las lunas, especialmente Io, también son poderosas fuentes de auroras. Estos surgen de las corrientes eléctricas a lo largo de las líneas de campo ("corrientes alineadas de campo"), generadas por un mecanismo de dínamo debido al movimiento relativo entre el planeta en rotación y la luna en movimiento. Io, que tiene vulcanismo activo y una ionosfera, es una fuente particularmente fuerte, y sus corrientes también generan emisiones de radio, que se han estudiado desde 1955. Usando el Telescopio Espacial Hubble, se han observado auroras sobre Io, Europa y Ganímedes.
También se han observado auroras en Venus y Marte. Venus no tiene campo magnético, por lo que las auroras venusianas aparecen como manchas brillantes y difusas de forma e intensidad variables, a veces distribuidas por todo el disco del planeta. Una aurora venusiana se origina cuando los electrones del viento solar chocan con la atmósfera del lado nocturno.
El 14 de agosto de 2004, el instrumento SPICAM a bordo de Mars Express detectó una aurora en Marte. La aurora estaba ubicada en Terra Cimmeria, en la región de 177° este, 52° sur. El tamaño total de la región de emisión era de unos 30 km de ancho y posiblemente de unos 8 km de alto. Al analizar un mapa de anomalías magnéticas de la corteza compilado con datos de Mars Global Surveyor, los científicos observaron que la región de las emisiones correspondía a un área donde se localiza el campo magnético más fuerte. Esta correlación indicó que el origen de la emisión de luz era un flujo de electrones moviéndose a lo largo de las líneas magnéticas de la corteza y excitando la atmósfera superior de Marte.
Entre 2014 y 2016, varios instrumentos de la nave espacial Rosetta observaron auroras cometarias en el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko. Las auroras se observaron en longitudes de onda del ultravioleta lejano. Las observaciones de coma revelaron emisiones atómicas de hidrógeno y oxígeno causadas por la fotodisociación (no fotoionización, como en las auroras terrestres) de las moléculas de agua en el coma del cometa. La interacción de los electrones acelerados del viento solar con las partículas de gas en coma es responsable de la aurora. Dado que el cometa 67P no tiene campo magnético, la aurora se esparce de forma difusa alrededor del cometa.
Se ha sugerido que los exoplanetas, como los Júpiter calientes, experimentan ionización en sus atmósferas superiores y generan una aurora modificada por el clima en sus turbulentas troposferas. Sin embargo, no hay detección actual de una aurora de exoplaneta.
Las primeras auroras extrasolares se descubrieron en julio de 2015 sobre la estrella enana marrón LSR J1835+3259. Se descubrió que la aurora, principalmente roja, era un millón de veces más brillante que la aurora boreal, como resultado de las partículas cargadas que interactúan con el hidrógeno en la atmósfera. Se ha especulado que los vientos estelares pueden estar quitando material de la superficie de la enana marrón para producir sus propios electrones. Otra posible explicación para las auroras es que un cuerpo aún no detectado alrededor de la estrella enana está arrojando material, como es el caso de Júpiter y su luna Io.
Notas explicativas
- ^ Guías de estilo moderno recomiendan que los nombres de fenómenos meteorológicos, como aurora borealis, sean incapitalizados.
- ^ El nombre "auroras" es ahora el plural más común de "aurora"; sin embargo, aurorae es el original plural latino y a menudo es utilizado por científicos. En algunos contextos, la aurora es un sustantivo incontable, se denominan múltiples avistamientos como "la aurora".
- ^ La aurorae vista en latitudes septentrionales, alrededor del Ártico, se puede denominar el Luces del norte o aurora borealis, mientras que los que se ven en latitudes meridionales, alrededor de la Antártida, son conocidos como luces del sur o aurora australis. Luces polares y aurora polaris son los equivalentes más generales de estos términos.