#18. 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.
 Cometa Halley, con su 
 cola de plasma deformado.
    Sin embargo, los cometas también tienen colas de iones, brillando en sus propias líneas del espectro, no solo en la dispersión de la luz solar. Esas colas pueden apuntar hacia direcciones ligeramente diferentes y a veces se observa su aceleración repentina, provocando su deformación o curvatura.     El cometa Hale-Bopp , un cometa que tuvo su mayor brillo en marzo-abril de 1997, mostraba claramente esas colas gemelas. Mientras que la cola de polvo era mucho más brillante, la de plasma tenía un color distinto, tendiendo hacia el azul. 
La presión de la luz solar no puede 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 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.

El Campo Magnético Interplanetario

La 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 unas cuentas ensartadas 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 (vea iones positivos, "nubes de iones de bario"). Como veremos, el IMF juega un papel importante en la relación entre la magnetosfera y el viento solar.

 
Exploración Adicional

 El  "De Astrónomos a Astronaves" que también trata del Sol y del viento solar, incluye una sección opcional para deducir y dibujar la forma de las líneas del campo magnético interplanetario, usando el concepto de preservación de la línea de campo. Esa sección se ha añadido a "Exploración" y su enlace está aquí.

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Author and Curator:   Dr. David P. Stern
     Escríbele al Dr.Stern:   education("at" symbol)phy6.org   (En Inglés por favor).

Co-author: Dr. Mauricio Peredo

Spanish translation by J. Méndez

Last updated 14 November 2000, traducir 8 May 2001