Pilares científicos
Las auroras son espectaculares fenómenos luminosos que tienen lugar en la alta atmósfera (ionosfera), normalmente cerca de las zonas polares. En el hemisferio norte se denominan “auroras boreales” (o luces del norte) y en el hemisferio sur “auroras australes” (o luces del sur). El término “auroras polares” es quizás más adecuado, pues engloba los dos casos.
Existen ciertas creencias populares sobre las auroras, de las cuales casi todo es erróneo. Por ejemplo:
[1] Las auroras son un fenómeno dentro de la atmósfera terrestre.
[2] Ocurren sólo en invierno porque necesitan aire frío para producirse.
[3] No son visibles todos los días (ni siquiera en los días más fríos del invierno) porque deben darse simultáneamente ciertas condiciones muy especiales de temperatura y humedad.
[4] No pueden darse en latitudes bajas; por ejemplo, en la Península Arábiga, en las Islas Canarias o en Texas.
[5] Son un fenómeno típico de la Tierra, no ocurren en otros planetas.
Aurora en Kiviniemi (Finlandia) el día 3 de abril de 2025. Crédito: Bastian Fähnrich
De los puntos anteriores, sólo el primero es cierto (y con reservas). Vayamos uno por uno.
[1] Sí, las auroras tienen lugar en la atmósfera terrestre, pero no en el sentido que la mayoría de la gente piensa. Generalmente ocurren a una altura entre 80 y 640 kilómetros (la ionosfera comienza aproximadamente a 80 km de altura). Por ejemplo, la Estación Espacial Internacional se mantiene en una órbita con una altitud media de 400 kilómetros (entre 370 y 460 km); aunque sus ocupantes son considerados astronautas, estrictamente se encuentra dentro de la atmósfera terrestre.
Los otros cuatro puntos son completamente falsos.
[2] Aunque las auroras se ven, sobre todo, en los meses de invierno (o próximos al invierno), en realidad son producidas por el Sol; que ocurran no tiene nada que ver ni con las estaciones terrestres ni con condiciones específicas de la atmósfera (temperatura, presión o contenido de humedad). De hecho, a las alturas a las que ocurren, no hay vapor de agua (más del 99% del vapor de agua atmosférico se encuentra en la troposfera). El hecho de que haya mayor probabilidad de verlas cuando hace frío se debe a que en esos meses hay más horas de oscuridad. Las auroras no se pueden ver de día por la misma razón que las estrellas no se ven de día: la atmósfera terrestre dispersa la luz solar, creando un fondo azul brillante mucho más intenso que la luz de las estrellas.
[3] Se ven a veces (y a veces no) porque la actividad magnética del Sol varía con el tiempo; cerca de los máximos de actividad solar es más probable verlas.
Los puntos [4] y [5] los desarrollaremos en el resto del artículo.
El Sol emite radiación electromagnética (luz visible, pero también ondas de radio, radiación infrarroja y ultravioleta, rayos X y, ocasionalmente, rayos gamma). Aparte de radiación electromagnética, el Sol emite un flujo continuo de partículas llamado “viento solar”.
La mayor parte de la luz solar nos llega de la fotosfera, que se corresponde aproximadamente con la “superficie” visible del Sol, con una temperatura efectiva de unos 5.800 K (Kelvin). Por encima de la fotosfera se encuentra la cromosfera, menos densa, donde la temperatura asciende desde los 4.000 K en su base hasta unos 20.000 K o más. La parte más externa de la atmósfera del Sol, con una densidad aún menor (de unas 106 partículas/cm3 o menos), se denomina corona. En la década de 1940 quedó claro que la corona solar tenía una temperatura de más de 106 K. Esto resultó al principio bastante extraño, pues la corona se encuentra por encima de dos capas, la fotosfera y la cromosfera, más frías que la corona.
Imagen artística de la magnetosfera terrestre y su interacción con el viento solar. Crédito: NASA
En el año 1958 Eugene N. Parker, un joven físico solar de la Universidad de Chicago, propuso un modelo de corona solar que predecía la existencia de un flujo continuo de partículas cargadas eléctricamente procedentes de la corona, la cual no se encuentra en equilibrio hidrostático. En el año 1962 la sonda Mariner 2 verificó in situ la existencia del viento solar, con velocidades entre 400 y 800 km/s a la distancia de la órbita terrestre y una densidad (numérica) de 3 a 10 partículas/cm3, tal como había predicho Parker en base a argumentos teóricos. A partir de entonces Parker se convirtió en el físico solar más famoso (hasta su muerte en 2022).
El viento solar está constituido principalmente por protones, núcleos de helio (las llamadas “partículas α”) y electrones, aunque también hay trazas de iones más pesados, que son acelerados desde la corona solar hacia el medio interplanetario a altas velocidades, que –excepcionalmente– pueden llegar hasta una décima parte de la velocidad de luz (0,1 c). Al tratarse de partículas cargadas, no se mueven en línea recta, sino que son guiadas por las líneas del campo magnético (estas son líneas imaginarias, introducidas por Faraday, que representan gráficamente la dirección, sentido e intensidad de un campo magnético). Parker demostró que, en una primera aproximación, las partículas del viento solar siguen curvas espirales, que forman la llamada “espiral de Parker” en el medio interplanetario; esta estructura domina la heliosfera.
Un resultado importante de la Física del Plasma, que necesitamos mencionar aquí, es que un gas ionizado altamente conductor de la electricidad arrastra consigo las líneas de campo magnético. Esto es precisamente lo que ocurre con el viento solar: transporta líneas de campo magnético desde la corona hacia el espacio interplanetario. Cuando estas líneas de campo magnético interactúan con el campo magnético terrestre (que es aproximadamente dipolar), se crea alrededor de la Tierra una estructura magnética llamada “magnetosfera”. La magnetosfera comienza a unos 65.000 km del lado diurno del planeta y forma una especie de escudo de fuerza natural que nos protege del viento solar y también de los rayos cósmicos1.
El campo magnético de la magnetosfera actúa como un embudo que canaliza las partículas cargadas del viento solar hacia regiones en forma de rosquilla (llamadas “óvalos aurorales”) centradas alrededor de los polos geomagnéticos. Es importante resaltar que cuando hablamos de “polos” en el contexto de las auroras nos estamos refiriendo a los polos geomagnéticos (que difieren en alrededor de 10º de los polos geográficos). Esto explica por qué las auroras son visibles sobre todo en lugares como Alaska, Canada, Escandinavia, norte de Siberia y la Antártida.
La energía de ionización es la cantidad mínima de energía necesaria para separar de un átomo o molécula el electrón más débilmente ligado (es decir, sobre el que se ejerce la menor fuerza de atracción). En el caso del nitrógeno y del oxígeno (los dos gases más abundantes de la atmosfera), esta es 14,53 eV y 13,62 eV respectivamente. Las partículas del viento solar que logran penetrar en la alta atmósfera en las regiones próximas a los polos poseen una energía cinética entre 0,5 y 10 keV (1 keV =1000 eV), que es mucho mayor que la necesaria para ionizar los átomos y moléculas del aire mediante colisiones. Cuando los átomos y moléculas ionizados recuperan el o los electrones perdidos (proceso que se denomina “recombinación”), emiten fotones. Si la longitud de onda de estos fotones cae dentro del espectro visible, la luz emitida se percibe como una aurora. También puede haber auroras en el ultravioleta (UV), pero no son visibles a simple vista. Obviamente, las auroras sólo son visibles desde la superficie si no está nublado, y las noches frías del invierno suelen coincidir con cielos despejados.
Las auroras son, pues, la luz emitida en los procesos de recombinación que ocurren con posterioridad a los procesos de ionización producidos por el impacto de las partículas del viento solar sobre los átomos y moléculas de la atmósfera terrestre (normalmente a altitudes por encima de los 80 km).
El viento solar (la corona solar en expansión) es un flujo continuo de partículas procedentes del Sol; siempre está ahí, pero no siempre hay auroras. Las auroras ocurren sólo cuando el viento solar es suficientemente intenso (en términos de velocidad y de densidad numérica de partículas), pero esto -a su vez- viene determinado por el magnetismo solar. Es sabido que existe un ciclo de actividad magnética solar de aproximadamente 11 años. En los años próximos a los máximos, el Sol está más activo magnéticamente (como ahora mismo, marzo de 2026) y la probabilidad de ver auroras es mayor. A veces sobre el viento solar de fondo, que siempre existe, se superpone una “eyección de materia coronal” como resultado de explosiones que ocurren en la corona solar, en las cuales se liberan grandes cantidades de energía que estaba almacenada en estructuras magnéticas (como las protuberancias) y se lanza materia al espacio interplanetario a altas velocidades. En estos casos excepcionales, las regiones alrededor de los polos geomagnéticos en las cuales se producen las auroras pueden extenderse hasta latitudes muy alejadas de los polos (como en la Península Ibérica, tal como ocurrió en noviembre de 2025).
Aurora en Ivalo (Laponia, Finlandia) el día 2 de abril de 2024. Crédito: Pablo Amilibia Munárriz
¿Qué información necesitamos para saber si se va a producir una aurora? Existen cuatro parámetros del viento solar que son determinantes. Son medidos desde el satélite DSCOVR (Deep Space Climate Observatory) de la NOAA, lanzado en 2015 y situado en el llamado punto de Lagrange L1, a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra en dirección al Sol.
Estos parámetros son: velocidad del viento solar (en km/s), densidad (en partículas por cm3), Bt y Bz; conjuntamente determinan el grado en que el viento perturba el campo magnético terrestre. Bt = ||B|| es la intensidad (módulo) del vector campo magnético expresada en nanoteslas (nT). Bz es la componente del campo magnético B según el eje z elegido (que, por sencillez de exposición, podemos suponer perpendicular al plano de la eclíptica). Bz puede ser positivo o negativo; cuanto menor sea el valor de Bz (es decir, cuanto más negativo sea), mejor para que ocurran auroras. De estos cuatro parámetros, Bz es generalmente el más importante. La potencia mínima que debe ser aportada por el viento solar a la alta atmósfera para producir auroras observables se estima en alrededor de 20 GW (gigavatios) por hemisferio.
Finalmente, las auroras no son exclusivas de la Tierra. En planetas que poseen un campo magnético propio y una atmósfera (como Júpiter y Saturno) también existen auroras, controladas igualmente por la actividad magnética del Sol.
No es habitual ver auroras boreales brillantes en Helsinki. Si bien en el sur de Finlandia ocurren aproximadamente una vez al mes, la contaminación lumínica de la ciudad y la lejanía del óvalo auroral hacen que sea difícil verlas con claridad sin salir a zonas rurales más oscuras. En general, suelen ser tenues en comparación con las de Laponia. Sin embargo, una fuerte actividad solar la noche del 20 al 21 de marzo de 2026 permitió verlas con nitidez desde el centro de la capital.
Incertidumbres
Para que ocurran las auroras es fundamental que el campo magnético canalice las partículas cargadas del viento solar hacia los “óvalos aurorales” centrados sobre los polos geomagnéticos. Pero la magnetosfera es una estructura dinámica, que se está remodelando continuamente en respuesta al viento solar y a la reconexión de las líneas de campo magnético solar (que llegan arrastradas por el viento solar) con las líneas de campo magnético terrestre. Esto es un proceso muy complejo cuyos detalles no se entienden aún del todo.
Tampoco se puede predecir cuándo van a ocurrir auroras (y tormentas magnéticas), pues ello depende de la actividad magnética solar, que no podemos predecir con detalle. Sabemos que la probabilidad de que ocurran auroras varía con un ciclo de 11 años asociado al Sol. Con la información proporcionada por el satélite DSCOVR se pueden dar alertas tempranas de auroras con 30 a 90 minutos de antelación. De las observaciones solares podemos saber si hay una alta probabilidad de que haya una tormenta geomagnética (con las consiguientes auroras) aproximadamente entre 1 y 2 días antes de que vayan a ocurrir, pero no más.
Necesitamos conocer mejor la dinámica interna del interior solar (convección, rotación diferencial y circulación meridional) para poder entender a fondo el magnetismo solar y los fenómenos asociados a él, tales como la aparición de las manchas, la ocurrencia de llamaradas solares y las eyecciones de materia coronal –que son, en última instancia, las responsables de que haya auroras.
Pronóstico a corto plazo de la ubicación e intensidad de la aurora, con una previsión de entre 30 y 90 minutos (que corresponde al tiempo que tarda el viento solar en viajar desde el punto de observación L1 hasta la Tierra). El brillo y la ubicación de la aurora se representan como un óvalo centrado aproximadamente en los polos magnéticos (de ambos hemisferios). El verde de los óvalos se vuelve de color amarillo o rojo donde se pronostica que la aurora será más intensa. Crédito: Space Weather Prediction Center de la NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration)