¿Por qué vimos auroras en México?

Y porqué no fue un evento histórico.

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La noche del 10 al 11 de mayo se convirtió en un sueño hecho realidad para los científicos que nos dedicamos al estudio del Sol y sus fenómenos asociados. Finalmente, aconteció lo que habíamos estado esperando durante años, sobre todo en los períodos de mayor actividad solar. Nuestra estrella ofreció un espectáculo verdaderamente extraordinario. Entre el 8 y el 9 de mayo, el Sol lanzó hacia la Tierra cuatro «paquetes de regalo» en forma de eyecciones de masa coronal, que hicieron que el cielo nocturno sobre casi la mitad del planeta brillara con colores vivos. No habíamos presenciado tal maravilla en más de dos décadas. La tormenta geomagnética resultante se clasificó, según la escala de la agencia estadounidense NOAA, en la categoría más alta, G5, un acontecimiento que ocurre en promedio solo cuatro veces durante un ciclo solar. Las redes sociales se inundaron con una avalancha de fotografías espectaculares del firmamento nocturno, incluidas imágenes de los cielos teñidos de rojo desde lugares como Morelia, en el estado de Michoacán, México, situada a una latitud geográfica de apenas 19.7° norte. Muchos hablaban de un «evento histórico». Sin embargo, a pesar de disfrutar del espectáculo tanto en persona como a través de las pantallas de las computadoras, este acontecimiento no fue «histórico» después de todo. Faltaba un ingrediente clave.

Figura 1: Pronóstico computarizado de la llegada de erupciones coronales de materia hacia la Tierra (círculo verde) realizado con el modelo ENLIL. Fuente: NOAA.

Tormentas geomagnéticas

El término «tormenta magnética» fue acuñado por el científico alemán Alexander Von Humboldt para describir las fluctuaciones rápidas, intensas y de corta duración en el campo magnético terrestre. Sin embargo, Von Humboldt no fue el primero en observar estas perturbaciones. El mérito se le atribuye al relojero inglés George Graham, quien en 1725 detectó la primera tormenta geomagnética. Más tarde, en 1741, el astrónomo sueco Olaf Hiorter también presenció una de estas tormentas y predijo que esa noche el cielo se iluminaría con auroras boreales. Esta fue la primera predicción relacionada con el clima espacial.

Actualmente, al término «tormenta magnética» se le añade el prefijo «geo-«, lo que enfatiza que se trata de cambios en el campo magnético de la Tierra. Estos eventos se engloban dentro del concepto más amplio del clima espacial. Las principales causas de las tormentas geomagnéticas más intensas son las eyecciones de masa coronal, que consisten en grandes nubes de gas ionizado y campos magnéticos provenientes de la corona solar. Estas eyecciones viajan a través del Sistema Solar a velocidades que pueden superar los 2000 kilómetros por segundo, y si alcanzan nuestro planeta, provocan perturbaciones en su entorno.

Figura 2.

Las eyecciones de masa coronal son más frecuentes durante los máximos de actividad solar, cuando ocurren varios de estos eventos cada día. Por otro lado, durante los mínimos solares, en promedio solo ocurre una eyección por semana. Sin embargo, no todas las eyecciones generan tormentas geomagnéticas. El primer requisito para que esto ocurra es que la eyección esté dirigida hacia nuestro planeta y eventualmente lo alcance. El segundo requisito es que la eyección tenga una velocidad lo más alta posible. Y el tercer requisito es una configuración adecuada del campo magnético dentro de la eyección. Este debe ser intenso y al menos parcialmente dirigido en dirección opuesta a la orientación del campo magnético terrestre. Para que las tormentas geomagnéticas más fuertes ocurran, esta configuración debe persistir el mayor tiempo posible. Todavía no podemos determinar los detalles del campo magnético en las eyecciones de masa coronal a distancia, por lo que es difícil predecir de antemano si una eyección causará una tormenta geomagnética y qué tan intensa será.

Existen dos índices que utilizamos para medir la intensidad de las tormentas geomagnéticas. El primero es el índice Dst (Disturbance Storm Time), con el cual evaluamos el nivel promedio de fluctuaciones en la componente horizontal del campo magnético terrestre a nivel global. Este índice se basa en mediciones tomadas en observatorios magnéticos seleccionados ubicados en latitudes bajas, cerca del ecuador. El Dst se expresa en las mismas unidades que el campo magnético, y durante períodos de calma, su valor oscila entre -20 y 20 nanoTeslas (nT). Durante una tormenta geomagnética, los valores de este índice se tornan negativos. Dependiendo del valor mínimo alcanzado por el índice Dst durante una tormenta geomagnética, clasificamos estas tormentas como débiles (Dst > -50 nT), moderadas (−50 nT > Dst > −100 nT), intensas (−100 nT > Dst > −200 nT), severas (−200 nT > Dst > −350 nT) y extremas (Dst < −350 nT). El índice Dst se utiliza desde 1957 y para tormentas geomagnéticas anteriores a esa fecha, se estima mediante cálculos numéricos.

Categoría	Dst (nT)	Fracción (%)
Débiles	> -50	44.4
Moderadas	−50 > Dst > −100	31.9
Intensas	−100 > Dst > −200	20.0
Severas	−200 > Dst > −350	4.1
Extremas	< −350	0.55

El otro índice relevante es el Kp, que también se basa en mediciones de la componente horizontal del campo magnético terrestre. Durante períodos de calma, su valor oscila entre 2 y 3, mientras que durante las tormentas geomagnéticas es más alto. La NOAA clasifica las tormentas geomagnéticas en 5 categorías, con etiquetas de G1 a G5. La categoría G1 corresponde a las tormentas más débiles, con un valor de Kp de 5, mientras que para ser clasificadas como G5 se requiere un valor de Kp de 9 o más. En promedio, durante un ciclo de actividad solar de 11 años, ocurren alrededor de 1700 tormentas geomagnéticas de clase G1 y solo cuatro tormentas de clase G5.

Categoría	Kp	# de eventos por cíclo solar (11 años)	# de días por cíclo solar (11 años)
G1 (débiles)	5 – 6	1700	900
G2 (moderadas)	6 – 7	600	360
G3 (intensas)	7 – 8	200	130
G4 (severas)	8 – 9	100	60
G5 (extremas)	> 9	4	4

En la noche del 10 al 11 de mayo, el índice Dst alcanzó un valor mínimo de -412 nT, y el índice Kp fue de 9 (ver imagen abajo). Esto sitúa a esta tormenta geomagnética en la categoría de eventos extremos. Las últimas tormentas de magnitud similar ocurrieron el 30 de octubre y el 20 de noviembre de 2003, con valores de Dst de -383 y -422 nT, respectivamente. En julio de 2000, durante la celebración del aniversario de la revolución francesa (Día de la Bastilla), una tormenta geomagnética causó que el índice Dst cayera a -301 nT. Durante una tormenta geomagnética en 1989, el índice Dst alcanzó un valor de -589 nT. En esa ocasión ocurrió un extenso apagón eléctrico en toda la provincia canadiense de Quebec.

Para comparación, la estimación del Dst para la tormenta geomagnética más intensa del siglo XX, que ocurrió en mayo de 1921, es de -907 nT, mientras que para el Evento Carrington de 1859, las estimaciones oscilan entre -850 y -1600 nT. Este último se considera la tormenta geomagnética más intensa de la era moderna.

Mencionemos también el mayor evento de eyección de masa coronal interplanetaria jamás registrado, detectado por la sonda STEREO A en julio de 2012. Afortunadamente, esta eyección no se dirigió hacia la Tierra, por lo que no causó una tormenta geomagnética. Sin embargo, se calculó que si hubiera impactado en nuestro planeta, el índice Dst habría alcanzado valores mínimos entre -600 y -1154 nT, lo que habría sido un evento similar al de Carrington.

Slika 3. Arriba: Índice Dst en mayo. El valor mínimo se registró el 11 de mayo, alcanzando -412 nT. Fuente: World Data Center for Geomagnetism, Kyoto. Abajo: Índice Kp entre el 10 y el 13 de mayo de 2024. Fuente: NOAA.

Luces polares

Las luces polares, también conocidas como auroras, son una de las manifestaciones más hermosas del clima espacial. Aunque pueden aparecer incluso durante periodos de baja actividad solar, su presencia es más frecuente cuando el Sol está más activo, siendo las más intensas durante las tormentas geomagnéticas.

Las auroras ocurren debido a la entrada de partículas cargadas del viento solar en la atmósfera terrestre. Estas partículas chocan con átomos y moléculas de oxígeno y nitrógeno, provocando que estos emitan luz.

Figura 4. Izquierda: Óvalo de la aurora austral. Fuente: NASA. Derecha: Pronóstico para el óvalo de la aurora austral para el 11 de mayo de 2024. Fuente: NOAA.

Aunque llevan el término «polar» en su nombre, las luces polares no aparecen directamente sobre los polos. El capitán John Franklin (1786-1847) descubrió que su frecuencia disminuye cerca de los polos. De hecho, estas luces se manifiestan a lo largo de dos óvalos aurorales que rodean los polos magnéticos terrestres, y durante las tormentas geomagnéticas, tanto su tamaño como grosor aumentan considerablemente.

Si nos encontramos debajo del óvalo auroral, veremos las auroras directamente sobre nosotros, en el cenit. Sin embargo, también es posible observar las luces polares desde otros lugares, ya que su visibilidad depende de la altitud a la que se produzcan.

Las luces polares se presentan en una variedad de colores y a diferentes altitudes. A una altura de aproximadamente 100 kilómetros, las partículas del viento solar chocan con moléculas de nitrógeno, dando lugar a un brillo violeta. Entre los 120 km y los 200 km de altitud, las partículas neutras de oxígeno emiten una luz verde intensa, mientras que las luces polares rojas pueden formarse hasta aproximadamente 250 kilómetros sobre la superficie terrestre.

Figura 5. Altura y colores de las auroras polares.

A una altitud de 250 km, el horizonte se encuentra a una distancia de aproximadamente 1800 kilómetros, mientras que la distancia en la superficie entre ambos lugares es un poco más de 1600 kilómetros. Esta es la distancia hasta la cual podemos observar las auroras. En este hecho radica la razón por la cual en México se apreció la aurora de color rojo, ya que esta se forma en la parte más alta de la atmósfera y se puede observar desde la mayor distancia posible. Por lo tanto, las auroras observadas en Morelia tuvieron que formarse en los cielos del norte de Texas, EEUU.

Figura 6. Visibilidad de la aurora polar. Fuente: Nord Norge.

Cabe mencionar que el término popular «aurora boreal» fue acuñado por Galileo Galilei en 1619. La palabra «aurora» proviene del nombre de la diosa romana del amanecer, Aurora, y la palabra «boreal» proviene del nombre del dios griego del viento del norte, Bóreas.

El capitán James Cook (1728-1779) fue el primero en informar sobre la aparición de auroras polares en el hemisferio sur, que hoy llamamos auroras australis. La palabra «australis» proviene del nombre del dios romano del viento del sur, Auster.

Eyecciones de masa coronal

En las imágenes captadas por los observatorios espaciales, las eyecciones de masa coronal suelen presentar una forma que evoca a las bombillas clásicas. Cuando detectamos una de estas eyecciones mediante naves en órbita alrededor de la Tierra, podemos inferir que no desencadenará una tormenta geomagnética, dado que no está dirigida hacia nosotros. A medida que la eyección se aleja del Sol, su tamaño aumenta mientras que su brillo disminuye mientras que su forma generalmente se mantiene.

Por otro lado, las eyecciones de tipo halo, que en las imágenes se observan rodeando en gran medida al Sol, viajan a lo largo de la línea Sol-Tierra, ya sea directamente hacia nuestro planeta o alejándose de él, y pueden desencadenar tormentas geomagnéticas más intensas.

Estas eyecciones de masa coronal se originan en regiones solares con una alta concentración de campo magnético, conocidas como regiones activas, que a menudo son visibles en la capa más externa de la atmósfera solar, la corona. En imágenes captadas en luz ultravioleta extrema, las regiones activas destacan por encima de su entorno debido a su elevada temperatura. Las imágenes detalladas de estas formaciones revelan una estructura inusual en forma de numerosos bucles, evidenciando la presencia de campos magnéticos.

Figura 7. Izquierda: Eyección de masa coronal tal como ocurrió el 27 de febrero de 2000. Derecha: Eyección de masa coronal tipo halo, observada el 14 de julio de 2000. Fuente: SOHO.

Las regiones activas son una especie de extensión de las manchas solares, que son las regiones oscuras que ocurren en la fotosfera solar. El primero en observarlas sistemáticamente fue Galileo Galilei, sin embargo, existen informes esporádicos sobre ellas desde tiempos más remotos. Las manchas solares son oscuras precisamente debido a la fuerte concentración de campo magnético en ellas, que impide la transferencia de energía desde el interior del Sol hacia la superficie.

Las eyecciones de masa coronal ocurren cuando se libera parte de la energía acumulada en el campo magnético de las manchas solares o de las regiones activas. Parte de esta energía se convierte en energía cinética de las eyecciones, que está relacionada con su velocidad.

Las velocidades iniciales de las eyecciones coronales de masa son muy variables. Algunas de ellas alcanzan solo alrededor de cien kilómetros por segundo. Las más rápidas pueden acelerarse a increíbles 3000 kilómetros por segundo. Esta es una velocidad que hasta ahora solo ha sido superada por un puñado de eyecciones. Las razones para esto aún no están completamente conocidas.

Imagen 8. Arriba a la izquierda: Regiones activas en el Sol el 8 de mayo de 2024. Arriba a la derecha: Detalle de las regiones activas de las cuales surgieron las eyecciones de masa coronal dirigidas hacia la Tierra entre el 7 y el 11 de mayo de 2024. Abajo a la izquierda: Manchas solares el 8 de mayo de 2024. Abajo a la derecha: Manchas solares relacionadas con las regiones activas mostradas arriba. Fuente: Solar Dynamics Oservatory/JHelioviewer.

En el espacio interplanetario, estas eyectas son detectadas por observatorios especializados que registran sus características. Allí las llamamos «eyecciones de masa coronal interplanetarias». Su velocidad varía según la distancia al Sol. En ocasiones, las eyecciones más lentas son alcanzadas por el viento solar más rápido y se ven impulsadas en dirección opuesta al Sol, lo que incrementa su velocidad. Por el contrario, las eyecciones más rápidas experimentan un fenómeno inverso, ya que el viento solar actúa sobre ellas de manera análoga a la resistencia del aire sobre los objetos en movimiento en la Tierra, frenando su avance y reduciendo su velocidad.

El hito de los 3000 kilómetros por segundo cerca del Sol fue superado por una eyección en 2012, que no llegó a la Tierra. Cuando cruzó una distancia de aproximadamente una unidad astronómica, la velocidad del viento solar, medida por la sonda STEREO A, alcanzó un asombroso récord absoluto de 2246 kilómetros por segundo. Esta eyección recorrió esa distancia en tan solo 18.6 horas. Para comparación, la eyección de masa coronal que causó el Evento Carrington tardó apenas 17.6 horas en llegar a la Tierra.

Las eyecciones asociadas con tormenta geomagnética reciente tuvieron velocidades mucho más bajas cerca del Sol. Para las más veloces entre ellas, se registró una velocidad máxima de 1950 kilómetros por segundo. El tiempo transcurrido desde el primer estallido hasta su llegada a la Tierra (en el espacio interplanetario, estos estallidos se fusionaron en uno solo) fue de 53 horas. La velocidad del viento solar cerca de la Tierra, medida por la sonda ACE, aumentó «solo» a alrededor de 900 kilómetros por segundo.

Las eyecciones de masa coronal más energéticas están asociadas con otro tipo de eventos en el Sol: las fulguraciones solares. Estos son fenómenos repentinos y de corta duración (algunas horas) en los que una parte del Sol brilla mucho más intensamente que su entorno. En 1859, el astrónomo británico Richard Carrington fue el primero en detectar una fulguración solar en la historia, mientras observaba manchas solares desde su observatorio doméstico.

Durante las fulguraciones solares, se libera una enorme cantidad de energía electromagnética en todo el espectro, desde ondas de radio hasta luz visible y rayos X. Especialmente la luz de rayos X puede aumentar drásticamente la ionización en la capa D de la ionosfera terrestre, que se encuentra entre altitudes de 48 km y 90 km. Esto puede afectar la propagación de las ondas de radio, lo que resulta en un empeoramiento o interrupción de las señales de radio.

Las fulguraciones solares se clasifican según su intensidad en rayos X suaves (longitudes de onda entre 1 y 9 nanómetros), que son medidas por los satélites GOES. Se clasifican en clases A, B, C, M y X. Cada clase tiene diez subclases, numeradas del 0 al 9. La excepción es la clase X, cuyas subclases no tienen límite superior. En promedio, las fulguraciones de clase M1 ocurren unas 2000 veces durante un ciclo solar, mientras que las de clase X1 ocurren solo ocho veces en el mismo período.

Categoría	Flujo (W/m2)
A	< 10−7
B	10−7 – 10−6
C	10−6 – 10−5
M	10−5 – 10−4
X	> 10−4

La fulguración más intensa registrada hasta la fecha fue clasificada como X45 y tuvo lugar el 28 de octubre de 2003, coincidiendo con la tormenta geomagnética ya mencionada. Fue tan poderosa que saturó incluso los detectores de la misión GOES. Lla fulguración asociada con la eyección de julio de 2012 fue clasificada, algo sorprendente, como X2.5, mientras que las estimaciones para la fulguración que acompañó al Evento Carrington oscilan entre X45 y X80. La fulguración más intensa relacionada con la reciente tormenta geomagnética fue de X5.8.

Existen evidencias de fulguraciones en el pasado mucho más distante, que acompañaron a los llamados «Eventos Miyake». La fulguración de 774 se estimó en X285±140, lo que indica una actividad solar increíblemente intensa.

Componente faltante

En resumen, la eyección de masa coronal interplanetaria de mayo comenzó su trayectoria hacia la Tierra con una velocidad inicial de alrededor de 1950 kilómetros por segundo, pero su velocidad cerca de nuestro planeta disminuyó a aproximadamente 900 kilómetros por segundo. La máxima intensidad del campo magnético, medida por la misión ACE, fue de aproximadamente 70 nT. La orientación de este campo fue propicia para la formación de una tormenta geomagnética, que duró intermitentemente durante 23 horas.

Figura 9. Mediciones de la misión ACE entre el 9 y el 12 de mayo de 2024.

Comparemos esto con la eyección detectada por la misión STEREO A en 2012. Esta tenía una velocidad inicial de alrededor de 3100 kilómetros por segundo, mientras que a una distancia de una unidad astronómica, la velocidad máxima medida alcanzó los 2246 kilómetros por segundo, con una intensidad de campo magnético de hasta 109 nT. El evento de 2012 fue, en todos los aspectos, más extremo que el de este año. Destaca especialmente su alta velocidad a una unidad astronómica.

Hoy en día, se cree que para una tormenta geomagnética excepcional se requiere más que una sola eyección de masa coronal prominente. Tanto en 2012 como este año, las eyecciones resultaron de la fusión de eyecciones sucesivas en el espacio interplanetario. Las eyecciones más rápidas, que comenzaron su viaje más tarde, alcanzaron a las eyecciones más lentas anteriores, lo que causó su compresión y un aumento en la intensidad del campo magnético. Sin embargo, el evento de 2012 se destacó por otra peculiaridad.

La velocidad de esta eyección disminuyó de 3100 a 2246 kilómetros por segundo debido al hecho de que el viento solar delante de ella tuvo una densidad extremadamente baja, y el campo magnético interplanetario estaba radialmente dirigido hacia fuera del Sol. Las eyecciones de este año viajaron en condiciones interplanetarias mucho menos favorables. La resistencia experimentada por la eyección de 2012 debido al viento solar fue mucho menor, lo que hizo que su velocidad disminuyera mucho menos.

La razón de las condiciones favorables en 2012 radica en el hecho de que solo unos días antes de esa eyección, múltiples eyecciones de masa coronal previas habían ingresado al espacio interplanetario. Estas dejaron un espacio vacío y un campo magnético interplanetario favorablemente «peinado». Esto es lo que los científicos hoy llaman «preacondicionamiento». Para una tormenta perfecta, son necesarias erupciones solares previas que preparen el terreno para las eyecciones posteriores. Y esta es la pieza fundamental que inevitablemente se requiere para una tormenta geomagnética «histórica», y que este año estuvo ausente.

¿Qué podemos esperar en el futuro?

Según el sitio web de la agencia NOAA, se espera que la actividad solar alcance su punto máximo en la primera mitad del año 2025. Para finales de 2027, se pronostica que la actividad solar disminuirá al nivel actual. Por lo tanto, existe la posibilidad de que el Sol repita el espectáculo de mayo e incluso lo supere, aunque la probabilidad de ello es bastante baja. Tanto el ciclo actual, identificado como el número 25, como su predecesor, son considerablemente más débiles que los ciclos que experimentamos en el siglo XX, lo que se traduce en menos manchas solares y, por ende, menos erupciones. Aun así, dejémonos sorprender.

Figura 10. La línea negra muestra el número de manchas solares desde 2012 hasta la fecha actual, mientras que la curva roja es la predicción para el Ciclo Solar 25. La imagen inferior muestra los ciclos solares desde el siglo XVIII hasta la fecha actual. Fuente: NOAA.

Lecturas complementarias para los más curiosos

1. William B. Cade III, The First Space Weather Prediction, SPACE WEATHER, VOL. 11, 330–332, doi:10.1002/swe.20062, 2013.
2. A Millennium of Geomagnetism, NASA, https://pwg.gsfc.nasa.gov/earthmag/milchron.html.
3. Olof Hiorter, Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Olof_Hiorter.
4. George Graham, Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/George_Graham_(clockmaker).
5. Alexander von Humboldt, Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Alexander_von_Humboldt.
6. C. A. Loewe and G. W. Prolss, Classification and mean behavior of magnetic storms, J. Geophys. Res. 102, 14209 (1997).
7. E. Paouris, H. Mavromichalaki, Effective Acceleration Model for the Arrival Time of Interplanetary Shocks driven by Coronal Mass Ejections, Solar Phys (2017) 292:180
   DOI 10.1007/s11207-017-1212-2.
8. G. Michalek · N. Gopalswamy · S. Yashiro, Expansion Speed of Coronal Mass Ejections, Solar Phys (2009) 260: 401–406 DOI 10.1007/s11207-009-9464-0
9. Kosuke Kihara et al 2020, Statistical Analysis of the Relation between Coronal Mass Ejections and Solar Energetic Particles, ApJ 900 75
10. ACE Real-Time Solar Wind, https://www.swpc.noaa.gov/products/ace-real-time-solar-wind
11. World Data Center for Geomagnetism, Kyoto, https://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dst_realtime/
12. Solar Flares, NOAA, https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/solar-flares-radio-blackouts
13. E. W. Cliver, C. J. Schrijver, K. Shibata and I. G. Usoskin, Extreme solar events, Living Reviews in Solar Physics (2022) 19:2, https://doi.org/10.1007/s41116-022-00033-8
14. Fosilizirana drevesa razkrivajo izbruh na Soncu izpred 14.300 let, https://soncniblog.com/fosilizirana-drevesa-razkrivajo-izbruh-na-soncu-ki-se-je-zgodil-pred-14-300-leti/.
15. Hayakawa et al., Magnitude Estimates for the Carrington Flare in 1859 September: As Seen from the Original Records, The Astrophysical Journal Letters, 954:L3 (10pp), 2023.
16. Cliver EW, Hayakawa H, Love JJ, Neidig DF (2020b) On the size of the flare associated with the solar proton event in 774 AD. Astrophys J 903:41. https://doi.org/10.3847/1538-4357/abad93.
17. Y. D. Liu1, J. G. Luhmann2, P. Kajdič et al., Observations of an extreme storm in interplanetary space caused by successive coronal mass ejections, Nature Communications, 5:3481, DOI: 10.1038/ncomms4481.
18. What are the northern lights?, nord norg, https://nordnorge.com/en/artikkel/what-are-the-northern-lights/.
19. Solar Cycle Progression, NOAA, https://www.swpc.noaa.gov/products/solar-cycle-progression.
20. Dst Super Storm Examples, Verisk, https://www.aer.com/science-research/space/space-weather/space-weather-index/dst-storm-time/