1. Viento Solar
En 1850, el astrónomo inglés Richard C. Carrington, al estar estudiando las manchas
solares1
, logró notar una pequeña erupción en la cara del sol que duro alrededor de cinco minutos.
En 1889, el astrónomo americano George E. Hale había inventado el “espectroheliógrafo”, el cual
permitía observar el Sol a través de la luz de una longitud de onda y fotografiarlo con la luz de
hidrogeno incandescente de la atmosfera solar; se comprobó entonces que las erupciones solares
eran efímeras explosiones de hidrogeno caliente. En ocasiones se produce la erupción en el centro
del disco solar y explotan hacia arriba en dirección a la Tierra y, en cuestión de días las auroras
boreales se abrillantan y dejan ver desde regiones templadas, así como la aguja magnética y los
equipos electrónicos actúan de forma extraña; entonces se habla de una “tormenta magnética”.
Al estudiar las erupciones con más detenimiento los astrónomos vieron que en la
explosión salía despedido hidrogeno caliente y que parte de él lograba saltar al espacio. Algunos
protones que salen despedidos llegan hasta la Tierra, la mayor parte bordean el planeta mientras
que otros logran entrar a la atmosfera, lo que da como resultado una serie de fenómenos
eléctricos.
Como se sabe, los núcleos de hidrogeno son simples protones; el Sol está rodeado de una
nube de protones (y de otros núcleos en cantidades más pequeñas) dispersos en todas
direcciones. En 1958, el físico americano Eugene N. Parker llamó “viento solar” a esta nube de
protones que mana hacia afuera. El viento solar es el agente responsable de las colas de los
cometas, lo que este hace es barrer hacia afuera la nube de polvo y gas que rodea al cometa
cuando pasa cerca del Sol.
El viento solar es el plasma2
caliente que se expande en todas direcciones desde la corona3
a velocidades comprendidas entre 300 hasta 1000 km/s durante sucesos transitorios. Está
formado principalmente por partículas cargadas: protones, electrones, una pequeña cantidad de
1
Las manchas solares son regiones de la superficie visible del Sol o “fotosfera”, donde hay gases atrapados
por los campos magnéticos. El material más caliente que sube del interior del Sol no puede penetrar los
fuertes campos magnéticos (unas 10,000 veces más fuerte que el de la Tierra) y no puede alcanzar la
superficie; por lo tanto, estas áreas magnéticas se enfrían de 5,500 a 3,750 C.(Universo Online)
2
El plasma es un gas constituido por partículas cargadas (iones) libres y cuya dinámica presenta efectos
colectivos dominados por las interacciones electromagnéticas de largo alcance entre las mismas.
3
Se refiere a la corona solar, la cual es un gas tenue y magnetizado, con una temperatura media alrededor
de . Está casi totalmente ionizada y compuesta de partículas eléctricamente
cargadas.(Kryakunova, 2009)

2. Helio ionizado (5%) y trazas de iones de elementos más pesados. En el viento solar regular pueden
ser distinguidos dos regímenes: “viento solar rápido”4
y “viento solar lento”5
.
4
El viento solar rápido alcanza velocidades entre 500 y 750 km/s, tiene una alta temperatura y baja
densidad. (Blanco Cano & Kajdic, 2009)
5
El viento solar lento llega a tener velocidades entre 250 y 400 km/s, es más denso y más frío que el viento
solar rápido. (Blanco Cano & Kajdic, 2009)

3. Además, existen parcelas
transitorias de viento emitidas en
eventos de actividad solar. Estas
son conocidas como eyecciones de
masa coronal (EMC). Las EMC
forman burbujas gigantescas de
material que pueden golpear a la
magnetósfera terrestre,
perturbando el entorno de nuestro
planeta; algunas de estas EMC
alcanzan velocidades de hasta
3,200 km/s y pueden generar
ondas de choque transitorias en el
medio interplanetario, similares a
la onda que se genera delante de
un avión supersónico.
El viento solar transporta el campo magnético solar a través del sistema solar; cerca del Sol
el campo magnético retiene el plasma y da forma a la corona, pero a alguna distancia sobre la
superficie solar el plasma caliente domina el campo magnético y este, arrastra las líneas de campo
magnético. Las líneas de campo comenzando a cierta distancia, se alinean con el viento solar que
se asume como puramente radial. El plano ecuatorial separa regiones de campo magnético con
orientaciones opuestas, lo cual implica la existencia de una corriente eléctrica. La estrecha capa
entre los campos de polaridad opuesta se denomina lámina de corriente heliosférica.
Las líneas de campo que se extienden por el medio
interplanetario permanecen conectadas con el Sol y rotan con
él; el campo magnético está alineado con esta trayectoria.
Cuando las partículas cargadas son aceleradas en el Sol
y eyectadas a grandes energías hacia el medio interplanetario,
deben viajar a lo largo del campo magnético. Si este es descrito

4. por la espiral de Parker6
, se esperaría detectar las partículas en la Tierra cuando la aceleración
ocurre en el hemisferio oeste solar, aunque tiene sus excepciones.
Parámetros del viento solar medidas por naves espaciales cerca de la Tierra
Viento rápido Viento lento
Velocidad 500-800 km/s 250-400 km/s
Densidad 3x106
m-3
10x106
m-3
Temperatura de protón 2x105
K 4x104
K
Temperatura de electrón 1.2x105
K 1.5x105
K
Campo magnético 2-10 nT 2-10 nT
Unidad de intensidad de campo magnético: 1 nT (nano Tesla) =10[sup]-9[/sup] Tesla
Las temperaturas de protones y electrones son diferentes, como es característicos en gases de baja densidad
(esto también ocurre en el tubo de neón)
(Kryakunova, 2009)
Conclusión
El viento solar se puede pensar como una forma de convección hacia la Tierra, si
consideramos al Sol como un cuerpo caliente y al viento solar como los alrededores, al tener una
temperatura mucho mayor que la Tierra
entonces es posible que haya un flujo de
calor. Además, como ya se mencionó
anteriormente, el viento solar no entra
completamente al planeta, aunque si llega
a afectar a fenómenos como las auroras
boreales y los aparatos electrónicos por la
radiación electromagnética; las capas de la atmosfera protegen a todos los seres vivos de las
partículas que este viento va dejando a su paso. Por lo tanto, en lo personal creo que es más
grande la radiación electromagnética que transmite en comparación con el flujo de calor.
6
La espiral de Parker es la dirección que toma el viento solar lento a medida que se aleja del Sol, se le llama
así en honor al científico que la descubrió.

5. Fuente de Información
Asimov, I. (s.f.). Fiscanet. Recuperado el 27 de Abril de 2014, de
http://www.fisicanet.com.ar/monografias/monograficos4/es058_que_es_el_viento_solar.
php
Blanco Cano, X., & Kajdic, P. (10 de Octubre de 2009). Revista Digital Universitaria [en línea].
Recuperado el 28 de Abril de 2014, de
http://www.revista.unam.mx/vol.10/num10/art67/int67.htm
C. Kasper, J., A. Maruca, B., L. Stevens, M., & Zaslavsky, A. (28 de Febrero de 2013). APS Physics.
Recuperado el 27 de Abril de 2014, de Physical Review Letters:
http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.110.091102
Kryakunova, O. (16 de Diciembre de 2009). NMDB. Recuperado el 26 de Abril de 2014, de Neutron
Monitor Database: http://www.nmdb.eu/?q=node/377
Universo Online. (s.f.). Recuperado el 29 de Abril de 2014, de
http://radiouniverso.org/resources/faqs/014.html