Significado de «aurora boreal y austral»

1. Meteoros luminosos que en ciertas ocasiones se observan por la noche en la atmósfera en la dirección de las regiones polares más próximas. De ordinario adopta la forma de un arco aplanado, generalmente centrado en el meridiano magnético, aunque pueden existir desviaciones considerables del aspecto normal. El arco suele carecer de color, quizá debido a su baja luminosidad. El contraste hace que la parte del firmamento inferior al arco parezca inusitadamente obscura. Las estrellas siguen siendo plenamente visibles a través de la iluminación.
   
   Las luminosidades más intensas van acompañadas de fenómenos solares magnéticos y eléctricos. La aurora boreal del 22 de marzo de 1920 fue descrita como sigue por el Observatorio de Yerkes (EE. UU.): «Empezó a producirse ya a la puesta del Sol y adquirió tal brillantez a la llegada de la noche que hubo de suspenderse todo trabajo astronómico. Una amplia cortina de luz verde se extendió por el cielo septentrional en forma de gran arco, del que partían hacia arriba chorros intermitentes dé luz rojiza que convergían en una corona o radiante que adoptaba diversas formas, a veces como inmensa hoja de trébol, situada a unos 15° al S del Cénit. A veces el arco, teñido de rojo, se expandía y sus bordes ondeaban como flotando al viento. En diversas direcciones, principalmente hacia el NE se formaron en lo alto del cielo cortinas de bordes dentados, encorvados o doblados, siempre ondeantes, que se alzaban y caían de nuevo. Como impelidos por corrientes de aire se movían jirones luminosos semejantes a cometas de largas colas cuyo tamaño variaba sin cesar.»
   
   Uno de los grupos de Manchas solares más complicados que se han observado, compuesto de unas 60, atravesó el meridiano solar central un día antes de producirse esta aurora boreal. Las intensas corrientes telúricas causaban interferencias en la trasmisión de mensajes telegráficos. En los observatorios magnéticos, las agujas de los aparatos se mostraban tan agitadas que, en algunos casos, rebasaban su punto de equilibrio estable y las anotaciones escapaban de las hojas. La aurora fue contemplada en la mayor parte de América del Norte, al tiempo que en la del Sur se contemplaba una aurora austral. Aunque los -espectáculos como este escasean, pues sólo se ven tres o cuatro en una década, los arcos aislados se presentan a menudo. En algunos casos de auroras brillantes se han registrado sonidos como de papel estrujado o paja removida.
   
   Carácter eléctrico. Que las auroras son de naturaleza eléctrica se deduce de ciertos fenómenos que las acompañan, como corrientes telúricas inducidas y perturbaciones del Magnetismo terrestre. Se trata, sin duda, de fenómenos eléctricos, localizados habitualmente en la atmósfera superior. Probablemente están relacionadas con la acción de Electrones negativos y núcleos de hidrógeno emitidos por el Sol, cargados éstos positivamente (Protones), sobre los átomos de la atmósfera exterior. Esta relación parece corroborada por el hecho de que las grandes manifestaciones aurórales tengan lugar generalmente un día después de pasar por el meridiano solar un gran grupo de manchas, aunque existen excepciones. Los protones y electrones, en el caso de ser emitidos radialmente, podrían recorrer la distancia entre el Sol y la Tierra en un día a la velocidad de unos 1600 km/s. Pero esta velocidad sería insuficiente para que las partículas penetraran en la atmósfera terrestre hasta llegar a los niveles de las auroras. Sin embargo, A. B. Meinei ha demostrado que la raya roja del hidrógeno, presente en algunos espectros de auroras (v. Espectro), se desvía hacia el violeta en tal proporción que indica para los protones una velocidad de acercamiento de unos 3200 km/s (v. Dopler, Efecto; Velocidad radial). Tal velocidad es lo bastante grande para explicar la llegada de los protones a la región de las auroras, que casi se confunde con la Ionosfera.
   
   
   Relaciones geomagnéticas. La corona (de la que los rayos de la aurora parecen a veces radiar en todos los sentidos) surge en el cénit magnético que, a la altura de los Grandes Lagos norteamericanos, se encuentra de 15 o 20° al S del cénit astronómico. El N magnético quedó localizado en 1831 a 70° N y 96° O, no sin que se apreciaran considerablemente desviaciones del campo magnético en sus proximidades. El polo del campo (punto del eje magnético o polo geomagnético) que más estrechamente concuerda con el campo terrestre se encuentra a 78° N y 69° O. Tal es aproximadamente el polo de las líneas de igual frecuencia
   
   de las auroras (isocósmica), situadas a 81° N y 70° O. A unos 2000 km de este polo, por término medio, se encuentra la línea (curva oval) B de máxima frecuencia de las auroras, unos 243 por año. La línea indicadora de 10 auroras por año pasa por las Islas Aleutianas, parte noroccidental de los Estados Unidos, Chicago, Nueva York, Edimburgo y Leningrado, para seguir aproximadamente el Círculo Ártico a través de Siberia. La frecuencia de las auroras en la zona óptima se ve muy poco afectada por el ciclo de las manchas solares. No así en lugares alejados de la misma, donde se registran muy pocas auroras en el ciclo mínimo de las manchas solares.
   
   Altitud de la aurora. La altura a que se produce el fenómeno se averigua fácilmente por fotografías simultáneas tomadas desde dos estaciones. De las posiciones conocidas de las estrellas que aparecen en las fotografías puede deducirse la desviación o cambio de posición de la aurora sobre el firmamento, contemplada desde una u otra estación. Comparando luego esa desviación con la distancia conocida entre las cámaras podrá determinarse la altitud a que se produce el fenómeno. Las auroras tienen lugar ordinariamente a alturas que oscilan entre 80 y 300 km. La gran mayoría se sitúan a altitudes comprendidas entre 88 y 130 km. En la región de plena luz solar se han señalado auroras a una altura de 640 km. Estos fenómenos tienen lugar, por tanto, en la ionosfera o capa atmosférica ionizada por los Rayos ultravioleta procedentes del Sol. Véase Ion.
   
   Además de la aurora boreal existe la aurora permanente en la totalidad del firmamento, la cual proporciona el 30 % de la luz del cielo durante la noche. Menos del 30 % de la luz llamada estelar en una noche obscura se debe a las estrellas y la restante, a la Luz zodiacal. La aurora permanente parece alcanzar su máxima intensidad hacia medianoche a partir del crepúsculo en que se observan variaciones de intensidad espectral. Aunque se desconoce la causa de esta aurora, se supone que obedece a la recombinación, durante las horas de la noche, de los átomos de oxígeno y nitrógeno procedentes de moléculas disociadas durante las horas diurnas (v. Disociación). El máximo de medianoche de la aurora permanente resulta difícil de explicar.
   
   
   Meteorología auroral y auroras diurnas. La bien definida frecuencia máxima de las auroras, tanto grandes como regulares, en los Equinoccios se atribuye hoy a aumentos de perturbación en la ionosfera, parecidos a los registrados en forma de tormentas en la superficie de la Tierra en las mismas estaciones. La perturbación hace a la capa sensible a la ionización y la recombinación, tras el bombardeo de electrones y protones. Se han visto varias auroras diurnas. El cielo claro adquiere un color rosáceo, acentuado hacia el atardecer, en que aparece una gran aurora. En la región de luz solar plena las auroras se producen a doble altura que en la del interior de la sombra terrestre. Las alturas diurnas de la aurora del 22 de marzo de 1920 fueron de 200 a 800 km y durante la noche se redujeron hasta quedar comprendidas entre 100 y 400 km. La aparición de auroras por la noche obedece en parte al movimiento espiral descendente de las partículas solares a lo largo de las líneas magnéticas de fuerza de la atmósfera terrestre, que las lleva al lado obscuro de la Tierra.
   
   Espectro de la aurora. El espectro conocido de la aurora contiene 152 rayas, debidas principalmente al oxígeno atómico y al nitrógeno atómico y molecular. La línea más fuerte del espectro visible es la verde X 5577 A (longitud de onda 5577 Á), una de las «líneas prohibidas» (v. Nebulio) del oxígeno neutro, que aporta el color verde a las auroras. El rojo se debe principalmente a las líneas prohibidas de oxígeno X 6300, X 6363. La línea más fuerte, con gran diferencia, es la infrarroja X 10440 del nitrógeno molecular, quizás 100 veces más destacada que la línea verde. Se creía antes que el hidrógeno no aparecía en el espectro de la aurora, pero estudios realizados en 1942 han demostrado su débil presencia, tanto en estado atómico como molecular, en las auroras más intensas. Se supone ahora que el hidrógeno llega directamente del Sol a la atmósfera exterior. En ocasiones aparecen también líneas de sodio y helio. Existe asimismo algún indicio discutible de la presencia del neón y de que las líneas XX 5230,8, 5202,0 provengan de la mezcla de nitrógeno sólido con el neón. La temperatura de las regiones aurórales se obtiene midiendo la intensidad de las bandas del espectro, que obedecen a cambios en la energía de rotación de las moléculas de nitrógeno (v. Espectro de bandas). Estas temperaturas son muy bajas, de —43 a —126 °C. La aurora austral presenta rasgos parecidos a la boreal.

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