Viento solar: el plasma que el Sol expulsa todo el tiempo

01 · La predicción de Parker y la oposición inicial

En 1957, el físico de Chicago Eugene Parker analizó las ecuaciones de la corona solar y demostró que ningún equilibrio hidrostático era estable: la temperatura coronal de 1–2 millones de grados implicaba que los iones tenían suficiente energía cinética para escapar de la atracción solar más allá de unos pocos radios. La única solución posible era un flujo continuo que se acelerara hasta volverse supersónico al cruzar un punto crítico.

El artículo de Parker, enviado al Astrophysical Journal en 1958, fue rechazado dos veces por los revisores antes de que el editor —Subrahmanyan Chandrasekhar— lo publicara directamente. La oposición se debía a que, en aquel momento, todavía se aceptaba que el espacio interplanetario era esencialmente vacío, salvo por excepciones cometarias. La idea de un flujo continuo de plasma pareció extravagante.

La confirmación llegó en años: la sonda soviética Luna 1, en enero de 1959, midió ya iones a alta velocidad fuera del campo magnético terrestre. Mariner 2, en 1962, registró el viento solar de forma sistemática durante su tránsito a Venus. La predicción teórica se convirtió en hecho experimental antes de cumplirse cinco años.

02 · Dos vientos: lento y rápido

Las sondas in situ revelaron pronto que el viento solar no es uniforme sino que tiene dos componentes con propiedades diferentes y orígenes distintos en la corona.

La distinción no es teórica: a una unidad astronómica del Sol, los detectores ven alternar uno y otro a medida que la rotación solar barre regiones distintas frente al observador. Los agujeros coronales son zonas oscuras en imágenes ultravioleta porque están más frías y menos densas; corresponden a líneas de campo abiertas que dejan escapar el plasma con menos resistencia.

03 · Cómo se acelera: la pregunta abierta

Aunque la existencia del viento solar quedó probada en 1962, el mecanismo de aceleración hasta velocidades supersónicas sigue sin estar completamente explicado. Los modelos clásicos basados solo en presión térmica predicen velocidades de unos 400 km/s, compatibles con el viento lento, pero insuficientes para explicar el rápido.

Las observaciones de la sonda Parker Solar Probe, que desde 2024 ha llegado a 8,5 radios solares del centro del Sol, han identificado dos contribuciones complementarias:

• Ondas de Alfvén: oscilaciones del campo magnético propagándose a lo largo de las líneas, que transfieren energía al plasma sin necesidad de calentamiento térmico.
• Switchbacks magnéticos: inversiones súbitas y locales del campo, observadas con sorpresa por Parker, que parecen ser un ingrediente clave en la transferencia turbulenta de momento.

Solar Orbiter, la sonda de la ESA en operación desde 2020, ha aportado vistas en alta resolución de la corona desde dos perspectivas distintas que permiten triangulación. La pregunta seguirá viva durante los próximos años.

04 · La heliosfera: la huella del Sol en el espacio

El viento solar no se detiene a pocas UA: continúa expandiéndose hasta cien y pico unidades astronómicas, donde su presión iguala la del medio interestelar. La superficie que lo limita es la heliopausa.

Voyager 1 cruzó la heliopausa en agosto de 2012 a 121 UA. Voyager 2 lo hizo en noviembre de 2018 a 119 UA. Ambas sondas siguen transmitiendo datos del medio interestelar local. Son los únicos objetos hechos por humanos que están fuera de la heliosfera, y sus datos seguirán llegando hasta que sus radioisótopos se agoten hacia 2030.

05 · Auroras y tormentas geomagnéticas

El campo magnético terrestre actúa como un escudo que desvía la mayor parte del viento solar. La interacción produce una magnetosfera con forma de gota: comprimida en el lado diurno hasta 10 radios terrestres, alargada en el lado nocturno con una cola que se extiende más de 100 radios.

Una pequeña fracción del plasma penetra por los polos magnéticos, donde las líneas de campo se abren al exterior. Allí los iones y electrones colisionan con la atmósfera superior a 100–300 km de altura, excitando átomos de oxígeno y nitrógeno que reemiten luz visible al desexcitarse. El resultado son las auroras boreales y australes.

Las eyecciones de masa coronal son episodios extremos: el Sol expulsa miles de millones de toneladas de plasma a velocidades de hasta 3000 km/s. Si la nube apunta a la Tierra, en uno o dos días llega y produce una tormenta geomagnética. La de Quebec en marzo de 1989 colapsó la red eléctrica regional en 90 segundos. La de septiembre de 1859 (evento Carrington) saturó las líneas telegráficas de medio mundo. Una tormenta similar hoy provocaría daños estimados en billones de dólares.

06 · Misiones contemporáneas: cerco al Sol

La estrategia actual de la heliofísica consiste en observar el viento solar en tres escalas espaciales simultáneamente.

• Cerca del Sol: Parker Solar Probe (NASA), lanzada en 2018, ha rozado la corona a menos de 9 radios solares y mide directamente las primeras fases del viento.
• Visión global: Solar Orbiter (ESA, 2020) combina imágenes y medidas in situ desde una órbita inclinada que llegará a observar los polos solares directamente.
• Cerca de la Tierra: ACE, DSCOVR, SOHO y Wind monitorizan el viento solar en el punto Lagrange L1, a 1,5 millones de km de la Tierra, dando alerta temprana de tormentas.

Esta combinación ha producido en 2025 las primeras predicciones operativas de tiempo espacial con horizontes de 24 horas, comparables a la meteorología terrestre de hace 50 años. La disciplina se ha convertido en operativa, con presupuestos crecientes y centros de alerta dedicados.

07 · Implicaciones astrobiológicas y exoplanetarias

El viento solar tiene tres consecuencias que se extienden mucho más allá del Sistema Solar.

• Habitabilidad planetaria: cualquier planeta sin campo magnético global o con uno débil pierde su atmósfera al viento estelar en escalas de centenares de millones de años. Marte es el ejemplo local, y los exoplanetas de enanas rojas son particularmente vulnerables porque sus estrellas tienen vientos mucho más intensos que el Sol.
• Diseño de misiones: las sondas interplanetarias deben blindarse frente a los flujos de partículas, especialmente durante las eyecciones de masa coronal. Una misión tripulada a Marte requiere refugios anti-radiación dimensionados según el peor caso de actividad solar.
• Astrofísica estelar: el viento solar es el ejemplo más cercano de pérdida de masa estelar. Estrellas más masivas o más jóvenes tienen vientos órdenes de magnitud mayores que afectan profundamente su evolución y la formación de sistemas planetarios.

08 · Lecturas relacionadas

Para profundizar en su origen, consulta la ficha de la corona solar, donde se explica el problema del calentamiento. Un caso visual emblemático es el eclipse solar, único contexto en el que la corona se ve a simple vista. La interacción con cuerpos pequeños queda ilustrada en el cometa Halley y la frontera última del viento, en la nube de Oort.