Por qué las auroras boreales se ven solo en los polos

El lugar donde estás

¿Por qué las auroras boreales se ven solo en los polos? En realidad no se limitan a ellos: el campo magnético guía los electrones hacia anillos alrededor de los polos magnéticos, normalmente en latitudes altas, y las tormentas intensas permiten verlas más cerca del ecuador. Las fotos suelen mostrar una cortina verde brillante sobre un paisaje oscuro, con un lago o un fiordo que la repite invertida. Esta exposición te sitúa dentro de esa imagen, de noche, a orillas de un lago helado en un pequeño pueblo ártico. Detrás hay cabañas de troncos, al oeste un bosque de píceas, al este una colina con mirador y, al otro lado del lago, un pequeño observatorio. El cielo calcula la aurora con las mismas magnitudes que usan los científicos para describirla.

El valle mide unos 700 m de ancho. El pueblo ocupa una terraza llana en el centro: doce cabañas con ventanas iluminadas, una capilla de madera con reloj, una sauna y un embarcadero que se adentra en el hielo. El lago del norte es de hielo negro con acumulaciones de nieve. Una pista de trineo de nieve compactada rodea el lago y atraviesa el bosque. La colina tiene 34 m de altura y una torre de 9 m en la cima permite ver todo el cielo. En el observatorio hay una caseta de magnetómetro, una cámara de cielo completo bajo una cúpula de vidrio y un panel con dos pantallas que muestran sus mediciones.

Puedes cambiar el comportamiento del cielo. Los controles reúnen la intensidad de la tormenta (índice Kp), la energía de los electrones, la hora, la fecha, el lugar, las nubes, la Luna y el obturador. Cada uno modifica la aurora siguiendo el comportamiento del fenómeno real. Un indicador a la izquierda explica por qué: muestra tu latitud geomagnética, la posición del borde del óvalo auroral, las alturas de la luz verde y roja y la posición del Sol. Encima hay un pequeño mapa del óvalo visto desde el polo, con tu ubicación marcada.

Los primeros diez segundos

La exposición comienza avanzada una noche de febrero, a la latitud de Tromsø, en el norte de Noruega, con Kp 3+, poco antes de la medianoche magnética. Una subtormenta está en plena expansión: las cortinas se iluminan, se pliegan y proyectan rayos hacia arriba, reflejados en el hielo descubierto. Arrastra para mirar arriba. La luz verde empieza a unos 100 km sobre ti y, en una noche despejada como esta, es suficientemente intensa para teñir débilmente la nieve de verde.

De dónde viene la luz

Una aurora es luz emitida por el aire cuando lo golpean electrones rápidos. El Space Weather Prediction Center de NOAA lo explica así: los electrones se aceleran en la cola nocturna del campo magnético terrestre y, más cerca de la Tierra, a lo largo de las líneas aurorales. Descienden siguiendo el campo hacia la atmósfera superior cerca de los polos y chocan con oxígeno y nitrógeno. Los átomos y moléculas absorben energía de las colisiones y la devuelven en forma de luz, como el gas de un letrero de neón. Los protones también producen auroras, pero tenues, difusas y normalmente difíciles de ver.

Las líneas del campo determinan dónde puede ocurrir. Cerca del ecuador pasan a gran altura y se cierran lejos en el espacio; cerca de los polos penetran con mucha inclinación en la atmósfera. Los electrones aurorales bajan por líneas que llegan hasta la cola nocturna y alcanzan el suelo en una franja alrededor de cada polo magnético. NOAA sitúa las auroras normalmente entre 80 y 500 km sobre la superficie. El mejor lugar para verlas queda bajo una franja entre unos 60° y 75° de latitud, donde se observan en más de la mitad de las noches del año.

El Sol aporta la energía, pero no directamente. El viento solar, una corriente tenue de partículas cargadas, presiona el campo y lo estira formando una larga cola nocturna. Allí se acumula energía que se libera en ráfagas. Si una eyección de masa coronal, una gran nube de plasma expulsada por el Sol, alcanza la Tierra, la perturbación es mucho mayor: la aurora gana brillo y avanza hacia el ecuador.

Por qué verde y por qué rojo

La mayor parte del color procede del oxígeno atómico. Las notas de Science On a Sphere de NOAA describen el más común como un verde amarillento pálido de longitud de onda precisa, 557,7 nm. Otro color habitual es el resplandor rojo de 630,0 nm, también del oxígeno. Los bordes inferiores de los rayos pueden ser púrpura azulado a 427,8 nm por los iones de nitrógeno. NASA sitúa el verde aproximadamente entre 100 y 200 km, el rojo por encima de 200 km, el azul del nitrógeno entre 100 y 200 km y el rosa o púrpura rojizo del nitrógeno por debajo de unos 100 km.

¿Por qué el mismo átomo da verde abajo y rojo arriba? El estado excitado que produce la línea verde suele emitir su fotón en alrededor de un segundo. El de la línea roja dura mucho más, unos 110 segundos de media. En el aire tenue por encima de 200 km, el átomo puede esperar sin chocar y emitir luz roja. Más abajo las colisiones son tan frecuentes que cede antes la energía a una partícula vecina y la luz roja no aparece. Los modelos de la emisión de 630,0 nm llaman a esto desactivación por colisiones. Así, la altura ordena los colores: rojo arriba, verde en medio y emisiones más rápidas del nitrógeno en el borde inferior.

La exposición construye cada cortina con cuatro capas que siguen estas reglas. El programa de sombreado recorre cada rayo visual por la atmósfera de una Tierra curva, desde 85 km hasta la cima de la capa roja. A cada altura encuentra el patrón de cortinas y suma la luz de las capas que brillan allí. Por eso la base es nítida y verde y la parte superior se desvanece en rojo.

Un color para cada altura

Activa la regla de alturas para comparar la aurora con objetos conocidos. Una persona mide 1,7 m. Un avión comercial vuela a unos 11 km. La cima del Everest queda algo por debajo de 9 km. El verde empieza cerca de 100 km, unas nueve alturas de vuelo y unas 59 000 veces la altura del maniquí de la orilla. La Estación Espacial Internacional orbita a unos 410 km, dentro de la franja de alturas roja; los astronautas suelen mirar hacia abajo al verde y hacia los lados al rojo.

La regla está al menos a 450 km de distancia, en dirección a la aurora, para que 100 km y 400 km quepan en una vista. La curvatura terrestre impide que las etiquetas queden equidistantes: desde lejos, una altura de 400 km parece solo unas pocas veces más elevada sobre el horizonte que una de 100 km.

La energía de los electrones determina la altura

La profundidad que alcanza un electrón depende de su energía. Uno rápido atraviesa más aire, cada vez más denso, antes de perder toda su energía. Los estudios de precipitación electrónica sitúan el máximo de ionización cerca de 110 km para electrones de 10 keV y cerca de 250 km para los de menos de 0,1 keV. Los de unos 100 keV llegan hasta unos 80 km. Aquí se usa una curva suave por valores como estos: 0,1 keV se detiene cerca de 235 km; 1 keV, de 145 km; 3 keV, de 125 km; 10 keV, de 110 km; 30 keV, de 96 km; y 100 keV, de 80 km.

El control de energía muestra las consecuencias. Con electrones poco energéticos, por debajo de aproximadamente 1 keV, la luz nace arriba, donde sobrevive la línea roja, y la aurora se vuelve roja. Con electrones muy energéticos, de 20 keV o más, las cortinas bajan de 100 km y desarrollan un borde rosa de nitrógeno. La mayoría de las cortinas brillantes proceden de electrones de unos pocos keV, el ajuste inicial del control.

El óvalo: un anillo, no una tapa

A menudo se imagina la aurora como un resplandor sobre el Polo Norte. Desde el espacio es un anillo. NOAA describe dos óvalos, uno alrededor de cada polo magnético. En condiciones tranquilas el anillo mide unos cientos de kilómetros de ancho y queda lejos del polo geográfico. El propio Polo Norte suele estar dentro del anillo, bajo un casquete polar con pocas auroras. Por eso conviene observar desde ciudades como Tromsø, Kiruna, Fairbanks y Yellowknife, no desde el polo.

El anillo no está centrado en el polo geográfico sino en el geomagnético, que el modelo IGRF situaba en 2025 aproximadamente a 80,8° N, 72,6° W, sobre el Ártico canadiense hacia Groenlandia, a unos 1000 km del Polo Norte. Además es asimétrico: se extiende más hacia el ecuador en el lado nocturno que en el diurno. Los primeros satélites lo fotografiaron como un círculo casi completo desplazado del polo. Holzworth y Meng mostraron en 1975 que un círculo desplazado con pequeñas correcciones lo describe bien.

El mapa pequeño dibuja el óvalo utilizado, visto desde encima del polo, con la medianoche magnética abajo. Al cambiar la hora, la Tierra gira bajo el óvalo, que mantiene su orientación respecto al Sol. Al aumentar Kp crece el anillo.

Por qué una tormenta empuja el óvalo hacia el ecuador

El óvalo marca dónde llegan al suelo las líneas de campo de la cola nocturna. Cuando el viento solar presiona más y, especialmente, cuando su campo apunta al sur, se abren más líneas del campo terrestre y son arrastradas hacia la cola. Crece el casquete polar de líneas abiertas y, con él, el óvalo que lo rodea. Holzworth y Meng observaron en fotografías satelitales que su tamaño sigue la componente sur del campo del viento solar. Con imágenes ultravioletas del satélite Polar de NASA, Carbary encontró una regla aproximada para la zona más brillante: avanza cerca de 1° de latitud magnética hacia el ecuador por cada unidad de Kp.

Por eso una tormenta fuerte no siempre favorece a las ciudades árticas. Con Kp 7 el borde de este modelo baja hasta unos 53° a medianoche. Tromsø, a 67,5°, queda del lado polar de la aurora más brillante, y las cortinas aparecen al sur. La visita lo muestra: mira hacia el sur sobre el pueblo.

Kp, el número de la tormenta

Kp mide la perturbación del campo magnético terrestre. Se calcula cada tres horas con registros de magnetómetros de 13 observatorios en latitudes subaurorales. Va de 0 a 9 en tercios: 0, 0+, 1-, 1, 1+ y así hasta 9, con 28 niveles en total. NOAA lo usa para su escala de tormentas geomagnéticas. Kp 5 es una tormenta menor (G1); Kp 6, moderada (G2); Kp 7, fuerte (G3); Kp 8, severa (G4); y Kp 9, extrema (G5). NOAA prevé unas cuatro tormentas G5 por ciclo de 11 años.

La misma tabla da un alcance aproximado. Con Kp 5 la aurora suele verse en latitudes altas, como el norte de Michigan y Maine. Con Kp 6 se ha visto hasta New York e Idaho, típicamente a 55° de latitud geomagnética; con Kp 7, hasta Illinois y Oregon, a 50°; con Kp 8, hasta Alabama y el norte de California, a 45°; y con Kp 9, hasta Florida y el sur de Texas, a 40°.

El control Kp avanza en esos mismos tercios. La etiqueta conserva la notación publicada: 3+ significa tres y un tercio.

Cómo sitúa el modelo el óvalo

El borde procede de un estudio concreto. Gussenhoven, Hardy y Heinemann usaron los detectores electrónicos de los satélites meteorológicos DMSP F2 y F4, que cruzan muchas veces al día la zona auroral, para localizar el límite ecuatorial de la aurora difusa. Ajustaron para cada hora local magnética una recta, Λ = Λ0 + α·Kp, donde Λ es la latitud geomagnética corregida del borde. Cerca de medianoche (00 a 01 MLT), el ajuste es 66,1° − 1,99° × Kp; entre 11 y 12 MLT, cerca del mediodía, es 70,1° − 1,25° × Kp. El borde avanza unos 2° hacia el ecuador por unidad de Kp durante la noche y menos durante el día.

La exposición combina suavemente las rectas horarias y rellena dos huecos de la tabla (02 a 04 MLT y 13 a 15 MLT) interpolando entre las horas vecinas. La muestra llega aproximadamente a Kp 6; las rectas para Kp 7, 8 y 9 son extrapolaciones. La tabla compara el modelo con las descripciones de NOAA: sus latitudes de visibilidad típica quedan entre el borde situado encima y el punto más lejano desde el que la cima roja apenas asomaría.

El ancho de la banda brillante es una aproximación propia, no un ajuste: unos 8° a medianoche en condiciones tranquilas, con 0,4° adicionales por unidad de Kp, y unos 7° cerca del mediodía. El brillo es máximo antes de medianoche y mínimo cerca del mediodía. La predicción auroral de 30 minutos de NOAA utiliza otro modelo, OVATION Prime, impulsado por mediciones del viento solar y no por Kp.

Tu latitud geomagnética

Como el óvalo está centrado en el polo geomagnético, la latitud geográfica orienta mal. Tromsø, a 69,7° N, está a unos 67,5° geomagnéticos. Fairbanks, a 64,8° N, está a unos 65,6°, porque Alaska queda del lado hacia el que se inclina el polo geomagnético. Seoul, a 37,6° N, está solo a unos 28,9°, porque Asia oriental queda al otro lado. Una ciudad europea o norteamericana con la misma latitud geográfica tendría mejores posibilidades.

Abre «Yo» y elige una ciudad, usa tu ubicación o introduce latitud y longitud. El dipolo IGRF permite calcular tu latitud geomagnética y dos valores Kp: aquel con el que el borde queda encima a medianoche magnética y aquel con el que parte de la luz roja podría superar tu horizonte. La lista «Ciudades» del libro hace lo mismo para 40 lugares, de Tromsø y Longyearbyen a Singapore. Lo que introduces no sale del dispositivo.

Ver una aurora desde lejos

No necesitas estar bajo el óvalo para verla. Una cortina a 100 km de altura se ve desde lejos, baja en el horizonte, como una cordillera distante. La curvatura terrestre impone un límite. Para un resplandor a altura h, el punto del suelo más lejano desde el que apenas toca el horizonte está a un ángulo θ sobre la superficie, con cos θ = R / (R + h), donde R es el radio terrestre, 6371 km. Para 110 km son unos 10,6° de latitud, aproximadamente 1200 km. Para 400 km son unos 19,8°.

Por eso importa la cima roja lejos del óvalo. En una gran tormenta, el óvalo avanza hacia el ecuador y la capa roja sube, hasta 475 km en este modelo con Kp 9. Desde una ciudad a 20° de distancia, las cortinas verdes quedan bajo el horizonte, pero el rojo apenas lo supera.

En la práctica hace falta más que geometría: montañas, bruma, luces urbanas y la debilidad del resplandor junto al horizonte dificultan observarlo. Por eso los límites típicos de NOAA quedan bastante más hacia el polo que el límite geométrico de la tabla.

Corea y la tormenta de mayo de 2024

El 10 de mayo de 2024 varias eyecciones de masa coronal alcanzaron la Tierra y desencadenaron una tormenta G5, la primera desde 2003. NASA la describió como la tormenta solar más fuerte que llegó a la Tierra en 20 años y citó auroras hasta 26° de latitud magnética. Aquí, con Kp 9, la cima roja apenas superaría el horizonte hasta 27,2°, cerca de esa observación.

El Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI) informó de las observaciones coreanas. La cámara de cielo completo de su sistema TIMOS en el Observatorio Bohyunsan, con filtro rojo de 630,0 nm, registró luz roja al norte. Los telescopios de gran campo de KASI en Mongolia y Estados Unidos también fotografiaron aurora roja. En la madrugada del 12 de mayo, aficionados del Yongin Children’s Observatory la fotografiaron desde Hwacheon, en Gangwon. KASI recordó que la cámara de Bohyunsan ya había captado aurora roja el 30 de octubre de 2003, durante las tormentas de Halloween. Sus investigadores describieron después grandes cambios ionosféricos sobre Corea durante la misma tormenta: por la noche aumentó el contenido electrónico total y hubo fuerte centelleo; al día siguiente cayó más de un 70% por debajo de lo normal.

La visita te sitúa en Seoul con Kp 9 cerca de medianoche magnética. Solo aparece un resplandor rojo delgado sobre las crestas del norte, reflejado en el lago. Eso es aproximadamente lo esperable desde Corea y requiere una de las mayores tormentas del ciclo solar.

Una noche: arcos, expansión y manchas

NOAA describe una noche típica. Al anochecer aparecen arcos de horizonte a horizonte. Más tarde, cerca de medianoche, se retuercen y oscilan como cortinas al viento. Pueden expandirse de pronto hasta llenar el cielo, moverse rápido y brillar mucho: es el máximo de una subtormenta auroral. De madrugada las formas se vuelven nubosas y esas manchas difusas suelen parpadear durante horas.

Syun-Ichi Akasofu describió la secuencia en 1964 mediante películas de cámaras de cielo completo y la llamó subtormenta auroral. Se libera energía de la cola magnética y la expansión suele comenzar cerca de medianoche magnética. Las manchas pulsantes de la mañana proceden de electrones dispersados fuera de la magnetosfera por ondas llamadas coro. Nishimura y sus colegas mostraron en 2010 que manchas y ondas se activan y desactivan juntas.

Aquí el ciclo se repite en el lado nocturno con Kp 3 o más: un aumento lento del brillo durante unos 40 segundos, una expansión de unos 20 segundos con rayos más rápidos y una banda que se ensancha hacia el polo, y una recuperación. Entre 03 y 09 de hora local magnética las cortinas dan paso a manchas intermitentes.

El magnetómetro y la cámara de cielo completo

Durante la expansión fluye a unos 100 km de altura una corriente eléctrica intensa, el electrochorro hacia el oeste, a lo largo de la aurora. El magnetómetro terrestre registra una caída de la componente norte del campo. El panel del observatorio dibuja los últimos 60 segundos de ese registro. Con Kp 4 o 5 cae varios cientos de nanoteslas, frente a un campo terrestre total de unos 50 000 nT. Kp se construye con registros similares de observatorios más alejados de los polos.

Al lado hay una cámara de cielo completo: un ojo de pez bajo una cúpula de vidrio que fotografía de horizonte a horizonte en una imagen. El norte queda arriba y el este a la izquierda porque miramos hacia el cielo. La pantalla muestra el mismo cielo que te rodea, proyectado como ojo de pez.

Noche polar y sol de medianoche

Al norte del círculo polar ártico, el Sol permanece bajo el horizonte todo el día durante parte del invierno. La exposición calcula su posición con las ecuaciones solares de NOAA y cuenta un día como noche polar si el centro solar permanece más de 0,833° por debajo del horizonte a mediodía. Ese ángulo incluye la refracción atmosférica y el radio solar. Para Tromsø resultan 48 días, del 29 de noviembre al 15 de enero. Para Longyearbyen, en Svalbard, son 111 días.

En el propio círculo no hay noche polar. En Rovaniemi, junto a la línea, el borde superior del Sol todavía aparece el día más corto, porque el aire eleva su imagen aproximadamente medio grado. Hace falta una latitud algo más al norte.

La oscuridad permite ver la aurora. En verano, el sol de medianoche impide observarla en latitudes aurorales. La exposición la atenúa cuando el Sol se acerca al horizonte y, durante el crepúsculo, ilumina las cimas de los rayos altos: los iones de nitrógeno expuestos al Sol brillan de violeta. Por eso algunas fotos muestran cimas púrpuras sobre cortinas verdes.

Ojo y cámara

Las fotos suelen parecer más brillantes y coloridas que el cielo observado. La infografía de NASA lo dice: las auroras no suelen verse así de brillantes a simple vista, pero las cámaras registran con detalle incluso las tenues. Una cámara suma luz mientras el obturador sigue abierto, durante dos, diez o treinta segundos. El ojo no puede. Con poca luz utiliza bastones que no distinguen colores; una aurora tenue puede parecer una nube gris hasta que aumenta su brillo.

El obturador funciona de dos maneras. En la vista en directo ajusta el brillo aparente como una pantalla de cámara. Al pulsar «Hacer foto», se dibujan los fotogramas de la exposición, con la aurora moviéndose entre ellos, y se suman. A 1/30 s la foto es oscura. A 10 s las cortinas brillan y se suavizan. A 30 s las partes rápidas se difuminan y la nieve queda sobreexpuesta. Elige «Ojo» para aproximarte a la visión humana: las zonas tenues pierden color.

Aurora austral

El óvalo austral rodea el polo geomagnético sur, sobre el océano Austral y la Antártida. La mayoría de las líneas que terminan en el óvalo boreal terminan también en el austral, por lo que una tormenta ilumina ambos. No son imágenes especulares exactas. Laundal y Østgaard fotografiaron ambos simultáneamente con dos satélites y observaron que uno puede brillar más, según la estación y la dirección del campo del viento solar.

Corea tiene dos estaciones antárticas. La Estación King Sejong, a 62,2° S en King George Island, está a unos 53° de latitud geomagnética y ve auroras al sur durante tormentas. La Estación Jang Bogo, a 74,6° S en el lado del mar de Ross, está a unos 77° geomagnéticos, cerca del borde polar del óvalo. Elígelas en «Lugar» y mira al sur.

STEVE, dunas y otras formas nuevas

En 2016 observadores canadienses fotografiaron una cinta malva estrecha de este a oeste, al sur de la aurora habitual, y la llamaron Steve. Los satélites detectaron debajo un flujo muy rápido de plasma caliente, sin la precipitación electrónica que produce una aurora corriente. Los científicos formaron el acrónimo inverso Strong Thermal Emission Velocity Enhancement. Gallardo-Lacourt y sus colegas propusieron que la luz procede de la atmósfera superior calentada y no es una aurora. NASA recomienda buscar STEVE entre 5 y 10 grados más cerca del ecuador que la aurora normal: es un arco muy estrecho de este a oeste, puede durar de 20 minutos a una hora y a veces lo acompañan rayas verdes cortas llamadas empalizada.

En 2020 científicos ciudadanos e investigadores finlandeses describieron las dunas: rayas verdes paralelas a unos 100 km, como ondulaciones de arena, moldeadas por ondas atmosféricas a esa altura.

La exposición produce STEVE después de una subtormenta nocturna con Kp 5 o más, unos 2,3° hacia el ecuador desde el borde del óvalo. En las tormentas mayores aparece debajo la empalizada.

¿Se puede oír la aurora?

Desde hace mucho, habitantes del norte relatan chasquidos, siseos o palmadas durante auroras intensas. Silverman y Tuan revisaron los testimonios en 1973. Sigue siendo una cuestión debatida. El sonido de 100 km de altura llegaría demasiado débil y con minutos de retraso; cualquier sonido real tendría que producirse cerca del suelo. Algunos investigadores lo relacionan con efectos eléctricos en la atmósfera inferior durante perturbaciones geomagnéticas. El hallazgo del bosque reproduce un sonido parecido a los descritos, una ilustración y no una grabación.

El ciclo de 11 años

La actividad solar sube y baja durante unos 11 años y se sigue contando las manchas solares. El 15 de octubre de 2024 NASA, NOAA y el panel internacional de predicción del ciclo solar anunciaron que el Sol había alcanzado el período máximo del ciclo 25, que podía continuar aproximadamente un año. La mayor fulguración del ciclo hasta entonces, una X9.0, había ocurrido el 3 de octubre de 2024. Las grandes tormentas son más probables alrededor del máximo, aunque también pueden darse en otros años.

La referencia extrema sigue siendo la tormenta de septiembre de 1859, llamada evento Carrington por el astrónomo que observó la fulguración. Se informó de auroras en latitudes bajas de todo el mundo. Cliver y Dietrich la usaron para discutir los límites de la meteorología espacial extrema.

Auroras en otros planetas

Cualquier planeta con atmósfera y campo magnético puede tener auroras. Hubble fotografía las de Júpiter en ultravioleta. ESA indica que cubren áreas mayores que toda la Tierra, son cientos de veces más energéticas y nunca cesan. Júpiter tiene una fuente que falta en la Tierra: su luna volcánica Io expulsa partículas cargadas y las líneas de campo que llegan desde ella dejan una huella brillante cerca del óvalo principal. Juno ha fotografiado esas huellas de cerca.

La aurora de Saturno también es principalmente ultravioleta, porque las atmósferas de los gigantes son sobre todo hidrógeno. Hubble observó su aurora boreal durante siete meses en 2017 y encontró dos máximos de brillo, al amanecer y justo antes de medianoche. Marte no tiene campo magnético global ni óvalo. MAVEN de NASA encontró aurora difusa sobre gran parte del planeta después de una tormenta solar.

El control «Planeta en el espacio» muestra Júpiter, Saturno y Marte con auroras en falso color, y la Tierra al lado de cada uno a la misma escala.

Cómo se dibuja el cielo

Un único programa de sombreado calcula el cielo para cada píxel a media resolución y lo extiende por la pantalla; estrellas y Luna se añaden a resolución completa. Para cada píxel sigue el rayo visual por la atmósfera sobre una Tierra curva. Toma hasta 64 alturas entre 82 km y la cima roja, más juntas cerca de la base, donde las cortinas son más nítidas. A cada altura localiza el rayo midiendo a lo largo del arco y hacia el polo magnético, y consulta allí el patrón de cortinas.

Las cortinas siguen un campo que no es vertical. Para un dipolo, la inclinación I a latitud geomagnética λ cumple tan I = 2 tan λ. A los 67,5° de Tromsø resulta una inclinación de unos 78°: una línea que sube de 100 km a 300 km avanza unos 40 km hacia el ecuador. El patrón se desplaza esa distancia en cada altura y los rayos se inclinan juntos. Desde justo debajo, parecen converger en el cenit magnético, unos 12° hacia el ecuador desde el cenit verdadero en Tromsø: es la corona.

Las cortinas finas vistas de lado son más estrechas que la separación entre muestras de altura. Por eso se ensancha cada lámina hasta cubrir esa separación y se reduce proporcionalmente su brillo, conservando la luz total sin destellos. El hielo toma la misma imagen para el reflejo cuando esa dirección aparece en pantalla; si no, la calcula de nuevo con menos pasos.

Nubes, Luna y luces del pueblo

Las nubes están a unos 2,5 km, muy por debajo de la aurora, y la ocultan por completo donde son densas. Desde abajo suelen brillar débilmente de verde, iluminadas por la aurora. «Nubes» añade una capa que se desplaza y comienza a nevar ligeramente cuando cubre más de la mitad del cielo.

La fase lunar se controla y la posición se deriva de la del Sol para esa fase: una Luna llena queda alta en la noche invernal y un creciente cerca del Sol. Una Luna brillante ilumina nieve y cielo y oculta las auroras más tenues. El pueblo añade algo de luz cálida cerca del horizonte.

Diferencias entre el modelo y la realidad

• El borde sigue el ajuste DMSP del límite de la aurora difusa. Los arcos discretos brillantes pueden estar en cualquier punto de la banda; aquí se sitúa uno ligeramente hacia el polo cuando estás bajo el óvalo y, en caso contrario, cerca del lado que mira hacia ti.
• El ancho es aproximado y el ajuste más allá de Kp 6 es una extrapolación. En grandes tormentas reales el óvalo puede avanzar más hacia el ecuador que lo indicado por las rectas.
• Aquí Kp lo determina todo. Las auroras reales responden directamente a la velocidad, densidad y campo magnético del viento solar, minuto a minuto; dos tormentas con el mismo Kp pueden verse distintas.
• La latitud geomagnética procede de un dipolo inclinado. Las coordenadas reales corregidas pueden diferir un grado o más en algunos lugares, especialmente en el Atlántico sur.
• Las capas emisoras son curvas suaves ajustadas a alturas publicadas, no un cálculo completo de depósito energético y química. El brillo es relativo y no se expresa en kilorayleighs.
• Las cortinas son un patrón de láminas plegadas y rayos que derivan. Sus formas se inventan para parecerse a fotografías; sus alturas, colores, inclinación y posición siguen el modelo.
• El paisaje no cambia al desplazarte entre lugares. Solo cambian el cielo, el Sol, la Luna y las estrellas.
• La posición lunar sigue al Sol por la eclíptica según la fase elegida; no es una efeméride lunar completa.

Desplazarte por el valle

Camina con WASD o las flechas, o haz clic en el suelo. En un teléfono usa el círculo inferior izquierdo o toca el suelo. Arrastra para mirar; puedes mirar verticalmente hacia arriba. Los botones inferiores derechos alternan paseo, carrera, trineo, dron a 45 m y vista espacial. Las teclas 1 a 5 hacen lo mismo. M abre el mapa, T los retos, B el libro, F los hallazgos y P el modo foto.

A la torre se llega por las escaleras de su lado sur. El trineo corre más por la pista discontinua alrededor del lago. En el espacio arrastra para girar el planeta y usa la rueda para acercarte.

La visita guiada

La visita tiene 14 pasos. Empieza con la expansión sobre el lago, muestra los colores por altura, crea una aurora roja, empuja el óvalo al sur de Tromsø, te coloca bajo una corona, refleja el cielo en el hielo, visita el observatorio, compara ojo y cámara, encuentra noche polar, observa desde Seoul con Kp 9, pasa por la Estación King Sejong y Svalbard a mediodía y termina en el espacio con la Tierra y Júpiter.

Retos y hallazgos ocultos

Hay 11 retos. Algunos son preguntas resueltas por el modelo, como el Kp necesario en Seoul. Otros exigen producir el fenómeno: aurora roja, noche polar, foto de 10 segundos, corona, subtormenta en el magnetómetro o aurora a mediodía. «Preparar» te lleva a un buen punto inicial sin resolver nada.

El libro tiene 44 entradas: colores, formas y fenómenos, cielo y cámara, vistas espaciales y lugares donde has visto la aurora. Hay 18 hallazgos por el valle; siete son tarjetas que corrigen ideas y empiezan con «En realidad». El progreso se guarda en este dispositivo.