Viento solar: origen, velocidad y efectos sobre la Tierra

Por Alexander Merz · Publicado el 13 de septiembre de 2026 · Datos verificados el 14 de septiembre de 2026

El Sol no solo brilla: también sopla. Desde su corona, a millones de grados, fluye hacia fuera sin interrupción una corriente de partículas que llena todo el sistema solar: el viento solar. Es tan tenue que, a su lado, cualquier laboratorio de vacío terrestre parece un banco de niebla, y aun así es lo bastante fuerte como para orientar las colas de los cometas, encender auroras boreales, perturbar redes eléctricas y arrancarle a Marte su atmósfera a lo largo de miles de millones de años.

Esta guía explica con calma qué es físicamente el viento solar, a qué velocidad viaja realmente, dónde está la diferencia con la tormenta solar, qué provoca en la Tierra y cómo puedes leer tú mismo sus valores actuales.

¿Qué es el viento solar? Definición y ficha técnica

El viento solar es un plasma: un gas cuyos átomos están separados en núcleos y electrones y que, por eso, conduce la electricidad. El Sol no puede retener ese plasma. En la corona, la capa más externa de su atmósfera, hay entre uno y tres millones de kelvin. A esas temperaturas las partículas se mueven tan rápido que, por encima de cierta altura, la gravedad del Sol ya no logra retenerlas. El resultado no es una explosión, sino una salida continua que nunca cesa: de día y de noche, desde hace miles de millones de años.

Importante para entenderlo: el viento solar no es «viento» en el sentido terrestre. No hay aire ni una presión que se note en la piel. A la altura de la Tierra, el plasma del viento solar es unas 10¹⁴ veces más tenue que el aire que estás respirando ahora mismo. Su efecto no procede de la masa, sino de que arrastra consigo un campo magnético y de que este interactúa con el campo magnético de la Tierra.

De qué está hecho el viento solar

El viento solar en cifras (a la altura de la Tierra)

¿Cómo se origina el viento solar?

El origen del viento solar es una cadena de cuatro pasos: la energía se genera en el núcleo, viaja hacia fuera, calienta de forma todavía enigmática la corona muy por encima de la temperatura de la superficie solar, y ese plasma sobrecalentado acaba escapando de la gravedad.

Paso 1: el transporte de energía dentro del Sol

En el núcleo del Sol el hidrógeno se fusiona en helio a unos 15 millones de kelvin. La energía que se libera, sin embargo, no tiene ninguna prisa. Primero atraviesa la zona radiativa, en la que los fotones son absorbidos y reemitidos en direcciones aleatorias una y otra vez. Según el modelo, ese camino aleatorio dura entre decenas de miles y varios cientos de miles de años. Solo en el 30 % exterior del radio solar toma el relevo la zona convectiva: allí el gas caliente asciende en celdas enormes, se enfría en la superficie y vuelve a descender, algo visible como granulación de la fotosfera.

Solo tras ese largo recorrido la energía abandona el Sol en forma de luz. Desde ahí ya solo necesita 8 minutos y 20 segundos para llegar a la Tierra. El viento solar, en cambio, es mil veces más lento: es materia, no radiación.

Paso 2: la corona sobrecalentada, el problema del calentamiento coronal

Aquí la cosa se vuelve extraña. La fotosfera, la «superficie» visible del Sol, está a unos 5.500 °C. Más afuera la temperatura baja primero en la cromosfera hasta unos 4.000 °C, y después se dispara en la corona hasta uno a tres millones de kelvin. Es decir: hacia fuera no hace más frío, sino dramáticamente más calor. Eso contradice la experiencia cotidiana ante cualquier hoguera y trae de cabeza a la física solar desde los años cuarenta.

Hoy se consideran mecanismos de calentamiento sobre todo dos procesos que probablemente se complementan: los nanofulguraciones —incontables episodios diminutos de reconexión en arcos magnéticos retorcidos— y las ondas de Alfvén, oscilaciones magnéticas que transportan energía desde la zona convectiva hacia arriba y la liberan allí. La sonda Parker Solar Probe demostró en 2021 que las estructuras magnéticas necesarias para ello proceden efectivamente de los llamados embudos magnéticos situados entre las celdas de supergranulación.

Paso 3: la huida de la gravedad

Como la corona está tan caliente, su presión de gas hacia fuera es mayor de lo que la gravedad del Sol puede compensar. Eso es exactamente lo que calculó Eugene Parker en 1958: una corona estática y en reposo es físicamente imposible; tiene que fluir hacia fuera y, además, acelerarse hasta velocidades supersónicas. Su trabajo fue rechazado entonces por los revisores y solo se publicó gracias a la intervención del editor Subrahmanyan Chandrasekhar. Cuatro años después, la sonda Mariner 2 confirmó el efecto.

Paso 4: la superficie de Alfvén, donde termina la atmósfera solar

Existe un límite físico nítido entre «atmósfera solar» y «viento solar»: la superficie de Alfvén. Por debajo de ella el campo magnético es lo bastante fuerte como para dirigir el plasma; las perturbaciones todavía pueden volver hacia el Sol. Por encima, el plasma fluye más rápido de lo que las ondas magnéticas pueden retroceder, y la conexión se rompe. El 28 de abril de 2021 la Parker Solar Probe atravesó ese límite por primera vez, a 18,8 radios solares (unos 13 millones de kilómetros del centro del Sol). Desde entonces puede decirse que el ser humano ha «tocado» el Sol.

¿A qué velocidad va el viento solar? Lento y rápido en comparación

El viento solar tiene dos variedades claramente distinguibles, y proceden de regiones distintas del Sol. Es más que un matiz: solo quien conoce ambas entiende por qué las previsiones de auroras funcionan a veces con precisión de un día y otras veces no funcionan en absoluto.

Agujeros coronales: las toberas del viento solar rápido

Un agujero coronal no es una abertura real, sino una zona en la que las líneas del campo magnético del Sol no regresan a la superficie, sino que se proyectan abiertas hacia el espacio. Allí el plasma puede salir sin obstáculos. En luz ultravioleta esas regiones se ven oscuras porque encierran menos material caliente: justamente las zonas negras de la imagen de arriba.

Como el Sol gira sobre sí mismo en unos 27 días (vistos desde la Tierra), el haz de un agujero coronal de larga vida barre la órbita terrestre como el dedo de luz de un faro. Por eso estas corrientes recurrentes de alta velocidad se pueden predecir sorprendentemente bien: lo que hace 27 días provocó una aurora puede volver a hacerlo. Si el viento rápido alcanza al más lento que va por delante, se forma una zona de compresión —una corotating interaction region— capaz de desencadenar tormentas geomagnéticas incluso sin ninguna erupción solar.

¿Cuánto tarda el viento solar en llegar a la Tierra?

El cálculo es sencillo: 149,6 millones de kilómetros divididos por la velocidad. Para valores típicos resulta:

En la práctica el aviso llega todavía más tarde: el viento solar no se mide hasta el punto de Lagrange L1, a unos 1,5 millones de kilómetros por delante de la Tierra. Entre esa medición y su llegada hasta nosotros quedan —según la velocidad— solo de 30 a 60 minutos. Para los casos duros no hay más tiempo de aviso.

Viento solar, tormenta solar, fulguración, CME: ¿cuál es la diferencia?

Estos cuatro términos se mezclan alegremente en las noticias. Designan, sin embargo, cosas completamente distintas, que se diferencian con claridad en velocidad, tiempo de aviso y efectos.

Dicho en corto: el viento solar está siempre ahí. Una fulguración es un destello, un CME es un proyectil. Y tormenta solar es lo que escriben los periodistas cuando un CME o una corriente rápida alcanza el campo magnético terrestre. Las fulguraciones y los CME se originan casi siempre sobre grandes manchas solares, donde se acumula energía magnética que se descarga de golpe.

La espiral de Parker: por qué el viento solar se enrolla

El viento solar fluye radialmente hacia fuera, en línea recta, alejándose del Sol. Pero el campo magnético que arrastra sigue anclado por su pie a la superficie solar. Y el Sol gira: en el ecuador, una vuelta en unos 25 días. El resultado es el mismo que en un aspersor giratorio: cada gota vuela en línea recta y, aun así, el chorro visible dibuja una espiral.

Esta espiral de Parker es la razón por la que el campo magnético interplanetario en la Tierra no apunta en dirección contraria al Sol, sino que forma un ángulo de unos 45 grados con la línea Sol-Tierra. En Júpiter la espiral ya está enrollada casi perpendicularmente. Consecuencia práctica: las partículas cargadas viajan a lo largo de las líneas de campo. Una erupción alcanza la Tierra magnéticamente bien cuando se produce en la parte occidental del disco solar: ahí arranca la espiral que llega hasta nosotros.

El viento solar alcanza la Tierra: magnetosfera, onda de choque y cola magnética

Cuando el viento solar llega a la Tierra no choca con la atmósfera, sino con el campo magnético terrestre. Como el plasma conduce la electricidad, no puede atravesar las líneas de campo: se acumula delante y es desviado alrededor de la Tierra. Así surge una burbuja protectora, la magnetosfera.

La magnetosfera es, por tanto, cualquier cosa menos esférica: en la cara diurna está aplastada y en la nocturna se estira formando una cola que llega más lejos que la órbita de la Luna. Que un evento de viento solar tenga efecto real depende menos de su velocidad que de la dirección de su campo magnético: si la componente norte-sur Bz apunta hacia el sur —es decir, en sentido contrario al campo terrestre—, los campos se acoplan y la energía entra en la magnetosfera. Un viento rápido con Bz positivo, en cambio, puede pasar de largo casi sin efecto.

Auroras boreales: el viento solar que se puede ver

Las partículas que caen hacia las regiones polares siguiendo las líneas de campo chocan allí, a entre 100 y 400 kilómetros de altura, con átomos de oxígeno y nitrógeno y los excitan hasta hacerlos brillar. El verde procede del oxígeno atómico a unos 100–200 km de altura; el raro rojo profundo, del oxígeno por encima de los 200 km; el violeta y el azul, del nitrógeno.

Hasta dónde se desplaza el óvalo auroral hacia el sur lo describe el índice Kp, de 0 a 9. En Alemania la cosa se pone interesante a partir de Kp 6 o 7. Todo lo práctico —aplicaciones de previsión, mejores horas, elección del lugar— está detallado en la guía auroras boreales en Alemania; y si quieres fotografiarlas, te ayuda Fotografiar auroras boreales: ajustes para móvil y cámara.

Qué le hace el viento solar a nuestra tecnología

En la superficie el viento solar es inofensivo para las personas: solo la atmósfera pesa diez toneladas por metro cuadrado sobre nosotros. Para la tecnología el balance es distinto:

• Redes eléctricas: los cambios rápidos del campo magnético terrestre inducen corrientes geomagnéticamente inducidas (GIC) en las líneas largas. Estas saturan los núcleos de los transformadores, que entonces se sobrecalientan.
• Satélites: la alta atmósfera se calienta y se expande, con lo que aumenta el rozamiento en las órbitas bajas. También lo sufren los satélites Starlink y la estación espacial ISS, cuya órbita hay que elevar entonces con más frecuencia.
• Navegación: una ionosfera perturbada retrasa las señales GPS de forma irregular; son posibles errores de posición de varios metros, un problema para la agricultura de precisión y la topografía.
• Radio: la onda corta en la cara diurna puede caer por completo durante minutos u horas (radio blackout), lo que afecta sobre todo a las rutas aéreas polares.
• Oleoductos: también en las tuberías largas circulan corrientes inducidas que aceleran la corrosión.

Lo serio que puede llegar a ser lo muestra un repaso a la historia de estos episodios:

Sin escudo protector: qué le hace el viento solar a Marte y a los cometas

Lo que ocurre cuando un planeta no tiene campo magnético global lo muestra Marte. Su dinamo se apagó hace unos cuatro mil millones de años. Desde entonces el viento solar incide directamente sobre la alta atmósfera y se la va llevando partícula a partícula. La sonda de la NASA MAVEN mide esa pérdida desde 2014: Marte sigue perdiendo hoy del orden de 100 gramos de atmósfera por segundo, y un múltiplo de esa cifra durante las tormentas solares. A lo largo de miles de millones de años eso suma lo que un día fue una envoltura de aire densa con agua líquida; hoy la presión atmosférica está por debajo del uno por ciento de la terrestre.

También los cometas hacen visible el viento solar. Un cometa activo muestra dos colas: la cola de polvo, blanquecina y amarillenta, sigue curvada la trayectoria porque la presión de radiación de la luz solo la empuja suavemente. La cola de iones o de plasma, azulada, apunta en cambio siempre exactamente en dirección opuesta al Sol, porque el viento solar arrastra directamente los gases ionizados. Justo esa observación puso sobre la pista a Ludwig Biermann en 1951: la presión de radiación de la luz por sí sola no podía explicar la aceleración observada; tenía que existir una corriente de partículas. Siete años antes de la teoría de Parker y once años antes de la primera medición.

Viento solar actual: valores del 1 de agosto de 2026

Los datos actuales del viento solar son públicos y se actualizan cada minuto; los miden las sondas DSCOVR y ACE en el punto de Lagrange L1. Un ejemplo de instantánea:

Para situarlo: el ciclo solar 25 superó su máximo en octubre de 2024, pero sigue siendo claramente más activo que el débil ciclo anterior. Un valor F10.7 de 147 sfu significa: abundantes regiones activas en el Sol; un viento solar tranquilo en un día concreto dice poco al respecto. Los próximos años, hasta alrededor de 2030, van camino del siguiente mínimo.

La heliosfera: dónde termina el viento solar

El viento solar no se detiene detrás de la Tierra. Infla una burbuja gigantesca en el medio interestelar: la heliosfera. Su límite está allí donde la presión del viento solar y la presión del gas entre las estrellas se equilibran. Dentro de esa burbuja vale que el viento solar ha desplazado al gas interestelar. Fuera empieza la Vía Láctea en sentido estricto.

Esa frontera la han medido exactamente dos objetos. Voyager 1 atravesó el choque de terminación en diciembre de 2004 a 94 UA y cruzó el 25 de agosto de 2012 a 121,6 UA la heliopausa. Voyager 2 la siguió el 5 de noviembre de 2018 a unas 119 UA, en una trayectoria completamente distinta y en otra fase del ciclo solar, y aun así casi a la misma distancia. Por qué la burbuja es tan simétrica sigue sin estar aclarado del todo.

Para hacerse una idea de las proporciones: incluso 122 UA no son nada a escala cósmica. La nube de Oort —el hogar de los cometas de periodo largo— no empieza hasta unas veinte veces más lejos. El viento solar termina, por tanto, mucho antes del verdadero borde del sistema solar.

La investigación del viento solar: de las colas de los cometas al roce con el Sol

El récord más extremo hasta la fecha lo tiene la Parker Solar Probe: el 24 de diciembre de 2024 pasó junto al Sol a solo 6,1 millones de kilómetros de la superficie, con 692.000 km/h, el objeto más rápido jamás construido. Su escudo térmico alcanzó entonces unos 980 °C, mientras los instrumentos situados detrás seguían trabajando a temperatura ambiente.

¿Se puede observar el viento solar?

Ver el viento solar directamente no se puede: es demasiado tenue y no brilla. Solo son visibles sus efectos y sus fuentes. Tres de ellos puedes observarlos tú mismo:

• Auroras boreales: el efecto más espectacular. En tormentas fuertes se ven hasta el sur de Alemania; todo lo demás, en la guía de auroras boreales.
• Manchas solares: las regiones de origen de las erupciones. Con un filtro solar seguro se ven con claridad incluso en un telescopio pequeño (guía de manchas solares).
• Colas de cometas: la cola de iones indica directamente la dirección del viento solar. Basta con unos prismáticos si hay un cometa brillante en el cielo.

Para observar el Sol con seguridad —y con él las regiones de las que proceden las fulguraciones y los CME— una lámina filtrante es la solución fiable más económica:

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Preguntas frecuentes sobre el viento solar

¿Es peligroso el viento solar para las personas?

En la superficie terrestre, no. El campo magnético de la Tierra desvía el viento solar y la atmósfera frena las pocas partículas que pasan. Ni siquiera en el evento Carrington de 1859 hubo daños por radiación. Fuera de esa protección la cosa cambia: los astronautas de una misión lunar o camino de Marte estarían en serio peligro durante un evento intenso de partículas; por eso los refugios contra la radiación son un tema central en toda planificación marciana tripulada. De forma indirecta, una tormenta extrema también puede ser peligrosa en la Tierra, pero por el fallo de las infraestructuras, no por la radiación.

¿Cuál es la diferencia entre viento solar y tormenta solar?

El viento solar es el estado permanente: sopla siempre, a entre 300 y 800 km/s. Una tormenta solar es un evento, normalmente una eyección de masa coronal que se estrella como nube de plasma densa y rápida contra el campo magnético terrestre y desencadena allí una tormenta geomagnética. En imagen: el viento solar es el río; la tormenta solar, la riada.

¿Qué es el viento solar explicado para niños?

El Sol está tan caliente que continuamente salen volando de él partículas diminutas, demasiado pequeñas para verlas. Recorren a toda velocidad todo el sistema solar y pasan también junto a la Tierra. Pero la Tierra tiene un escudo invisible: su campo magnético. Desvía las partículas a nuestro alrededor, igual que el pilar de un puente divide el agua de un río. Solo en el polo norte y en el polo sur se cuelan algunas partículas. Allí chocan contra el aire, y este empieza a brillar: eso son las auroras boreales.

¿Enfría el viento solar el núcleo del Sol?

No: es un error muy extendido que aparece a menudo como pregunta de concurso. El viento solar se origina en la corona, es decir, en la parte más externa, y no tiene nada que ver con el núcleo. Energéticamente apenas cuenta: su energía cinética equivale solo a una diezmillonésima de la potencia de radiación del Sol. Y el núcleo está tan bien aislado térmicamente por la zona radiativa que la energía tarda decenas de miles de años en llegar desde allí a la superficie. El núcleo no lo enfría nada: se regula a sí mismo mediante el equilibrio entre gravedad y tasa de fusión.

¿A qué velocidad va exactamente el viento solar?

A la altura de la Tierra, típicamente entre 300 y 500 km/s (viento solar lento) y entre 600 y 800 km/s (viento solar rápido procedente de agujeros coronales). La media está en torno a 400 km/s, es decir, unos 1,4 millones de km/h. En eyecciones de masa coronal extremas se han medido más de 3.000 km/s. Para comparar: un avión de pasajeros alcanza 0,25 km/s.

¿Por qué la corona está más caliente que la superficie del Sol?

Es el llamado problema del calentamiento coronal y todavía no está resuelto del todo. Como mecanismos principales se consideran las nanofulguraciones —miríadas de diminutos cortocircuitos magnéticos— y las ondas de Alfvén, que transportan energía hacia arriba desde la zona convectiva. Es importante tener en cuenta que la corona está a millones de grados, pero es extremadamente tenue. Apenas contiene energía térmica: una partícula allí es muy rápida, pero casi no hay partículas.

¿Cuántos días tarda el viento solar en llegar a la Tierra?

A 400 km/s, unos 4 días y 8 horas; con viento rápido de 700 km/s, unos 2,5 días. Una eyección de masa coronal muy rápida puede cubrir el trayecto en 14 a 20 horas. La luz de esa misma erupción, en cambio, llega a los 8 minutos y 20 segundos; por eso la fulguración se ve siempre mucho antes que la tormenta.

¿Pierde el Sol mucha masa por el viento solar?

Alrededor de un millón de toneladas por segundo, es decir, unos 32 billones de toneladas al año. Suena enorme, pero frente a una masa solar de 2 · 10³⁰ kilogramos es insignificante: en cinco mil millones de años se pierde así solo un 0,01 por ciento. Bastante más masa pierde el Sol por la propia fusión nuclear: allí se convierten en energía unos cuatro millones de toneladas de materia por segundo.

¿Qué es la heliosfera y hasta dónde llega?

La heliosfera es la burbuja que el viento solar ha soplado en el gas interestelar. Su límite, la heliopausa, se sitúa según las mediciones de las dos sondas Voyager en torno a 119 a 122 unidades astronómicas, unos 18.000 millones de kilómetros. Dentro de esa burbuja domina el viento solar; fuera, el medio entre las estrellas.

¿Puedo ver el viento solar con un telescopio?

El viento solar en sí, no: es invisible. Solo son visibles sus fuentes y sus efectos: manchas solares y protuberancias con un filtro seguro, estructuras coronales durante un eclipse solar total, la cola de iones de un cometa y, por supuesto, las auroras boreales. Los valores numéricos los proporcionan satélites situados en el punto L1, cuyos datos puede consultar cualquiera libremente.

¿Cómo se sabe que el viento solar existe?

El primer indicio llegó en 1951 de la mano de Ludwig Biermann a partir de la observación de colas de cometas: la cola de iones apunta siempre exactamente en dirección contraria al Sol y reacciona demasiado rápido como para que la presión de la luz por sí sola pueda explicarlo. Eugene Parker aportó en 1958 la teoría; las sondas soviéticas Lunik, en 1959, los primeros valores medidos; y Mariner 2, en 1962, la prueba definitiva. Hoy ACE y DSCOVR miden el viento solar sin interrupción las veinticuatro horas.