Viento solar: propiedades globales
Enviado por jose antonio valencia aricapa • 25 de Octubre de 2016 • Apuntes • 1.283 Palabras (6 Páginas) • 251 Visitas
Viento solar: propiedades globales
El problema más fundamental en la investigación del sistema solar aún no está resuelto: Como puede el sol con una temperatura superficial de solo 5800K se calienta su atmósfera a más de un millón K? De hecho, la atmósfera solar es tan caliente que ni siquiera la enorme gravedad del sol puede contenerlo. Parte de esto está continuamente evaporando en el espacio interplanetario: EL VIENTO SOLAR. Como un plasma altamente ionizado magnetizado esto domina un enorme volumen alrededor del Sol que llaman la eliosfera. Sólo mucho más allá los planetas exteriores son una transición en el gas interestelar que fluye por nuestra Galaxia esperó ocurrir.
Sobre las raras ocasiones de eclipses solares, cada observador esta atontado por el alto grado de estructura en la entonces CORONA destapada. No es asombroso que el viento solar que emerge desde allí es similar no homogéneo y cree una complicada forma tridimensional de la heliosfera de plasma. Las interacciones entre las corrientes de flujo de salida de velocidades diferentes y fenómenos transitorios causan algunas complicaciones. Así, el viento solar como nosotros lo vemos, la órbita de la tierra es caracterizada por una enorme variabilidad en todas estas propiedades básicas. Es esta gran variabilidad que permite al viento solar tener un impacto sorprendentemente alto sobre la tierra. ¡Algunos efectos aún lo hacen debajo de la tierra!
El viento solar demuestra ser un enlace clave ente la atmosfera solar y la tierra, Aunque la energía transferida por el viento solar es minúscula comparada con la luz solar y estas energías envuelven en la atmosfera de la tierra, el viento solar es capaz de dar pinchazos a el sistema de la tierra y eventualmente reaccione de un modo altamente no lineal.
En este artículo las características principales del viento solar en el contexto con estas fuentes en la corona estarán presentes. La siguiente sección primero describe las propiedades básicas del viento solar como observado en la situación relativamente simple alrededor del mínimo de actividad solar. Después la corona y la eliosfera interna son discutidos del todo en 3D. El destino de la estructura de la corriente como se desarrolla con la creciente distancia desde el sol entonces es tratado. Finalmente resumimos el conocimiento de los diferentes tipos de viento solar, que se termina con la admisión que ninguno de ellos realmente es explicado aún.
El viento solar en 1 AU
Propiedades básicas
La existencia del viento solar fue teóricamente modelado por E Parker en 1958 y experimentalmente verificado en 1962. Desde entonces, ha sido observado en todas partes de la heliosfera como cerca de los 0.29 AU y alrededor de (por el momento) 70AU del sol, principalmente en el plano eclíptico, pero también sobre los polos solares. Algunos parámetros típicos como la medida de la órbita de la tierra (por ejemplo a una de distancia de 1 AU del sol) están dados en la tabla 1.
La velocidad del flujo del viento solar es por lo general mucho más alta que el sonido local y que la velocidad del Alfven, y típico Mach números alrededor de 10. Esto implica que la presión dinámica del plasma es mucho más alta que la presión del campo magnético y la presión térmica. Esto también significa que el campo magnético es congelado en la expansión del flujo. Las líneas de campo pueden ser consideradas como “líneas de corriente” del flujo. Generalmente mantienen su identidad en su camino a través de toda la heliosfera ya que, debido a la ausencia de colisiones en el plasma tenue, las partículas pueden salir de sus líneas de campo originales. Todas las partículas se mueven, en promedio, radialmente lejos del sol. Por lo tanto, las líneas de corriente interconectando partículas que surgen de la misma fuente en la rotación del Sol se curvan como espirales de Arquímedes. Las curvas son determinadas por la velocidad de flujo y la distancia desde el sol. El angulo medio ente las líneas de corriente y la dirección radial del Sol a 1 AU es aproximadamente 45º. Al aumentar la distancia al Sol la espiral de Parker termina más y más: Desde la órbita de Júpiter en la dirección del campo magnético local, puede ser considerado casi perpendicular al flujo del viento solar. En realidad, el plasma se sigue moviendo radialmente, en analogía con la aguja en las ranuras de un antiguo registro.
...