El viento solar es una corriente de partículas cargadas liberadas desde la atmósfera superior del Sol , llamada corona . Este plasma se compone principalmente de electrones , protones y partículas alfa con energía cinética entre0,5 y 10 keV . La composición del plasma del viento solar también incluye una mezcla de materiales que se encuentran en el plasma solar: trazas de iones pesados y núcleos atómicos de elementos como C, N, O, Ne, Mg, Si, S y Fe. También hay rastros más raros de algunos otros núcleos e isótopos como P, Ti, Cr y 58 Ni, 60 Ni y 62 Ni. [2] Superpuesto al plasma del viento solar está el campo magnético interplanetario . [3] El viento solar varía en densidad , temperatura y velocidad a lo largo del tiempo y a lo largo de la latitud y longitud solar. Sus partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía resultante de la alta temperatura de la corona, que a su vez es resultado del campo magnético coronal. El límite que separa la corona del viento solar se llama superficie de Alfvén .
A una distancia de más de unos pocos radios solares del Sol, el viento solar alcanza velocidades de 250 a 750 km / s y es supersónico, [4] lo que significa que se mueve más rápido que la velocidad de la rápida onda magnetosónica . El flujo del viento solar ya no es supersónico en el momento del choque terminal . Otros fenómenos relacionados incluyen la aurora (luces del norte y del sur), colas de cometas que siempre apuntan en dirección opuesta al Sol y tormentas geomagnéticas que pueden cambiar la dirección de las líneas del campo magnético.
La existencia de partículas que fluyen desde el Sol hacia la Tierra fue sugerida por primera vez por el astrónomo británico Richard C. Carrington . En 1859, Carrington y Richard Hodgson hicieron de forma independiente las primeras observaciones de lo que más tarde se llamaría una erupción solar . Se trata de un aumento repentino y localizado del brillo del disco solar, que ahora se sabe [5] que a menudo ocurre junto con una eyección episódica de material y flujo magnético de la atmósfera del Sol, conocida como eyección de masa coronal . Al día siguiente, se observó una poderosa tormenta geomagnética y Carrington sospechó que podría haber una conexión; La tormenta geomagnética ahora se atribuye a la llegada de la eyección de masa coronal al espacio cercano a la Tierra y su posterior interacción con la magnetosfera terrestre . El académico irlandés George FitzGerald sugirió más tarde que la materia se estaba acelerando regularmente alejándose del Sol y llegando a la Tierra después de varios días. [6]
En 1910, el astrofísico británico Arthur Eddington sugirió esencialmente la existencia del viento solar, sin nombrarlo, en una nota a pie de página de un artículo sobre el cometa Morehouse . [7] La propuesta de Eddington nunca fue plenamente aceptada, a pesar de que también había hecho una sugerencia similar en un discurso de la Royal Institution el año anterior, en el que había postulado que el material expulsado estaba formado por electrones, mientras que en su estudio del cometa Morehouse había Se supone que son iones . [7]
La idea de que el material expulsado estaba formado tanto por iones como por electrones fue sugerida por primera vez por el científico noruego Kristian Birkeland . [8] Sus estudios geomagnéticos mostraron que la actividad auroral era casi ininterrumpida. Como estas manifestaciones y otras actividades geomagnéticas eran producidas por partículas del Sol, concluyó que la Tierra estaba siendo bombardeada continuamente por "rayos de corpúsculos eléctricos emitidos por el Sol". [6] Propuso en 1916 que, "Desde un punto de vista físico, lo más probable es que los rayos solares no sean exclusivamente rayos negativos ni positivos, sino de ambos tipos"; en otras palabras, el viento solar está formado tanto por electrones negativos como por iones positivos. [9] Tres años más tarde, en 1919, el físico británico Frederick Lindemann también sugirió que el Sol expulsa partículas de ambas polaridades: tanto protones como electrones. [10]
Alrededor de la década de 1930, los científicos habían llegado a la conclusión de que la temperatura de la corona solar debía ser de un millón de grados Celsius debido a la forma en que se extendía hacia el espacio (como se ve durante un eclipse solar total ). Trabajos espectroscópicos posteriores confirmaron que esta extraordinaria temperatura era así. A mediados de la década de 1950, el matemático británico Sydney Chapman calculó las propiedades de un gas a esa temperatura y determinó que, al ser la corona un excelente conductor de calor, debe extenderse hacia el espacio, más allá de la órbita de la Tierra. También en los años 50 el astrónomo alemán Ludwig Biermann se interesó por el hecho de que la cola de un cometa siempre apunta en dirección opuesta al Sol, independientemente de la dirección en la que se mueva el cometa. Biermann postuló que esto sucede porque el Sol emite un flujo constante de partículas que empuja la cola del cometa. [11] Wilfried Schröder atribuye al astrónomo alemán Paul Ahnert el mérito de ser el primero en relacionar el viento solar con la dirección de la cola de un cometa basándose en observaciones del cometa Whipple-Fedke (1942g). [12]
El astrofísico estadounidense Eugene Parker se dio cuenta de que el calor que fluye del Sol en el modelo de Chapman, y la cola del cometa que se aleja del Sol en la hipótesis de Biermann, tenían que ser el resultado del mismo fenómeno al que denominó "viento solar". [13] [14] En 1957, Parker demostró que aunque la corona del Sol es fuertemente atraída por la gravedad solar, es un buen conductor del calor que todavía hace mucho calor a grandes distancias del Sol. A medida que la gravedad solar se debilita al aumentar la distancia del Sol, la atmósfera coronal exterior puede escapar supersónicamente al espacio interestelar. Parker también fue la primera persona en notar que la influencia debilitante de la gravedad del Sol tiene el mismo efecto sobre el flujo hidrodinámico que una boquilla de Laval , incitando una transición del flujo subsónico al supersónico. [15] Hubo una fuerte oposición a la hipótesis de Parker sobre el viento solar; el artículo que presentó a The Astrophysical Journal en 1958 [15] fue rechazado por dos revisores, antes de ser aceptado por el editor Subrahmanyan Chandrasekhar . [dieciséis]
En enero de 1959, la nave espacial soviética Luna 1 observó por primera vez directamente el viento solar y midió su fuerza, [17] [18] [19] utilizando trampas de iones hemisféricas. El descubrimiento, realizado por Konstantin Gringauz , fue verificado por Luna 2 , Luna 3 y las mediciones más distantes de Venera 1 . Tres años más tarde, la geofísica estadounidense Marcia Neugebauer y sus colaboradores realizaron una medición similar utilizando la nave espacial Mariner 2 . [20]
La primera simulación numérica del viento solar en la corona solar, incluyendo líneas de campo cerradas y abiertas , fue realizada por Pneuman y Kopp en 1971. Las ecuaciones de magnetohidrodinámica en estado estacionario se resolvieron de forma iterativa comenzando con una configuración dipolar inicial. [21]
En 1990, se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en el plano de la eclíptica del Sistema Solar o cerca de él . [22]
A finales de la década de 1990, el instrumento Espectrómetro Coronal Ultravioleta (UVCS) a bordo de la nave espacial SOHO observó la región de aceleración del rápido viento solar que emana de los polos del Sol y descubrió que el viento acelera mucho más rápido de lo que puede explicarse por la expansión termodinámica. solo. El modelo de Parker predijo que el viento debería pasar a un flujo supersónico a una altitud de aproximadamente cuatro radios solares (aproximadamente 3.000.000 km) de la fotosfera (superficie); pero la transición (o "punto sónico") ahora parece ser mucho más baja, quizás sólo un radio solar (aproximadamente 700.000 km) por encima de la fotosfera, lo que sugiere que algún mecanismo adicional acelera el viento solar alejándolo del Sol. La aceleración del viento rápido aún no se comprende y no se puede explicar completamente con la teoría de Parker. Sin embargo, la explicación gravitacional y electromagnética de esta aceleración se detalla en un artículo anterior del premio Nobel de Física de 1970 , Hannes Alfvén . [23] [24]
Del 10 al 12 de mayo de 1999, el Explorador de Composición Avanzada (ACE) de la NASA y la nave espacial WIND observaron una disminución del 98% en la densidad del viento solar. Esto permitió que los electrones energéticos del Sol fluyeran hacia la Tierra en haces estrechos conocidos como " strahl ", lo que provocó un evento de "lluvia polar" muy inusual, en el que apareció una aurora visible sobre el Polo Norte. Además, la magnetosfera de la Tierra aumentó entre 5 y 6 veces su tamaño normal. [25]
La misión STEREO se lanzó en 2006 para estudiar las eyecciones de masa coronal y la corona solar, utilizando estereoscopía de dos sistemas de imágenes muy separados. Cada nave espacial STEREO llevaba dos generadores de imágenes heliosféricas: cámaras de campo amplio altamente sensibles capaces de obtener imágenes del propio viento solar, mediante la dispersión Thomson de la luz solar a través de electrones libres. Las películas de STEREO revelaron el viento solar cerca de la eclíptica como un flujo turbulento a gran escala.
El 13 de diciembre de 2010, la Voyager 1 determinó que la velocidad del viento solar, en su ubicación a 17,4 mil millones de kilómetros de la Tierra, se había reducido a cero. "Hemos llegado al punto en que el viento del Sol, que hasta ahora siempre ha tenido un movimiento hacia afuera, ya no se mueve hacia afuera, sino que se mueve hacia un lado para terminar bajando por la cola de la heliosfera, lo que es un objeto con forma de cometa", afirmó el científico del proyecto Voyager, Edward Stone. [26] [27]
En 2018, la NASA lanzó la sonda solar Parker , llamada así en honor al astrofísico estadounidense Eugene Parker, en una misión para estudiar la estructura y dinámica de la corona solar, en un intento de comprender los mecanismos que provocan que las partículas se calienten y aceleren como la energía solar. viento. Durante su misión de siete años, la sonda realizará veinticuatro órbitas alrededor del Sol, adentrándose más en la corona con el perihelio de cada órbita , y finalmente pasando a 0,04 unidades astronómicas de la superficie del Sol. Es la primera nave espacial de la NASA que lleva el nombre de una persona viva, y Parker, de 91 años, estuvo presente para observar el lanzamiento. [28]
Si bien los primeros modelos del viento solar dependían principalmente de la energía térmica para acelerar el material, en la década de 1960 estaba claro que la aceleración térmica por sí sola no puede explicar la alta velocidad del viento solar. Se requiere un mecanismo de aceleración adicional desconocido y probablemente esté relacionado con los campos magnéticos en la atmósfera solar. [29]
La corona del Sol , o capa exterior extendida, es una región de plasma que se calienta a más de un megakelvin . Como resultado de las colisiones térmicas, las partículas dentro de la corona interior tienen un rango y distribución de velocidades descritos por una distribución de Maxwell . La velocidad media de estas partículas es aproximadamente145 km/s , que está muy por debajo de la velocidad de escape solar de618 kilómetros por segundo . Sin embargo, algunas de las partículas alcanzan energías suficientes para alcanzar la velocidad terminal de400 km/s , lo que les permite alimentarse del viento solar. A la misma temperatura, los electrones, debido a su masa mucho más pequeña, alcanzan una velocidad de escape y crean un campo eléctrico que acelera aún más los iones que se alejan del Sol. [30]
El número total de partículas arrastradas desde el Sol por el viento solar es de aproximadamente1,3 × 10 36 por segundo. [31] Por lo tanto, la pérdida total de masa cada año es de aproximadamente(2–3) × 10 −14 masas solares , [32] o alrededor de 1,3 a 1,9 millones de toneladas por segundo. Esto equivale a perder una masa igual a la de la Tierra cada 150 millones de años. [33] Sin embargo, desde la formación del Sol, sólo alrededor del 0,01% de su masa inicial se ha perdido a través del viento solar. [6] Otras estrellas tienen vientos estelares mucho más fuertes que resultan en tasas de pérdida de masa significativamente más altas.
En marzo de 2023, las observaciones del ultravioleta solar extremo han demostrado que la reconexión magnética a pequeña escala podría ser un impulsor del viento solar como un enjambre de nanollamaradas en forma de actividad omnipresente de chorros, también conocidos como jetlets, que producen corrientes de plasma caliente de corta duración y ondas de Alfvén en la base. de la corona solar. Esta actividad también podría estar relacionada con el fenómeno de retroceso magnético del viento solar. [34] [35]
Se observa que el viento solar existe en dos estados fundamentales, denominados viento solar lento y viento solar rápido, aunque sus diferencias se extienden mucho más allá de sus velocidades. En el espacio cercano a la Tierra, se observa que el lento viento solar tiene una velocidad de300–500 km/s , una temperatura de ~100 MK y una composición muy parecida a la de la corona . Por el contrario, el rápido viento solar tiene una velocidad típica de750 km/s , una temperatura de 800 MK y casi coincide con la composición de la fotosfera del Sol . [36] El viento solar lento es dos veces más denso y más variable por naturaleza que el viento solar rápido. [31] [37]
El lento viento solar parece originarse en una región alrededor del cinturón ecuatorial del Sol que se conoce como "cinturón de serpentinas", donde las serpentinas coronales se producen por un flujo magnético abierto a la heliosfera que cubre bucles magnéticos cerrados. Las estructuras coronales exactas involucradas en la lenta formación del viento solar y el método por el cual se libera el material aún están en debate. [38] [39] [40] Las observaciones del Sol entre 1996 y 2001 mostraron que la emisión del lento viento solar se produjo en latitudes de hasta 30 a 35° durante el mínimo solar (el período de menor actividad solar), y luego se expandió hacia los polos a medida que el ciclo solar se acercaba al máximo. En el máximo solar , los polos también emitían un lento viento solar. [1]
El rápido viento solar se origina en los agujeros coronales , [41] que son regiones en forma de embudo de líneas de campo abiertas en el campo magnético del Sol . [42] Estas líneas abiertas son particularmente frecuentes alrededor de los polos magnéticos del Sol. La fuente de plasma son pequeños campos magnéticos creados por células de convección en la atmósfera solar. Estos campos confinan el plasma y lo transportan hacia los estrechos cuellos de los embudos coronales, que se encuentran a sólo 20.000 km por encima de la fotosfera. El plasma se libera en el embudo cuando estas líneas del campo magnético se vuelven a conectar. [43]
Cerca de la órbita de la Tierra a 1 unidad astronómica (UA), el plasma fluye a velocidades que oscilan entre 250 y 750 km/s con una densidad que oscila entre 3 y 10 partículas por centímetro cúbico y una temperatura que oscila entre 10 4 y 10 6 Kelvin . [44]
En promedio, la densidad del plasma disminuye con el cuadrado de la distancia al Sol, consulte la Sección 4.2, [45] mientras que la velocidad disminuye y se aplana en 1 AU, consulte la Figura 5. [45]
Las Voyager 1 y Voyager 2 informaron una densidad de plasma n entre 0,001 y 0,005 partículas/cm 3 a distancias de 80 a 120 AU, aumentando rápidamente más allá de 120 AU en la heliopausa hasta entre 0,05 y 0,2 partículas/cm 3 . [46]
En1 AU , el viento ejerce una presión típicamente en el rango de1–6 nPa ((1–6) × 10 −9 N/m 2 ), [47] aunque puede variar fácilmente fuera de ese rango.
La presión del ariete es función de la velocidad y densidad del viento. La fórmula es
donde m p es la masa del protón , la presión P está en Pa (pascales), n es la densidad en partículas/cm 3 y V es la velocidad en km/s del viento solar. [48]
Tanto el viento solar rápido como el lento pueden verse interrumpidos por grandes explosiones de plasma de rápido movimiento llamadas eyecciones de masa coronal o CME. Las CME son causadas por una liberación de energía magnética en el Sol. Las CME a menudo se denominan "tormentas solares" o "tormentas espaciales" en los medios populares. A veces, pero no siempre, se asocian con erupciones solares , que son otra manifestación de la liberación de energía magnética en el Sol. Las CME provocan ondas de choque en el fino plasma de la heliosfera, lanzando ondas electromagnéticas y acelerando partículas (principalmente protones y electrones ) para formar lluvias de radiación ionizante que preceden a las CME. [49]
Cuando una CME impacta la magnetosfera de la Tierra, deforma temporalmente el campo magnético de la Tierra , cambiando la dirección de las agujas de la brújula e induciendo grandes corrientes eléctricas a tierra en la propia Tierra; Esto se llama tormenta geomagnética y es un fenómeno global. Los impactos de CME pueden inducir la reconexión magnética en la cola magnética de la Tierra (el lado de medianoche de la magnetosfera); esto lanza protones y electrones hacia la atmósfera terrestre, donde forman la aurora .
Las CME no son la única causa del clima espacial . Se sabe que diferentes zonas del Sol dan lugar a velocidades y densidades de viento ligeramente diferentes dependiendo de las condiciones locales. De forma aislada, cada una de estas diferentes corrientes de viento formaría una espiral con un ángulo ligeramente diferente, con corrientes de movimiento rápido saliendo más directamente y corrientes de movimiento lento envolviéndose más alrededor del Sol. Las corrientes de movimiento rápido tienden a adelantar a las corrientes más lentas que se originan al oeste de ellas en el Sol, formando regiones de interacción co-rotativas turbulentas que dan lugar a movimientos ondulatorios y partículas aceleradas, y que afectan la magnetosfera de la Tierra de la misma manera, pero más suavemente, que , CME.
Las CME tienen una estructura interna compleja, con una región altamente turbulenta de plasma caliente y comprimido (conocida como vaina) que precede a la llegada de una región de plasma relativamente fría y fuertemente magnetizada (conocida como nube magnética o material eyectado). [50] La vaina y la eyección tienen un impacto muy diferente en la magnetosfera de la Tierra y en diversos fenómenos meteorológicos espaciales , como el comportamiento de los cinturones de radiación de Van Allen . [51]
Los retrocesos magnéticos son inversiones repentinas en el campo magnético del viento solar. [52] También pueden describirse como perturbaciones en el viento solar que causaron que el campo magnético se doblara sobre sí mismo. Fueron observados por primera vez por la misión Ulysses de NASA-ESA , la primera nave espacial que sobrevoló los polos del Sol . [53] [54] Parker Solar Probe observó las primeras curvas en 2018. [53]
A lo largo de la vida del Sol, la interacción de sus capas superficiales con el viento solar que se escapa ha disminuido significativamente su velocidad de rotación superficial. [55] El viento se considera responsable de las colas de los cometas, junto con la radiación del Sol. [56] El viento solar contribuye a las fluctuaciones en las ondas de radio celestes observadas en la Tierra, a través de un efecto llamado centelleo interplanetario . [57]
Cuando el viento solar intersecta con un planeta que tiene un campo magnético bien desarrollado (como la Tierra, Júpiter o Saturno), las partículas son desviadas por la fuerza de Lorentz . Esta región, conocida como magnetosfera , hace que las partículas viajen alrededor del planeta en lugar de bombardear la atmósfera o la superficie. La magnetosfera tiene aproximadamente la forma de un hemisferio en el lado que mira al Sol y luego se extiende formando una larga estela en el lado opuesto. El límite de esta región se llama magnetopausa y algunas de las partículas pueden penetrar la magnetosfera a través de esta región mediante la reconexión parcial de las líneas del campo magnético. [30]
El viento solar es responsable de la forma general de la magnetosfera de la Tierra. Las fluctuaciones en su velocidad, densidad, dirección y campo magnético arrastrado afectan fuertemente el entorno espacial local de la Tierra. Por ejemplo, los niveles de radiación ionizante y de interferencias de radio pueden variar en factores de cientos a miles; y la forma y ubicación de la magnetopausa y la onda de choque del arco aguas arriba de ella pueden cambiar en varios radios de la Tierra, exponiendo los satélites geosincrónicos al viento solar directo. Estos fenómenos se denominan colectivamente clima espacial .
Desde la misión Cluster de la Agencia Espacial Europea ha surgido un nuevo estudio que propone que es más fácil para el viento solar infiltrarse en la magnetosfera de lo que se creía anteriormente. Un grupo de científicos observó directamente la existencia de determinadas ondas en el viento solar que no se esperaban. Un estudio reciente muestra que estas ondas permiten que las partículas cargadas de viento solar entrantes rompan la magnetopausa. Esto sugiere que la burbuja magnética se forma más como un filtro que como una barrera continua. Este último descubrimiento se produjo gracias a la disposición distintiva de las cuatro naves espaciales Cluster idénticas, que vuelan en una configuración controlada a través del espacio cercano a la Tierra. A medida que avanzan desde la magnetosfera hacia el espacio interplanetario y viceversa, la flota proporciona información tridimensional excepcional sobre los fenómenos que conectan el Sol con la Tierra.
La investigación caracterizó las variaciones en la formación del campo magnético interplanetario (FMI) influenciadas en gran medida por la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz (que ocurre en la interfaz de dos fluidos) como resultado de diferencias en el espesor y muchas otras características de la capa límite. Los expertos creen que esta fue la primera vez que la aparición de ondas de Kelvin-Helmholtz en la magnetopausa se mostró en latitudes altas con la orientación descendente del FMI. Estas ondas se están viendo en lugares imprevistos bajo condiciones de viento solar que antes se creían no deseadas para su generación. Estos descubrimientos muestran cómo las partículas solares pueden penetrar la magnetosfera de la Tierra en circunstancias específicas del FMI. Los hallazgos también son relevantes para los estudios de progresiones magnetosféricas alrededor de otros cuerpos planetarios. Este estudio sugiere que las ondas de Kelvin-Helmholtz pueden ser un instrumento algo común, y posiblemente constante, para la entrada del viento solar en las magnetosferas terrestres bajo diversas orientaciones del FMI. [58]
El viento solar afecta a otros rayos cósmicos entrantes que interactúan con las atmósferas planetarias. Además, los planetas con una magnetosfera débil o inexistente están sujetos a la destrucción de la atmósfera por el viento solar.
Venus , el planeta más cercano y similar a la Tierra, tiene una atmósfera 100 veces más densa, con poco o ningún campo geomagnético. Las sondas espaciales descubrieron una cola parecida a un cometa que se extiende hasta la órbita de la Tierra. [59]
La propia Tierra está en gran medida protegida del viento solar por su campo magnético , que desvía la mayoría de las partículas cargadas; sin embargo, algunas de las partículas cargadas quedan atrapadas en el cinturón de radiación de Van Allen . Un número menor de partículas del viento solar logran viajar, como a través de una línea de transmisión de energía electromagnética, a la atmósfera superior de la Tierra y a la ionosfera en las zonas aurorales. El único momento en que el viento solar es observable en la Tierra es cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como la aurora y las tormentas geomagnéticas . Las auroras brillantes calientan fuertemente la ionosfera, lo que hace que su plasma se expanda hacia la magnetosfera, aumentando el tamaño de la geosfera de plasma e inyectando materia atmosférica en el viento solar. Las tormentas geomagnéticas se producen cuando la presión de los plasmas contenidos dentro de la magnetosfera es lo suficientemente grande como para inflarse y distorsionar así el campo geomagnético.
Aunque Marte es más grande que Mercurio y cuatro veces más lejos del Sol, se cree que el viento solar ha destruido hasta un tercio de su atmósfera original, dejando una capa 1/100 tan densa como la de la Tierra. Se cree que el mecanismo de esta extracción atmosférica es el gas atrapado en burbujas del campo magnético, que son arrancadas por el viento solar. [60] En 2015, la misión Mars Atmosphere and Volatile Evolution ( MAVEN ) de la NASA midió la tasa de despojamiento atmosférico causado por el campo magnético transportado por el viento solar a medida que pasa por Marte, lo que genera un campo eléctrico, muy parecido a una turbina en la Tierra. se puede utilizar para generar electricidad. Este campo eléctrico acelera los átomos de gas cargados eléctricamente, llamados iones, en la atmósfera superior de Marte y los dispara al espacio. [61] La misión MAVEN midió la tasa de extracción atmosférica en aproximadamente 100 gramos (≈1/4 libra) por segundo. [62]
Mercurio , el planeta más cercano al Sol, soporta todo el peso del viento solar y, dado que su atmósfera es vestigial y transitoria, su superficie está bañada por radiación.
Mercurio tiene un campo magnético intrínseco, por lo que en condiciones normales del viento solar, el viento solar no puede penetrar su magnetosfera y las partículas sólo llegan a la superficie en las regiones de las cúspides. Sin embargo, durante las eyecciones de masa coronal, la magnetopausa puede quedar presionada contra la superficie del planeta y, en estas condiciones, el viento solar puede interactuar libremente con la superficie planetaria.
La Luna terrestre no tiene atmósfera ni campo magnético intrínseco , y en consecuencia su superficie es bombardeada con pleno viento solar. Las misiones del Proyecto Apolo desplegaron colectores pasivos de aluminio en un intento de tomar muestras del viento solar, y el suelo lunar regresado para su estudio confirmó que el regolito lunar está enriquecido en núcleos atómicos depositados por el viento solar. Estos elementos pueden resultar recursos útiles para futuras colonias lunares . [63]
La superficie de Alfvén es el límite que separa la corona del viento solar, definido como el lugar donde la velocidad de Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales. [64] [65]
Los investigadores no estaban seguros exactamente de dónde se encontraba la superficie crítica del Sol de Alfvén. Basándose en imágenes remotas de la corona, las estimaciones la sitúan entre 10 y 20 radios solares de la superficie del Sol. El 28 de abril de 2021, durante su octavo sobrevuelo al Sol, la sonda solar Parker de la NASA encontró condiciones magnéticas y de partículas específicas en 18,8 radios solares que indicaban que había penetrado en la superficie de Alfvén. [66]
El viento solar "sopla una burbuja" en el medio interestelar (el gas enrarecido de hidrógeno y helio que impregna la galaxia). El punto donde la fuerza del viento solar ya no es lo suficientemente grande como para hacer retroceder el medio interestelar se conoce como heliopausa y a menudo se considera el límite exterior del Sistema Solar. La distancia a la heliopausa no se conoce con precisión y probablemente depende de la velocidad actual del viento solar y de la densidad local del medio interestelar, pero está muy lejos de la órbita de Plutón . Los científicos esperan obtener una perspectiva de la heliopausa a partir de los datos adquiridos mediante la misión Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lanzada en octubre de 2008.
El fin de la heliosfera se señala como una de las formas que definen la extensión del Sistema Solar, junto con el cinturón de Kuiper , y finalmente el radio en el que la influencia gravitacional del Sol es igualada por otras estrellas. [67] La extensión máxima de esa influencia se ha estimado en entre 50.000 AU y 2 años luz, en comparación con el borde de la heliopausa (el borde exterior de la heliosfera), que la Voyager ha detectado que termina alrededor de 120 AU. 1 nave espacial. [68]
La nave espacial Voyager 2 cruzó el choque de terminación más de cinco veces entre el 30 de agosto y el 10 de diciembre de 2007. [69] La Voyager 2 cruzó el choque aproximadamente a una Tm más cerca del Sol que la distancia de 13,5 Tm a la que la Voyager 1 se topó con el choque de terminación. [70] [71] La nave espacial se movió hacia afuera a través del choque de terminación hacia la heliofunda y hacia el medio interestelar .
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .
El material fue copiado de esta fuente, que está disponible bajo Creative Commons Attribution 3.0.Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Fox, Karen C. (2012) "Un estudio de la NASA que utiliza cúmulos revela nuevos conocimientos sobre el viento solar" NASA.
S.Cuperman y N. Metzler, Papel de las fluctuaciones del campo magnético interplanetario en la conducción del calor en el viento solar.J.Geophys. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973.
S. Cuperman y N. Metzler. Astrofia. J., 182 (3), 961–975, 1973.
S. Cuperman y N. Metzler, Solución de ecuaciones del modelo de 3 fluidos con coeficientes de transporte anómalos para el viento solar silencioso. Astrophis.J., 196 (1) 205–219, 1975
S. Cuperman, N. Metzler y M. Spygelglass, Confirmación de soluciones numéricas conocidas para las ecuaciones silenciosas del viento solar. Astrofia. J., 198 (3), 755–759, 1975.
S.Cuperman y N. Metzler, Magnitud relativa de las velocidades de transmisión de partículas alfa y protones en 1 AU. Astrofia. y ciencia espacial. 45 (2) 411–417,1976.
N. Metzler. Un modelo multifluido para vientos estelares. Actas del Simposio en memoria de LDde Feiter sobre el estudio de los fenómenos interplanetarios viajeros. AFGL-TR-77-0309, Comando de Sistemas de la Fuerza Aérea, USAF, 1978.
N. Metzler y M. Dryer, Una solución autoconsistente del modelo de tres fluidos del viento solar. Astrofia. J., 222 (2), 689–695, 1978.
S. Cuperman y N. Metzler, Comentarios sobre los efectos de la aceleración del viento solar He++3 de las interacciones resonantes y no resonantes con ondas transversales. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139-2140 (1979)
N. Metzler, S. Cuperman, M. Dryer y P. Rosenau, Un modelo de dos fluidos dependiente del tiempo con conducción térmica para viento solar. Astrofia. J., 231 (3) 960–976, 1979.
