El viento solar es una corriente de partículas cargadas liberadas desde la capa atmosférica más externa del Sol, la 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 especies de partículas que se encuentran en el plasma solar: trazas de iones pesados y núcleos atómicos de elementos como carbono , nitrógeno , oxígeno , neón , magnesio , silicio , azufre y hierro . También hay trazas más raras de algunos otros núcleos e isótopos como fósforo , titanio , cromo y los isótopos de níquel 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 con el tiempo y con la latitud y longitud solares . 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 de250–750 km/s y es supersónica, [4] lo que significa que se mueve más rápido que la velocidad de las ondas magnetosónicas rápidas . El flujo del viento solar ya no es supersónico en el choque de terminación . Otros fenómenos relacionados incluyen la aurora (luces del norte y del sur), colas de cometas que siempre apuntan lejos del Sol y tormentas geomagnéticas que pueden cambiar la dirección de las líneas del campo magnético.
La existencia de partículas que fluyen hacia afuera 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 llamarada solar . Se trata de un aumento repentino y localizado del brillo en el 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, 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 totalmente aceptada, a pesar de que también había hecho una sugerencia similar en un discurso en la Royal Institution el año anterior, en el que había postulado que el material expulsado consistía en electrones, mientras que en su estudio del cometa Morehouse había supuesto que eran iones . [7]
La idea de que el material expulsado estaba compuesto tanto de iones como de 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 exhibiciones 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, es más probable que los rayos solares no sean exclusivamente rayos negativos ni positivos, sino de ambos tipos"; en otras palabras, el viento solar está compuesto tanto de electrones negativos como de iones positivos. [9] Tres años después, en 1919, el físico británico Frederick Lindemann también sugirió que el Sol expulsa partículas de ambas polaridades: protones y electrones. [10]
En 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 centígrados debido a la forma en que se extendía hacia el espacio (como se vio durante un eclipse solar total ). Trabajos espectroscópicos posteriores confirmaron que esta temperatura extraordinaria 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 la corona, al ser un excelente conductor del calor, debía extenderse mucho más allá del espacio, más allá de la órbita de la Tierra. También en la década de 1950, el astrónomo alemán Ludwig Biermann se interesó en el hecho de que la cola de un cometa siempre apunta en dirección opuesta al Sol, independientemente de la dirección en la que se desplace el cometa. Biermann postuló que esto sucede porque el Sol emite un flujo constante de partículas que empujan la cola del cometa. [11] El astrónomo alemán Paul Ahnert es reconocido (por Wilfried Schröder) como 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 emana 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 que él denominó "viento solar". [13] [14] En 1957, Parker demostró que, aunque la corona del Sol es fuertemente atraída por la gravedad solar, es tan buen conductor del calor que sigue siendo muy caliente a grandes distancias del Sol. A medida que la gravedad solar se debilita con el aumento de la distancia al 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 en el flujo hidrodinámico que una tobera de 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 . [16] [17]
En enero de 1959, la sonda soviética Luna 1 observó por primera vez directamente el viento solar y midió su fuerza, [18] [19] [20] 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 después, la geofísica estadounidense Marcia Neugebauer y sus colaboradores realizaron una medición similar utilizando la nave espacial Mariner 2. [21]
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 magnetohidrodinámicas en estado estacionario se resolvieron iterativamente comenzando con una configuración dipolar inicial. [22]
En 1990 se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde latitudes solares altas. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en el plano eclíptico del Sistema Solar o cerca de él . [23]
A finales de los años 1990, el instrumento Espectrómetro Coronal Ultravioleta (UVCS) a bordo de la nave espacial SOHO observó la región de aceleración del viento solar rápido que emana de los polos del Sol y descubrió que el viento se acelera mucho más rápido de lo que se puede explicar solo por la expansión termodinámica. El modelo de Parker predijo que el viento debería hacer la transición al flujo supersónico a una altitud de aproximadamente cuatro radios solares (aproximadamente 3.000.000 km) desde la fotosfera (superficie); pero la transición (o "punto sónico") ahora parece estar mucho más abajo, tal vez solo 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 entiende 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 . [24] [25]
Del 10 al 12 de mayo de 1999, las sondas espaciales Advanced Composition Explorer (ACE) y WIND de la NASA observaron una disminución del 98% de 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 fenómeno 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. [26]
La misión STEREO se lanzó en 2006 para estudiar las eyecciones de masa coronal y la corona solar, utilizando la estereoscopía de dos sistemas de imágenes muy separados. Cada nave espacial STEREO llevaba dos generadores de imágenes heliosféricas: cámaras de campo amplio de alta sensibilidad capaces de obtener imágenes del propio viento solar, mediante la dispersión de la luz solar por Thomson a partir 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 posición a 17.400 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; solo se mueve lateralmente para terminar bajando por la cola de la heliosfera, que es un objeto con forma de cometa", dijo el científico del proyecto Voyager, Edward Stone. [27] [28]
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 hacen que las partículas se calienten y aceleren como viento solar. 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, a los 91 años, estuvo presente para observar el lanzamiento. [29]
Si bien los primeros modelos del viento solar dependían principalmente de la energía térmica para acelerar el material, en la década de 1960 quedó claro que la aceleración térmica por sí sola no podía 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. [30]
La corona del Sol , o capa externa 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 interna tienen un rango y distribución de velocidades descritos por una distribución maxwelliana . La velocidad media de estas partículas es de aproximadamente145 km/s , que está muy por debajo de la velocidad de escape solar de618 km/s . Sin embargo, algunas de las partículas alcanzan energías suficientes para alcanzar la velocidad terminal de400 km/s , lo que les permite alimentar el viento solar. A la misma temperatura, los electrones, debido a su masa mucho menor, alcanzan la velocidad de escape y generan un campo eléctrico que acelera aún más los iones alejándolos del Sol. [31]
El número total de partículas transportadas desde el Sol por el viento solar es de aproximadamente1,3 × 10 36 por segundo. [32] Por lo tanto, la pérdida total de masa cada año es de aproximadamente(2–3) × 10 −14 masas solares , [33] o alrededor de 1,3–1,9 millones de toneladas por segundo. Esto equivale a perder una masa igual a la de la Tierra cada 150 millones de años. [34] Sin embargo, desde la formación del Sol, solo se ha perdido alrededor del 0,01% de su masa inicial a través del viento solar. [6] Otras estrellas tienen vientos estelares mucho más fuertes que dan como resultado tasas de pérdida de masa significativamente más altas.
En marzo de 2023, las observaciones solares en el ultravioleta extremo han demostrado que la reconexión magnética a pequeña escala podría ser un impulsor del viento solar en forma de un enjambre de nanollamaradas en forma de una actividad de chorro omnipresente, también conocida como jetlets, que produce corrientes de plasma caliente y ondas de Alfvén de corta duración en la base de la corona solar. Esta actividad también podría estar relacionada con el fenómeno de retroceso magnético del viento solar. [35] [36]
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 viento solar lento 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 viento solar rápido tiene una velocidad típica de750 km/s , una temperatura de 800 MK [ cita requerida ] y casi coincide con la composición de la fotosfera del Sol . [37] El viento solar lento es dos veces más denso y de naturaleza más variable que el viento solar rápido. [32] [38]
El viento solar lento parece tener su origen en una región alrededor del cinturón ecuatorial del Sol, conocida como el "cinturón de serpentinas", donde las serpentinas coronales se producen por el flujo magnético abierto a la heliosfera que cubre bucles magnéticos cerrados. Las estructuras coronales exactas involucradas en la formación del viento solar lento y el método por el cual se libera el material aún están en debate. [39] [40] [41] Las observaciones del Sol entre 1996 y 2001 mostraron que la emisión del viento solar lento ocurrió en latitudes de hasta 30-35° durante el mínimo solar (el período de menor actividad solar), 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 viento solar lento. [1]
El rápido viento solar se origina en los agujeros coronales , [42] que son regiones con forma de embudo de líneas de campo abiertas en el campo magnético del Sol . [43] 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 a los estrechos cuellos de los embudos coronales, que se encuentran a solo 20.000 km por encima de la fotosfera. El plasma se libera en el embudo cuando estas líneas de campo magnético se reconectan. [44]
Cerca de la órbita de la Tierra, a 1 unidad astronómica (UA), el plasma fluye a velocidades que van desde 250 a 750 km/s con una densidad que varía entre 3 y 10 partículas por centímetro cúbico y una temperatura que varía entre 10 4 y 10 6 Kelvin . [45]
En promedio, la densidad del plasma disminuye con el cuadrado de la distancia al Sol, ver Sección 4.2, [46] mientras que la velocidad disminuye y se estabiliza en 1 UA, ver Figura 5. [46]
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 . [47]
En1 UA , el viento ejerce una presión típicamente en el rango de1–6 nPa ((1–6) × 10 −9 N/m 2 ), [48] aunque puede variar fácilmente fuera de ese rango.
La presión de ariete es una función de la velocidad y la 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. [49]
Tanto el viento solar rápido como el lento pueden verse interrumpidos por grandes y veloces estallidos de plasma llamados 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 causan ondas de choque en el plasma delgado de la heliosfera, lanzando ondas electromagnéticas y acelerando partículas (principalmente protones y electrones ) para formar lluvias de radiación ionizante que preceden a la CME. [50]
Cuando una eyección de masa coronal impacta la magnetosfera de la Tierra, deforma temporalmente el campo magnético de la Tierra , modifica la dirección de las agujas de las brújulas e induce grandes corrientes eléctricas en la Tierra misma; esto se denomina tormenta geomagnética y es un fenómeno global. Los impactos de eyecciones de masa coronal pueden inducir una reconexión magnética en la cola magnética de la Tierra (el lado de medianoche de la magnetosfera); esto lanza protones y electrones hacia abajo, hacia la atmósfera de la Tierra, donde forman la aurora .
Las eyecciones de masa coronal 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 según 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 que se desplazarían más directamente y corrientes de movimiento lento que envolverían 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 corrotativas turbulentas que dan lugar a movimientos de ondas y partículas aceleradas, y que afectan a la magnetosfera de la Tierra de la misma manera que las eyecciones de masa coronal, pero de forma más suave.
Las eyecciones de masa coronal 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 eyección). [51] La vaina y la eyección tienen un impacto muy diferente en la magnetosfera de la Tierra y en varios fenómenos meteorológicos espaciales , como el comportamiento de los cinturones de radiación de Van Allen . [52]
Los cambios bruscos de dirección son inversiones repentinas en el campo magnético del viento solar. [53] También se pueden describir como perturbaciones móviles en el viento solar que hicieron que el campo magnético se doblara sobre sí mismo. Fueron observados por primera vez por la misión Ulysses de la NASA-ESA , la primera nave espacial en sobrevolar los polos del Sol . [54] [55] La sonda solar Parker observó los primeros cambios bruscos en 2018. [54]
A lo largo de la vida del Sol, la interacción de sus capas superficiales con el viento solar que escapa ha disminuido significativamente su tasa de rotación superficial. [56] Se considera que el viento es responsable de las colas de los cometas, junto con la radiación del Sol. [57] El viento solar contribuye a las fluctuaciones en las ondas de radio celestiales observadas en la Tierra, a través de un efecto llamado centelleo interplanetario . [58]
Cuando el viento solar se cruza 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 una forma aproximada de hemisferio en el lado que mira hacia el Sol, luego se extiende en una estela larga 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. [31]
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 e interferencias de radio pueden variar en factores de cientos a miles; y la forma y ubicación de la magnetopausa y la onda de choque en arco aguas arriba de ella pueden cambiar en varios radios terrestres, exponiendo los satélites geoestacionarios al viento solar directo. Estos fenómenos se denominan colectivamente clima espacial .
Un nuevo estudio de la misión Cluster de la Agencia Espacial Europea ha demostrado que el viento solar puede penetrar en la magnetosfera con mayor facilidad de lo que se creía hasta ahora. Un grupo de científicos ha observado directamente la existencia de ciertas ondas en el viento solar que no se esperaban. Un estudio reciente muestra que estas ondas permiten que las partículas cargadas del viento solar penetren en la magnetopausa, lo que sugiere que la burbuja magnética funciona más como un filtro que como una barrera continua. Este último descubrimiento se ha producido gracias a la peculiar disposición de las cuatro naves espaciales Cluster, idénticas entre sí, que vuelan en una configuración controlada a través del espacio cercano a la Tierra. A medida que pasan de la magnetosfera al espacio interplanetario y de vuelta, la flota proporciona una visión tridimensional excepcional de los fenómenos que conectan el Sol con la Tierra.
La investigación caracterizó las variaciones en la formación del campo magnético interplanetario (IMF), en gran medida influenciadas por la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz (que ocurre en la interfaz de dos fluidos) como resultado de las diferencias en el espesor y otras numerosas características de la capa límite. Los expertos creen que esta fue la primera ocasión en que se había mostrado la aparición de ondas de Kelvin-Helmholtz en la magnetopausa en una orientación descendente del IMF en latitudes altas. Estas ondas se están viendo en lugares imprevistos bajo condiciones de viento solar que anteriormente se creían indeseables para su generación. Estos descubrimientos muestran cómo la magnetosfera de la Tierra puede ser penetrada por partículas solares bajo circunstancias específicas del IMF. 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 bastante común, y posiblemente constante, para la entrada del viento solar en las magnetosferas terrestres bajo varias orientaciones del IMF. [59]
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 erosión atmosférica causada por el viento solar.
Venus , el planeta más cercano y similar a la Tierra, tiene una atmósfera 100 veces más densa y un campo geomagnético escaso o nulo. Las sondas espaciales descubrieron una cola similar a la de un cometa que se extiende hasta la órbita de la Tierra. [60]
La Tierra está protegida del viento solar por su campo magnético , que desvía la mayoría de las partículas cargadas; sin embargo, algunas de ellas quedan atrapadas en el cinturón de radiación de Van Allen . Un número menor de partículas del viento solar consiguen viajar, como si se tratara de una línea de transmisión de energía electromagnética, hasta la atmósfera superior y la ionosfera de la Tierra , en las zonas aurorales. El viento solar solo se puede observar en la Tierra cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como las auroras y las tormentas geomagnéticas . Las auroras brillantes calientan intensamente 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 en el interior de la magnetosfera es lo suficientemente grande como para inflar y, por lo tanto, distorsionar el campo geomagnético.
Aunque Marte es más grande que Mercurio y está cuatro veces más lejos del Sol, se cree que el viento solar ha despojado hasta un tercio de su atmósfera original, dejando una capa 1/100 de la densidad de la Tierra. Se cree que el mecanismo de este despojo atmosférico es el gas atrapado en burbujas del campo magnético, que son arrancadas por el viento solar. [61] En 2015, la misión de la NASA Atmósfera de Marte y Evolución Volátil ( MAVEN ) midió la tasa de despojo atmosférico causado por el campo magnético transportado por el viento solar a medida que fluye más allá de Marte, que genera un campo eléctrico, de forma similar a como se puede usar una turbina en la Tierra para generar electricidad. Este campo eléctrico acelera átomos de gas cargados eléctricamente, llamados iones, en la atmósfera superior de Marte y los lanza al espacio. [62] La misión MAVEN midió la tasa de despojo atmosférico en aproximadamente 100 gramos (≈1/4 lb) por segundo. [63]
Mercurio , el planeta más cercano al Sol, soporta todo el peso del viento solar y, como su atmósfera es vestigial y transitoria, su superficie está bañada por radiación.
Mercurio tiene un campo magnético intrínseco, por lo que en condiciones normales de viento solar, este no puede penetrar su magnetosfera y las partículas solo alcanzan la superficie en las regiones de las cúspides. Sin embargo, durante las eyecciones de masa coronal, la magnetopausa puede ser presionada contra la superficie del planeta y, en estas condiciones, el viento solar puede interactuar libremente con la superficie planetaria.
La Luna de la Tierra no tiene atmósfera ni campo magnético intrínseco , y en consecuencia su superficie es bombardeada con todo el 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 devuelto para su estudio confirmó que el regolito lunar está enriquecido con núcleos atómicos depositados por el viento solar. Estos elementos pueden resultar recursos útiles para futuras colonias lunares . [64]
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. [65] [66]
Los investigadores no estaban seguros de dónde se encontraba exactamente la superficie crítica de Alfvén del Sol. Basándose en imágenes remotas de la corona, las estimaciones la habían situado en algún lugar entre 10 y 20 radios solares desde la superficie del Sol. El 28 de abril de 2021, durante su octavo sobrevuelo del Sol, la sonda solar Parker de la NASA encontró las condiciones magnéticas y de partículas específicas a 18,8 radios solares que indicaban que había penetrado la superficie de Alfvén. [67]
El viento solar "hace estallar una burbuja" en el medio interestelar (el gas de hidrógeno y helio enrarecido que permea la galaxia). El punto en el que la fuerza del viento solar ya no es lo suficientemente grande como para empujar el medio interestelar se conoce como heliopausa y a menudo se considera que es 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 fuera de la órbita de Plutón . Los científicos esperan obtener una perspectiva de la heliopausa a partir de los datos adquiridos a través de la misión Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lanzada en octubre de 2008.
El final de la heliosfera se considera 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 gravitatoria del Sol es igualada por otras estrellas. [68] La extensión máxima de esa influencia se ha estimado entre 50.000 UA y 2 años luz, en comparación con el borde de la heliopausa (el borde exterior de la heliosfera), que se ha detectado que termina a unas 120 UA por la nave espacial Voyager 1. [69]
La nave espacial Voyager 2 cruzó la zona de choque de terminación más de cinco veces entre el 30 de agosto y el 10 de diciembre de 2007. [70] La Voyager 2 cruzó la zona de choque aproximadamente una Tm más cerca del Sol que la distancia de 13,5 Tm donde la Voyager 1 se topó con la zona de choque de terminación. [71] [72] La nave espacial se movió hacia afuera a través de la zona de choque de terminación hacia la heliovaina y hacia el medio interestelar .
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S. Cuperman y N. Metzler, Papel de las fluctuaciones del campo magnético interplanetario en la conducción de calor en el viento solar. J. Geophys. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973.
S. Cuperman y N. Metzler. Astrophys. J., 182 (3), 961–975, 1973.
S. Cuperman y N. Metzler, Solución de ecuaciones de modelos de 3 fluidos con coeficientes de transporte anómalos para el viento solar silencioso. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975
S. Cuperman, N. Metzler y M. Spygelglass, Confirmación de soluciones numéricas conocidas para las ecuaciones del viento solar silencioso. Astrophys. J., 198 (3), 755–759, 1975.
S. Cuperman y N. Metzler, Magnitud relativa de las velocidades de flujo de partículas alfa y protones a 1 UA. Astrophysics. and Space Sci. 45 (2) 411–417,1976.
N. Metzler. Un modelo multifluido para vientos estelares. Actas del Simposio en memoria de L.D. de Feiter sobre el estudio de fenómenos interplanetarios itinerantes. 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. Astrophys. J., 222 (2), 689–695, 1978.
S. Cuperman y N. Metzler, Comentarios sobre la aceleración del viento solar He++3 y sus efectos en 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 el viento solar. Astrophys. J., 231 (3) 960–976, 1979.
Alexander, P. (1992), Historia de los estudios de expansión coronal solar, Eos Trans. AGU , 73(41), 433–438, doi:10.1029/91EO00319.
