Viento soleado

El viento solar  es una corriente de partículas ionizadas (principalmente plasma de helio-hidrógeno ), que fluye desde la corona solar a una velocidad de 300-1200 km/s hacia el espacio exterior circundante. Es uno de los componentes principales del medio interplanetario .

Una variedad de fenómenos naturales están asociados con el viento solar, incluidos los fenómenos meteorológicos espaciales como las tormentas magnéticas y las auroras .

En relación a otras estrellas se utiliza el término viento estelar , por lo que en relación al viento solar se puede decir "viento estelar del Sol ".

Los conceptos de "viento solar" (una corriente de partículas ionizadas que vuelan del Sol a la Tierra en 2-3 días) y "luz solar" (una corriente de fotones que vuelan del Sol a la Tierra en un promedio de 8 minutos y 17 segundos) no debe confundirse [ 1 ] ) . En particular, es el efecto de presión de la luz solar (en lugar del viento) lo que se utiliza en los diseños de las llamadas velas solares . Un motor para una nave espacial que utiliza el impulso de los iones del viento solar como fuente de empuje se llama vela eléctrica .

Historia

La existencia de un flujo constante de partículas que vuelan desde el Sol fue sugerida por primera vez por el astrónomo británico Richard Carrington . En 1859, Carrington y Richard Hodgson observaron de forma independiente lo que más tarde se llamó una llamarada solar . Al día siguiente, ocurrió una tormenta geomagnética y Carrington sugirió una conexión entre los fenómenos. Más tarde, George Fitzgerald sugirió que la materia es acelerada periódicamente por el Sol y llega a la Tierra en pocos días [2] .

En 1916, el explorador noruego Christian Birkeland escribió: "Desde un punto de vista físico, lo más probable es que los rayos del sol no sean ni positivos ni negativos, sino ambos". En otras palabras, el viento solar se compone de electrones negativos e iones positivos [3] .

Tres años más tarde, en 1919, Frederick LindemannTambién sugirió que las partículas de ambas cargas, protones y electrones , provienen del Sol [4] .

En la década de 1930, los científicos determinaron que la temperatura de la corona solar debe alcanzar un millón de grados, ya que la corona permanece lo suficientemente brillante a una gran distancia del Sol, que es claramente visible durante los eclipses solares. Observaciones espectroscópicas posteriores confirmaron esta conclusión. A mediados de la década de 1950, el matemático y astrónomo británico Sidney Chapman determinó las propiedades de los gases a estas temperaturas. Resultó que el gas se convierte en un excelente conductor de calor y debería disiparlo en el espacio más allá de la órbita terrestre. Al mismo tiempo, el científico alemán Ludwig Biermann se interesó en el hecho de que las colas de los cometas siempre apuntan en dirección opuesta al Sol. Biermann sugirió que el Sol emite un flujo constante de partículas que presurizan el gas que rodea al cometa, formando una larga cola [5] .

En 1955, los astrofísicos soviéticos S. K. Vsekhsvyatsky , G. M. Nikolsky, E. A. Ponomarev y V. I. Cherednichenko demostraron [6] que una corona extendida pierde energía por la radiación y puede estar en un estado de equilibrio hidrodinámico solo bajo la distribución de poderosas fuentes internas de energía. En todos los demás casos, debe haber un flujo de materia y energía. Este proceso sirve como base física para un fenómeno importante: la "corona dinámica". La magnitud del flujo de materia se estimó a partir de las siguientes consideraciones: si la corona estuviera en equilibrio hidrostático, entonces las alturas de una atmósfera homogénea para el hidrógeno y el hierro estarían relacionadas como 56/1, es decir , no deberían observarse iones de hierro. en la corona lejana. Pero no lo es. El hierro brilla en toda la corona, con FeXIV observado en capas más altas que FeX , aunque la temperatura cinética es más baja allí. La fuerza que mantiene los iones en un estado "suspendido" puede ser el impulso transmitido durante las colisiones por el flujo ascendente de protones a los iones de hierro. A partir de la condición de equilibrio de estas fuerzas, es fácil encontrar el flujo de protones. Resultó ser el mismo que se deducía de la teoría hidrodinámica, que posteriormente fue confirmado por mediciones directas. Para 1955, este fue un logro significativo, pero nadie creía en la "corona dinámica".

Tres años más tarde, Eugene Parker concluyó que el flujo caliente del Sol en el modelo de Chapman y la corriente de partículas que arrastran las colas de los cometas en la hipótesis de Biermann son dos manifestaciones del mismo fenómeno, al que llamó "viento solar" [7] [8 ] . Parker demostró que, aunque la corona solar es fuertemente atraída por el Sol, es tan buena conductora del calor que permanece caliente a largas distancias. Dado que su atracción se debilita con la distancia del Sol, comienza un flujo supersónico de materia hacia el espacio interplanetario desde la corona superior. Además, Parker fue el primero en señalar que el fenómeno del debilitamiento de la gravedad tiene el mismo efecto sobre el flujo hidrodinámico que la tobera de Laval : produce una transición del flujo de la fase subsónica a la supersónica [9] .

La teoría de Parker ha sido muy criticada. Un artículo enviado en 1958 al Astrophysical Journal fue rechazado por dos revisores y solo gracias al editor, Subramanyan Chandrasekhar , llegó a las páginas de la revista.

Sin embargo, en enero de 1959, las primeras mediciones directas de las propiedades del viento solar ( Konstantin Gringauz , Instituto de Investigación de la Academia de Ciencias de la URSS ) fueron realizadas por la estación soviética " Luna-1 " [10] , utilizando un contador de centelleo . y un detector de ionización de gas instalado en él [11] . Tres años más tarde, las mismas mediciones fueron realizadas por la estadounidense Marcia Neugebauer utilizando datos de la estación Mariner-2 [12] .

Sin embargo, la aceleración del viento a altas velocidades aún no se entendía y no podía explicarse a partir de la teoría de Parker. Los primeros modelos numéricos del viento solar en la corona usando las ecuaciones de la magnetohidrodinámica fueron creados por Gerald Newman y Roger Kopp en 1971 [13] .

A fines de la década de 1990, el espectrómetro coronal ultravioleta del satélite SOHO realizó observaciones de regiones de origen de vientos solares rápidos en los polos solares. Resultó que la aceleración del viento es mucho mayor de lo esperado por la expansión puramente termodinámica. El modelo de Parker predijo que las velocidades del viento se vuelven supersónicas a 4 radios solares de la fotosfera , y las observaciones han demostrado que esta transición ocurre sustancialmente más abajo, aproximadamente a 1 radio solar, lo que confirma que existe un mecanismo adicional para acelerar el viento solar.

Propiedades del viento solar

Debido al viento solar, el Sol pierde alrededor de un millón de toneladas de materia cada segundo. El viento solar está compuesto principalmente de electrones , protones y núcleos de helio ( partículas alfa ); los núcleos de otros elementos y partículas no ionizadas (eléctricamente neutras) están contenidos en una cantidad muy pequeña.

Aunque el viento solar proviene de la capa exterior del Sol, no refleja la composición de los elementos de esta capa, ya que como resultado de procesos de diferenciación, la abundancia de algunos elementos aumenta y la de otros disminuye (efecto FIP).

La intensidad del viento solar depende de los cambios en la actividad solar y sus fuentes. Las observaciones a largo plazo en la órbita de la Tierra ( a unos 150 millones de km del Sol) han demostrado que el viento solar está estructurado y suele dividirse en tranquilo y perturbado (esporádico y recurrente). Las corrientes tranquilas, según la velocidad, se dividen en dos clases: lentas (unos 300-500 km/s cerca de la órbita terrestre) y rápidas (500-800 km/s cerca de la órbita terrestre). A veces, la región de la hoja de corriente heliosférica , que separa regiones de diferente polaridad del campo magnético interplanetario, se denomina viento estacionario y tiene propiedades cercanas a un viento lento.

Parámetros del viento solar
Parámetro valor promedio viento solar lento viento solar rapido
Densidad n, cm −3 8.8 11.9 3.9
Velocidad V, km/s 468 327 702
nV, cm – 2 s– 1 3.8⋅10 8 3.9⋅10 8 2.7⋅10 8
Ritmo. protones T p , K 7⋅10 4 3.4⋅10 4 2.3⋅10 5
Ritmo. electrones T e , K 1.4⋅10 5 1.3⋅10 5 1.0⋅10 5
T e / T p 1.9 4.4 0,45

Viento solar lento

El viento solar lento es generado por la parte "calma" de la corona solar (la región de los flujos coronales) durante su expansión dinámica de gas: a una temperatura de corona de aproximadamente 2⋅10 6 K, la corona no puede estar en equilibrio hidrostático . y esta expansión, bajo las condiciones de contorno existentes, debería afectar a las velocidades supersónicas . El calentamiento de la corona solar a tales temperaturas se produce debido a la naturaleza convectiva de la transferencia de calor en la fotosfera solar : el desarrollo de turbulencia convectiva en el plasma va acompañado de la generación de intensas ondas magnetosónicas; a su vez, al propagarse en el sentido de disminuir la densidad de la atmósfera solar, las ondas sonoras se transforman en ondas de choque; las ondas de choque son efectivamente absorbidas por la materia de la corona y la calientan hasta una temperatura de (1–3)⋅10 6 K.

Viento solar rápido

Las corrientes del viento solar rápido recurrente son emitidas por el Sol durante varios meses y tienen un período de retorno de 27 días (el período de rotación del Sol) cuando se observan desde la Tierra. Estas corrientes están asociadas con agujeros coronales  : regiones de la corona con una temperatura relativamente baja (aproximadamente 0.8⋅10 6 K), densidad de plasma reducida (solo una cuarta parte de la densidad de las regiones tranquilas de la corona) y un campo magnético radial con respecto al sol

Flujos perturbados

Los flujos perturbados incluyen manifestaciones interplanetarias de eyecciones de masa coronal (CME), así como regiones de compresión frente a CME rápidas y frente a flujos rápidos de agujeros coronales. En casi la mitad de los casos de observaciones de tales regiones de compresión, hay una onda de choque interplanetaria delante de ellas. Es en los flujos de viento solar perturbados que el campo magnético interplanetario puede desviarse del plano de la eclíptica y contener la componente sur del campo, lo que conduce a muchos fenómenos meteorológicos espaciales ( actividad geomagnética , incluidas las tormentas magnéticas ). Anteriormente se pensaba que las salidas esporádicas perturbadas eran causadas por erupciones solares , pero ahora se cree que las salidas esporádicas en el viento solar se deben a las CME. Al mismo tiempo, tanto las erupciones solares como las eyecciones coronales están asociadas con las mismas fuentes de energía en el Sol, y existe una relación estadística entre ellas.

De acuerdo con el tiempo de observación de varios tipos de viento solar a gran escala, las corrientes rápidas y lentas representan aproximadamente el 53 %: la hoja de corriente heliosférica 6 %, CME 22 %, regiones de compresión por delante de las CME rápidas 9 %, regiones de compresión por delante de las rápidas fluye desde agujeros coronales 10%, y la relación entre el tiempo de observación de diferentes tipos varía mucho en el ciclo de actividad solar [14] .

Fenómenos generados por el viento solar

Debido a la alta conductividad del plasma del viento solar, el campo magnético solar se congela en las corrientes de viento salientes y se observa en el medio interplanetario en forma de campo magnético interplanetario.

El viento solar forma el límite de la heliosfera , lo que impide la penetración de gas interestelar en el sistema solar. El campo magnético del viento solar atenúa significativamente los rayos cósmicos galácticos provenientes del exterior . Los aumentos locales en el campo magnético interplanetario conducen a disminuciones a corto plazo en los rayos cósmicos, las disminuciones de Forbush , mientras que las disminuciones a gran escala en el campo conducen a aumentos a largo plazo. Así, en 2009, durante el período de un mínimo prolongado de actividad solar, la intensidad de la radiación cerca de la Tierra aumentó un 19 % en relación con todos los máximos observados anteriormente [15] .

El viento solar genera en los planetas del sistema solar , que tienen un campo magnético , fenómenos como la magnetosfera , las auroras y los cinturones de radiación de los planetas.

En la cultura

"El viento solar" es un cuento de 1963 del aclamado escritor de ciencia ficción Arthur C. Clarke .

Véase también

Notas

  1. ↑ Desde la superficie del Sol - desde 8 min. 8,3 seg. en el perihelio hasta 8 min. 25 seg. en el afelio .
  2. ↑ Meyer-Vernet, Nicole. Fundamentos de los Vientos Solares. - Prensa de la Universidad de Cambridge , 2007. - ISBN 0-521-81420-0 .
  3. ↑ Kristian Birkeland, "¿Son los rayos solares corpusculares que penetran la atmósfera de la Tierra rayos negativos o positivos?" en Videnskapsselskapets Skrifter , I Mat-Naturv. Clase No.1, Christiania, 1916.
  4. ↑ Revista filosófica , serie 6, vol. 38, núm. 228, diciembre de 1919, 674 (sobre el viento solar)
  5. ↑ Ludwig Bierman. Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 1951. - vol. 29 . — Pág. 274 .
  6. ↑ Vsekhsvyatsky S. K., Nikolsky G. M., Ponomarev E. A., Cherednichenko V. I. Sobre el tema de la radiación corpuscular solar  // Astronomical Journal. - 1955. - T. 32 . - S. 165 .
  7. ↑ Christopher T. Russell. EL VIENTO SOLAR Y LA DINÁMICA MAGNETOSFÉRICA (enlace no disponible) . Instituto de Geofísica y Física Planetaria Universidad de California, Los Ángeles . Consultado el 7 de febrero de 2007. Archivado desde el original el 6 de marzo de 2008. 
  8. ↑ Cucaracha, John . Astrofísico reconocido por el descubrimiento del viento solar , National Geographic News (27 de agosto de 2003). Archivado desde el original el 29 de junio de 2006. Consultado el 13 de junio de 2006.
  9. ↑ Eugenio Parker. Dinámica de los campos magnéticos y de gas interplanetarios  (inglés)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1958. - Vol. 128 . — Pág. 664 . -doi : 10.1086/ 146579 . Archivado desde el original el 3 de junio de 2016.
  10. ↑ Luna1 . Centro Nacional de Datos de Ciencias Espaciales de la NASA . Consultado el 4 de agosto de 2007. Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011.
  11. ↑ (Ruso) 40th Anniversary of the Space Era in the Nuclear Physics Scientific Research Institute of the Moscow State University Archivado el 14 de septiembre de 2007 en Wayback Machine , contiene el gráfico que muestra la detección de partículas por Luna-1 a varias altitudes. 
  12. ↑ M. Neugebauer y C. W. Snyder. Experimento de plasma solar  (inglés)  // Ciencia. - 1962. - vol. 138 . - P. 1095-1097 .
  13. ↑ GW Pneuman y R. A. Kopp. Interacciones gas-campo magnético en la corona solar   // Física solar : diario. - 1971. - vol. 18 _ — Pág. 258 .
  14. ↑ Ermoláev Yu . - 2010. - T. 48 , N º 1 . - S. 3-32 .
  15. ↑ Los rayos cósmicos alcanzan su punto más alto en la era espacial . NASA (28 de septiembre de 2009). Consultado el 30 de septiembre de 2009. Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011.  (Inglés)

Literatura

Enlaces

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 Sol
Estructura Fotografía del Sol en la región ultravioleta del espectro, representada en "colores falsos". Obtenida por el Observatorio de Dinámica Solar.
Atmósfera

Estructura extendida

Fenómenos relacionados con el sol
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Clase espectral : G2