Entorno interplanetario

Medio interplanetario : materia y campos que llenan el espacio dentro del sistema solar (sistema estelar) desde la corona solar (corona de la estrella) hasta los límites de la heliosfera , con la excepción de los planetas y cuerpos del sistema solar. El entorno interplanetario incluye principalmente el viento solar (el viento de la estrella central en el sistema estelar (viento estelar)), el campo magnético interplanetario, los rayos cósmicos (partículas cargadas de alta energía), el gas neutro, el polvo interplanetario y la radiación electromagnética [1] . El medio interplanetario juega un papel clave en la física solar-terrestre y su parte práctica: el clima espacial .

Viento solar

El viento solar (el viento de la estrella central en el sistema estelar (viento estelar)) es un plasma en expansión de la corona solar que llena toda la heliosfera. El viento solar está formado por electrones , protones , partículas alfa y otros iones de origen solar, así como iones atrapados formados a partir de la componente neutra como resultado de la interacción con la radiación. El viento solar es un sistema de no equilibrio con un alto nivel de turbulencia. Las estructuras a gran escala y los procesos dinámicos en la atmósfera solar se manifiestan en la existencia de varias estructuras a gran escala en el viento solar hasta distancias de varias unidades astronómicas, en las que los valores de los parámetros pueden diferir significativamente. Cerca del máximo del ciclo de actividad solar, los tipos de viento solar no estacionario pueden representar aproximadamente la mitad del tiempo de observación. A una distancia de 1 a. es decir, el flujo de protones del viento solar varía de a cm s , y la velocidad es de 300 a 1000 km/s, la temperatura promedio es K. A medida que aumenta la distancia R del Sol, el flujo de protones disminuye a medida que , la velocidad permanece casi constante, y las diferencias entre estructuras disminuyen. La interacción del viento solar con los planetas y cuerpos del sistema solar determina la posición y el estado de sus capas exteriores de plasma, el estado del clima espacial. $10^{8}$ $10^{{10}}$ ${\ estilo de visualización ^ {-2}}$ ${\ estilo de visualización ^ {-1}}$ $10^{5}$ ${\ estilo de visualización 1/R^{2}}$

Campo magnético interplanetario

El campo magnético de la corona solar se "congela" en el plasma y se lo lleva el viento solar, formando un campo magnético interplanetario (FMI). Intensidad del campo magnético por 1 a. e.varía de a Oe, el campo magnético máximo se registra en las eyecciones de masa coronal. La rotación del Sol hace que las líneas de campo del viento solar estacionario se retuerzan y adopten la forma de una espiral. Cerca del plano de la eclíptica se observa una lámina de corriente heliosférica (HCS), que separa campos de direcciones opuestas. El GCS tiene la forma de una ondulación, por lo que la nave espacial registra una estructura de sector, es decir, 2, 4 o (rara vez) 6 sectores por revolución del Sol, en el que el IMF tiene una dirección. El viento solar estacionario en heliolatitudes bajas no contiene un componente de campo magnético perceptible normal al plano de la eclíptica, por lo que no es geoefectivo, y todas las perturbaciones de la magnetosfera de la Tierra son causadas por tipos no estacionarios de viento solar. En las eyecciones de masa coronal, las líneas de campo están retorcidas y parecen un haz, uno o ambos extremos del cual están conectados al Sol. En las regiones de compresión por delante de un flujo de viento solar rápido o de una eyección de masa coronal, el campo magnético inicial se comprime y deforma por la interacción de varias estructuras de viento solar [2] . $10^{-5}$ $10^{-3}$

Rayos cósmicos

Los rayos cósmicos (partículas cargadas de alta energía) tienen varios tipos asociados con su origen. Los rayos cósmicos, a pesar de su alta energía, no afectan el estado local del plasma del viento solar y el campo magnético debido a su baja concentración; sin embargo, a gran escala, especialmente cerca de los límites de la heliosfera, donde la concentración del viento solar cae bruscamente. , los rayos cósmicos juegan un papel importante. Los rayos cósmicos solares se aceleran durante las fuertes erupciones solares o durante la propagación de ondas de choque en la corona y en el viento solar. En este caso, se forman protones con energías de varios cientos de MeV y electrones de varias decenas de KeV; en casos raros, se forman electrones relativistas con energías de varios MeV. La composición de los rayos cósmicos solares es similar a la de la corona solar. El número de eventos con rayos cósmicos solares aumenta fuertemente cerca del máximo del ciclo de actividad solar. Los rayos cósmicos galácticos nacen fuera de la heliosfera (durante la explosión de estrellas nuevas y supernovas). Son núcleos totalmente ionizados de varios elementos con una energía de -eV . Se dispersan por falta de homogeneidad del campo magnético interplanetario, y su flujo, en promedio, disminuye con la distancia desde los límites de la heliosfera. El flujo también depende del tiempo y disminuye tanto en escalas de alrededor de un día cuando una eyección de masa coronal atraviesa la heliosfera (depresión de Forbush) como en escalas de alrededor de un año (cerca del máximo del ciclo de actividad solar). Solo las partículas de energía más alta (con una energía de más de unos pocos cientos de MeV) alcanzan la órbita de la Tierra. También se observan rayos cósmicos anómalos que, a diferencia de los GCS ordinarios, son átomos ionizados de forma simple (raramente doble), su aparición está asociada con dos posibles mecanismos: (1) ionización de átomos neutros del medio interestelar y su aceleración en los límites del medio interestelar. heliosfera (interfaz heliosférica) y (2) destellos en estrellas pertenecientes a enanas rojas y amarillas. Cerca de los planetas (especialmente los planetas gigantes Júpiter y Saturno), se observan flujos menos intensos de partículas energéticas producidas en el arco de choque y dentro de la magnetosfera. La intensidad de estos flujos depende de las condiciones de los planetas ya menudo cambia con el período de rotación de los planetas. $10^{8}$ $10^{20}$

Componente neutro

La heliosfera se mueve a través de la nube interestelar local , que, según observaciones indirectas, es un medio parcialmente ionizado con una densidad de 0,2 cm y una temperatura de K. La componente neutra penetra libremente en la heliosfera y llega a la región cercana al Sol, donde la ionización efectiva comienza al interactuar con la radiación solar y la recarga al interactuar con el viento solar y los rayos cósmicos solares. Una parte insignificante de la componente neutra está asociada a la pérdida de átomos por parte de los planetas y otros cuerpos del sistema solar. ${\ estilo de visualización ^ {-3}}$ $10^{4}$

Componente de polvo

El componente polvoriento del medio interplanetario consiste principalmente en partículas de 1 nm a 100 μm, que tienen carga y forman un medio de plasma polvoriento (o plasma polvoriento). Las partículas más grandes se comportan como partículas de prueba y se denominan "partículas en un plasma". El componente de polvo llena toda la heliosfera de manera extremadamente desigual y se concentra principalmente cerca del Sol en la heliosfera interna y cerca del plano de la eclíptica, y su distribución depende en gran medida del tamaño de los granos de polvo, ya que su trayectoria está descrita por un equilibrio de diferentes fuerzas que depender significativamente del tamaño. El componente de polvo es la fuente de fenómenos como la corona F del Sol y la luz zodiacal . La principal fuente de polvo son los núcleos de los cometas y los asteroides, las partículas de polvo más pequeñas bajo la influencia del efecto Poynting-Robertson se acercan al Sol y adquieren una carga. Cerca del Sol, debido a la alta temperatura, el proceso de sublimación es importante.

Radiación electromagnética

El espacio interplanetario está lleno de radiación electromagnética, principalmente de origen solar. Esta radiación juega un papel importante en la formación de otros componentes del medio interplanetario y es una fuente de radiación secundaria, que sirve como fuente de datos experimentales sobre el medio interplanetario. Corrientes más débiles de ondas electromagnéticas generan los planetas del sistema solar, los límites de la heliosfera y otros objetos del Universo.

Notas

↑ Yu. I. Ermolaev, Interplanetary Environment // Gran Enciclopedia Rusa, ed. Yu. S. Osipova, M.: BRE, v. 19, 2012
↑ Campo magnético interplanetario | Vestishki.ru . Consultado el 24 de septiembre de 2011. Archivado desde el original el 18 de junio de 2013. (indefinido)

Literatura

Física solar y solar-terrestre. Diccionario ilustrado de términos, trad. de Inglés, M., 1980.
Entorno interplanetario / Burgin M. S. // Física espacial: pequeña enciclopedia / Consejo editorial: R. A. Sunyaev (ed. en jefe) y otros - 2.ª ed. - M .: Enciclopedia soviética , 1986. - S. 396-398. — 783 pág. — 70.000 copias.
Plasma Heliogeofísica / Ed. L. M. Zeleny, I. S. Veselovsky. En 2 vols M.: Fizmatlit, 2008. Vol. 1. 672 p.; T. 2. 560 págs.

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