El Viento Solar

Origen del Viento Solar:

El Sol es una masiva bola, luminosa de gas. Está compuesto de hidrógeno alrededor del 90% (en número) y el 10% de helio con una pequeña fracción de elementos más pesados, como carbono, oxígeno y hierro. Dentro de una región de alrededor de 0,3 radios solares desde el centro del Sol, la temperatura y densidad son lo suficientemente altas (~ 10 ^ 7 K y 100 g / cm ^ 3) para promover la fusión de los protones en núcleos de helio. La energía liberada en este proceso se difunde hacia el exterior como "fuertes" rayos X, que se degradan en radiaciónes de larga longitudes de onda por la continua absorción y emisión de fotones por el gas que rodea el núcleo.

Por encima de una distancia de alrededor de 0,7 radios solares desde el centro, la difusión no es lo suficientemente rápida como para transportar la energía fuera del Sol entonces esta es llevada fuera por convección. A medida que el gas caliente se eleva, se hace menos denso hasta que finalmente es transparente, y la energía transportada se irradia hacia el espacio. La región donde se produce la radiación de energía es la fotosfera, que es considerado como la superficie visible del sol.

Sobre la fotosfera se encuentra una capa de gas transparente llamado de la cromosfera (del griego cromos significa color,). La cromosfera es mucho más tenue que la fotosfera que se puede ver sólo con la ayuda de un coronógrafo (un dispositivo que utiliza un disco que oculta la fotosfera) o durante un eclipse total de Sol cuando aparece como una franja rojiza poco más allá de la Luna.

Foto: imagen de rayos X del sol, mostrando la corona.

Crédito: [Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo] , que se utiliza con permiso.

Por encima de la cromosfera está la corona. Al igual que la cromosfera es visible sólo con un coronógrafo o durante un eclipse solar total. Se presenta como una estructura de color blanco perla, parte del cual se puede extender varios radios solares desde el borde del sol. La temperatura de la corona varía de 1 a 2x10 ^ 6 K, por lo que es un plasma fuertemente ionizado. A modo de ejemplo, las líneas espectrales del hierro han sido observadas con un máximo de 12 electrones eliminados, y los elementos más ligeros son totalmente ionizados. A pesar de las altas temperaturas de la corona, no es muy densa (algo como un "vacío en caliente" para los estándares terrestres) y un cuerpo negro colocado en el gas de la corona y protegido de la radiación solar, que irradiaría el calor absorbido por el gas a una temperatura de equilibrio en rango de 600 a 2000 K (300 a 1700 º. C), ya que la corona es ópticamente delgada.

La corona es una región altamente estructurada de plasma. Esta estructura viene impuesta por el campo magnético solar que se extiende desde la superficie solar hasta la corona. Dado que la corona es un plasma (es decir, una colección de núcleos cargados positivamente y electrones cargados negativamente), es un excelente conductor eléctrico. Como resultado de esta conductividad, el plasma coronal puede moverse a lo largo, pero no a través de líneas de campo magnético. Hay dos tipos de líneas de campo magnético, "cerradas" y "abiertas". Las líneas cerradas de campo están anclados en dos puntos en la fotosfera y se extienden hasta la corona como un circuito o un arco (una manifestación visible de estos bucles de campo magnético se puede ver en el movimiento de las prominencias solares). Las líneas de campo abiertas están anclados en un solo punto en la fotosfera y se extienden hacia el espacio interplanetario. Es precisamente en estas regiones de campo abierto que la corona puede expandirse en forma de viento solar.

Fuente de la imagen: [Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo] , p.117.

El viento solar en sí mismo:

A 1 UA, la velocidad media del viento solar es de unos 400 km / s. Esta velocidad no es constante. El viento solar puede alcanzar velocidades superiores a 900 km / s, y puede viajar tan lentamente como los 300 km / s. La densidad promedio del viento solar a 1 UA es de aproximadamente 7 protones / cm ^ 3, con grandes variaciones. El viento solar confina el campo magnético de la Tierra y gobierna los fenómenos como tormentas geomagnéticas y auroras. El viento solar confina los campos magnéticos de otros planetas también.

Cuando el viento solar se expande, su densidad disminuye inversamente del cuadrado de su distancia al sol. A una cierta distancia lo suficientemente grande desde el Sol (en una región conocida como la heliopausa), el viento solar ya no puede "hacer retroceder" los campos y las partículas del medio interestelar local y el viento solar se ralentiza desde 400 km / s hasta 20 km / s. La ubicación de esta región de transición (el llamado choque de terminación Heliosférico) es desconocida en la actualidad, pero a partir de mediciones directas desde naves espaciales la situan a más de 50 UA. De hecho, en 1993 las observaciones de la radiación de 3 kHz a partir de los Voyagers 1 y 2 han sido interpretadas como procedentes de un radio de explosión en ese punto de terminación. Esta explosión se cree que ha sido provocado por un evento en el viento solar observados por el Voyager 2. Desde el tiempo de retardo entre la activación de eventos y la observación de la radiación de 3 kHz, la distancia del choque de terminación se ha puesto entre 130 y 170 de la UA.

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Gurnett, 1993 (...)

Kaler, James B. Estrellas . Nueva York: Scientific American Library, 1992.

Villanueva, Luis, un estudio del viento solar de la nave espacial Voyager, 1977-1992 , Tesis (MIT, 1994).[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]Ver también [Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

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